CC BY
4
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2022, том 77, № 1, с. 34-42
УДК 524.7-375:520.85; 520.627
БЛАЗАР S5 0716+714: ВАРИАЦИЯ ЛИНЕЙНОЙ ПОЛЯРИЗАЦИИ
© 2022 В. Р. Амирханян1-2*
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 03 июня 2021 года; после доработки 08 ноября 2021 года; принята к публикации 08 ноября 2021 года
С января 2019 г. по февраль 2021 г. на телескопе САО РАН Цейсс-600 выполнялись наблюдения линейной поляризации объекта S5 0716+ 714. В качестве поляроида использована пластина Феликса Савара. В результате получен фурье-спектр мощности переменности линейной поляризации в диапазоне частот f = 10—150 дней-1 без признаков гармонической компоненты, который пропорционален степенному закону распределения F ~ f-0-55. Распределение значений поляризации за весь период наблюдений подчиняется распределению Релея, которое не показывает признаков периодической компоненты. Наблюдается гармоническая зависимость поляризации от блеска объекта с периодом 10 мЯн.
Ключевые слова: объекты BL Lacertae: отдельные: S5 0716 + 714 — техника: поляриметрия — инструменты: поляриметры
1. ВВЕДЕНИЕ
Объект S5 0716 + 714 был обнаружен в 1979 г. при проведении обзора на 100-м Боннском радиотелескопе (Kuehr et al. 1981). Авторы классифицировали объект как квазар, опираясь на его инверсный спектр и компактность. Интенсивное исследование объекта на протяжении более 40 лет показало, что мы его видим в широкой области спектра, от радио до гамма, и в этом диапазоне частот излучение объекта изменяется на временах от нескольких лет до десятков минут (Butuzova 2021, Liao et al. 2014, Raiteri et al. 2003, Wagner et al. 1996). Спектр кривой блеска близок к степенному спектру фликкер-шума F ~ f-1 (Amirkhanyan 2006) и F ~ f-L8 (Bhatta et al. 2016). Уверенно выделить гармоническую компоненту излучения пока не удалось. Линейная поляризация оптического излучения демонстрирует быструю переменность и может превышать уровень 0.2 (Impey et al. 2000, Larionov et al. 2013, Raiteri et al. 2003, Takalo et al. 1994). Красное смещение объекта остается на уровне оценок, так как его оптический спектр континуальный. Совокупность накопленной за многие годы информации позволяет определить объект как лацертид. Правда, картину нарушает отсутствие подстилающей галактики со светимостью около M = -22m9 (Sbarufatti et al. 2005), которую не
E-mail: amir@sao.ru
удается обнаружить даже в наблюдениях телескопа им. Хаббла (Urry et al. 2000). Это порождает «крамольные» мысли о галактической природе объекта. Наименее исследованным параметром S5 0716 + 714 остается поляризация его излучения. Длинных наблюдательных рядов, которые позволяют оценить характер переменности поляризации и пролить свет на природу объекта, нет. Нет и публикаций об обнаружении круговой поляризации в оптическом диапазоне. Наши (неопубликованные) наблюдения на БТА также не выявили круговой поляризации объекта. Поэтому в дальнейшем сосредоточимся на линейной поляризации излучения S5 0716 + 714.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения проводились на телескопе Цейсс-600 САО РАН. Современное состояние телескопа представлено на странице обсервато-рии1. На фланце телескопа установлен фотометр-поляриметр ТАЗ-18, разработанный в ЛСФВО САО РАН. Фотометр имеет затвор, турель на шесть позиций с BVRI-фильтрами, две подвижки для ввода в световой пучок поляроида и изменения его позиционного угла от 0° до 360°. К фотометру монтируется приемная камера Neo5.5sCMOS, матрица которой охлаждается блоком Пельтье до -40.91°C. Размер матрицы
'https://www.sao.ru/hq/lsfvo/z600_ru.html
2560 х 2160 пикселей. При размере пикселя по обеим координатам 0 '/182 получаем поле зрения 7'76 х 6'55. Двухминутная экспозиция в фильтре R в режиме фотометрии позволяет регистрировать объекты 18m—18m5. Для измерения линейной поляризации в световой пучок вводится пластина Савара. В отличие от призмы Волластона она работает в сходящемся пучке, что существенно упрощает конструкцию прибора. Пластина делит изображение объекта на два компонента с ортогональными векторами линейной поляризации и разносит их на расстояние 29'.'5. Как следует из работы Shurcliff (1963), линейная поляризация электромагнитного излучения определяется тремя параметрами Стокса: I, Q и U. Следовательно, необходимо провести наблюдения как минимум в трех направлениях оси пропускания поляроида. Пластина Савара позволяет за одну экспозицию сделать одновременные измерения только в двух ортогональных направлениях оси, поэтому для определения параметров Стокса необходимо получить изображения при двух позиционных углах поляроида (рис. 1).
Так как единообразие наблюдательных данных достигается при формализации наблюдательного процесса, автор переложил рутинную часть работ на управляющую ЭВМ и микропроцессоры фотометра. Перед началом поляризационных наблюдений достаточно задать системе начальные параметры, выполнив следующие действия:
1. Поставить нужный фильтр.
2. Ввести в световой пучок пластину Савара.
3. Задать время экспозиции, которое обычно не превышает 120 с.
4. Развернуть пластину Савара в начальное положение.
5. Указать угол поворота пластины Савара.
6. Задать число экспозиций.
После запуска наблюдений все необходимые операции выполняются автоматически. По завершении экспозиции пластина Савара разворачивается на заданный угол, запускается следующая экспозиция, после ее окончания пластина Савара возвращается в исходное положение. Операция повторяется до тех пор, пока не будет выполнено заданное число экспозиций. Время между экспозициями определяется длительностью самой экспозиции и временем поворота поляроида на заданный угол. В данном случае это 124 секунды: 120 с — экспозиция и 4 с — поворот пластины Савара на 45°. Необходимые для обработки кадры с шумами считывания (bias) и темновыми токами (dark) получаются попиксельным усреднением медианой не менее девяти кадров каждого вида. Время экспозиции последних задается равным экспозициям, использованными в наблюдениях. Это позволяет
Таблица 1. Журнал наблюдений поля 850716 + 714. Приведены даты наблюдений и число сделанных в эту дату экспозиций Жехр
Date Nex p Date Nex p
Jan. 17,2019 57 Dec. 18,2019 20
Jan. 18,2019 82 Dec. 20,2019 102
Jan. 20,2019 98 Dec. 29,2019 24
Jan. 31,2019 60 Dec. 31,2019 80
Feb. 03,2019 90 Jan. 05, 2020 120
Feb. 04,2019 64 Jan. 13,2020 52
Feb. 05,2019 76 Jan. 14,2020 120
Nov. 09,2019 34 Jan. 15, 2020 112
Nov. 10,2019 96 Jan. 18, 2020 183
Nov. 23,2019 60 Jan. 20, 2020 6
Nov. 24,2019 100 Jan. 24, 2020 68
Nov. 25,2019 90 Jan. 25, 2020 162
Nov. 26, 2019 78 Feb. 01,2020 30
Nov. 29,2019 100 Feb. 19, 2020 18
Dec. 05,2019 97 Feb. 20, 2020 36
Dec. 07,2019 120 Feb. 21,2020 120
Dec. 08,2019 118 Nov. 20, 2020 77
Dec. 09,2019 116 Jan. 04,2021 19
Dec. 10,2019 114 Feb. 20, 2021 93
Dec. 11,2019 102
удалить с изображений большинство «горячих точек» (накапливаемых пикселами тепловых шумов), которыми изобилует матрица. Для коррекции на изображении неоднородностей коэффициента передачи системы «телескоп—фотометр—приемник» снимаются плоские поля (flat) в тех же позиционных углах поляроида и с теми же фильтрами, с которыми проводились наблюдения объекта. За время 3—5 с получаем кадры утреннего или вечернего неба с уровнем 30 000—40 000 отсчетов, что не выходит за диапазон линейности матрицы (максимум 65 536). Вклад фоновых звезд при столь коротких экспозициях незначительный. С января 2019 г. по январь 2021 г. за 39 ночей сделано 3194 экспозиции поля S5 0716 + 714 в режиме измерений линейной поляризации.
3. ОБРАБОТКА
Пусть в — позиционный угол линии, соединяющей центры тяжести двух компонентов объекта.
Рис. 1. Изображения, полученные в двух позициях поляроида.
Рис. 2. Кривые блеска Б5 0716 + 714 (черная линия) и нулевого стандарта N5 (красная линия). Наблюдения проводились в период с 17 января 2019 г. по 20 февраля 2021 г. Звездная величина стандарта N5 в й-фильтре равна 13т 18 (Ба§аг е! а1. 1999, Така1о е! а1. 1994). Средняя точность наших измерений блеска N5 — 0.0059.
Векторы поляризации компонентов развернуты относительно этого угла на ±п/4 (рис. 1).
Измерительный прибор может зафиксировать только потоки компонентов, которые, как следует из матрицы Мюллера, равны
/1 = 0.5[/+д соэ(2в + п/2) + и э1п(2в + п/2)],
После поворота поляроида на Дв (рис. 1) потоки компонентов
/з = 0.5[/ + д соэ(2(в + Дв) + п/2)
+ и э1п(2(в + Дв) + п/2)],
/4 = 0.5[/ + д соэ(2(в + Дв) - п/2)
+ иэ1п(2(в + Дв) - п/2)]. (2)
/2 = 0.5[/+д соэ(2в — п/2)+ и э1п(2в — п/2)]. (1) Формулы (2) принимают наиболее простой вид,
БЛАЗАР S5 0716+ 714: ВАРИАЦИЯ ЛИНЕИНОИ ПОЛЯРИЗАЦИИ 0.10
о
CL
8867.40 8867.45 8867.50 8867.55 8867.60 8867.65 00-2450000
Рис. 3. Вариации линейной поляризации 85 0716 + 714 и N5 (красная линия) 25—26 января 2020 г. Средняя оценка поляризации нулевого стандарта (Р) = 0.0075 ± 0.0052.
если Д0 = ±п/4. Однако в реальных наблюдениях небольшие ошибки механизма поворота поляроида приводят к разбросу Д0 относительно заданного. Кроме того, расположение объектов на исследуемом участке небесной сферы требует иногда задать угол разворота, отличный от оптимального. После простых преобразований получим систему уравнений:
(3)
у sin(2(6 + Дв)) - yCos(2(6 + Дв))
1 ~ h/h 1 + h/h
0,
которую решаем относительно нормированных параметров Стокса Q/I и и/1. Остается рассчитать степень линейной поляризации
'Q
2
и ориентацию ее электрического вектора
, 1 fu/i Ф = 2 arCtg [qTI
(4)
(5)
Методика обработки близка к описанной Amirkhanyan (2006). Все программы обработки написаны автором на языках FORTRAN и IDL. Сначала выполняем стандартные процедуры:
вычитаем из изображения поля темновой ток, экспозиция которого равна экспозиции поля, и делим полученное изображение на плоское поле. Обязательное условие: ориентация пластины Савара и фильтр, в котором получены изображения объекта и плоского поля, должны совпадать. Далее программа ищет на изображениях объекты, отсчеты которых превышают порог обнаружения, вычисляет их координаты, потоки и ошибки потоков (Hudson 1963, Shestov 1967). Как следует из выражения (3), для вычисления степени поляризации необходимо знать отношение потоков компонентов и ориентацию поляроида. Программа анализирует список объектов изображения, определяет пары компонентов всех объектов поля, вычисляет отношение потоков компонентов (Ii/I2 или I3/I4) и их позиционные углы. Средний позиционный угол в, который используется в дальнейших вычислениях, есть истинная ориентация поляроида для данного кадра. В идеале, если объекты поля имеют нулевую поляризацию, среднее отношение потоков должно равняться единице. Несовершенство поляроида и оптики телескопа, неизбежная поляризация фона неба нарушают этот идеал. Чтобы убрать смещение и ослабить паразитную поляризацию, для каждого изображения вычисляется (медианой) среднее отношение потоков компонентов и на него делятся отношения потоков каждой пары. При построении зависимости потока и поляризации объекта от времени автор, как и в работе Amirkhanyan (2006), в качестве опорных использовал все найденные объекты изображения. Программа ищет список
2
Р
с наибольшим числом обнаруженных объектов (присвоим ему номер «к») и отождествляет с ним списки объектов остальных изображений (Amirkhanyan 1991). Для астрометрической привязки мы используем каталоги USNO-B1 (Monet et al. 2003).
Если Iij — поток i-го объекта на j-м изображении, то изменение коэффициента передачи атмосферы, телескопа, аппаратуры между j-м и к-м изображениями равно
Nj
i=1
Nj — количество отождествленных объ-
тк _
Е
"й 0.001
s о 0_
\
Ffi"
(6)
10
100
/, day"
Здесь
ектов между ^-м и к-м изображениями. Обычно Nj лежит в диапазоне 10—100 и определяется реальной чувствительностью, размерами кадра и распределением объектов по небесной сфере. Приведем поток г-го объекта на j-м изображении к уровню изображения к:
(7)
Здесь — поток г-го объекта как функция ] (кривая блеска, «привязанная» к уровню изображения к). Таким образом, мы привязываем уровни всех изображений к уровню изображения к и ослабляем влияние нестабильности атмосферы и аппаратуры.
Для сравнения построена кривая блеска с калибровкой по объекту поля — стандарту N5. Поляризация этого объекта близка к нулевой и звездная величина в Е-фильтре равна 13т 18 (Sаgаг е1 а1. 1999, Така1о е1 а1. 1994). Значимой разницы между кривыми нет, но первая версия остается основной, так как позволяет строить кривую блеска любого объекта поля, включая опорный. Отметим, что полученные временные ряды не подвергались какой-либо фильтрации, включая медианную, которая имеет гребенчатую частотную характеристику.
Для проверки корректности работы в качестве стандартов поляризации мы наблюдали объекты ИБ 251204 и ИБ 25443. Линейная поляризация и позиционный угол электрического вектора ИБ 251204 (по различным источникам, см., например, интернет-ресурс http://www.sal.wisc.edu/ WUPPE/polcats/wuppol.html или работу ТигшИек е1 а1. (1990)) находятся в диапазоне 0.0404-0.0476 и 147°-153°. Измерения показали 0.042 и 142° соответственно. Для ИБ 25443 получено соответственно 0.052 и 140° при табличных 0.0513 и 134°. Результат близок к табличным значениям стандартов и вполне согласуется с ошибками наших измерений.
Рис. 4. Спектр вариаций поляризации S5 0716 + 714 (f-0-ББ0) и N5 (красная линия, f-0'312).
4. РЕЗУЛЬТАТЫ
За период наблюдений кривая блеска стандарта N5 показывает среднеквадратичное отклонение от табличной величины а = 0т006 (рис. 2).
При такой фотометрической ошибке средняя поляризация «нулевого» стандарта ожидается на уровне 0.0095. В эксперименте мы получили среднюю поляризацию нулевого стандарта в одном измерении р = 0.0076.
На рис. 3 в качестве примера приведены результаты наблюдений поляризации 18-19 января 2020 г. продолжительностью 7 часов 40 минут. Средняя поляризация «нулевого» стандарта N5 (красный цвет) равна 0.0075. За 2.5 часа наблюдений поляризация излучения Я5 0716 + 714 выросла с 0.03 до 0.07.
Воспользуемся равноотстоящими во времени наблюдениями и вычислим спектр мощности вариаций поляризации Я5 0716 + 714 на шкале 66 минут — это 32 отсчета через 124 секунды. В массиве наблюдательных данных был найден 91 участок заданной длины, получены их фурье-преобразования и вычислен средний спектр мощности. Ошибка на каждой частоте определялась по разбросу 91 независимого отсчета. Такая же операция выполнена для нулевого стандарта N5, спектр мощности которого определяется шумами неба и аппаратуры, а также процессом обработки. Оба спектра приводятся на рис. 4.
Видно, что спектр вариаций поляризации Я5 0716 + 714 начинает проявляться над шумами на частотах ниже 150 дней-1, что соответствует временам более 10 минут. В этом диапазоне частот спектр не демонстрирует периодической составляющей и подчиняется степенному закону ^ ~ f-0-55. Такие же вычисления были повторены для 64 отсчетов (132 минуты) усреднением 38 спектров.
Рис. 5. Зависимость линейной поляризации от яркости Я5 0716 + 714 с 05 по 19 января 2020 г. Красными цифрами показано время начала наблюдения каждой ночи ГО—2450000. Красные стрелки — течение времени.
Рис. 6. Вариация поляризации Я5 0716 + 714 как функция потока. Красная линия — вписанная гармоника.
Таким образом, в диапазоне частот 10—150 дней-1 видна только случайная составляющая вариаций поляризации с тем же наклоном спектра. Автор не нашел работ с анализом спектра вариаций поляризации. Допуская возможную связь между
блеском объекта и степенью его линейной поляризации, автор обратился к статьям, где построены спектры кривой блеска. Периодограмма, полученная в работе НаНеп е1 а1. (2003), имеет верхнюю частоту 0.01 день-1 и не пересекается
50 60
5, ггиу
Рис. 7. Вариация линейной поляризации 85 0716 + 714 как функция потока. Цветная маркировка определяет эпоху наблюдения (см. таблицу на данном рисунке).
200 I...........
-50 .........|.........|.........|.........|.........
30 40 50 60 70 80
гг^у
Рис. 8. Позиционный угол поляризации Я5 0716 + 714 как функция потока. Цветная маркировка определяет эпоху наблюдения (см. таблицу на рис. 7).
с нашим диапазоном. Периодограмма из работы Ат1гкИапуап (2006) перекрывает диапазон частот от 0.01 до 1000 дней-1. Значимой периодичности на ней не видно, возможно, из-за больших ошибок. В работе БЬаНа е1 а1. (2016) периодограмма перекрывает диапазон частот от 0.4 до 48 дней-1. Она также отягощена значительными шумами и ее
авторы осторожно говорят о возможных трех- и пятичасовых осцилляциях.
Распределения поляризации стандарта N5 и Я5 0716 + 714 прекрасно согласуются с распределением Релея со среднеквадратичными отклонениями 0.0062 и 0.042 соответственно. Поляризация нулевого стандарта определяется шумами при-
емной системы, которые могут «замаскировать» только очень слабые вариации 85 0716 + 714. Это дополнительный, но, конечно, недостаточный аргумент в пользу отсутствия периодической вариации поляризации 85 0716 + 714 не только на «коротких» временах, но и за весь период наблюдений.
В поисках гипотетической связи между блеском объекта шд и уровнем линейной поляризации Р был построен график «шд—Р». На рис. 5 приведена небольшая часть массива наблюдений: пять ночей с 05 по 19 января 2020 г. Красными стрелками отмечено течение времени, а красными цифрами показана юлианская дата начала наблюдений каждой ночи ЛЭ—2450000. На графике видно, что поляризация не является монотонной функцией звездной величины 85 0716 + 714. На рис. 6 представлены изменения Р как функции потока Б в диапазоне 25—70 мЯн. По субъективному впечатлению автора, на графике видна периодическая зависимость уровня поляризации от потока 85 0716 + 714. Также субъективно, на глаз, добавлена гармоника с периодом 10 мЯн. Наиболее отчетливо переменность видна в диапазоне потоков 45—70 мЯн (рис. 7 и 8). Каждая наблюдательная ночь показана на этих рисунках одним цветом. Таблица на рис. 7 связывает юлианскую дату (ЛЭ —2450000) и «цвет» ночи. Видно, что разбросанные по временной оси наблюдения образуют связанную переменность вдоль оси потоков: разнесенные на десятки суток наблюдения демонстрируют (при совпадении потоков) близкие значения поляризации и позиционного угла.
Автор не нашел исследований этой связи в опубликованных работах. Наиболее длинный ряд — 385 наблюдений потока и линейной поляризации лацертида Мгк421 — получен в работе Ргауа е1 а1. (2017). График «блеск—поляризация», построенный по этим данным автором, показывает в диапазоне потоков 50—65 мЯн картину, схожую с представленной на рис. 6. Кроме того, был проведен численный эксперимент. Измеренные значения поляризации были заменены на случайные, сгенерированные согласно распределению Релея со среднеквадратичным отклонением 0.042, а моменты экспозиций и потоки взяты из эксперимента. Полученный результат признаков периодической связи потока и поляризации не показал. Далее к случайным отсчетам поляризации была добавлена синусоида с периодом 10 мЯн и амплитудой 0.04 как функция потока. Вариации оказались подобными приведенным на рис. 6. При этом на временн'ой шкале осцилляции не проявились, а распределение поляризации весьма близко к экспериментальному. Можно предположить, что мы наблюдаем результат движения ансамбля релятивистских электронов по спиральной траектории в регулярном магнитном поле джета. Узкая
диаграмма излучения ансамбля, направленная по его движению, попадает на луч зрения наблюдателя в дискретных точках траектории. При удалении ансамбля от центральной машины напряженность магнитного поля уменьшается, энергия электронов падает и их излучение ослабевает. Но эта простая модель вступает в противоречие с наблюдениями, не выявляющими периодических изменений потока и поляризации объекта на временн'ой шкале, которые в этом случае неизбежны. Возможно, ситуацию «спасет» предположение о широком коллективе таких ансамблей релятивистских электронов, разбросанных вдоль траектории. Однако автор предпочитает осторожно относиться к подобным качественным моделям до тех пор, пока не будет собрано достаточно экспериментальных данных.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Как следует из вышеизложенного, автору не удалось на двухчасовой шкале выделить из наблюдений периодическую компоненту вариаций линейной поляризации объекта. Релеевское распределение отсчетов поляризации за весь период наблюдений является косвенным показателем того, что «длинных» осцилляций поляризации тоже нет. Обнаружена периодическая связь линейной поляризации в R-фильтре с оптическим потоком S5 0716 + 714. Очевидно, что наблюдения необходимо продолжить, для того чтобы подтвердить или опровергнуть этот удивительный результат.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Работа выполнена в рамках гос. задания САО РАН, утвержденного Министерством науки и высшего образования Российской Федерации. Автор благодарен сотрудникам ЛСФВО за техническую и финансовую поддержку данной работы.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Автор заявляет об отсутствии конфликт интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. V. R. Amirkhanyan, Preprint No. 77, SAO RAS (Spec.
Astrophys. Obs. RAS, Nizhnij Arkhyz, 1991).
2. V. R. Amirkhanyan, Astronomy Reports 50 (4), 273
(2006).
3. G. Bhatta, L. Stawarz, M. Ostrowski, et al.,
Astrophys. J. 831 (1), 92(2016).
4. M. S. Butuzova, Astroparticle Physics 129, id. 102577
(2021).
5. N. Fraija, E. Benitez, D. Hiriart, et al., Astrophys. J.
Suppl. 232 (1), 7(2017).
6. D. J. Hudson, Lectures on elementary statistics and
probability (CERN, Geneva, 1963).
7. C. D. Impey, V. Bychkov, S. Tapia, et al., Astron. J.
119 (4), 1542(2000).
8. H. Kuehr, I. I. K. Pauliny-Toth, A. Witzel, and
J. Schmidt, Astron. J. 86, 854 (1981).
9. V. M. Larionov, S. G. Jorstad, A. P. Marscher, et al.,
Astrophys. J. 768 (1), 40 (2013).
10. N. H. Liao, J. M. Bai, H. T. Liu, et al., Astrophys. J. 783 (2), 83 (2014).
11. D. G. Monet, S. E. Levine, B. Canzian, et al., Astron. J. 125 (2), 984(2003).
12. C. M. Raiteri, M. Villata, G. Tosti, et al., Astron. and Astrophys. 402, 151 (2003).
13. R. Sagar, Gopal-Krishna, V. Mohan, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 134,453(1999).
14. B. Sbarufatti, A. Treves, and R. Falomo, Astrophys. J. 635 (1), 173 (2005).
15. N. S. Shestov, Vydelenie opticheskikh signalov na fone sluchajnykh pomekh (Sovetskoe radio, Moskva, 1967) [in Russian].
16. W. A. Shurcliff, Polarized light (Harvard University Press, Cambridge, 1963).
17. L. O. Takalo, A. Sillanpaeae, and K. Nilsson, Astron. and Astrophys. Suppl. 107, 497 (1994).
18. D. A. Turnshek, R. C. Bohlin, R. L. Williamson, II, etal., Astron. J. 99, 1243(1990).
19. C. M. Urry, R. Scarpa, M. O'Dowd, et al., Astrophys. J. 532 (2), 816 (2000).
20. S. J. Wagner, A. Witzel, J. Heidt, et al., Astron. J. 111, 2187(1996).
BLAZAR S5 0716+714: Variation of Linear Polarization
V. R. Amirkhanyan1'2
1 Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
From January 2019 to February 2021, observations of the linear polarization of the object S5 0716 + 714 were carried out with the Zeiss-600 telescope of SAO RAS. A Felix Savart plate was used as a polaroid. The result is a Fourier power spectrum of the linear polarization variation in the frequency range of f = 10—150 days-1 without any harmonic component evidence; the spectrum is proportional to the power law F ~ f-0-55. The distribution of polarization values over the entire observation period is subject to the Relay distribution which does not demonstrate any signs of a periodic component. There is a harmonic dependence of the polarization on the brightness of an object with a period of 10 mJy.
Keywords: BLLacertae: individual: S5 0716 + 714—techniques: polarimetry— instruments: polarimeters
