Я предложил Вите, одному из ведущих исследователей ядер активных галактик, использовать мой «красный» клиновидный интерференционный фильтр для наблюдений ядер сейфертовских галактик в частотах континуума и эмиссионных линий. Мы начали эту программу наблюдений летом 1970 года на телескопе ЗТЭ (зеркальный телескоп имени Энгельгардта) с зеркалом диаметром 1,25 метра. Использовалась стандартная методика дифференциальных фотометрических наблюдений с привязкой к звездам сравнения. Это давало нам возможность выразить интенсивность эмиссии H_>α в абсолютных энергетических единицах, причем с весьма высокой точностью, раз в десять лучшей, чем при обычных спектральных фотографических наблюдениях (в те годы еще не было ПЗС-матриц и спектры астрономических объектов получались в основном фотографическим методом). Принципиально важно то, что мы в наших наблюдениях могли независимо следить за изменениями интенсивности линии H_>α и континуума. При классических спектральных наблюдениях обычно получают лишь эквивалентную ширину линии, то есть интенсивность линии, выраженную в долях интенсивности соседнего континуума, что не позволяет независимо изучать переменность линии и континуума.

Первые же ночи наблюдений показали, что интенсивность линии H_>α переменна на временах в несколько суток для всех исследуемых ядер выбранных нами сейфертовских галактик NGC4151, 3516, 1068. Причем амплитуда этой переменности значительно превосходит ошибки наблюдений. Дальнейшие наблюдения обнаружили следующую закономерность: хотя и континуум, и линия H_>α меняются хаотически, между этими изменениями существует корреляция. Изменения интенсивности линии повторяют изменения интенсивности континуума, но с запаздыванием на время, величина которого для разных галактик составляет от десяти до тридцати суток. Мы сразу сообразили, что это время запаздывания Δt представляет собой время пролета жестких ионизирующих квантов от центрального компактного объекта (по современным данным – это сверхмассивная черная дыра) до газовых облаков, излучающих в частотах линии H_>α.

Все эти результаты, по мере накопления наблюдательных данных, мы с Витей Лютым опубликовали в 1970–1973 годах в двух изданиях: в советском «Астрономическом циркуляре» и в международном журнале Astrophysical Letters. В течение десяти лет не было никакой реакции международной астрономической общественности на эти наши статьи. Мы также доложили наши результаты на научном семинаре И. С. Шкловского. Иосиф Самуилович положительно оценил нашу работу. Однако большинство сотрудников ГАИШ отнеслись к нашим результатам с большим сомнением. Казалось невероятным, что объем газа в центре галактики размером в парсеки может менять интенсивность излучения на столь коротких временах, порядка нескольких суток. Ведь один парсек равен 3,26 светового года, и изменения в разных частях столь большого объема газа должны усредняться. Никакой быстрой переменности линий излучения быть не должно. Поэтому, хотя французские астрономы Андрийя и Суфрен в 1969 году обнаружили переменность линий в ядре галактики NGC3516 на временах в десятки лет, трудно было поверить в то, что линии в ядрах галактик могут меняться на временах порядка нескольких суток.

Но мы были уверены в наших результатах, поскольку точность наших наблюдений была высока. И, несмотря на этот «заговор молчания», мы продолжали накапливать наблюдательный материал по быстрой переменности линий в спектрах ядер сейфертовских галактик. И только когда в астрономии стали применяться панорамные, координатно-чувствительные фотоэлектрические приемники излучения, наши результаты по быстрой переменности линий в спектрах ядер сейфертовских галактик были подтверждены. И что нас особенно порадовало, был подтвержден открытый нами эффект запаздывания переменности линий относительно переменности континуума. Этот эффект лег в основу метода определения масс сверхмассивных черных дыр методом эхокартирования. Суть этого метода состоит в том, что, зная время пролета ионизующих квантов Δ