CC BY
51
УДК 524.74:520.27
ИССЛЕДОВАНИЕ ГИГАНТСКИХ ГАЛАКТИК НА РАТАН-600
© 2011 М. Л. Хабибуллина1, О. В. Верходанов1,
М. Сингх2, А. Пирия2, С. Нанди2, Н. В. Верходанова1
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Aryabhatta Research of Observational Sciences, Manora Peak, Nainital, India Поступила в редакцию 28 июля 2010 г.; принята в печать 15 сентября 2010 г.
Приводятся результаты измерения плотностей потоков протяженных компонент тринадцати гигантских радиогалактик, выполненные на РАТАН-600 в сантиметровом диапазоне. Дополнив их данными обзоров WENSS, NVSS и GB6, мы построили спектры компонент изучаемых радиогалактик. Рассчитаны спектральные индексы в исследуемом частотном диапазоне и показана необходимость детального учета интегрального вклада таких объектов в фоновое излучение.
Ключевые слова: Радиоисточники
1. ВВЕДЕНИЕ
Согласно общепринятому определению, гигантские радиогалактики (ГРГ) являются радиоисточниками с линейным размером больше 1 Мпк, т.е. самыми большими радиоисточниками во Вселенной. Они, в основном, принадлежат морфологическому типу PH II [1] и отождествляются с гигантскими эллиптическими галактиками и квазарами. По сравнению с обычными галактиками ГРГ достаточно редки. Это затрудняет их статистическое изучение и детальное исследование причин их образования как популяции. Они являются самыми большими объектами видимой Вселенной, и не исключено, что могут играть особую роль при формировании крупномасштабной структуры. Радионаблюдения ГРГ позволяют прояснить причины происхождения объектов таких гигантских размеров, которые до конца еще не ясны. Большие размеры ГРГ также предполагают, что эти источники должны находиться на последней стадии эволюции.
Изучение ГРГ началось с источника 3С 236 [2]. Модели радиоисточников [3, 4] предсказывают изменение радиосветимости и линейных размеров мощных радиоисточников со временем. Согласно этим моделям, ГРГ должны быть очень старыми объектами (с возрастом более 108 лет) и предположительно находиться в среде с пониженной плотностью по сравнению с источниками меньшего размера, но сравнимой радиосветимости [5]. Комберги Пащенко [6], проанализировав радио и оптическе данные (БЭББ, АРМ) для радиогалактик и квазаров, заключают, что, кроме влияния окружения,
гигантский размер радиосточника может объясняться наличием популяции долгоживущих радио-громких активных ядер, которые, в свою очередь, могут проэволюцицировать до ГРГ. Многочастотные наблюдения [7] показали, что спектральный возраст ГРГ больше, чем ожидаемый из эволюционных моделей. Как отмечалось в работе [8], такие радиогалактики могут влиять на процессы формирования галактик, так как давление истекающего газа радиоисточника может сжать холодные газовые облака и инициировать развитие звезд, с одной стороны, а также остановить формирование галактики, с другой стороны. Несколько групп [9—18] продолжают изучение свойств ГРГ, стремясь объяснить их огромные размеры. Но к настоящему времени однозначного решения проблемы пока нет.
В своих работах [19, 20] по анализу радиоспектров гигантских радиогалактик мы пришли к заключению, что изменение спектрального индекса у гигантских радиогалактик в зависимости от выноса из центра галактики, отмечаемое и ранее в [10], связано с изменением энергии частиц в компонентах, вызванным изменением давления обтекающего газа, т.е. обусловлено изменением окружающей среды в зависимости от расстояния до родительской галактики. Однако обобщающие выводы будут более значимы при интегральном подходе к популяции ГРГ в целом. Существенным этапом исследования причин возникновения больших размеров гигантских радиогалактик является сравнительное изучение аналогичных свойств “обычных” радиогалактик [21—24]. Отметим, что ранее Соболевой [25] на РАТАН-600 уже наблюдались радиогалактики с минутными размерами в
о
о
о
о
(VI
с
о
'5
да
с
~
ф
О
0135 Ф 1Л Oi го +
+42°02‘
12 16+42 00
/ ф
(J * 1 J
+42ЧЭ5'
+42
12hl6m40s 12hl6m20s I2hl6m 12hl5m4-Os
Right Ascension (J2000.0)
2103+6 >456
м ь \
[ * :
+6^02'
+ 65°
+6^58'
+б4°5б'
+64°54'
+64°52'
21ht)>Hn 21h03m20s 21h02m40s
Right Ascension (J2000.0)
40m 01h39m40s 01h39m20s 01h39m
Right Ascension (J2000.0)
Рис. 1. Радиоизображения гигантских радиогалактик в РАТАН-600 компоненты объектов.
Right Ascension (J2000.0)
обзоре NVSS. Окружности отмечают наблюдаемые на
О
о
о
(N
3>
с
о
(С
с
"3
ф
а
4 103 2 + 275 8
.п
\ а
\ж
+2 8
+27^5’
+27с50‘
10h32m40s 10h3 2m20s IOh.32m 10h31rrs-10s
Right Ascension (J2000.0)
о
о
о
<ч
о
с
о
'5
го
с
и
ф
а
ХД0£М
■ (Ї
л
1 У)
-НЗО0^»' + 30°20' + 30°15'
+зо°іо'
14h01m 14h00m40s 14h00m20s
Right Ascension (J2000.0)
091 2 + 35( Ї7
# % Ї) р
(
+ 35°Ю' +35*Ъ5"
09hl3m20s 09hl3m 09hl2m40s 09hl2m20s
Right Ascension (J2000.0)
Right Ascension (J2000.0)
Рис. 1. (Продолжение)
сантиметровом диапазоне длин волн, и было обнаружено, что морфологические структуры имеют практически одинаковые спектральные индексы. Поэтому исследование объектов выборки ГРГ позволит пополнить информацию о радиоспектрах галактик данной популяции.
При исследовании ОНО также вызывает интерес отражение морфологических свойств (их размеры, форма и ориентация) или в гармоническом описании фазовых характеристик таких образований на картах микроволнового фона [26]. Хотя ка-
жущийся их вклад в карты фона в миллиметровом диапазоне невысок, угловой размер источников (до 10 минут дуги) создает проблемы при разделении компонент из-за изменения Брее^ишального индекса в местах расположения протяженных радиокомпонент галактик. Поэтому одна из интересных задач состоит в оценке и учете возможного вклада ОНО в анизотропию фона, как их излучения в миллиметровом диапазоне, так и эффектов, возникающих при разделенении компонент на масштабах мультиполей I > 500 в разных частотных диапазонах.
Таблица 1. Основные параметры наблюдаемых гигантских радиогалактик
Источник Координаты ИА+Оес (Л2000.0) ччммсс+ггммсс Красное смещение Тип Угловой размер, минут дуги Плотность потока (1.4 ГГц), мЯн
ОИО 0139+3957 013930+395703 0.211 II 5.7 801.1
ОИО 0452+5204 045253+520447 0.109 I 9.7 2869.1
ОИО 0751+4231 075109+423124 0.203 II 6.0 162.3
ОИО 0912+3510 091252+351016 0.249 II 6.2 157.4
ОИО 0929+4146 092911+414646 0.365 II 6.6 165.5
ОИО 1032+2759 103214+275600 0.085 II 11.0 284.1
ОИО 1216+4159 121610+415927 0.243 II 5.2 415.5
ОИО 1343+3758 134255+375819 0.227 II 11.3 131.0
ОИО 1400+3017 140040+301700 0.206 II 10.8 451.9
ОИО 1453+3308 145303+330841 0.249 II 5.7 455.5
ОИО 1521+5105 152115+510501 (0.37) II 4.3 1197.5
ОИО 1552+2005 155209+200524 0.089 II 19.6 2385.6
ОИО 1738+3733 173821+373333 0.156 II 6.5 236.0
ОИО 1918+516 191923+514334 0.284 II 7.3 920
ОИО 2103+6456 210314+645655 0.215 II 4.8 119.7
В данной работе мы приводим результаты измерений плотностей потоков гигантских радиогалактик в сантиметровом и дециметровом диапазонах по результатам двух сетов наблюдений на РАТАН-600.
2. ДАННЫЕ РАТАН-600
2.1. Наблюдения на РАТАН-600
Исходная выборка ГРГ построена по спискам из работ [9—11] в рамках возможностей РАТАН-600. Наблюдения ГРГ проводились на Северном секторе РАТАН-600 во второй декаде декабря 2008 г. и Южном секторе в первой декаде января 2010 г. При наблюдениях использовались радиометры сплошного спектра Первого облучателя [27] для длин волн 1.38, 2.7, 3.9, 6.25, 13 и 31 см. Отметим, что несмотря на большой диапазон длин волн, из-за высокой помеховой обстановки в период наблюдений данные, пригодные для анализа, были получены в четырех полосах: 2.7, 3.9, 6.25 и 13 см. Размеры диаграмм направленности в центральном сечении на высотах наблюдения были 25", 36", 43"и 57", 90"
и 119" соответственно. Для волн 6.25 и 13 см использовались подканалы спектроанализатора, позволяющие эффективно бороться с помехами. Список наблюдаемых источников приведен в Таблице 1, журнал наблюдений — в Таблице2. Отметим, что для галактик ОНО 1343+3758 и ОНО 2103+64 в течение сетов наблюдений достичь достаточного уровня отношения сигнал/шум для обнаружения источников не удалось.
В зависимости от позиционного угла радиоструктуры были сделаны от одного до трех сечений источника (Таблица 2). Количество прохождений объектов через диаграмму направленности телескопа было ограничено наблюдательным временем, предоставленным Программным Комитетом.
2.2. Обработка
Для привязки плотностей потоков к международной шкале [28] были проведены наблюдения калибровочных источников из стандартного списка РАТАН-600 [29, 30]. Кривые прохождения источников анализировались в штатной системе обработки РАЭРБ [31, 32]. На первом этапе из
Таблица 2. Наблюдаемые области ГРГ. Сечения: с — центральное, п — северное, б — южное. N — число прохождений. Координаты (прямое восхождение+склонение) центров компонент приведены на эпоху Л2000.0
Источник Сечение Координаты центра набл. области Nt
GRG 0139+3957 с 013927.4+395653 1
GRG 0452+5204 с 045343.7+520556 11
GRG 0751+4231 с 075153.9+422945 10
GRG 0912+3510 п 091252.0+351231 5
GRG 0912+3510 S 091250.0+350631 1
GRG 0929+4146 с 092951.8+414353 10
GRG 1032+2756 п 103212.5+275925 3
GRG 1032+2756 с 103214.4+275555 3
GRG 1032+2756 S 103215.1+275115 1
GRG 1216+4159 с 21641.4+415545 11
GRG 1343+3758 с 134255.0+375819 2
GRG 1400+3017 п 140045.0+302214 3
GRG 1400+3017 S 140038.4+301325 3
GRG 1453+3308 п 145302.0+331046 4
GRG 1453+3308 с 145303.0+330856 2
GRG 1453+3308 S 145301.4+330556 1
GRG 1521+5105 с 152132.5+510232 7
GRG 1552+2005 с 155209.0+200524 8
GRG 1738+3733 п 173820.6+373658 2
GRG 1738+3733 с 173821.0+373333 2
GRG 1738+3733 S 173821.8+373108 1
GRG 2103+6456 с 210322.1+645929 9
записей прохождения источников вычитался низкочастотный тренд с окном сглаживания 8 минут дуги. Переход к плотностям потоков осуществлялся интегрированием протяженного сигнала, аппроксимируемого набором гауссиан, и переходом к шкале плотностей потоков путем калибровки. Уровень шума в записях одноразовых прохождений на длинах волн 1.38, 2.7, 3.9, 6.25 и 13 см составил при наблюдениях на Северном секторе
на высоте 76° 8.1, 5, 36, 3.3 и 65 мК/сек1/2 соответственно, на Южном секторе на высоте 82° —
17.2, 8.9, 18.1, 10.7 и 96.6 мК/сек1/2 соответ-
ственно. Данные измерений плотностей потоков на длинах волн 2.7, 3.9, 6.25 и 13 см приведены в Таблице 3. Там же приведены величины интегральных плотностей потоков исследуемых источников, вычисленные по картам NVSS (NRAO VLA Sky Survey) [33] на длине волны 21 см, построенным на радиоинтерферометре VLA (США), WENSS [34] (Westerbork Northern Sky Survey) на голландском радиоинтерферометре в Вестерборке на длине волны 92 см, а также данные из каталога GB6 (Green Bank) [35]. Интегрирование распределения радиояркости на картах проводилось с помощью пакета
Таблица 3. Интегральные плотности потоков (мЯн) радиоисточников по данным наблюдений РАТАН—600 и обзоров ШБЫЗБ, ЫУББ
Компонента источника 2.7 см РАТАН 3.9 см РАТАН 6.25 см РАТАН 13 см РАТАН 92 см WENSS 21 см NVSS 6.2 см GB6
0139+3957w - - 470 857 - 2120 656
с - - 139 252 - 744 317
е - - 82 212 - 133 -
0452+5204с 417 827 1141 1984 18760 3003 844
0751+4231с 103 227 274 476 1365 202 35
0912+3510п - - 21 <120 160 56 <20
S - - 70 144 512 101 20
0929+4146с - - 215 315 1560 200 91
1032+2759п - - 46 <120 - 92 <20
с - - 35 <120 - 75 59
S - - 86 108 - 138 56
1216+4159с - - 123 207 1604 264 77
1400+3017П - - 61 178 1258 333 73
S - - 40 155 1053 155 37
1453+3308п - - 19 <40 420 245 <20
с - - 109 138 593 149 131
S - - 76 <40 488 89 <20
1521+5105с - - 317 549 4903 747 377
1552+2005w - - 82 212 - 133 <20
е - - 139 252 - 744 317
ее - - 470 857 - 2120 656
1738+3733п - - 36 56 152 64 <20
с - - 46 113 720 117 93
S - - 29 <30 133 58 <20
2103+6456с - - <54 <180 337 124 32
интерактивного анализа изображений SkyView1 с предварительным вычитанием тренда. Для отождествления объектов и оценок их параметров также использовалась база данных CATS [36, 37]. Среди каталогов CATS отождествления найдены в обзорах GB6 [35], VLSS [38], 6C [39], 7C [40], 8C [41], Texas [42], B3 [43].
'http://www.ipac.caltech.edu/Skyview/
Одной из проблем наблюдений ГРГ на РАТАН-600 является определение плотности потока многокомпонентного источника, в котором компоненты имеют близкие прямые восхождения, но различные склонения. При этом радиоисточник оказывается ориентирован соосно (вертикально в проекции на плоскость) с диаграммой направленности при наблюдениях в меридиане. Тогда в каждом из сечений появляется вклад от разных ра-
Frequency, MHz
Frequency, MHz
Frequency, MHz
Frequency, MHz
Frequency, MHz
Рис. 2. Радиоспектры гигантских радиогалактик, построенные по данным наблюдений на РАТАН—600 и обзоров N¥88, ШБ^8, ОВ6 (Таблица 3) и др. Данные РАТАН-600 показаны черными овалами.
диокомпонент объекта из-за протяженной формы диаграммы направленности по вертикали. Одним из способов восстановления полученного сигнала является моделирование протяженного источника с использованием более точных данных из каталога N¥88, его свертка с расчетной диаграммой направленности РАТАН-600 и вычисление поправки сигнала, вызванной путаницей вклада различных компонент. Данный подход, примененный в работе [19], дал несколько завышенные оценки потоков при восстановлении, что может быть связано
с неточным заданием формы источника, поэтому здесь мы применили другие оценки, основанные на аддитивности оператора свертки. В этом случае для двух компонент источника, разнесенных на угловое расстояние АЬ при наблюдениях с одинаковой диаграммой направленности в наблюдаемую плотность потока $1 одной компоненты, кроме приходящего потока В1, входит и часть потока от второй компоненты к$2, где к — коэффициент (значение диаграммы), соответсвующее выносу по вертикали из центра диаграммы на угловое
Flux density, Jy Flux density, Jy Flux density, Jy
Frequency, MHz
Frequency, MHz
Frequency, MHz
1<T 10
Frequency, MHz
Рис. 2. (Продолжение)
Таблица 4. Аппроксимационные зависимости для непрерывных радиоспектров гигантских радиогалактик в диапазоне длин волн от 92 см до 2.7 см
Рис. 3. Радиоспектры радиогалактик: гигантской ОЯО 0929+4146, имеющей более крутой спектр, и обычной двойной 092924+414618, у которых распределение радиояркости было проинтегрировано диаграммой направленности при наблюдениях на РАТАН—600. Здесь показаны отдельные спектры для каждого из источников, дающий общий вклад в наблюдаемое на РАТАН-600 распределение радиояркости.
Рис. 4. Вверху: радиоспектры компонент
ОЯО 1521+5105. Данные РАТАН-600 показаны черными овалами. Внизу: радиоизображение
ОЯО 1521+5105 (в центре) по данным N¥88, наложенное на оптическое изображение обзора Э88.
Компонента Радиоспектр
источника
0139+3957\у 3.182 - 1.294ж
с 6.409 - 2.237ж
е 3.135 - 1.182ж
0452+5204с 3.054 - 0.829ж
0751+4231с 1.971 - 0.697ж
0912+3510п 1.165 -0.771ж
э 0.922 - 0.560ж
0929+4146с 1.330 - 0.583.x
1032+2759п 3.366 - 1.400.x
с -0.349 - 0.246.x
э 1.104 -0.621ж
1216+4159с 2.288 - 0.882.x
1400+3017п -0.914 + 1.406.x - 0.400ж2
э 3.051 - 1.201.x
1453+3308п 2.602 - 1.126.x
с -1.275+ 12.534е-ж
э 1.409 - 0.694ж
1 552+2005\у 0.695 - 0.463.x
е 34.372 - 19.175.x + 2.609ж2
ее 3.394 - 0.997ж
1521 +5105с 2.233 - 0.731ж
1738+3733п 0.544 - 0.566ж
с 1.779-0.803.x
э 0.607 - 0.561.x
2103+6456с 1.942 - 0.923.x
расстояние АЬ. Отсюда получаем, что реальный сигнал от одной компоненты можно оценить как В1 = (Б1 — к$2)/(1 — к2). Данный алгоритм был применен при анализа наблюдений ГРГ в нескольких сечениях. Результаты показаны в Таблице 3.
Ошибка определения плотностей потоков в проведенных наблюдениях на РАТАН-600 для источников с плотностью потока больше 50 мЯн соста-
Таблица 5. Спектральные индексы компонент гигантских радиогалактик на длинах волн 6.25 и 13 см
Компонента источника Спек, индекс 6.25 см Спек. индекс 13 см
0139+3957w -1.29 -1.29
с -2.24 -2.24
е -1.18 -1.18
0452+5204с -0.83 -0.83
0751+4231с -0.70 -0.70
0912+3510п -0.77 -0.77
S -0.56 -0.56
0929+4146с -0.58 -0.58
1032+2759п -1.40 -1.40
с -0.24 -0.24
S -0.62 -0.62
1216+4159с -0.88 -0.88
1400+3017п -1.54 -1.27
S -1.20 -1.20
1453+3308П -1.13 -1.13
с -0.31 -0.43
S -0.69 -0.69
1521 +5105с -0.73 -0.73
1552+2005w -0.46 -0.46
е 0.03 -1.63
ее -1.00 -1.00
1738+3733П -0.57 -0.57
с -0.80 -0.80
S -0.56 -0.56
2103+6456с -0.92 -0.92
вила порядка 10% от величины плотности потока, а для плотности потока меньше 50мЯн — 13% на длине волны 6.25 см. Аналогично, на длине волны 13 см ошибка 10% — для величин больше 180 мЯн и 15% — для величин меньше 180 мЯн.
Для источников GRG 0452+5204 и GRG 0751+4231 на длинах волн 2.7 и 3.9 см наблюдения проводились в режиме “beam switching”.
Чтобы учесть возможное уменьшение плотности потока протяженного объекта при наблюдении в этом режиме, было проведено моделирование прохождения источников через два рупора, включающее расчет двумерной диаграммы направленности РАТАН-600 по методу Коржавина [44] в рамках системы FADPS [31] на наблюдаемой длине волны, свертку с компонентами наблюдаемого источника, и построение модели прохождения через диаграмму РАТАН-600. Кроме того, для анализа данных мы также использовали расчеты диаграммы направленности Майоровой [45]. Оценка коэффициента перерасчета интегральной плотности потока протяженного радиоисточника в модели режима “beam switching” вносилась в анализ реальных наблюдений.
2.3. Спектры
По данным измерений мы построили спектры для компонент радиоисточников. При описании спектров использовалась их параметризация формулой lg S(v) = A + Bx + Cf (ж), где S — плотность потока в Ян, ж — логарифм частоты v в МГц, и f(ж) — одна из следующих функций exp(-ж), exp(x) или ж2. Для анализа спектров использовалась система spg [46]. Спектры компонент показаны на Рис. 2. Аналитическое описание кривых непрерывного спектра для компонент исследуемых ГРГ приведено в Таблице 4.
3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Построенные спектры (Рис. 2) демонстрируют разнообразие свойств ГРГ. Очевидным является факт, что спектральные индексы в компонентах наблюдаемых радиогалактик существенно различаются, причем различается и форма спектров: от сильно крутых, как у источника GRG 0139+3957, так и до спектров с уплощением, как у компоненты источника GRG 1453+3308.
Величины плотностей потоков, измеренных на длинах волн 2.7, 3.9, 6.25 и 13 см, собраны в Таблице 3, а спектральные индексы равны соответственно коэффициентам при аргументе ж из Таблицы 4 для источников, наблюдаемых только в центральном сечении. Для остальных результаты приведены в Таблице 5. Отметим, что на спектре источника GRG 0751+4231 данные РАТАН-600 лежат выше, чем GB6 и NVSS. Объект из каталога GB6 практически точечный, что объясняет низкий уровень каталогизированного значения потока. Скорее всего, уровень соответствующей величины из NVSS имеет ту же причину, когда интегрирование по пиковым значениями приводит к неполному учету слабого диффузного излучения. Среди наблюдаемых источников, выделяется
объект GRG 1738+3733, у которого в обеих протяженных компонентах радиоспектры подобны и спектральные индексы одинаковы.
Заметим, что изменение спектрального индекса у гигантских радиогалактик в зависимости от выноса из центра галактики отмечалось и ранее [10]. Оно связывается с изменением энергии частиц в компонентах, вызванным изменением давления обтекающего газа, т.е. обусловлено изменением окружающей среды в зависимости от расстояния до родительской галактики.
Наблюдаемый на PАTАН-600 радиоисточник в области GRG 0929+4146 представляет собой две радиогалактики: собственно GRG 0929+4146 в виде многокомпонентного объекта, протянувшегося вдоль одной линии, и двойной радиоисточник типа FR II с координатами (а = 09h29m24s, б = +41°46/18//), сливающихся в один протяженный объект слева вблизи от GRG 0929+4146 на Pис. 1. На PАTАН-600 радиогалактики в меридианном прохождении не разрешаются, таким образом на Pис. 2 приведен суммарный спектр. По данным обзоров NVSS, WENSS и 7С мы построили отдельные спектры для каждой из радиогалактик ^ис.3). Интегральный радиоспектр только для GRG 0929+4146 аппроксимирован зависимостью y = 3.046 — 1.208x, а спектр соседней радиогалактики — зависимостью y = 1.818 - 0.774x, имеющей меньший наклон и соответственно демонстри-ующей, что на коротких волнах в наблюдениях на PАTАН-600 преобладает радиоизлучение от источника J 092924+414618.
Pадиогалактику GRG 1521+5105 удалось разрешить на две компоненты, спектры которых приведены на Pис.4. Интегральные плотности потоков радиоизлучения составили для одной компоненты (J152103+510600) 368 мЯн на длине волны 13 cм и 167 мЯн на 6.25 см, для другой компоненты (J152125+510401) 181 мЯн
и 150 мЯн на 13 cм и 6.25 см соответственно. Аппроксимационные зависимости для радиоспектров компонент описываются функциями: y = 2.226 — 0.800x и y = 1.537 — 0.645x. Pадиога-лактика GRG 1521+5105, отождествляемая с галактикой SDSS J152114.55+510500.9 и имеющая фотометрическое красное смещение z = 0.37 (по данным базы данных NED2), находится на окраине проекции скопления NSCS J152018+505306 с красным смещением z = 0.52 (NED) на угловом расстоянии 15 минут дуги от центра. Тем не менее, вокруг радиогалактики в радиусе 10 минут дуги находится свыше 1700 галактик (по данным NED) и большое число радиоисточников ^ис.4). Из-за
2http://nedwww.ipac.caltech.edu
отсутствия данных о красном смещении подавляющего большинства из них сложно судить о физической принадлежности GRG 1521+5105 какой-либо группе галактик. Но богатое окружение данной радиогалактики вызывает дополнительный интерес к поиску причин ее гигантского размера.
Наблюдения на РАТАН-600 позволили уточнить спектры компонент ГРГ и при экстраполяции радиоспектра оценить их поток в миллиметровом диапазоне длин волн. Плотности потоков исследуемых компонент ГРГ лежат в этой части спектра на уровне выше 0.6 мЯн. При ожидаемом количестве объектов типа ГРГ в несколько сотен на полной сфере [26] их вклад в фоновое излучение, в принципе, может привести в байесу при расчете уровня флуктуаций фона, не говоря о проблемах разделения сигнала.
Предполагается дальнейшее накопление данных, включая составление списков новых ГРГ и их наблюдения на РАТАН-600.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность Ю.Сотнико-вой за помощь в проведении наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600 и С.А.Трушкину за ценные дискуссии. При исследовании использовалась база данных внегалактических объектов NED. Авторы также использовали базу данных радиоастрономических каталогов CATS [36, 37] (http://cats.sao.ru) и систему обработки радиоастрономических данных FADpS [31, 32] (http://sed.sao.ru/~vo/ /fadps_e.html). Работа была поддержана грантами “Ведущие научные школы России” (школа С.М.Хайкина) и РФФИ (No 09-02-92659-ИНД, 09-02-00298). О.В.В. также благодарит за частичную поддержку Фонд “Династия”.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. B. L. Fanaroff and J. M. Riley, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 167, 31 (1974).
2. R. G. Strom and A. G. Willis, Astronom. and Astrophys. 85,36(1980).
3. C.R. Kaiser, J. Dennett Thorpe, and P Alexander, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 292, 723 (1997).
4. K. Blundell, S. Rawlings, and C.J. Willott, Astronom. J. 117,677(1999).
5. C.R. Kaiser and P. Alexander, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 302,515(1999).
6. Б. Л. Комберг, И. Н. Пащенко, Астрон. ж. 86, 1163
(2009), arXiv:0901.3721.
7. K.-H. Mack, U. Klein, C.P O’Dea, et al. Astronom. and Astrophys. 329,431 (1998).
8. M. Jamrozy, J. Machalski, K.-H. Mack, and U. Klein, Astronom. and Astrophys. 433, 467 (2005).
9. A. P. Schoenmakers, K.-H. Mack, A. G. de Bruyn, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 146, 293 (2000).
10. A. P. Schoenmakers, A. G. de Bruyn,
H. J. A. Roettgering, and H. van der Laan, Astronom. and Astrophys. 374,861 (2001).
11. L. Lara, I. Marquez, W. D. Cotton, et al., Astronom. and Astrophys. 378,826(2001).
12. L. Lara, G. Giovannini, W. D. Cotton, et al., Astronom. and Astrophys. 421, 899 (2004).
13. L. Saripalli, R. W. Hunstead, R. Subrahmanyan, and E. Boyce, Astronom. J. 130, 896 (2005).
14. C. Konar, D. J. Saikia, C. H. Ishwara-Chandra, and V. K. Kulkarni, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 355,845(2004).
15. C. Konar, M. Jamrozy, D. J. Saikia, and J. Machalski, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 383, 525 (2008).
16. M. Jamrozy, C. Konar, J. Machalski, and D. J. Saikia, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 383, 525
(2008).
17. J. Machalski, M. Jamrozy, S. Zola, and D. Koziel, Astronom. and Astrophys. 454, 85 (2006).
18. S. Nandi, A. Pirya, S. Pal, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 404, 433 (2010), arXiv:1001.3998.
19. М. Л. Хабибуллина, О. В. Верходанов, М. Сингх и др., Астрон.ж. 87,627(2010).
20. М. Л. Хабибуллина, О. В. Верходанов, М. Сингх и др., Астрон. ж. 88, в печати (2011).
21. M. L. Khabibullina and O. V. Verkhodanov,
Astrophysical Bulletin 64, 123 (2009),
arXiv:0911.3741.
22. M. L. Khabibullina and O. V. Verkhodanov,
Astrophysical Bulletin 64, 276 (2009),
arXiv:0911.3747.
23. M. L. Khabibullina and O. V.Verkhodanov,
Astrophysical Bulletin 64, 340 (2009),
arXiv:0911.3752.
24. О. В. Верходанов и М. Л. Хабибуллина, Письма в АЖ 36,9(2010), arXiv:1003.0577.
25. Н. С. Соболева, Астрофиз. Иссл. ( Изветия САО) 14,50(1981).
26. O. V. Verkhodanov, M. L. Khabibullina, M. Singh,
et al., in Proc. Intern. Conf. “Problems of
Practical Cosmology", Ed. by Yu.V. Baryshev,
I.N.Taganov, and P Teerikorpi (Russian Geograph. Soc., St.Petersburg, 2008), p. 247.
27. Н. А. Нижельский, А. Б. Берлин, А. М. Пилипенко и др., в Тез. докл. Всерос. астрон. конф. ВАК-2001 (С.-Петербург, Pоссия, 2001), с. 133.
28. J. W. M. Baars, R. Genzel, I. I. K. Pauliny-Toth, and A. Witzel, Astronom. and Astrophys. 61, 99 (1977).
29. К. Д. Алиакберов и др., Астрофиз. иссл. (Изв. САО РАН) 19,60(1985).
30. С. А. Трушкин, Справочник наблюдателя в радиоконтинууме http: //w0. sao. ru/hq/lran/ /manuals/ratan_manual.html.
31. O. V. Verkhodanov, B. L. Erukhimov, M. L. Monosov, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 36, 132 (1993).
32. O. V. Verkhodanov, in Astronomical Data Analysis Software and Systems VI”, Ed. by G. Hunt and H.E. Payne, ASP Conf. Ser., 125,46(1997).
33. J. J. Condon, W. D. Cotton, E. W. Greisen, et al., Astronom. J. 115,1693(1998).
34. R. B. Rengelink, Y. Tang, A. G. de Bruyn, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 124, 259 (1997).
35. P. C. Gregory, W. K. Scott, K. Douglas, and J. J. Condon, Astrophys. J. Suppl. 103, 427 (1996).
36. O. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, H. Andernach and V. N. Chernenkov, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 118(2005), arXiv:0705.2959.
37. O. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, H. Andernach, and V. N. Chernenkov, Data Science Journal 8, 34
(2009), arXiv:0901.3118.
38. A. S. Cohen, W. M. Lane, W. D. Cotton, et al., Astronom. J. 134, 1245 (2007).
39. S. E. G. Hales, C. R. Masson, P Warner, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 262, 1057 (1993).
40. J. M. W. Riley, E. M. Waldram, and J. M. Riley, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 306, 31 (1999).
41. S. E. G. Hales, E. M. Waldram, N. Rees, and P. J. Warner, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 274,447(1995).
42. J. N. Douglas, F. N. Bash, F. A. Bozyan, et al., Astronom. J. 111,1945(1996).
43. A. Ficarra, G. Grueff, and G. Tomassetti, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 59, 255 (1985).
44. А. Н. Коржавин, Астрофиз. исслед. (Изв. САО) 9, 71 (1977).
45. E. K. Majorova, Astrophysical Bulletin 65, 196
(2010).
46. О. В. Верходанов, в Матералы XXVII радио-астрон. конф. “Проблемы современной радиоастрономии’’ (ИПА РАН, С.-Петербург, 1997), с. 322.
A STUDY OF GIANT RADIO GALAXIES AT RATAN-600
M.L. Khabibullina, O.V. Verkhodanov, M. Singh, A. Pyria, S. Nandi, N.V. Verkhodanova
We report the results of flux density measurements in the extended components of thirteen giant radio galaxies, made with the RATAN-600 in the centimeter range. Supplementing them with the WENSS, NVSS and GB6 survey data we constructed the spectra of the studied galaxy components. We computed the spectral indices in the studied frequency range and demonstrate the need for a detailed account of the integral contribution of such objects into the background radiation.
Keywords: radio lines: galaxies — radar astronomy
