Спектры и переменность выборки полярных источников

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

УДК 524. 74−355/77
СПЕКТРЫ И ПЕРЕМЕННОСТЬ ВЫБОРКИ ПОЛЯРНЫХ ИСТОЧНИКОВ
© 2013 А. Г. Горшков1, В. К. Конникова1, М. Г. Мингалиев2,3, А. К. Эркенов2
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119 991 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369 167 Россия 3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420 008 Россия Поступила в редакцию 16 мая года- принята в печать 15 августа 2013 года
Представлены результаты 154 ежедневных наблюдений 33 источников в области склонений 70°-84 ° 5 (Л 2000) в 2009 г. У четырех объектов обнаружена переменность с характерными временами от 8 до 35 дней с индексами модуляции 2. 1−5. 6%. Получены спектры переменных компонент. Наблюдения этих же источников повторены через шесть месяцев, в 2010 г., длительностью до 55 дней. У трети источников плотность потока на 11.1 ГГц изменилась между сериями более чем на 10%.
Ключевые слова: галактики: активные-радиоконтинуум: галактики
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменность внегалактических источников на разных масштабах времени в диапазонах от гамма до радио активно исследуется многими авторами. Характерные времена переменности для разных источников составляют от нескольких минут до нескольких лет.
Наименее исследованная область характерных времен — от нескольких дней до нескольких недель (мы называем ее недельной переменностью), так как для ее обнаружения и получения параметров необходимы ежедневные наблюдения в течение нескольких месяцев. С 1998 г. мы активно занимались этой проблемой: проведено восемь сессий длительных ежедневных наблюдений на РАТАН-600 двух полных по плотности потока выборок в областях склонений 4°-6° (B 1950) и 10°-12°30'- (J 2000). Наблюдались полные выборки из 69 и 83 источников с плоскими спектрами (а & gt- -0. 5, Sv ~ Vа) одновременно на шести частотах в диапазоне 1−21.7 ГГц. В результате этих наблюдений у 30 источников обнаружена переменность с уровнем значимости, не превышающим 1%. На основе анализа кривых блеска, структурных и автокорреляционных функций получены характерные времена переменности, индексы модуляции и спектры переменных компонент. Для ряда источников разделены процессы переменности, вызванные внутренними причинами в самом источнике, и внешними — мерцаниями на турбулентной межзвездной среде (ISS) [1, 2].
В 2009 и 2010 гг. проведены сессии ежедневных наблюдений 33 источников с плоскими спектрами со склонениями от 70°до 84?5 для поиска переменности на масштабах от нескольких дней до нескольких недель. Выборка случайная, большинство источников с плоскими спектрами взяты из каталога [3] на 8.4 ГГц, в основном, с
плотностями потоков больше 200 мЯн. Цель работы — поиск источников с недельной переменностью, а также источников, плотности потоков которых заметно изменились за шесть месяцев между сессиями 2009 и 2010 гг. В работе представлены результаты этих наблюдений.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА РЕЗУЛЬТАТОВ
Наблюдения полярных источников проводились на Южном секторе РАТАН-600 ежедневно с 15 мая по 15 октября 2009 г. (154 дня) одновременно на частотах 2. 3, 4. 85, 7. 7, 11.1 и 21.7 ГГц и с 5 марта по 30 апреля 2010 г. на тех же частотах, кроме 2.3 ГГц, которая была исключена из-за техногенных помех.
Для учета изменения эффективной площади антенны с высотой источника в указанном диапазоне склонений наблюдались десять опорных источников. Основной калибровочный источник — Л 0410+7656, его плотности потока на 2. 3,4. 85, 7. 7,
11.1 и 21.7 ГГц приняты соответственно 4. 36, 2. 83, 2. 16, 1. 75 и 1. 19 Ян. На Рис. 1 приведены спектры опорных источников. Черными кружками показаны
0. 1
J0131+8436. 1 0.1 ! і і і і !
10 10
J0410+7656 J0701+6951 ¦
1 '- -
і. _Е_^ 0.1 і і 10
10
& gt-
сл
с
CD
& quot-О
X
3
Frequency, GHz
Рис. 1. Спектры опорных источников. Черные кружки — плотности потоков, принятые на исследуемых частотах, светлые квадраты — плотности потоков на частотах 0. 325 или 0. 352 ГГц из обзора ШЕ8 [4], на 1.4 ГГц из обзора N?88 [5], на 8.4 ГГц из ІУА8 [3] и на частотах 2.7 и 10.7 ГГц из каталога Кюра [6].
плотности потоков, принятые на исследуемых частотах, светлыми квадратами — плотности потоков на частотах 0. 325 или 0. 352 из обзора WENSS [4], на 1.4 ГГц — из обзора NVSS [5], на 8.4 ГГц — из обзора JVAS [3], и на частотах 2.7 и 10.7 ГГц — из каталога Кюра [6].
Для обработки наблюдений использовался пакет программ, позволяющий получать как плотность потока индивидуального наблюдения источника, так и среднюю плотность потока за любой временной интервал внутри сессии наблюдений. В основу обработки положена оптимальная фильтрация исходных данных, подробно методика описана в работе [7].
3. ПОИСК ПЕРЕМЕННОСТИ И ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЕЕ ПАРАМЕТРОВ
Подробно методика поиска переменности описана в работе [1]. Методика использовалась нами для поиска переменности на масштабах времени больше суток для двух выборок в областях склонений 4°-6° (В 1950) и 10°-12°30'- (Л 2000) [1,2].
Определим кратко основные этапы работы.
Вначале проводилась фильтрация измеренных плотностей потоков, испорченных всякого рода помехами (погодными условиями или техногенными причинами), с использованием критерия Фишера.
Затем была убрана долговременная переменность с характерными временами больше длительности наблюдений, которая аппроксимировалась параболически или линейно.
На всех частотах определялась как ежедневная, так и средняя плотность потока источника в течение сессии наблюдений.
Характерные времена переменности грубо оценивались по виду структурных функций первого порядка (SF)
В1(г) = ((/(!) — / (! + т))2& gt-,
где т — временной сдвиг.
Если в процессе присутствует нешумовая компонента, то выше уровня аппаратурных шумов структурная функция в логарифмическом масштабе растет по степенно му закону, пока не достигает уровня насыщения, характеризующего суммарную дисперсию процесса. Пересечение степенной части с уровнем насыщения дает характерное время т^.
Структурные функции также использовались для определения дисперсии переменной составляющей:
2 = 2 _ 2 Оуаг Орг Оп,
где орг = ЕП=1^ - (Б))2Кп — 1) — дисперсия процесса- (Б) — средняя плотность потока за всю
сессию наблюдений- оП = ^1(1)/2 — дисперсия шумовой составляющей- ^1(1) — значение SF при сдвиге на одни сутки.
Величину переменной составляющей мы характеризуем индексом модуляции, который определен как т = 100 оуаг / (Б).
Мы также рассчитали автокорреляционные (ACF) функции и по ним определили более точно характерные времена переменности та^.
Идея определения характерного времени заключается в следующем. Если переменность есть результат п циклических или гармонических процессов в источнике, то в ACF будет присутствовать функция
п
008(3. 14 Т)/т^г,
г=1
где Аг — коэффициент корреляции г-ой переменной составляющей при нулевом сдвиге. Оптимизируя эту функцию по 2п параметрам, можно получить Аг и та^ г переменных составляющих.
По виду ACF можно определить не только характерное время, но и характеристики переменности, в частности, является ли процесс периодическим, представляет собой одну или несколько хаотических вспышек или может быть комбинацией этих процессов.
Затем рассчитывалось значение нормированной величины х2 для числа степеней свободы п — 1, где п — число наблюдений в течение сессии.
п
х2 = (п — 1)-^ ((Бг — (Б))/АБг)2,
г=1
где Бг и АБг — средняя плотность потока и ее ошибка в г-й день наблюдательной сессии- (Б) — средняя плотность потока за сессию.
При обнаружении процессов с разными характерными временами уровень значимости процесса с максимальной амплитудой не должен превышать 1%. Уровень значимости остальных процессов в этом случае может быть больше. Переменность источника считалась обнаруженной, если величина х2 не превышала величину для уровня значимости 1% на двух и более частотах.
Недельная переменность может определяться одним или несколькими процессами с разными характерными временами и частотными спектрами. Типы возможной быстрой переменности — периодическая, циклическая, однополярные или двуполярные импульсы — описаны в работе [1]. В одном источнике на разных частотах может наблюдаться переменность разных типов с разными характерными временами та^. Эти характеристики могут меняться со временем. Кроме того, переменность
может в некоторые годы присутствовать, а в другие полностью отсутствовать.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ
Список исследуемых источников с плоскими спектрами приведен в Таблице 1: колонка (1) — экваториальные координаты источников на эпоху J2000 из каталогов JVAS или NVSS, колонка (2) — оптическое отождествление (Q — квазар, L — объект типа BLLac, G — галактика, EF — объект слабее 21m), колонки (3), (4) — красное смещение и звездная величина B источника, взятые нами из каталога квазаров и активных галактик [8]. В колонках (5)-(9) приведены средние за сессию наблюдений 2009 г. плотности потоков и их среднеквадратичные ошибки на пяти частотах. Если плотность потока с 2009 по 2010 гг. на каких-либо частотах изменилась больше чем на 10%, приведены также плотности потоков, полученные в 2010 г.
Выборка содержит шестнадцать квазаров с красными смещениями от z = 0. 322 до z = 3. 387, пять объектов типа BL Lac, две активные галактики и десять объектов слабее 21m.
Переменность с характерными временами от 8 до 35 дней, удовлетворяющая принятым критериям, обнаружена у четырех источников исследуемой выборки. Это источники Л 0721+7120, Л 1058+8114, Л 1800+7828 и Л 2005+7752.
4.1. Л0721+7120 (Б50 716+714)
Хорошо известный блазар, относительная амплитуда переменности которого является одной из самых больших среди всего класса активных ядер галактик (АЯГ). Переменность обнаруживается во всех диапазонах, от радио до гамма. В рентгеновском диапазоне отмечена переменность на масштабах 500−600 с [9], в оптическом диапазоне минимальная временна я шкала 15 мин обнаружена в работе [10]. Кроме того, в радио и оптическом диапазонах у этого источника наблюдается сильная переменность степени поляризации на тех же временных масштабах. В радиодиапазоне переменность обнаружена на всех временных масштабах: десятки минут [11], дни [12], годы [13].
Таблица 1. Плотности потоков радиоисточников в наблюдениях 2009−2010 гг.
RA+Dec J 2000.0 Id Z В Flux density, mJy
2.3 GHz 3.9 GHz 7.7 GHz 11.1 GHz 21.7 GHz
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
1 708. 47+813 508. 14 Q 3. 387 16.5 898 ± 7 1360+ 9 1378+ 10 1317+ 7 893+15
15 734. 97+744 443. 25 Q 2. 341 16.5 1650+ 13 946+ 4 543+ 3 302+ 3 80+10
Q 1650+ 19 970+ 6 604+ 6 394+ 4 160 + 20
21 730. 82+734 932. 62 Q 2. 367 20.0 3053+ 19 4200+ 18 4813 + 28 4752 + 29 4550 + 48
25 752. 57+784 347. 05 EF 315+ 5 248+ 2 233+ 3 230+ 3 220+ 7
50 842. 36+843 204. 54 Q 1. 340 16.5 197+11 217+ 2 229+ 2 235+ 3 238+ 6
54 338. 84+823 828. 74 EF 245+ 4 203+ 2 179+ 2 162+ 2 134+ 5
61 024. 28+780 136. 17 EF 86+ 5 106+ 1 134+ 2 148+ 2 149+ 4
63 921. 96+732 458. 05 Q 1. 854 18.1 711+ 6 661+ 3 790+ 5 885+ 6 1226+12
781 + 11 716+ 4 868+ 6 1043+ 7 1669+16
72 153. 45+712 036. 36 L 15.5 853+ 8 905+ 4 920+ 4 1080+ 7 1671+15
1093+ 13 1368+ 9 1451+13 2069+16 3720 + 30
75 058. 05+824 158. 50 Q 1. 991 18.3 1423+ 9 900+ 5 710+ 5 615+ 4 506+ 6
84 124. 36+705 342. 17 Q 2. 218 17.3 2696+ 15 1863+ 9 1419+ 9 1450+ 8 2452 + 22
2779+ 16 1820 + 20 1529+10 1730+ 10 3045 + 27
Таблица 1. (Продолжение)
RA+Dec Id Z В Flux density, mJy
J 2000.0 2.3 GHz 3.9 GHz 7.7 GHz 11.1 GHz 21.7 GHz
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
90 959. 19+832 756. 50 EF 260 + 8 158 + 2 143 + 2 138 + 3 124 + 6
101 015. 82+825 014. 80 Q 0. 322 18.3 490 + 5 457 + 3 469 + 4 478 + 3 491 + 6
105 811. 54+811 432. 66 Q 0. 706 20.0 554 + 7 696 + 5 872 + 6 1026 + 9 1295 + 9
691 + 10 822 + 7 972 + 8 1057+ 10 1277+ 16
115 312. 50+805 829. 15 Q 1. 250 19.4 1990+ 14 1655+ 10 1473+ 10 1351+13 1149 + 9
1985+ 17 1567 + 17 1339 + 14 1195 + 7 1014 + 16
122 340. 50+804 004. 32 G 19.0 730 + 7 588 + 4 630 + 4 655 + 6 660 + 8
124 345. 03+744 237. 13 Q 0. 782 19.3 250 + 7 210 + 5 206 + 6 225 + 9 317 + 9
130 500. 02+785 435. 76 EF 258 + 5 207 + 2 195 + 2 185 + 2 180 + 9
132 351. 38+794 251. 30 Q 1. 970 21.5 603 + 6 630 + 4 666 + 3 660 + 4 607 + 9
135 755. 37+764 321. 05 EF 499 + 6 487 + 2 520 + 3 550 + 3 488 + 6
533+ 15 539 + 7 610 + 8 618 + 6 522 + 6
144 828. 78+760 111. 59 G 0. 899 22.3 292 + 9 436 + 2 609 + 3 696 + 4 798 + 9
302+ 12 500 + 4 731 + 5 849 + 7 820 + 11
152 102. 80+785 830. 28 EF usno 125 + 6 165 + 2 189 + 3 189 + 4 170 + 7
154 956. 54+701 255. 00 EF 516 + 6 385 + 2 303 + 4 264 + 3 214 + 9
172 359. 44+765 311. 55 Q 0. 680 18.6 220 + 8 330 + 2 382 + 3 441 + 2 495 + 5
180 045. 68+782 804. 02 Q 0. 680 15.9 2050+ 13 2055 + 14 2349 + 22 2580 + 25 2573 + 23
2006 + 23 2312 + 23 2704 + 24 2826 + 32 2868 + 26
182 203. 06+825 720. 68 EF 283+ 11 240 + 3 229 + 4 218 + 3 185+12
192 748. 49+735 801. 57 Q 0. 303 16.1 3492 + 20 3300+ 15 3689 + 21 4207+ 19 6719 + 62
200 531. 00+775 243. 25 L 0. 342 16.7 986+ 10 1057 + 9 1238+15 1337+ 15 1300 + 22
1177+17 1330+ 10 1464 + 15 1475 + 9 1355 + 22
202 235. 58+761 126. 18 L 18.1 545 + 6 544 + 3 630 + 3 655 + 4 705 + 9
553 + 8 611 + 4 746 + 5 807 + 5 861 + 14
+ 6 797 + 8 960 + 8 1025+ 12 1100 + 35
205 133. 74+744 140. 50 L 20.4 262 + 9 209 + 2 237 + 3 280 + 3 347 + 8
220 033. 12+805 859. 13 EF 105 + 7 166 + 2 218 + 2 214 + 2 160 + 7
223 638. 60+732 252. 66 Q 1. 345 19.9 301 + 7 270 + 2 255 + 3 245 + 3 236 + 9
235 622. 79+815 252. 27 Q 1. 344 20.3 428+ 11 572 + 4 684 + 6 745 + 6 816+10
530+ 10 668 + 5 762 + 6 784 + 7 861 + 11
Подробное исследование недельной переменности данного источника на РАТАН-600 в 2009 и 2010 гг. приведено в наших работах [14, 15], здесь мы приведем только основные результаты.
В наблюдениях 2009 г. обнаружена переменность на частотах 11. 1, 7.7 и 4. 85 ГГц со средним характерным временем 15 суток и индексами модуляции на этих частотах 5. 2%, 5. 7% и 5. 7%. На Рис. 2а-2с приведены структурные и автокорреляционные функции источника на этих частотах в 2009 г. Переменность имеет характер антивспышек, или затмений, когда происходит довольно быстрое уменьшение плотности потока и по достижении минимума возвращение к прежнему уровню с характерным временем, близким ко времени спада. За время наблюдений обнаружено три таких затмения (Рис. 2е).
Средний по всем антивспышкам спектр переменной составляющей ачаг растет в сторону высоких частот и характеризуется индексом, а = +0. 32.
Запаздывание между частотами 7. 7−4. 85 ГГц, определенное по кросс-корреляционным функциям, составляет два дня, между частотами 11. 1−4. 85 ГГц — три дня. Явление на более низкой частоте всегда развивается позже.
На Рис. 21 показан интегральный спектр в минимумах и максимумах кривой блеска. В антивспышках максимум в спектре быстро смещается в низкочастотную область.
По данным низкочастотных обзоров 6С на 151 ГГц [16], WENSS на 0. 325 ГГц и N?88 на 1.4 ГГц в спектре присутствует постоянная составляющая с индексом, а & lt- -0. 55.
Согласно данным, полученным в радиообсерватории Мичиганского университета (США) на частотах 4. 8, 8.0 и 14.5 ГГц [17], в 2009 г. мы наблюдали источник в начале долговременной вспышки.
В 2010 г. наблюдения проводились на восходящей ветви долговременной вспышки. Плотность потока на 21.7 ГГц увеличилась в 2.2 раза, интегральный спектр аппроксимировался прямой с, а = +0. 53.
На Рис. 21 показан спектр источника в 2010 г. в минимальной фазе кривой блеска. Плотность потока на высоких частотах в этом году была близка к максимальной за 30 лет наблюдений радиообсерватории Мичиганского университета. Структурные функции и ACF в 2010 г. дают значимую переменность на частотах 21. 7−4. 85 ГГц. В отличие от 2009 г. переменность стала циклической, на частоте 21.7 ГГц характерное время вариаций тасі = 17 дней с индексом модуляции т = 11%. На частотах 11.1 и 7.7 ГГц та^ = 21 день, индекс модуляции т = 9% на обеих частотах. Кроме того, на этих частотах обнаруживается очень слабая
переменная компонента (примерно в 15 раз меньшей амплитуды) с та^ = 9−10 дней. На частоте 4. 85 ГГц можно выделить два характерных времени тасі = 7 дней и гасі = 17 дней, индекс модуляции т = 6%. Переменность с большим та^ имеет в два раза большую амплитуду.
На Рис. 2d приведены структурная и автокорреляционная функция на 11.1 ГГц в 2010 г. Спектр переменной составляющей после вычитания долговременных трендов растет в сторону высоких частот с индексом, а = +0. 93.
Задержка в развитии вспышки 2010 г. между частотами 21. 7−7.7 ГГц — наибольшая из всех наблюдавшихся вспышек и составляет шесть дней. По величине задержки оценен лоренц-фактор 7 = 34−38 и угол в между лучом зрения и джетом, который составляет 2°.
В наблюдениях источника на 32-м телескопах ИПА РАН на частоте 4. 85 ГГц в 2009 и 2010 гг. обнаружена переменность с характерным временем 10−12 часов, а в 2010 г. на 8. 57 ГГц — 5−6 часов. Исследование внутрисуточной переменности источника подробно описано в работах [14, 15].
4.2. J1058+8114 (В 1053+815)
Квазар с г = 0. 706, который присутствует в обзорах WENSS, N?88 и Л? А8.
Наблюдения VLBA в октябре 1995 г. на 2. 32 и 8. 55 ГГц выявили структуру, состоящую из одной неразрешенной компоненты [18]. В работе [19] сообщается о наличии рентгеновского излучения в источнике. Длительные измерения плотности потока не проводились, о существовании быстрой переменности плотности потока источника ранее не сообщалось.
В наших наблюдениях быстрая переменность на уровне значимости меньше 1% обнаружена на частотах 11. 1, 7.7 и 2.3 ГГц. На Рис. 3а-3с приведены структурные и автокорреляционные функции на этих частотах. На частоте 7.7 ГГц переменность циклическая (квазипериодическая) с характерными временами та^ = 12 и 36 дней, на частотах 11.1 и 2.3 ГГц переменность проявляется несколькими импульсами (вспышками) со средним характерным временем та^ = 17 дней. Индексы модуляции на частотах 11. 1, 7.7 и 2.3 ГГц равны 2. 2, 2.9 и 4. 7%. Спектр переменной составляющей понижается с увеличением частоты с индексом, а = -0. 45 (Рис. 3d). Кросс-корреляционная функция между частотами 11. 1−2.3 ГГц (Рис. 3е) не показывает запаздывания процесса переменности между этими частотами.
На Рис. 31 показан интегральный спектр источника в 2009 и 2010 гг. Он растет в сторону высоких частот и аппроксимируется степенны ми функциями
т-і-і-і-і-і-і-і-і-і-г
0. 6
0. 4
0. 2
О
-0. 2
-0. 4
-0. 6
0. 6
0. 4
0. 2
0
-0. 2
-0. 4
-0. 6
і і *
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2 П-I-I-I-I-I-I-I-I-I-Г
— J0721+7120 7.7 GHz 2009 —
J__I____I_I___I____________I_I_I_I_I___L
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
П--1----1−1----1----1−1----1--1---1----Г
J0721+7120 4. 85 GHz 2009 —
U________I_I_I_I_I________I_I_I_I_L
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
П-I-I-I-I-I-I-I-I-I-Г
$ J0721+7120 11.1 GHz 2010 1 U____I__I__I___I__I__I___I__I__I___L
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
log т, [days]
(a) о. б
0. 4
20 ЗО
40 50 60
© 0. 6
0. 4
0. 2
О
-0. 2
-0. 4
-0. 6
0. 8
(d) о. б
0. 4
0. 2
О
15 20
T, days
С
'-о
Id
o
c
с
. о
CD
o
О
MJD
Frequency, GHz
Рис. 2. Источник і 0721+7120: (а), (Ь), © структурные (слева) и автокорреляционные (справа) функции на частотах 11. 1, 7.7 и 4. 85 ГГц в 2009 г.- (ё) структурная и автокорреляционная функции на 11.1 ГГц в 2010 г.- (е) кривая блеска в наблюдениях 2010 г. на частоте 11.1 ГГц- (1) интегральный спектр, черные кружки — спектр в минимумах и максимумах кривой блеска 2009 г., светлые кружки — спектр 2010 г., светлые квадраты — плотности потоков на частотах 151 ГГц[16], 0. 325 ГГц [4] и 1.4 ГГц [5].
п-і-і-і-і-і-і-і-і-і-г
0. 6
0. 4
0. 2
О
-0. 2
-0. 4
-0. 6
***
J1058+8114 11. 1GHz
U____I___I___I___I___I___I___I__I___I
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1. 21.4 1. 61. 8
0. 6
0. 4
Q 0. 2
от _о 0 -0. 2
-0. 4
-0. 6
Н'-
J1058+8114 7.7 GHz
_1_I__I_I I I___I-
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1. 21.4 1. 61.8 П-I-I-I-I-I-I-I-I-Г
0. 6
0. 4
0. 2
О
-0. 2
-0. 4
-0. 6
1-I-I-I-I-I-I-I-I-I-Г
I- J1058+8114 2.3 GHz J і і і і і і і і і-
6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1. 8
log ,[days]
(a) 0. 6
0. 4
(b)
10 20 30 40 50 60 70
, days
С
CD
CD
О
О
С
о
te
& lt-D
O
O
-y
w
с
CD
& quot-О
X
з
0. 6
0. 4
0. 2
0
-0. 2
-0. 4
-0. 6
-і------1------1------1-----1--------1-
11. 1−7.7 GHz (e)
• %v. %•%.
• •. / %
-V'- v •
% •
Frequency, GHz
06/09 07/09 08/09 09/09 10/09
Date
с
о
Ш с ф .® h .2 О
О CD
сЬ § со ° о
о
0 10 20 30 40 50 60 70
, days
Рис. 3. Источник і 1058+8114: (а), (Ь), © структурные (слева) и автокорреляционные (справа) функции на частотах 21. 7, 11.1 и 7.7 ГГц в 2009 г.- (ё) спектр стандарта переменной компоненты в 2009 г.- (е) кросс-корреляционная функция между частотами 11. 1 и 7.7 ГГц- (1) интегральный спектр источника в наших наблюдениях 2009, 2010 гг. и спектр 2005 г. по данным работы [20]- ^) кривая блеска в наблюдениях 2009 г. на частоте 11.1 ГГц.
с индексом, а = +0. 40 в 2009 г. и, а = +0. 28 в 2010 г. Для сравнения здесь же приведен спектр, полученный на РАТАН-600 в 2005 г. [20]. Кривая блеска в течение наблюдательной сессии на
11.1 ГГц показана на Рис. 3g.
В 2010 г. источник наблюдался только 20 дней, что недостаточно для анализа недельной перемен -ности.
4.3. і 1800+7828 (Б51 803+784)
Блазар Л 1800+7828 с г = 0. 680 является источником сильного рентгеновского и гамма излучения. Переменность обнаружена во всех диапазонах. В радиодиапазоне найдена переменность с характерными временами от 1−2 дней [21] до нескольких лет. Длинные ряды наблюдений источника получены в радиообсерватории Мичиганского университета (США) на частотах 4. 8, 8.0 и 14.5 ГГц в 1966—1999 и 1981−2010 гг. [22, 17]. Наблюдались хаотические вспышки с амплитудой 1 — 1.5 Ян на 14.5 ГГц. В обсерватории Метсахови (Финляндия) источник наблюдался на частотах 22 и 37 ГГц, изменения плотности потока на этих частотах достигали 1 Ян [23, 24]. Индекс долговременной переменности по этим данным на частотах 4. 8−22 ГГц
тах ^шт)/(^шах + ^шіп) ~ °.2 °.3.
В наших наблюдениях 2009 г. обнаружена переменность на частотах 21. 7, 11.1 и 7.7 ГГц. На Рис. 4а-4с приведены структурные и автокорреляционные функции источника. Вид структурных функций и ACF предполагает наличие циклической переменности на этих частотах с характерным временем вариаций та^ = 35 дней и с индексами модуляции т = 6. 5%, т = 3. 2% и т = 2. 1% соответственно. Кроме того, на 21.7 и 11.1 ГГц обнаруживается слабая переменная компонента (примерно в 5−7 раз меньшей амплитуды) с та^ & amp- 11 дней. Переменность существует и на 4. 85 ГГц, но уровень значимости выше принятых нами критериев.
На Рис. 4ё показана кривая блеска на 11.1 ГГц во время наблюдений после вычитания долговременной кривой блеска. Кросс-корреляционные функции между частотами 21. 7−11.1 и 11. 1−7.7 ГГц показывают временные задержки развития процесса переменности между частотами. На частоте
11.1 ГГц максимум вариаций запаздывает на три дня по сравнению с частотой 21.7 ГГц, на частоте 7.7 ГГц процесс развивается позже на четыре дня по сравнению с частотой 11.1 ГГц. На Рис. 4е приведена кросс-корреляционная функция между частотами 11.1 -7.7 ГГц.
На Рис. 41 приведен спектр стандарта переменной составляющей ст^аг источника. Плотность потока растет с увеличением частоты, спектр
хорошо аппроксимируется степенной функцией сттаг = 3.8 V+1'-27.
Вид интегрального спектра значительно меняется в зависимости от фазы активности. На Рис. 4g мы привели спектры в максимальной фазе активности 22 августа 2009 г., после прохождения максимума 16 сентября 2009 г. и в конце сессии 9 октября 2009 г., когда плотность потока была близка к минимальной. В диапазоне
4. 85−21.7 ГГц спектры хорошо аппроксимируются параболами. В максимальной фазе активности максимум в спектре находится значительно выше исследуемого диапазона. По мере уменьшения плотности потока максимум смещается в низкочастотную область и в конце наблюдений находится на частоте 20 ГГц. На этом же рисунке показаны плотности потоков на частоте 0. 352 ГГц и 1.4 ГГц из обзоров WENSS [4] и N?88 [5].
В наблюдениях 2010 г. мы не обнаружили переменности, т.к. число наблюдений было недостаточно для анализа. Интегральный спектр 2010 г. хорошо аппроксимируется параболой с максимумом примерно на 20 ГГц, средняя плотность потока в 2010 г. увеличилась в 1.1 — 1. 15 раз.
Наиболее вероятная модель обнаруженной переменности — распространение ударной волны в джете радиоисточника [25, 26]. Для этой модели типична временная шкала переменности от нескольких недель до нескольких месяцев, а также запаздывание максимума спектра при прохождении ударной волны через оптически толстую часть джета. Кроме того, на этот механизм указывает растущий спектр переменной компоненты, динами -ка изменения интегрального спектра — смещение максимума в низкочастотную область после прохождения максимума плотности потока.
В этом случае видимые линейные размеры излучающей области К 6000 а.е. ,
угловые — 4.8 ца& amp-, яркостная температура (2. 3−4. 8) х 1014 К, доплер-фактор В = 6−7.8 на частотах 21. 7−7.7 ГГц. Обнаруженная задержка максимумов плотности потока между частотами 21. 7−11.1 и 11. 1−7.7 ГГц соответственно в три и четыре дня позволяет оценить лоренц-фактор 7 = 39−43. Это подтверждает, что источник является классическим блазаром.
Более подробно свойства переменности источника в 2009 г. описаны в нашей работе [27].
4.4. J2005+7752(Б52 007+77)
Исследования источника лацертида с г = 0. 342 в инфракрасном, радио и оптическом диапазонах проводились в работе [28]. Найдены вариации на временной шкале от нескольких дней Источник
0. 6
0. 4
0. 2
О
-0. 2
-0. 4
-0. 6
1-I-I-I-I-I-I-I-I-I-Г
— J1800+7828 21.7 GHz 2009 —
I I I I I I I I I I L
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
гг
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
п-I-I-I-I-I-I-I-I-I-П
О 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
log т, [days]
n
ф
'-о
o
c
n
о
el
r
r
o
О
т, days
n
. о
m с ф ф h о О itz
V ф со о
sc
o
r
о
MJD
т, days
y
J
w 0.1 n e d
X
lu
Fl
Frequency, GHz
Рис. 4. Источник J 1800+7828: (a), (b), (c) — структурные (слева) и автокорреляционные (справа) функции на частотах 11. 1, 7.7 и 4. 85 ГГц в 2009 г.- (d) кривая блеска в наблюдениях 2009 г. на частоте 11.1 ГГц- (e) кросс-корреляционная функция между частотами 11.1 и 7.7 ГГц- (f) спектр стандарта переменной компоненты в 2009 г.- (g) интегральный спектр в максимальной фазе активности, после прохождения максимума и в минимальной фазе активности (темные кружки), плотности потоков на частотах 0. 352 и 1.4 ГГц (светлые кружки) — из обзоров [4, 5].
0. 6
0. 4
0. 2
0
-0. 2
-0. 4
-0. 6
р---1---1--1---1---------1−1-1−1-1-Г
i
— J2005+7752 11.1 GHz —
J__I___I__I___I_________I_I_I_I_I_L
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
(a) 0. 6
0. 4
0. 2
0
-0. 2
-0. 4
-0. 6
— V"
1------1------1------1------1------1-
X acf = 20, 40 days
r* v •
111 111
10 20 30 40 50
1--------г
0.6 — і Ґ (b). X acf •
0.4 — ж ігіійЧіЬгЧ 0.4 ъ
0.2 І щ 0.2 -• •
0 • • •'-
-0.2 — V '- v. /.. *
-0.4 — -0.2 1 & lt- •ч
-0.6 J2005+7752 4. 85 GHz _І L Ті- & lt-0 о о і і
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2
log T, [days]
10 20 30 40 50 60
T, days
Ф
'-o
o
о
с
о
і®
2
о
о
ф
d
X
MJD
Frequency, GHz
Рис. 5. Источник і 2005+7752: (а), (Ь) структурные (слева) и автокорреляционные (справа) функции на частотах 11.1 и 4. 85 ГГц в 2009 г.- © кривая блеска в наблюдениях 2009 г. на частоте 4. 85 ГГц, прямая линия — долговременная переменность в течение наблюдательного сета- ^) интегральный спектр в начале и в конце сета (темные кружки) и в 2010 г. (светлые кружки).
излучает в рентгеновском [29] и гамма диапазонах [30]. Долговременный мониторинг объекта в радиодиапазоне проводился в радиообсерватории Мичиганского университета (США) на частотах 4. 8, 8.0 и 14.5 ГГц. В обсерватории Метсахови (Финляндия) источник наблюдается на частотах 22 и 37 ГГц. УБОР наблюдения источника в 1997 г. на 5 ГГц обнаружили мультикомпонентную структуру ядро-джет [31].
На РАТАН-600 исследование быстрой переменности радиоисточника Л 2005+77 проводилось в августе 2007 г. в течение 30 дней. В работе [32] сообщается об обнаружении переменности в течение наблюдений на частотах 4. 8, 7.7 и 11.2 ГГц.
Быстрые изменения поляризации, корреляция между инфракрасным и радиоизлучением и другие факторы предполагают внутреннюю причину переменности радиоисточника [28].
В данной работе при ежедневных наблюдениях в течение 145 дней переменность, удовлетворяющая принятым критериям, обнаружена на частотах 11.1 и 4. 85 ГГц. Структурные и автокорреляционные функции на этих частотах показаны на Рис. 5a, 5b. На 11.1 ГГц наблюдается циклическая переменность с характерными временами Tacf = 20, 40 дней, причем амплитуда переменности с меньшим характерным временем в 2.2 раза меньше.
На 4. 85 ГГц переменность также циклическая с характерными временами Tacf = 8, 20 дней. Индексы модуляции на 11.1 и 4. 85 ГГц одинаковые, m = 3. 5%. Спектральный индекс переменной составляющей между частотами 4. 85 и 11.1 ГГц Ovar = +°. 27.
На Рис. 5с приведена кривая блеска на 11.1 ГГц после вычитания линейного тренда, связанного с долговременной переменностью. Прямая линия
сл
с
CD
& quot-О
X
Frequency, GHz
Рис. 6. Спектры источников выборки в 2009 г. (темные кружки), некоторых источников в 2010 г. (светлые кружки) и в 2005 г. (темные треугольники).
Flux density, Jy
0. 1
-1 -1- 1 1 1 1
J J Qz 1 J1357+7643 EF '- 2005 j Т '- о
2009 * ¦ ¦ 2009. i ¦ i
0. 1
— -.- i Z — -¦- i Z
1 ¦ 2007 — ^
2009 2010 —
2006
I 2009 ¦
10 10 10
Z? ою 1 1 J1521+7858 EF ¦ J1549+7012 EF
2009 0.1 2009
10 10 10
-I 1-I- 1 Z J1822+8257 EF Z
2010 уу
s'- 2009 2009 2009
0.1 & gt-
10 10 10
J2022+7611 L J2051+7441 L J2200+8058 EF
2010
*-
s'-
2009 А 2009 X
2009 0.1 /.:
10 10 10
10
10
Frequency, GHz Рис. 6. (Продолжение)
показывает тренд долговременной переменности. Значительный рост плотности потока с частотой долговременной переменности показывает, что наблюдения проходили на растущей части вспышки.
На Рис. 5d приведен интегральный спектр источника в начале и в конце наблюдений, 16 мая 2009 г. и 13 октября 2009 г. Оба спектра аппроксимируются растущими прямыми с индексами abeg = +0. 08 и aend = +0. 29. К 2010 г. максимум вспышки, по-видимому, был пройден- максимум в интегральном спектре сдвинулся в низкочастотную область и находился примерно на 15 ГГц.
4.5. Спектры остальных источников
Спектры остальных источников, наблюдавшихся в 2009 г., приведены на Рис. 6. Если плотность потока за полгода, прошедших между сессиями
2009 и 2010 гг., на какой-либо частоте изменилась больше, чем на 10%, приведены оба спектра. Для нескольких источников показаны спектры, полученные в 2005 г. по данным работы [20].
Спектры двенадцати источников близки к плоским, степенные или уплощающиеся к высоким частотам с индексами a от 0 до -0. 45. Среди этих источников шесть EF (J 0257+7842, J 0543+8238, J 0909+8327, J1305+7854, J1549+7012 и J 1822+8257), одна галактика (J 1223+8040), четыре квазара с z = 0. 322−1. 991 со средним значением zq = 1. 22 ± 0. 68 (J 0750+8241, J 1010+8250, J 1153+8058 и J 2236+7322), один объект типа BLLac (J 0508+8432). Плотности потоков одиннадцати источников не изменились между наблюдениями 2009 и 2010 гг. Только у источника J 1153+8058, отождествленного с квазаром с z = 1. 25, плотность потока изменилась между сериями, в основном, на высоких частотах. Спектр этого источника в 2005 г. [20] - растущий с a = 0. 08.
Привлечение данных 2005 г. показало, что плотность потока большинства источников со спектром, понижающимся в сторону высоких частот, со временем меняется синхронно, поэтому вид спектра остается неизменным, как это видно на примерах источников J 0543+8238, J 1010+8250, J 0257+7843.
В работе по исследованию переменности полной выборки радиоисточников в течение 20 лет [33] мы отмечали, что источники с такими спектрами имеют слабую переменность. Значительную часть плотности потока в спектре дает протяженная или квазистационарная компонента. Поэтому переменность обнаруживается на высокочастотном конце спектра.
Спектры еще десяти источников в наших наблюдениях имеют максимум в исследуемом
диапазоне- это, в основном, GPS-источники. Из них четыре источника отождествлены с квазарами с красными смещениями 1. 97−3. 387 со средним значением z = 2. 52 + 0. 61 (J 0017+8135, J 0157+7444, J 0217+7349, J 1323+7942), один — с галактикой (J 1448+7601), один — с объектом типа BL Lac (J 2022+7611), четыре источника относятся к EF (J0610+7801, J 1357+7643, J 1521+7858 и J 1521+7858). Плотность потока четырех источников J 0157+7442, J 1357+7643, J 1448+7601 и J 2022+7611 (Q, EF, G и l) изменилась между двумя сессиями. Их спектр смещается при неизменном виде.
В работе [32] сообщалось о переменности источника J 2022+7611 на частотах 4. 85, 7.7 и
11.1 ГГц в ежедневных наблюдениях 1−30 августа 2007 г. В наших наблюдениях источник имел спектр с максимумом примерно на 20 ГГц, близкий к спектру 2007 г. Переменности на масштабах от нескольких дней до нескольких недель в 2009 и
2010 гг. мы не обнаружили.
Остальные семь источников в диапазоне
4. 85−21.7 ГГц имеют растущие с увеличением частоты спектры, максимумы в спектрах находятся выше исследуемого диапазона. Шесть источников отождествлены с квазарами z = 0. 303−2. 218, г = 1.2 ±0. 74 (J 0639+7324, J 0841+7053,
J 1243+7442, J 1723+7653, J 1927+7358,
J 2356+8152), и один объект — типа BLLac
(J 2051+7441). Все объекты в оптическом диапазоне ярче 21m. В спектрах источников J 0639+7324, J 0841+7053, J 1927+7358 и J 2051+7441 значительную плотность потока дает протяженная компонента, на частотах выше 4. 85−7.7 ГГц плотность потока растет с индексами a = 0. 45−0.8. Плотность потока четырех источников изменилась за полгода между сессиями. Для квазара J 2356+8152 мы также построили спектры, полученные в октябре 2006 г. и в апреле 2007 г. [34]. Плотность потока этого источника меняется значительно за несколько месяцев.
Несмотря на то, что исследованная выборка не является полной, полученные результаты подтверждают выводы работ [1, 2] о том, что быструю переменность следует искать в основном среди источников с красными смещениями до z = 1−1.5.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
1) Для 33 полярных источников получены спектры в диапазоне 2. 3−21.7 ГГц. Для источников, плотности потоков которых существенно изменились с 2009 по 2010 гг., приведены спектры, полученные в обеих сессиях.
2) В четырех источниках исследуемой выборки обнаружена переменность на масштабах времени от 5 до 35 дней, из них три (J 0721+7120,
J 1800+7828 и J 2005+7752) — известные бла-зары, переменность которых возникает в самом источнике. Переменность обнаруживается на трех частотах. Спектры переменных составляющих этих источников растут в сторону высоких частот с индексами, а = 0. 32−1. 27. Для источников J 0721+7120 и J 1800+7828 получен лоренц-фактор y = 34−43 и угол между лучом зрения и джетом в 2. Переменность источника J 1058+8114 (Q) ранее практически не исследовалась.
3) Спектры остальных 29 источников можно разделить на три основные группы.
a) Спектры двенадцати источников близки к плоским, степенные или уплощающиеся к высоким частотам с индексами, а от 0 до -0. 45. Среди этих источников шесть EF, одна галактика, четыре квазара с красным смещением в диапазоне z = 0. 322−1. 991 со средним значением ~z = 1. 22 ± 0. 68, один объект типа BLLac, плотность потока между сериями изменилась только у источника J 1153+8058 (Q).
b) Спектры десяти источников в наших на-
блюдениях имеют максимум в исследуемом диапазоне. Четыре источника отождествлены с квазарами с красными смещениями в диапазоне z = 1. 97−3. 387 со средним значением z = 2. 52 ±0. 61, одной галактикой, одним объектом типа BL Lac и четырьмя EF. Плотность потока четырех источников — J 0157+7442 (Q), J 1357+7643 (EF), J 1448+7601 (G) и
J 2022+7611 (L) — изменилась между двумя сессиями. Их спектр смещается при неизменном виде.
c) У остальных семи источников в диапазоне
4. 85−21.7 ГГц плотность потока растет с увеличением частоты, максимумы в их спектрах находятся выше исследуемого диапазона. Шесть источников отождествлены с квазарами с красным смещением в диапазоне z = 0. 303−2. 218, z = 1.2 ±0. 74, один источник отождествлен с объектом типа BLLac. Плотность потока четырех источников изменилась за полгода между сессиями.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения на РАТАН-600 были проведены при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракт 14. 518. 11. 7054).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. A. G. Gorshkov, V.K. Konnikova, and
M. G. Mingaliev, Astronomy Reports 54, 908 (2010).
2. A. G. Gorshkov, V.K. Konnikova, and
M. G. Mingaliev, Astronomy Reports 56, 345 (2013).
3. I. W. A. Browne, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 293,257(1998).
4. R. B. Rengelink, Y. Tang, A. G. de Bruyn, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. 124, 259 (l997).
5. J. J. Condon, W. D. Cotton, E. W. Greisen, et al., Astronom. J. 115, 1693(1998).
6. H. Kuhr, A. Witzel, I. I. K. Pauliny-Toth, and U. Nauber, Astronom. and Astrophys. Suppl. 45, 367 (1981).
7. А. Г. Горшков, О. И. Хромов, Астрофиз. исслед. (Изв. САО) 14, 15(1981).
8. M. P Veron-Cetty and P Veron, Astronom. and Astrophys. 518, 10(2010).
9. S. J. Wagner, A. Witzel, J. Heidt, et al., Astronom. J.
111,2187(1996).
10. M. Sasada, M. Uemura, A. Arai, and Y. Furazawa, Publ. Astronom. Soc. Japan 60, 37 (2008).
11. A. C. Gupta, A. K. Srivastava, and P J. Wuta, arXiv: 0808. 3630v1 (2008).
12. L. Furman, T. P. Krichbaum, A. Witzel, et al., Astronom. and Astrophys. 490, 1019 (2008).
13. M. Villata, C. M. Raiteri, V. M. Larionov, et al., Astronom. and Astrophys. 481, L79 (2008).
14. A. G. Gorshkov, A. V. Ipatov, V. K. Konnikova, et al., Astronomy Reports 55, 97 (2011).
15. A. G. Gorshkov, A. V. Ipatov, V. K. Konnikova, et al., Astronomy Reports 55, 1096 (2011).
16. S. E. G. Hales, C. J. Mayer, P J. Warner, and J. E. Baldwin, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 251,46(1991.)
17. University of Michigan Radio Astronomy Observatory Database, http: //www. astro. lsa.. umich. edu/obs/radiotel/umrao. php
18. A. L. Fey and P Charlot, Astronom. and Astrophys. Suppl. 111,95(1997).
19. S. Britzen, W. Brinkmann, R. M. Campbell, et al., Astronom. and Astrophys. 476, 759 (2007).
20. M. G. Mingaliev, Yu. V. Sotnikova, N. N. Bursov, et al., Astronomy Reports 51, 343 (2007).
21. D. S. Heeschen, Th. Krichbaum, C. J. Schalinski, and A. Witzel, Astronom. J. 94, 1493(1987).
22. M. F. Aller, G. E. Latimer, and P. E. Hodge, Astrophys. J. Suppl. 59, 513 (1985).
23. H. Terasranta, M. Tornikoski, E. Valtaoja, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. 94, 121, (1992).
24. H. Terasranta, J. Achren, M. Hanski, et al., Astronom. and Astrophys. 427, 769 (2004).
25. R. D. Bladford and A. Konigl, Astrophys. J. 232, 34, (1979).
26. A. P. Marsherand W. K. Gear, Astrophys. J. 298, 114, (1985).
27. A. G. Gorshkov, V. K. Konnikova, M. G. Mingaliev, and A. K. Erkenov, Astronomy Reports 57, 338 (2013).
28. B. Peng, A. Kraus, T. P. Krichbaum, et al., Astronom. and Astrophys. 353, 937 (2000).
29. H. L. Marshall, J. M. Gelbord, D. A. Schwartz, et al., Astrophys. J. Suppl. 193, 15(2011).
30. S. E. Healey, R. W. Romani, G. Cotter, et al., Astrophys. J. Suppl. 175, 97 (2008).
31. C. Jin, N. R. Krichbaum, A. Witzel, et al., Astrophys. and Space Sci. 278, 97 (2001).
32. Yu. V. Sotnikova, M. G. Larionov, and
M. G. Mingaliev, Astrophysical Bulletin 64, 185 (2009).
33. A. G. Gorshkov, V. K. Konnikova, and
M. G. Mingaliev, Astronomy Reports 52, 314 (2008).
34. M. G. Mingaliev, Yu. V. Sotnikova, N. S. Kardashev, and M. G. Larionov, Astronomy Reports 53, 487 (2009).
Spectra and Variability of a Sample of Polar Sources A.G. Gorshkov, V. K. Konnikova, M. G. Mingaliev, A. K. Erkenov
The results of 154 daily observations of 33 sources in the declination interval 70° -84 ° 5 (J 2000), made in 2009, are reported. Four objects are found to exhibit variations with typical time scales ranging from 8 to 35 days and modulation indices 2. 1−5. 6%. The spectra of the variable components are obtained. The same sources were observed again after six months, in 2010, for a duration of up to 55 days. The 11.1 GHz flux densities of one third of the sources varied by more than 10% between the two data sets.
Keywords: galaxies: active-radio continuum: galaxies

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой