CC BY
34
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 3, с. 279-288
УДК 524.7:520.84
ИССЛЕДОВАНИЕ СИНХРОТРОННОЙ КОМПОНЕНТЫ В СПЕКТРАЛЬНОМ РАСПРЕДЕЛЕНИИ ЭНЕРГИИ БЛАЗАРОВ
©2015 М. Г. Мингалиев1,2*, Ю. В. Сотникова1, Т. В. Муфахаров1, А. К. Эркенов1, Р. Ю. Удовицкий1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия Поступила в редакцию 14 апреля 2015 года; принята в печать 23 июня 2015 года
В работе исследуется синхротронная компонента нетеплового излучения блазаров по кривым спектрального распределения энергии. Общее число объектов — 877, из них 423 — квазары с плоским спектром (FSRQ), 361 — лацертиды (BLLac) и кандидаты, 93 — блазары неопределенного типа. Расчет частоты максимума синхротронной компоненты vpeak производился с помощью системы ASDC SED Builder Tool по архивным данным из разных каталогов. Положение максимума синхротронной компоненты определено для 875 блазаров. На основе этого проведена классификация блазаров: 611 — с низкочастотным максимумом синхротронного излучения (vpeak < 1014-5 Гц), 222 — с промежуточной частотой максимума синхротронного излучения (1014-5 < vpeak < 1016-5 Гц) и 42 — с высокочастотным (vpeak > 1016-5 Гц). Для FSRQ-блазаров среднее значение vpeak равно 1013'4±10 Гц, для BL Lac-типа блазаров — ю14-6±1-4 Гц. Выявлено, что величины vpeak и спектральная плотность потока на 4.8 ГГц образуют разные распределения для двух типов блазаров — FSRQ и BLLac — и для подклассов BLLac, обнаруженных в радио- и рентгеновских обзорах. Распределение величины vpeak для BLLac шире, чем для FSRQ. В выборке не обнаружено BLLac-блазаров с очень высокочастотным максимумом синхротронной компоненты (vpeak > 1019 Гц). Выявлены кандидаты в блазары с очень низкочастотным максимумом синхротронной компоненты (vpeak < 1013 Гц). Большинство из них — это FSRQ-блазары (41% от общего числа) и только 9% — BL Lac-объекты. Результаты, полученные в настоящей работе, подтверждают результаты других авторов, сделанные на выборках со значительно меньшим числом объектов.
Ключевые слова: квазары — лацертиды — галактики: ядра — галактики: джеты — радиоконтинуум: галактики
1. ВВЕДЕНИЕ
Блазары — это ядра активных галактик (АЯГ), у которых коллимированный выброс вещества из центральной области (джет) направлен под небольшим углом к наблюдателю [1]. Этой характерной особенностью объясняются многие наблюдаемые свойства данного класса объектов. Из-за сильных магнитных полей в джете нетепловое излучение доминирует во всем диапазоне электромагнитного спектра блазаров. Исторически принято разделять блазары на два подкласса: квазары с плоским радиоспектром (flat-spectrum radio quasars — FSRQ) и объекты типа BLLac. В оптическом спектре FSRQ-блазаров наблюдаются сильные широкие эмиссионные линии, в то время
E-mail: marat@sao.ru
как у объектов типа BL Lac спектр часто без каких-либо линий, но иногда наблюдаются слабые эмиссионные или абсорбционные линии.
Для блазаров характерно нетепловое переменное излучение во всех диапазонах частот. В спектральном распределении энергии (spectral energy distribution — SED) блазаров имеются два характерных компонента: низкочастотный с максимумом в оптической, УФ или рентгеновской области спектра, и высокочастотный с максимумом в гамма-диапазоне. Их наличие обычно объясняется синхротронным излучением и действием обратного комптоновского эффекта [2]. Как правило, большая часть излучения блазаров в диапазоне от радио до оптического (а в некоторых случаях и в рентгеновском) является синхротронным излучением заряженных частиц в джете (см., например, [3—6]).
Помимо разделения блазаров на FSRQ- и BL Lac-типы по наличию или отсутствию линий в спектре, существует также классификация блазаров по частоте максимума синхротронного излучения в их SED. В зависимости от того, на какую частоту приходится максимум синхротрон-ного излучения (^peak), блазары подразделяют
на три подкласса: источники с ^peak < 1014'5 Гц называют блазарами с низкочастотным максимумом (low-synchrotron peaked, LSP), а объекты с 1014-5 < ^peak < 1016-5 Гц и с ^peak > 1016-5 Гцсоот-ветственно называют блазарами с промежуточной частотой максимума (intermediate-synchrotron peaked, ISP) и с высокочастотным максимумом (high-synchrotron peaked, HSP). В настоящей работе используется эта классификация, предложенная авторами [ 1 ].
Традиционно блазары типа BL Lac разделяются на подклассы: RBL (radio-selected), OBL (optical-selected) и XBL (x-ray-selected) в зависимости от того, в каком диапазоне они были первоначально обнаружены: в радио, оптическом или рентгеновском [7—13]. Обычно они отличаются по положению синхротронного компонента на кривой SED. Для RBL пик синхротронной компоненты чаще приходится на диапазон частот от радио до инфракрасного, для XBL-объектов — ультрафиолет—рентген [14]. Такое историческое разделение BLLac на XBL и RBL часто не имеет отношения к физическим различиям самих объектов [1]. Некоторые BLLac, не будучи обнаруженными в рентгеновском диапазоне, рассматриваются как XBL-блазары из-за высокого отношения рентген/радио-потоков [15, 16]. Например, PKS 0548-32, PKS 2005-48 и PKS 2155-30 или обнаруженные в оптике Mrk 180, Mrk 421, Mrk 501 иногда рассматриваются как XBL [17].
Форма кривой SED и значение ^peak могут меняться в зависимости от активности объекта, иногда значительно — на порядки [18, 19]. Тогда говорят о «переходном» типе блазаров в рамках упрощенной модели, в которой тип блазара и его радиосветимость определяются степенью активности радиогалактики (FRI и FR II) [20, 21].
В работе [22] примерно для 300 блазаров типа BL Lac значение ^peak было определено по литературным данным. Впоследствии исследователи широкодиапазонных свойств блазаров неоднократно ссылались на эту работу, но в ней использованы неоднородные данные из литературы (кроме данных радиодиапазона). За последние годы число блазаров с доступными наблюдательными данными сильно возросло, в то же время для объектов из этой выборки появились новые измерения,
уточняющие положение ^peak. В этой работе приводится список кандидатов в блазары с очень высоким значением частоты максимума синхротрон-ной компоненты (ultra-high-energy synchrotron-peak BLLac — UHBL, с ^peak > 1019 Гц). Для половины из них, по нашим расчетам, значение ^peak оказалось значительно меньше, хотя по-прежнему почти все эти объекты можно отнести к HSP (^peak > 1016'5 Гц). Эта же группа исследователей
в работе [23] определила ^peak для 135 блазаров.
В работе [24] по одновременным наблюдениям телескопов Planck, Swift и Fermi получены широкодиапазонные кривые SED для 105 ярких блазаров (Fradio > 1 Ян) и рассчитаны значения ^peak. В результате для FSRQ-блазаров определено среднее значение ^peak = 1013Л±0Л Гц. Для BLLac-блазаров это значение приходится на более высокие частоты, а распределение величины ^peak более широкое. Результаты этой работы хорошо согласуются и с [25], где были выведены эмпирические соотношения для определения ^peak по широкодиапазонным спектральным индексам (радио—оптика и оптика—рентген) для 48 ярких блазаров из списка Fermi. Получены значения lg ^peak ~ 13 для FSRQ-блазаров и lg^peak ~ 15 для BL Lac-блазаров. Во втором каталоге АЯГ телескопа Fermi (2LAC) для классификации объектов по SED использовалась аналогичная [25] аналитическая формула определения ^peak, и для большинства FSRQ-
блазаров получено значение ^peak < 1014 Гц, а для BL Lac-блазаров — ^peak > 1015 Гц [26].
В работе [27] авторы измерили значения ^peak
для относительно большой выборки — 216 блаза-ров.
Определение частоты максимума синхротрон-ного излучения (^peak), а с ним и типа блазара, является важной задачей для исследователей феномена АЯГ, так как этим параметром определяется распределение излучающих частиц по энергиям в джете, а также физические процессы и состояние вещества в области излучения. Выполнив измерения ^peak по наблюдениям большого числа блазаров, можно проверить другие эмпирические соотношения, которые используют для вычисления этого параметра при недостатке экспериментальных данных.
Целью настоящей работы является исследование синхротронной компоненты нетеплового излучения выборки из 877 блазаров по кривым спектрального распределения энергии. Объекты наблюдаются систематически на радиотелескопе РАТАН-600. Из них 361 — объекты типа BL Lac и
кандидаты, что составляет 25% от всех известных1 блазаров этого типа, 423 — блазары FSRQ-типа, и 93 — блазары неопределенного типа. В работе делаются оценки максимума синхротронной компоненты объектов, полученные значения анализируются для всех типов и подклассов блазаров.
2. ОПИСАНИЕ ВЫБОРКИ И НАБЛЮДЕНИЙ
В работе изучена выборка из 877 блазаров, мониторинг которых проводится на РАТАН-600. В таблице 1 представлен список объектов. Полная версия таблицы размещена в Центре астрономических данных в Страсбурге (CDS).2 В таблице перечислены: (1, 2) имя объекта; (3) красное смещение z; (4) звездная величина в Д-фильтре (USNO); (5) логарифм частоты максимума син-хротронной компоненты, полученный в настоящей работе; (6) коэффициент корреляции между экспериментальными данными и теоретической кривой, используемой при расчете vpeak; (7) плотность потока на частоте 4.8 ГГц и ее стандартная ошибка, полученные на РАТАН-600; (8) класс блазара по положению синхротронной компоненты на кривой SED: LSP, ISP, HSP; (9) тип блазара по классификации [28]; (10) тип объекта BLLac по диапазону обнаружения: RBL — radio-selected BLLac, XBL — x-ray-selected BL Lac.
Красные смещения объектов взяты из каталога Roma-BZCAT3 [28] или из NED.4 Roma-BZCAT — наиболее полный каталог блазаров, составлен на основе большого количества различных обзоров с использованием наблюдательного материала из разных диапазонов. Среднее красное смещение для FSRQ-блазаров z = 1.446, для BL Lac и кандидатов z = 0.443.
В таблице 2 показано распределение объектов по типам. Для классификации блазаров по оптическому спектру использовался обширный каталог блазаров Roma-BZCAT: FSRQ — квазар с плоским спектром; BLLac — объект типа BLLacertae; BLLac cand. — BL Lac-кандидат; Blazar un. type — блазар неопределенного типа.
Разделение BL Lac-блазаров (общее число 454, включая кандидаты и блазары неопределенного типа) по типам обнаружения (RBL, XBL и OBL) проведено нами по литературным данным (см. ссылки в каталоге BLcat5) [29]. Классификация блазаров по
'Согласно каталогу Roma-BZCAT, 5-е издание.
2http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/qcat?J/other/
/AstBu/70.264
3http://www.asdc.asi.it/bzcat/
4http://ned.ipac.caltech.edu
5http://www.sao.ru/blcat/
400 350 300 250
<a
■Q 200 ^ 150 100 50 0
0 1 2 3 4 5 6 7 F4.8GHz - Jy
Рис. 1. Распределение объектов выборки по плотности потока на частоте 4.8 ГГц. Три объекта (PKSB1226+023, PKS 1253-055 и PKS 1921-293) с плотностью потока F4.sghz > 6 Ян исключены для удобства представления.
типу кривых SED проведена в настоящей работе по критериям, установленным в работе [1].
Распределение объектов выборки по плотности потока на частоте 4.8 ГГц показано на рис. 1. Под-выборку блазаров типа FSRQ образуют яркие в радиодиапазоне объекты: средняя плотность потока на частоте 4.8 ГГц (по данным РАТАН-600) для них составляет 0.736 Ян. Подвыборку блазаров BL Lac образуют более слабые в радиодиапазоне источники со средним значением F4.sghz, равным 0.355 Ян. В таблице 3 перечислены средние значения некоторых параметров объектов выборки.
Большинство измерений BL Lac-блазаров доступны в онлайн-каталоге BLcat. Часть измерений FSRQ-блазаров, представленная в этой работе, содержит новые данные наблюдений, полученные на радиотелескопе РАТАН-600 с использованием двух радиометрических комплексов в период 2014—2015 гг. Параметры антенной и приемных систем вторичных зеркал № 1 и №2 РАТАН-600 представлены в таблице 4 (вторичные зеркала отмечены как «1» и «2» соответственно). В первой колонке указана центральная частота в ГГц во второй — ширина полосы в ГГц, в третьей — предел обнаружения по плотности потока на единицу углового разрешения (mJy/beam), в четвертой — угловое разрешение по прямому восхождению (arcsec) на средних углах установки антенны (ö ~ 42°).
Методика наблюдений и калибровки измерений описаны, например, в работах [29, 30].
3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЧАСТОТЫ МАКСИМУМА СИНХРОТРОННОЙ КОМПОНЕНТЫ ПО КРИВОЙ SED Измерения vpeak обычно проводились по кривым распределения энергии в спектре, полученным из неодновременных наблюдательных данных.
- 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 _
1-1 FRRO "
I' BL Lac .
- Blazar un. type
- !"■.......L—1—J—1—.—1—.—1 . \
Таблица 1. Список исследуемых блазаров
NVSS name Alias z -^mag lg ^peak' Hz к Î4.8GHz ± Jy SED class Blazar type Selection type
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
000520+052411 BZQ J0005+0524 1.900 16.2 15.17 0.90 0.126 + 0.004 ISP FSRQ -
000557+382015 GB6 В0003+3803 0.229 17.6 13.28 0.92 0.470 + 0.019 LSP FSRQ -
000613-06233 PKS 0003-066 0.347 17.9 12.93 0.95 2.118 + 0.049 LSP BLLac RBL
000649+242236 CGRaBS J0006+2422 1.684 18.8 14.27 0.91 0.132 + 0.012 LSP FSRQ -
000759+471207 BZBJ 0007+4712 0.280 18.2 13.66 0.86 0.064 + 0.005 LSP BLLac RBL
001031+105830 PGC737 0.089 15.8 13.92 0.94 0.120 + 0.005 LSP FSRQ -
001101-261233 PKS 0008-264 1.096 18.8 13.97 0.91 0.600 + 0.024 LSP FSRQ -
001354-042352 PKS 0011-046 1.075 19.7 12.58 0.92 0.230 + 0.009 LSP FSRQ -
Таблица 2. Классификация исследуемых блазаров (общее число объектов 877)
Designation criterion Class Number
BLLac 296
Optical spectrum BLLac cand. 65
Blazar un. type 93
FSRQ 423
RBL 327
Selection method XBL 124
OBL 3
LSP 611
SED type ISP 222
HSP 42
Кривые SED строились в плоскости lg v—lg vFv. Синхротронная компонента может описываться полиномом второй или третьей степени:
lg (v Fv) = A (lg v)2 + B (lg v) + C
lg (v Fv) = A (lg v)3 + B (lg v)2 + C (lg v) + D, где A, B, C и D — коэффициенты. Отсюда: lg vpeak = -B/2A.
Для расчета частоты максимума синхротронной компоненты мы использовали систему ASDC SED Builder Tool6 [31]. Она позволяет строить широко-
Таблица 3. Средние значения некоторых параметров для различных подклассов блазаров (число измерений указано в нижнем индексе)
Blazar type z Ig^peak, Hz -P4.8GHZ, Jy -^mag
FSRQ 1.446422 13.4+ 1.0422 О.7З6423 I8.6423
BLLac 0.443253 14.6+ 1.4360 О.З55359 17.3358
Blazar un. type 0.49986 13.9+1.193 0.73993 17.292
RBL 0.532з4 13.9 + 0.9326 0.624329 14.3325
XBL 0.30102 15.9+ 1.З124 0.089i23 16.7i23
http://tools.asdc.asi.it
диапазонный SED источника и аппроксимировать экспериментальные данные теоретической кривой. Система базируется на локальных каталогах, охватывающих широкий диапазон электромагнитного спектра: от радио- до гамма-диапазона.
В настоящей работе применялся полином второй или третьей степени. Коэффициент корреляции приведен в шестой колонке таблицы 1.
Из-за неоднородности наблюдательного материала определение максимума синхротронной компоненты иногда зависит от набора используемых данных или от способа расчета. На рис. 2 приведен пример соотношения между расчетной величиной Vpeak, коэффициентом корреляции и числом измерений для BL Lac-блазаров выборки. Цветом показано число измерений N, используемых при построении кривой SED для каждого объекта: белый цвет соответствует максимальному числу измерений (N = 870), черный — минимальному (N = 6). Хорошо видно, что низкая корреляция
1.0 I
t i i m
0.8 I
Ф О о
2 0.6
о О
# <&
0.4 I
l|Data points, N
870 762 654 546 438 330 222 114 6
0.21
12
13
14 15 log v.
peak
16 [Hz]
17
18
100 80
£ 60
40
20 0
rr
"I—1—I—1—I
I-1 FSRQ
I" BL Lac • l".'." Blazarun.type
12
14
16
18
20
Рис. 2. Соотношение между расчетной величиной vpeak, коэффициентом корреляции и числом измерений, используемых при построении кривых SED для BLLac-блазаров.
теоретической кривои и экспериментальных данных наблюдается и при малом числе измерений, и при большом (700—900 точек). Это связано не только с неоднородностью измерений на отдельных частотах, но и с переменностью объектов, в результате которой наблюдается большой разброс данных при использовании неодновременных измерений. И наоборот, при малом числе измерений (до ста) может наблюдаться высокая корреляция, когда несколько точек легко описываются любым полиномом.
На рис. 2 также хорошо видно, что область 1017 Гц < vpeak < 1019 Гц отличается незначительным числом измерений (в большинстве случаев до ста). Поэтому полученные значения vpeak для HSP-блазаров могут уточняться и рассчитываться более надежно с возрастанием измерений на этих частотах.
При построении кривых SED возможно завышение значения vpeak при учете теплового излучения в оптической/УФ части спектра, и в некоторых объектах такая тепловая компонента дает значительный вклад [20]. Недостаток наблюдательных данных в рентгеновском диапазоне приводит, наоборот, к занижению значения vpeak.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ 4.1. Значения vpeak блазаров выборки
Расчеты vpeak произведены в системе отсчета наблюдателя. Частоты vpeak получены для 875 блазаров выборки и представлены в пятой колонке таблицы 1. Для двух блазаров — TEX 0537+251 и
Рис. 3. Распределение величины v'Seak для FSRQ-и BLLac-блазаров и блазаров неопределенного типа (Blazar un. type).
BZQ J1102+5941 — значение vpeak не определено из-за недостатка измерений на частотах больше 1015 Гц. Распределение величин vpeak для FSRQ-и BL Lac-блазаров представлено на рис. 3.
Средние значения параметров z, lg vpeak, ^4.8 GHz и Rmag приведены в таблице 3. Принадлежность выборок vpeak и F4.8GHz для FSRQ, BL Lac, RBL и XBL к одному закону распределения проверялась с помощью теста Колмогорова— Смирнова, согласно которому эти распределения сильно различаются (по уровню значимости 0.05).
Соотношения vpeak—F4.8GHz для блазаров класса FSRQ и BLLac показаны на рис. 4. Спектральная плотность потока блазаров, полученная на РАТАН-600 на частоте 4.8 ГГц, представлена в таблице 1 (колонка 7). Распределение vpeak для BLLac и кандидатов более широкое, со средним
Таблица 4. Некоторые параметры антенной и приемных систем РАТАН-600
/о. А/о, A F, 0RA,
GHz GHz mJy/beam arcsec
1 2 1 2 1 2
21.7 21.7 2.5 2.5 70 88 11
11.2 11.2 1.4 1.0 20 20 16
7.7 - 1.0 - 25 - 22
4.8 4.8 0.9 0.8 8 11 36
2.3 - 0.4 - 30 - 80
1.1 - 0.12 - 160 - 170
итту
IIIIIIIIMIIIIIII
1111111111111111111111111111111111111111111111111111111111111 LI
FSRQ -
о
оэ
О.'
10
1 -
0.1 ^
0.01
1Е-3
■ ■■I........I........I........I........I........I........I........I""
BL Lac
I Г*
"■I........I........I........I........I........I........I........I.....
12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21
lOgVpeak, [Hz]
Рис. 4. Соотношение между vpeak и плотностью потока на частоте 4.8 ГГц для FSRQ- и BLLac-блазаров. Среднее значение vpeak для FSRQ равно iq13-4±1-0 Гц, для BL Lac и кандидатов — ю14'6±1'4 Гц.
значением 1014.6±L4 Гц( 10119—1018 9 Гц). Распределение vpeak для FSRQ имеет среднее значение
101з.4±1.о Гц, и большинство значений расположены в области от 101L9 до 101а5 Гц.
4.2. RBL-и XBL-объекты
Классификация BLLac по типу RBL и XBL проведена с использованием литературных данных и представлена в таблице 1 (колонка 10). Выборку образуют 327 блазаров типа RBL, 124 XBL и 3 OBL. Соотношения vpeak—F4.8GHz для RBL- и XBL-объектов представлены на рис. 5. В среднем значение vpeak для RBL меньше, чем для XBL. Среднее значение vpeak для RBL составляет 1013.9±°.9 Гц, для XBL - 10i5.9±1.3 Гц.
Распределения пиковых частот для XBL более широкое (1013.2—1018.9 Гц), чем для RBL (10119—10163 Гц). Средние плотности потоков ^4.8GHz для XBL и RBL отличаются значительно (см. таблицу 3).
4.3. Кандидаты1 в UHBL-блазары^!
Максимальная частота v^eak в настоящей выборке измерена для объектов 1ES 0229+200 (1018.5 Гц), 1ES 0502+675 (1018.9 Гц) и RXS J1458.4+4832 (1018.8 Гц). В таблице 5 представлен список блазаров, которые в работе [22] рассматривались как кандидаты в UHBL (ultra-high-energy synchrotron-peak BLLac). К ним были
отнесены блазары с частотой пиков синхротронных компонент ^peak > 1019 Гц. Первая колонка — имя объекта. Вторая и третья колонки таблицы 5 представляют измерения lg ^eak, проведенные в [22] и в настоящей работе соответственно. Четвертая колонка — плотность потока на частоте 4.8 ГГц и ее ошибка, полученные на РАТАН-600. Пятая колонка содержит значение амплитуды переменности объекта (в процентах) на частоте 4.8 ГГц и число измерений — оно указано в нижнем индексе — по данным РАТАН-600. Амплитуда переменности определялась по формуле:
лт (Fi Ui)max (Fi + Ui)min
F = 7P-^-Tp-^—'
i ui)max + (Fi + Ui) min
где Fmax и Fmin — максимальная и минимальная плотности потока, uf и uf . — их ошибки.
' max min
Шестая колонка — тип BL Lac по диапазону обнаружения, взятый из литературы. В нашей выборке не обнаружено кандидатов в UHBL по такой классификации. Все объекты, перечисленные в таблице 5, относятся к XBL-представителям BLLac. Как видно, этот список составляют неяркие в радиодиапазоне объекты с плотностью потока, не превышающей 100 мЯн на частоте 4.8 ГГц (колонка 4 таблицы 5). Почти все объекты переменны в радиодиапазоне: амплитуда переменности — от нескольких до десятков процентов. Некоторые из них наблюдались недостаточно, 3—5 раз. В других диапазонах они также измерялись мало. Вероятно, будучи исторически обнаруженными в рентгеновском диапазоне, они больше измерялись в этой
ю
1
—э
N
О 0.1
03
0.01
1Е-3
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21
!0дУреак, [Ни]
Рис. 5. Соотношение ^реак— ^4.8СНг для РБЬ- и ХБЬ-объектов. Средние значения ^реак для них равны 1013'9±0'9 и 101б.9±1.з Гц соответственно.
области спектра и поэтому стали кандидатами в UHBL-блазары.
4.4. Кандидаты в VLSP-блазары
Кроме высоко- и низкочастотных блазаров (HSP и LSP), существует группа объектов с очень низкой частотой максимума синхротронной компоненты (vpeak < 1013 Гц), их называют очень низкочастотными (very-low-synchrotron peaked — VLSP) [32, 33]. Максимум синхротронной компоненты в них приходился на ИК/мм диапазон спектра.
В работе [34] описана связь между максимальной энергией электронов 7peak и плотностью общей энергий (Uph + UB), где Uph — плотность энергии фотонов, а Ub — плотность энергии магнитного поля в джете:
Tpeak ~ (Uph + Ub)-°'6■
Если предполагать, что суммарная плотность энергии U = L/R2, где L — светимость джета, R — его размер, а пиковая частота синхротронной компоненты vpeak гс 7peak, то объекты высокой светимости имеют более низкую пиковую частоту. Поэтому объекты с очень низким значением vpeak часто являются достаточно яркими радиоисточниками. Действительно, в нашей выборке VLSP-кандидатов большинство — FSRQ-блазары (41% от общего числа FSRQ) и только 9% — BL Lac-блазары.
5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Результаты, полученные в настоящей работе, согласуются с результатами других авторов, полученными по выборкам со значительно меньшим числом объектов, например:
— измерения синхротронной компоненты 300 объектов типа BLLac в работе [22] по неодновременным литературным данным; для большинства объектов значение ^peak составляет 1013—1014 Гц;
— измерения синхротронной компоненты 105 ярких блазаров по одновременным измерениям телескопов Planck, Swift и Fermi [24], среднее значение ^peak для FSRQ-блазаров составило
1013Л±0Л Гц;
— измерения синхротронной компоненты с использованием широкодиапазонных спектральных индексов aro и aox (между частотами 5 ГГц, 5000 A и 1 keV) в работах [25, 26] дали для FSRQ ^peak = 1013-02±0-35 Гц и широкое распределение для BL Lac — от самых низких до высоких частот.
В настоящем исследовании большинство объектов имеют ^peak = 1013—1014 Гц. HSP-блазары
достаточно редки в выборке — 5% от общего числа, в основном это BL Lac.
Не подтвердились экстремальные значения ^peak (больше 1019 Гц) для 22 объектов из списка кандидатов UHBL [22]. Легко заметить, что при наличии нескольких точек на кривой SED часто
Таблица 5. Кандидаты в иНБЬ-блазары vpeak > 19) из работы [22]. Величины ^ vpeak представлены за 2006 г. из работы [22] (колонка 2) и за 2015 г. (результаты настоящей работы (колонка 3)). В колонках 4 и 5 представлено значение плотности потока с ошибкой и амплитуда переменности, полученные на частоте 4.8 ГГц на РАТАН-600
Name ig^peak' [22] ig^peak' RATAN -F4.8GHZ, Jy Varf4.8jVobs, % Selected type
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
1 ES 0229+200 19.45 18.50 0.049 + 0.003 7.5S XBL
RXSJ0314.3+0620 19.57 16.13 0.038 + 0.005 1.5S XBL
2Е 0323+0214 19.87 15.92 0.041 +0.003 17.1t XBL
2Е 0414+0057 20.71 16.78 0.065 + 0.002 22.0t XBL
1 ES 0502+675 19.18 18.88 0.038 + 0.005 18.46 XBL
EXO 0706.1+5913 21.05 17.88 0.087 + 0.011 1.86 XBL
RXS J0847.2+1133 19.13 17.40 0.024 + 0.004 - XBL
1 ES 0927+500 21.13 17.40 0.084 + 0.019 66.65 XBL
RXS J1008.1+4705 19.67 17.33 0.009 + 0.003 76.53 XBL
RXS J1012.7+4229 20.97 17.46 0.055 + 0.004 13.88 XBL
EXO 1149.9+2455 19.83 16.72 0.026 + 0.003 12.23 XBL
PG 1218+304 19.14 16.86 0.055 + 0.003 8.З5 XBL
RXS J1319.5+1405 19.67 15.15 0.055 + 0.005 12.4s XBL
RXS J1341.0+3959 20.97 14.59 0.048 + 0.003 8.26 XBL
RXS J 1353.4+5601 19.67 15.92 0.019 + 0.008 - XBL
RXS J1410.5+6100 20.97 14.44 0.040 + 0.011 - XBL
2E 1415+2557 19.24 17.54 0.046 + 0.005 - XBL
RXS J 1456.0+5048 19.94 16.22 0.082 + 0.018 7.65 XBL
RXS J 1458.4+4832 21.46 18.83 0.005 + 0.002 - XBL
1ES 1533+535 19.68 16.72 0.047 + 0.009 14.6s XBL
RXS J 1756.2+5522 19.90 17.27 0.043 + 0.012 19.1s XBL
RXS J2304.6+3705 21.01 17.53 0.020 + 0.003 9.58 XBL
можно переоценить значение vpeak, особенно если BLLac был обнаружен в высокочастотном диапазоне спектра. Это справедливо для нашей выборки: все кандидаты в UHBL являются XBL-блазарами.
Распределение vpeak для FSRQ и BLLac носят разный характер, что иногда интерпретируется в рамках разной морфологии объектов и возможной эволюции FSRQ в BL Lac [1 ].
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ В работе исследована синхротронная компонента в спектральном распределении энергии раз-
личных типов и подклассов блазаров. Общее число объектов выборки — 877. Оценивался основной параметр — частота максимума синхротронного излучения ^peak. Для этого использовались неодновременные архивные данные каталога блазаров Roma-BZCAT и инструмент ASDC SED Builder Tool. В результате получено следующее.
• Определены значения ^peak для 875 объектов. Проведена классификация блазаров выборки по типу SED: 611 (70%) LSP-блазаров, 222 (25%) ISP- и 42 (5%) HSP-блазаров. При недостатке
измерений в широком диапазоне частот или в случае переменного объекта в разных состояниях активности оценки величины vpeak сильно зависят от выбора данных, диапазона и полинома для аппроксимации.
• Распределение величины vpeak гладко понижается в сторону высоких частот (рис. 3). В выборке обнаружено всего 5% HSP-блазаров, в основном это BL Lac-блазары. Возможно, объекты, в которых электроны ускоряются до очень высоких энергий, редки, или сказывается эффект селекции при формировании выборки.
• Распределение величины vpeak для двух подгрупп
блазаров (FSRQ и BLLac) различается. Для BLLac и кандидатов оно шире и смещено в более высокочастотную область, среднее значение 1014.6±l4 Гц. Для FSRQ-блазаров среднее значение равно 1013.4±L0 Гц. Статистические тесты на принадлежность выборок блазаров FSRQ и BLLac к одному закону распределения показали, что величины vpeak и спектральная плотность потока F4.8GHz образуют разные распределения.
• Для двух типов объектов BL Lac — RBL и XBL — величины vpeak и F4.8GHz также распределяются по-разному (по уровню значимости 0.05). Среднее значение vpeak для RBL составляет 1013.9±а9 Гц, для XBL — 1015.9±° Гц.
• Для 22 кандидатов в UHBL-блазары получены новые оценки vpeak. Найдено, что среди них нет объектов с vpeak > 1019 Гц. Вероятно, тот факт, что основное число измерений было выполнено в области рентгеновского диапазона, где все они были обнаружены, явился причиной больших значений vpeak в работе [22], где эти блазары были классифицированы как UHBL. По данным, собранным в каталоге [28], большинство этих объектов относится к HSP- и частично к ISP-блазарам.
• В выборке выявлены кандидаты в блазары с очень низкочастотным максимумом синхротрон-ной компоненты (с vpeak < 1013 Гц). В основном это FSRQ-блазары — 41% от общего их числа, и только 9% — BL Lac-объекты.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения проведены при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации и частично при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект №12-02-31649). Авторы (МГМ,
ТВМ) благодарны за финансовую поддержку из средств субсидии, выделенной в рамках государственного финансирования Казанского (Приволжского) федерального университета в целях повышения его конкурентоспособности среди ведущих мировых научно-образовательных центров.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. C. M. Urryand P. Padovani, Publ. Astron. Soc. Pacific 107,803(1995).
2. R. M. Sambruna, L. Maraschi, and C. M. Urry, Astrophys. J. 463,444(1996).
3. J. N. Bregman, A. E. Glassgold, P. J. Huggins, et al., Nature 293,714(1981).
4. C. M. Urry and R. F. Mushotzky, Astrophys. J. 253, 38(1982).
5. C. D. Impey and G. Neugebauer, Astron. J. 95, 307 (1988).
6. A. P. Marscher, ASP Conf. Ser. 144,25(1998).
7. M. Stickel, P. Padovani, C. M. Urry, et al., Astrophys. J. 374,431 (1991).
8. M. Stickel and H. Kuehr, Astron. and Astrophys. Suppl. 103,349(1994).
9. H. Kuehr and G. D. Schmidt, Astron. J. 99, 1 (1990).
10. T. Maccacaro, I. M. Gioia, D. Maccagni, and J. T. Stocke, Astrophys. J. 284, L23 (1984).
11. I. M. Gioia, T. Maccacaro, R. E. Schild, et al., Astrophys. J. Suppl. 72, 567(1990).
12. J. T. Stocke, J. Liebert, G. Schmidt, et al., Astrophys. J. 298,619(1985).
13. E. S. Perlman, J. T. Stocke, J. F. Schachter, et al., Astrophys. J. Suppl. 104,251 (1996).
14. P. Giommi, S. G. Ansari, and A. Micol, Astron. and Astrophys. Suppl. 109,267(1995).
15. P. Giommi and P. Padovani, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 268, L51 (1994).
16. R. E. Wurtz, PhD Thesis (Univ. Colorado, Boulder, 1994).
17. B. Z. Kapanadze, Astron. J. 145, 31 (2013).
18. S. Cutini, S. Ciprini, M. Orienti, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 445, 4316 (2014).
19. F. D'Ammando, C. M. Raiteri, M. Villata, et al., Astron. and Astrophys. 529, A145 (2011).
20. P. Giommi, P. Padovani, G. Polenta, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 420, 2899 (2012).
21. P. Giommi, P. Padovani, and G. Polenta, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431, 1914(2013).
22. E. Nieppola, M. Tornikoski, and E. Valtaoja, Astron. and Astrophys. 445, 441 (2006).
23. E. Nieppola, E. Valtaoja, M. Tornikoski, et al., Astron. and Astrophys. 488, 867 (2008).
24. P. Giommi, G. Polenta, A. Lahteenmaki, et al., Astron. and Astrophys. 541, A160 (2012).
25. A. A. Abdo, M. Ackermann, I. Agudo, et al., Astrophys. J. 716,30 (2010).
26. M. Ackermann, M. Ajello, A. Allafort, et al., Astrophys. J. 743,171 (2011).
27. E. T. Meyer, G. Fossati, M. Georganopoulos, and M. L. Lister, Astrophys. J. 740, 98 (2011).
28. E. Massaro, P. Giommi, C. Leto, et al., Astron. and Astrophys. 495,691 (2009).
29. M. G. Mingaliev, Y. V. Sotnikova, R. Y. Udovitskiy, et al., Astron. and Astrophys. 572, A59 (2014).
30. M. G. Mingaliev, Y. V. Sotnikova, I. Torniainen, et al., Astron. and Astrophys. 544, 1 (2012).
31. G. Stratta, M. Capalbi, P. Giommi, et al., arXiv:1103.0749.
32. S. Anton and I. W. A. Browne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 356, 225 (2005).
33. A. Maselli, E. Massaro, R. Nesci, et al., Astron. and Astrophys. 512, A74 (2010).
34. G. Ghisellini, A. A. Celotti, G. Fossati, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 301,451 (1998).
A Study of the Synchrotron Component in the Blazar Spectral Energy Distributions
M. G. Mingaliev, Yu. V. Sotnikova, T. V. Mufakharov, A. K. Erkenov, and R. Yu. Udovitskiy
We study the synchrotron component of nonthermal radiation of blazars using the spectral energy distribution (SED). The sample contains a total of 877 blazars, including 423 flat-spectrum radio quasars (FSRQs), 361 BLLac objects and candidates, and 93 blazars of uncertain type. Using the ASDC SED Builder Tool, we have made an estimation of the synchrotron peak frequency v^eak using archive data of different catalogs. The position of the synchrotron peak frequency was determined for 875 objects, which were further classified as follows: 611 low-synchrotron peaked (LSP) blazars (v;eak < 1014-5 Hz), 222 intermediate-synchrotron peaked (ISP) blazars (1014-5 < vspeak < 1016-5 Hz), and 42 high-synchrotron peaked (HSP) sources (v£eak > 1016 5 Hz). For the FSRQs the average v£eak is 1013'4±10 Hz, for the BL Lac-type blazars it equals 1014-6±1-4 Hz. We found that v^eak values and the spectral flux density at 4.8 GHz form different distributions for two types of blazars—FSRQ and BLLac—and for the radio-selected (RBLs) and x-ray-selected (XBLs) blazars. The distribution of v£eak values is broader for BLLac objects than for FSRQs. There are no ultra-high-energy synchrotron-peak BLLac objects (UHBLs, with vpeak > 1019 Hz) in our sample. We have found very-low-synchrotron peaked (VLSP) blazar candidates (with vspeak < 1013 Hz). Most of them are the FSRQs (41% of the total number) and only 9% are the BL Lac objects. Our results confirm the results of other authors, made on the samples with a significantly smaller number of objects.
Keywords: quasars: general—BL Lacertae objects: general—galaxies: nuclei—galaxies: jets— radio continuum: galaxies
