Наблюдательные проявления и внутренние свойства источников каталога rcr в контексте унифицированной модели

Желенкова О.П.; Майорова Е.К.

УДК524.7-77; 524.74

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ И ВНУТРЕННИЕ СВОЙСТВА ИСТОЧНИКОВ КАТАЛОГА RCR В КОНТЕКСТЕ УНИФИЦИРОВАННОЙ

МОДЕЛИ

1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Университет ИТМО, Санкт-Петербург, 197101 Россия Поступила в редакцию 30 июля 2015 года; принята в печать 02 марта 2016 года

Приведены сводные результаты по исследованию радиоисточников, которые показывают значительные вариации интегральной плотности потока по данным обзоров, проводившихся на РАТАН-600 в период 1980—1994 гг. на волне 7.6 см. Большинство обнаруженных переменных источников имеет плоский радиоспектр, хотя все другие типы спектров также встречаются. Точечные и компактные источники преобладают, но в выборке обнаружены все известные морфологические структуры. Переменность отмечена как у квазаров, так и у галактик. По данным каталогов у половины родительских объектов радиоисточников обнаружены вариации блеска в оптическом и/или инфракрасном диапазонах. Проанализированы свойства непеременных и переменных источников каталога НСН. Проведено сравнение отношения абсолютной звездной величины к радиосветимости для источников с установленным по оптическим данным типом активного ядра. Обнаружено, что величина этого параметра остается приблизительно одинаковой у квазаров разной радиосветимости. У самых мощных радиогалактик он минимален, а при снижении радиосветимости растет до уровня, характерного для квазаров. Объяснить такое поведение, считая, что отношение зависит от экранирующих свойств пылевого тора, можно, предположив, что геометрия тора и его оптическая толщина зависят от мощности источника. Среди переменных источников этот параметр в среднем несколько выше, чем среди непеременных, что говорит в пользу более открытого наблюдателю ядра.

Ключевые слова: каталоги — обзоры — радиоконтинуум: галактики — галактики: активные

1. ВВЕДЕНИЕ

Вариации потока излучения у активных ядер галактик (АЯГ) возникают по многим причинам. Это могут быть как внешние по отношению к источнику физические процессы, связанные с изменениями поглощения по лучу зрения, гравитационным микролинзированием, мерцаниями на межзвездной среде, так и внутренние события, которые порождаются в джете распространением ударных волн [1], спиральными траекториями его компонентов [2], включая реколлимацию [3] и прецессию [4], а также возмущениями в аккреционном диске, в частности, вызванными взаимодействием двух сверхмассивных черных дыр (СМЧД) в двойной системе [5].

Основное различие переменности, обусловленной изменениями геометрии источника, и переменности, индуцированной ударными волнами, проявляется в наблюдаемых временных масштабах. При

E-mail: zhe@sao.ru

релятивистском усилении излучателя все внутренние временные масштабы переменности сжаты на доплеровский фактор. Это относится к процессам, связанным с формированием и распространением ударных волн в джете, что обеспечивает вариации излучения на масштабах в несколько дней. Такая переменность присуща излучающим областям субпарсековых размеров и наблюдается у квазаров с плоскими спектрами и объектов типа BL Lac, где она носит более выраженный характер. В противоположность этому временной масштаб при геометрических изменениях не подвергается доплеровскому эффекту, так как вращение направлено поперек распространения джета. Если эти два процесса действительно вносят вклад в переменность со сравнимой внутренней временной шкалой, то геометрическая переменность должна доминировать по амплитуде на больших временных масштабах.

В работе Чена и др. [6] по данным WMAP и Planck проведено исследование долговременной

переменности ярких радиогалактик. У большей половины выборки переменность на больших временных масштабах показывает синусоидальную структуру с периодом порядка трех лет. Эти результаты лучше согласуются с моделью, где вариации излучения определяются простым вращением джета, а не вспышками, которые индуцируются ударной волной [6].

Есть случаи, когда у блазаров детектируется статистически значимая корреляция кривых блеска в оптическом и радио диапазонах [7—10], причем время запаздывания максимумов в одном диапазоне относительно другого составляет от нескольких месяцев до нескольких лет.

Для десятка источников обнаружено совпадение периодов переменности в оптическом и радиодиапазонах, как например, у АО 0235+164 [9], что, скорее всего, связано с наличием двойной СМЧД в центре родительской галактики [11]. Однако связь между переменностью в оптическом и в радиодиапазонах все же не полностью ясна, поскольку не у всех галактик с активными ядрами она обнаруживается.

У нескольких квазаров [12] отмечено совпадение положения радиоджета с оптическим джетом. Последнее может быть доказательством того, что оптическое и радиоизлучение имеет одинаковую синхротронную природу и генерируется в одной и той же области или областях, располагающихся недалеко друг от друга.

Также известно, что светимость родительской галактики в эмиссионных линиях коррелирует с радиосветимостью [13—16]. Вило и др. [17] продемонстрировали, что эта корреляция является доминирующей по сравнению с известной зависимостью этих величин от красного смещения. Это указывает на общий источник энергии как для оптических линий, так и для радиоизлучения.

Если следовать унифицированной модели для АЯГ 1 и 2 типа, предложенной Антонучи [18], а для радиогалактик и радиоквазаров — Бартелом [19], Урри и Падовани [20], то наблюдательные различия между галактиками и квазарами определяются углом, под которым активное ядро и пылевой тор расположены к наблюдателю. При этом в самой простой схеме предполагается, что тор однородный и одинаковый для всех активных ядер. В этом случае отношение числа галактик к числу квазаров должно сохраняться в достаточно больших, ограниченных по объему, выборках. Однако Ло-уренс [21] отметил, что при увеличении светимости радиоисточника затеняющий фактор тора уменьшается. Кролик и Бегельман [22] пришли к выводу, что тор не является однородным, а состоит из большого количества оптически толстых пылевых облаков. РСДБ-наблюдения активной галактики в

созвездии Циркуля [23] продемонстрировали наличие пылевых филаментов или клочковатой структуры у тора. Кроме неопределенности, внесенной клочковатой структурой тора, в классификацию АЯГ вовлечены еще два независимых параметра — ориентация и геометрия тора. Затеняющие свойства тора остаются неисследованными, делая статистические тесты унифицированной модели не вполне надежными [24].

Из вышеприведенного следует, что внутренние свойства радиогалактик прежде всего определяются свойствами «центральной машины», а наблюдательные проявления — еще и ориентацией пылевого тора относительно наблюдателя и его затеняющими характеристиками.

Для поиска радиоисточников со значительными вариациями интегральной плотности потока был использован архивный материал радиообзоров, проводившихся на северном секторе РАТАН-600 в 1980—1994 гг. [25, 26], который прошел первичную обработку [27]. Всего обнаружено 73 объекта [28—31], заподозренных в переменности. В этой работе мы приводим сводные результаты по всем источникам, у которых нам удалось обнаружить значительные вариации плотности потока, а также результаты поиска переменности для них в оптическом и инфракрасном диапазонах.

Проведено сравнение свойств обнаруженных переменных радиоисточников с теми объектами каталога НСЙ, у которых значительные вариации потока не наблюдаются. В контексте унифицированной модели [18—20] рассмотрены наблюдательные проявления и внутренние свойства источников каталога НСН, у которых по спектральным или фотометрическим данным определен тип активного ядра родительского объекта, и проведено сравнение переменных и непеременных объектов.

Структура статьи следующая: в разделе 2 приведены сводные по работам [28—31] результаты отождествления обнаруженных переменных радиоисточников, в разделе 3 — результаты поиска значительных вариаций блеска в оптическом и/или инфракрасном диапазонах у переменных радиоисточников, в разделе 4 мы рассматриваем наблюдательные свойства выборки переменных радиоисточников, обнаруженных в диапазоне прямых восхождений 2Ь < ИАгооо < по обзорам «Холод» 1980—1994 гг. В разделе 5 рассматриваются наблюдательные проявления и внутренние свойства радиоисточников каталога НСН в контексте унифицированной модели АЯГ, в разделе 6 проводится сравнение выборки НСН-источников, которые не показали значительных вариаций плотности потока, с источниками, у которых обнаружена переменность в радио, а также в оптическом диапазонах. В Заключении обсуждаются полученные результаты.

При вычислениях использовались следующие величины космологических параметров: Н0 = 68 км с"1 Мпк"1 и Пл = 0.69.

2. СВОДНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ОТОЖДЕСТВЛЕНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ РАДИОИСТОЧНИКОВ

Параметры рассматриваемых источников приведены в таблице 1. Описание колонок таблицы: (1) — имя радиоисточника (также см. сноски внизу таблицы); (2) — вероятность р переменности радиоисточника по критерию х2 [28]; (3) — морфологический тип радиоисточника. Строчные буквы обозначают морфологическую классификацию по картам NVSS [32], а прописные —

по картам более высокого углового разрешения

(из обзора FIRST [33] или из архива VLA

(http://archive.nrao.edu), а именно: «C» или

«с» — точечный источник (Core), «D», «d» —

двойной (Double), «DC» — двойной с ядром

(Double-Core), «CL» — ядро с долями (Core-

Lobe), «CJ» — ядро с выбросом (Core-Jet),

«T» — тройной источник (Triple). Дополнительные характеристики: «w» — компоненты в виде

крыльев (winged), «s» — закрученная в виде «S»

форма источника (S-shaped), «?» — неуверенная

классификация;

Таблица 1. Параметры переменных источников

Name Pvr Mph Туре LAS," S3.9, mJy «3.9 «1.4 lg L1.4/WHZ-1

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

J023155.98+050234.6 0.998 с 19 17 -0.2 - 26.6

J033226.75+045718.8 0.883 с? 33 29 1.1 - 25.4

J050625.14+050819.8 0.657 D FRII, CSS 19 75 -0.9 -0.8 27.9

J051343.45+045854.8 0.804 с - 17 31 -0.6 - 27.7:

J060612.31 +045743.2 0.826 с - 18 21 -0.6 - 26.4:

J060659.72+050659.3 0.882 с - 16 61 -0.7 - 27.2:

J061003.66+045354.3 0.984 с - 18 19 -0.9 - 27.2:

J061900.21+050630.8 0.792 с - 16 338 -0.6 -0.5 28.8:

J062128.52+045852.4 0.999 с - 16 33 0.0 - 25.9:

J062207.41+045651.3 0.999 с - 21 36 -0.6 -0.5 25.3:

J062310.60+050330.0 0.999 d - 53 64 -0.5 - 25.3:

J062741.83+045804.0 0.693 с - 17 25 -0.8 - 26.5:

J063929.62+045937.1 0.999 с - 20 11 -0.2 - 25.4:

J065848.74+045522.0 0.999 с - 41 24 1.0 - 26.3:

J065850.14+050206.8 0.999 с - 18 41 0.1 - 27.0:

J065929.43+045603.9 0.956 с - 30 13 0.5 - 26.5:

J072919.57+044948.7 0.966 с - 16 50 -0.7 - 27.4:

J073357.46+045614.11) 0.999 с FSRS 17 284 0.1 0.5 27.6

J074239.65+050704.3 0.855 d? - 30 291 -0.9 - 26.7

J075314.02+045129.4 0.796 С FSRS 18 184 -0.4 -0.3 26.8

J080757.60+043234.6 0.995 С FSRS 18 244 -0.3 -0.5 29.5

J081218.14+050755.52) 0.906 С - 18 85 -0.8 -0.6 28.5:

Таблица 1. (Продолжение)

№те Руг МрИ Туре ЬДБ," Эз.э, тЛу «3.9 «1.4 1ё ЬиДНг-1

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

Л081626.62+045852.8 0.990 СЬ ОРБ 24 44 -1.2 1.3 25.0

Л083148.89+042938.53) 0.984 СЛ РБИБ 15 896 0.0 - 26.8

Л091636.22+044132.0 0.965 Т МРБ 77 125 -0.8 -0.3 26.2

Л092355.73+045645.82) 0.810 С - 24 18 0.2 - 26.7

Л095218.73+050559.3 0.922 С ОРБ 17 62 -0.5 1.2 25.9

Л00355.00+050125.03) 0.999 с? СББ 18 47 -1.1 -1.2 27.3:

Л 100534.80+045119.8 0.981 э? - 19 38 -0.6 - 26.5:

Л101515.33+045305.6 0.864 с СББ 17 138 -1.0 -0.8 27.6

Л101603.12+051303.6 0.987 с НРР 17 418 0.0 - 28.2

] 103846.84+051229. б1) 0.839 т РБИБ 16 478 0.1 0.0 26.1

.1103938.62+051031.1 0.984 РШ1 52 137 -0.9 -0.8 25.7

Л104117.65+045306.4 0.994 т - 87 46 -0.7 - 25.1

] 104527.19+045118.7 0.808 с СББ 16 33 -1.2 -1.0 27.2

Л04551.72+045553.92) 0.691 с СББ 18 176 -1.0 -0.8 27.1

] 105253.05+045735.3 0.895 э? ОРБ? 17 119 -0.2 0.7 26.1

Л05719.26+045545.42) 0.986 с ОРБ 35 41 -0.3 1.2 25.5

Л 10246.51+045916.7 0.925 РШ1 35 105 -0.8 - 26.5:

Л 12437.45+045618.8 0.895 0 РШ1 17 547 -0.9 - 27.5

Л13156.47+045549.33) 0.842 с - 18 279 -0.8 - 28.2

Л14521.30+045526.71) 0.729 0 РБИБ 19 573 -0.4 - 28.1

Л 14631.64+045818.2 0.924 с ОРБ? 16 212 -0.2 0.4 27.3:

Л15248.33+050057.22) 0.976 с? СББ 20 41 -1.0 - 28.1:

Л15336.08+045505.22) 0.999 с ОРБ? 43 42 0.7 2.4 24.6

Л 15851.23+045541.9 1.000 с - 36 23 -0.1 - 27.0:

Л121328.89+050009.9 0.772 эс РШ1 67 79 -1.1 - 27.5

Л121852.16+051449.4 0.681 0 - 20 173 -0.7 - 25.8

Л 123507.25+045318.7 1.000 с ОРБ 21 38 -0.1 0.8 26.5:

Л123727.34+045717.3 0.828 эс? - 60 115 -1.1 - 28.2

Л23932.78+044305.33) 0.835 с 18 317 -0.1 - 28.6

Л124145.15+045924.5 0.961 э? - 19 35 -0.6 - 27.2

Л125755.32+045917.6 0.939 РШ1 64 241 -0.8 - 26.6

Л30631.65+050231.3 0.764 с ОРБ 16 41 -0.3 0.6 26.4

Л 32448.14+045758.8 0.762 РШ1 20 57 -1.0 -0.9 27.9:

ЖЕЛЕНКОВА, МАЙОРОВА Таблица 1. (Продолжение)

Name Pvr Mph Туре LAS," S3.9, mJy «3.9 «1.4 lg Lu.WHz-1

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

J133541.21 +050124.9 0.902 С GPS? 20 28 -1.1 1.3 25.6

J133920.76+050159.32) 0.871 С - 20 29 -0.3 - 27.6

J134201.37+050157.52> 0.857 С - 28 51 0.9 - 26.9

J134243.57+050431,52> 0.601 CLs FRI 20 970 -0.7 - 26.9

J135050.06+045148.92> 0.972 С GPS? 29 28 0.4 1.1 25.7

J135137.56+043542.0 0.960 С - 19 270 -0.9 -0.7 28.1

J140730.77+044934.9 0.675 D? - 14 78 -0.8 - 28.6

J141920.56+051110.62> 0.943 С GPS? 17 112 -0.2 0.4 26.9

J142104.21+050845.0 0.928 С CSS 17 154 -0.8 -0.7 27.4

J142409.47+043451.73^ 0.988 CJ FSRS 18 303 -0.3 -0.2 28.3

J145032.99+050824.6 0.925 CJ - 19 101 -0.3 - 28.1

J151141.19+051809.43) 0.725 с GPS 17 362 1.1 2.0 24.9

J155148.09+045930.5 0.961 D FRII, CSS 15 71 -1.2 -1.1 28.7

J160014.00+045231.03) 0.999 С FSRS 22 38 0.0 - 25.9

J161015.24+044923.5 0.919 D? GPS? 17 30 -0.7 0.2 27.2

J161637.49+045932.82) 0.984 С HFP 19 984 0.3 1.4 28.8

J163106.83+050119.2 0.972 dw? - 66 74 -0.9 - 27.4

J165643.94+050014.2 0.954 с - 20 50 -0.8 - 26.7:

Источник входит в программу мониторинга переменности АЯГ на радиотелескопе OVRO (http://www.astro.caltech.edu/orvoblazars/).

2) Источник имеет большую интегральную плотность потока в обзоре FIRST, чем в NVSS.

3) Есть указания на радиопеременность в базе данных NED.

Символом «:» отмечена радиосветимость, оцененная по индексу активности в радиодиапазоне.

(4) — тип радиоисточника: FSRS (Flat Spectrum Radio Source) — источник с плоским радиоспектром практически во всем диапазоне; FRII, FRI — двойной радиоисточник Фанарев-Райли типа II/I [34]; MPS (Mega-Hertz Peak Source), GPS (Giga-Hertz Peak Source), HFP (High Frequency Peaker) — источники, у которых максимум радиоспектра приходится на диапазон от 0.5 ГГц до нескольких десятков гигагерц (у HPF пик наблюдается за 5 ГГц); CSS (Compact Steep Spectrum) — компактный источник с крутым спектром; (5) — угловой размер радиоисточника по обзору NVSS, который определяется как параметр MajAxis из гауссианы, аппроксимирующей источник, или как расстояние по пикам интенсивности между двумя долями для двойных радиоисточников на карте NVSS; (6) — интегральная плотность

потока на частоте 3.94 ГГц в мЯн; (7) и (8) — спектральный индекс а (Би ж иа) на частотах 3.94 и 1.4 ГГц соответственно. Если радиоспектр аппроксимировался параболой, то величины спектрального индекса имеются в обеих колонках; (9) — логарифм светимости на частоте 1.4 ГГц, Вт Гц"1. Радиосветимость с учетом ^-поправки вычислялась по следующей формуле [35]:

Ьи = 4nD2L Sv (1 + z)(-a-1),

(1)

где Бь — фотометрическое расстояние, г — красное смещение, — наблюдаемая плотность потока на частоте V в системе координат источника. Для тех источников, у которых нет информации о красном смещении, светимость оценивалась по индексу активности в радиодиапазоне Кг [36], что отмечено «:».

Отождествление этих переменных радиоисточников проводилось по оптическому обзору DPOSS-II [37, 38], последним релизам SDSSDR12 [39], обзорам инфракрасного диапазона 2MASS [40], LAS UKIDSS (DR10 [41]) и GPS UKIDSS [42], WISE [43] по методике, описанной в работах [36, 44, 45]. Использовались радиокарты обзоров NVSS, FIRST c привлечением в отдельных случаях карт более высокого углового разрешения из архива NRAO. Отметим, что для некоторых источников из работ [28—30] представлены обновленные данные. Появившиеся с момента этих публикаций новые релизы используемых оптических и инфракрасных обзоров неба позволили в некоторых случаях уточнить отождествление и тип родительского объекта.

Результаты отождествления приведены в таблице 2. Описание колонок таблицы: (1) — усеченное название источника (Jhhmmss), где «SS» — отмечены объекты из выборки источников с крутыми

спектрами каталога RC, которая исследовалась по программе «Большое трио» [46] с целью поиска далеких галактик; (2) — результаты отождествления, где уверенное отождествление обозначено «+», возможное отождествление — «?». Дополнительно: «1» — слабый объект, «s» — возможное отождествление из-за радиокарты низкого разрешения, «*» — оптический объект смещен от радиокоординат; (3) — имя или координаты оптического объекта, с которым отождествлен радиоисточник. Названия объектов из каталогов SDSS, WISE, UGPS, ULAS обозначены прописными буквами. Строчные буквы с аббревиатурами обзоров и указанием фильтра обозначают объекты, которые отсутствуют в каталоге, но обнаружены на изображениях обзора в соответствующем фильтре. Если представлены координаты объекта без сопровождающей аббревиатуры, то они взяты из публикации, где проведено отождествление; (4) — морфологический тип родительского объекта.

Таблица 2. Сводная таблица отождествлений переменных радиоисточников

Name Id Host Type Neib mr, mag z Rr Mr, mag

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

J023155 + SDSS J023155.85+050235.2 g ynnyn 20.5 0.7: 3.0 -23.2

J033226 + SDSS J033226.75+045718.8 qso? ynnnn 21.5 0.7: 2.9 -23.3

J050625ss + J050625.10+050819.0 G ynnnn 21.6 0.817 [47] 4.4 -22.1

J051343 ?1 wiseW2J051343.4+045855 u nnnnn 22.8: - 4.4 -

J060612 + SDSS J060612.23+045741.6 g ynnnn 21.6 - 3.8 -

J060659 + WISE J060659.75+050659.3 g ynnnn 22.6: - 4.6 -

J061003 ?1 sdssiJ061003.7+045353 u nnnnn 22.3: - 3.9 -

J061900 ?1 ugpsKJ061900.2+050630 u nnnnn 22.8: - 5.4 -

J062128 + UGPS J062128.46+045852.7 g nnnnn 20.9: - 3.3 -

J062207 + UGPS J062207.30+045651.2 g ynnnn 18.2 - 2.6 -

J062310 ?s UGPS J062312.57+050419.8 g ynnnn 17.9 - 2.6 -

J062741 +* UGPS J062741.88+045802.9 g ynnnn 21.8: - 3.9 -

J063929 +* UGPS J063929.50+045935.6 g? nnnyn 20.2: - 2.8 -

J065848 +* UGPS J065848.66+045523.3 qso ynnnn 20.5: - 2.5 -

J065850 + UGPS J065850.14+050206.6 qso ynnnn 20.9: - 3.3 -

J065929 ?1 sdssz J065929.5+045604 u ynnyn 22.3: - 3.3 -

J072919 + WISE J072919.60+044946.9 qso nnnnn 20.7: - 3.8 -

J073357 + WISE J073357.44+045614.6 QSO nnnnn 19.1 3.010 [48] 3.4 -28.0

Таблица 2. (Продолжение)

№те М Нс^ Туре ЫеПэ тг, mag г 11г Мг, mag

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

.1074239 + \VISE .1074239.27+050705.4 О ппппп 16.5 0.160 [49] 2.9 -22.9

.1075314 + БОББ Ж5314.08+045128.9 ё ууппп 20.8 0.3: 4.1 -21.3

.1080757 + БОБ Б .1080757.54+043234.5 (380 пппуп 18.2 2.877 [50] 3.4 -28.8

.1081218 ?1 эс^ .1081218.1+050755 и упппп 22.6: - 5.2 -

.1081626 + БОББ Л081627.36+045847.5 ё ппппп 15.2 0.1: 1.3 -23.2

.1083148 + БОББ .1083148.87+042939.0 ОБО упупп 15.4 0.175 [51] 2.7 -24.4

.1091636 + БОББ Л091635.75+044113.9 О упппп 16.8 0.174 [39] 2.5 -23.0

.1092355 + БОБ Б .1092355.63+045643.4 ОБО пппуп 20.2 1.275 [39] 2.7 -24.8

.1095218 + БОББ .1095218.73+050559.2 ё упппп 21.5 0.4: 3.8 -20.3

Л100355 ?1 эёээ! 100355.4+05:01:24 и ппппп 22.5: - 4.0 -

Л100534 + иЬАБ ] 100534.82+045120.1 ё упппп 21.5: 0.6: 3.9 -21.3

Л01515 + БОББ Л01515.55+045305.0 ё ппппп 21.4 0.5: 4.5 -20.7

Л01603 + БОББ Л01603.13+051302.3 ОБО ппппп 18.9 1.701 [51] 3.6 -26.8

Л103846 + БОББ Л03846.78+051229.0 ОБО ппппп 19.1 0.473 [48] 3.9 -23.0

Л103938 + БОББ Л03938.72+051032.5 О упупп 17.1 0.070 [52] 2.9 -20.5

Л04117 + БОББ Л04115.61+045313.8 О упупп 14.9 0.068 [53] 1.4 -22.6

Л104527 + БОББ Л104527.17+045117.8 ё уппуп 21.9 0.6: 4.0 -21.6

Л104551 + БОББ Л04551.75+045551.1 ё уппуп 21.6 0.3: 4.7 -19.1

Л105253 + БОББ Л05253.09+045734.9 дэо? упппп 19.1 0.3: 3.0 -22.0

Л05719 + БОББ Л05719.23+045548.2 ОБО ппппп 18.5 1.334 [51] 1.8 -26.4

Л 10246 + БОББ Л 10246.28+045914.2 дэо ууппп 19.9 - 3.9 -

Л1243783 + БОББ Л 12437.40+045618.9 ОБО ууппу 17.5 0.284 [47] 3.4 -23.4

Л 13156 + иЬАБ ] 113156.44+045549.4 О пппуп 23.2 0.844 [54] 5.5 -20.5

Л 14521 + БОББ Л 14521.32+045526.7 ОБО упппп 19.0 1.344 [51] 3.9 -26.0

Л 14631 + БОББ Л 14631.78+045819.4 дэо упппп 19.9 - 3.7 -

Л 15248 + БОББ Л15248.33+050057.8 е? пппуп 22.9 - 4.5 -

Л 15336 + БОББ Л15335.85+045505.4 о пппуп 18.7 0.313 [39] 1.7 -22.5

Л 15851 + БОБ Б Л 15851.07+045544.7 дэо ппппп 21.2 - 3.4 -

Л2132888 + БОББ Л21329.09+050010.4 О пппуп 22.7 0.5: 4.8 -19.9

Л21852 + БОББ Л21852.36+051444.4 О упупп 14.2 0.075 [55] 1.8 -23.6

Л123507 + иЬАБ ] 123507.33+045320.4 ё ууппп 22.0 - 3.9 -

Л123727 + БЭЭБ ] 123726.33+045733.3 ууппп 22.1 0.8: 4.7 -21.1

Таблица 2. (Продолжение)

Name Id Host Type Neib mr, mag z Rr Mr, mag

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

J123932 + SDSS J 123932.75+044305.3 QSO nnnnn 20.4 1.761 [39] 4.1 -25.4

J124145 + SDSS J124145.08+045924.6 g nnnnn 22.2 0.7: 4.1 -21.0

J125755 + SDSS J 125755.81+045852.3 g yynyn 18.6 0.3: 3.5 -22.4

J130631 + SDSS J130631.62+050229.7 qso ynnnn 20.4 1.8: 3.2 -25.3

J132448 + SDS S J132448.16+045757.3 g ynnyn 21.8 - 4.3 -

J133541 + SDSS J133541.21 +050124.9 G ynnyn 20.9 0.770 [39] 3.3 -22.6

J133920 + SDSS J 133920.66+050158.9 QSO ynnnn 18.9 1.358 [51] 2.7 -26.2

J134201 + SDSS J134201.43+050156.0 QSO nnnyn 20.3 3.166 [56] 3.0 -27.0

J134243 + SDSS J 134243.62+050432.2 G yynny 16.4 0.136 [51] 3.2 -22.7

J135050 + SDSS J 135050.08+045149.2 qso nnnnn 20.3 1.8: 2.6 -25.5

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

J135137 + SDSS J135137.58+043541.8 g ynnnn 22.8 0.6: 5.5 -20.1

J140730 + SDSS J 140730.67+044934.9 QSO ynnyn 20.2 1.756 [39] 3.8 -25.5

J141920 + SDSS J141920.30+051109.2 QSO nnnnn 17.3 0.788 [51] 2.4 -26.2

J142104 + SDSS J142104.24+050844.8 G ynnnn 18.6 0.455 [39] 3.3 -23.6

J142409 + SDSS J 142409.50+043452.0 QSO nnnnn 17.7 1.366 [39] 2.9 -27.3

J145032 + SDSS J 145032.97+050822.4 QSO ynnnn 19.3 1.635 [39] 3.2 -26.3

J151141 + SDSS J151141.26+051809.2 QSO nnnny 16.3 0.084 [57] 1.7 -21.7

J155148ss + ULAS J155147.48+045935.0 G nnnyn 23.5 1.320 [39] 5.2 -21.7

J160014 + SDSS J160014.11+045231.3 G nnnyn 18.6 0.307 [39] 2.3 -22.6

J161015 + SDSS J161015.37+044924.5 qso nnnnn 20.5 1.3: 3.3 -24.5

J161637 + SDSS J161637.55+045932.7 QSO nnnnn 19.3 3.217 [58] 3.7 -28.2

J163106 ?s SDSS J163105.94+050149.8 g ynnyn 22.4 0.5: 4.6 -22.2

J165643 + WIS E J165643.86+050013.3 g? nnnnn 21.7: - 4.1 -

Объект из выборки источников с крутыми спектрами (SS) каталога ЯС. *-* Оптический объект смещен от радиокоординат.

«G», «g» — галактика (прописными буквами — тип объекта определен по спектральным данным, строчными — по фотометрическим данным в базе данных SDSS или с привлечением фотометрии UKIDSS и WISE). Аналогично — «QSO», «qso» — квазар, «и» — слабый объект, тип которого сложно определить из-за слабости блеска; (5) — окружение родительского объекта после визуальной инспекции кадров обзоров SDSS и UKIDSS: пять символов, первый из которых

указывает на наличие («у») или отсутствие («п») соседнего объекта в радиусе 7" от родительского объекта, что соответствует расстоянию примерно 10 кпк для минимального г = 0.07 выборки, второй — наличие компаньона по фотометрическому г, третий — наличие компаньона по спектральному г, четвертый — асимметричная форма и/или клочковатая структура, пятый — двойные линии в спектре SDSS; (6) — звездная величина в г-фильтре, символом «:» отмечены оценочные величины для

слабых радиоисточников; (7) — красное смещение z: для спектральных красных смещений приведены ссылки на публикации, фотометрические красные смещения, отмеченные «:», взяты из обзора SDSS; (8) — индекс активности в радиодиапазоне [59]:

Rr = 0.4(mr - iNVSs), (2)

где mr — звездная величина в SDSS фильтре r (с учетом галактического поглощения), tNVSS — плотность потока, выраженная в AB-величинах:

tNVSS = -2.5 lg(SNvss/3631), (3)

где SNVSS — плотность потока из обзора NVSS, при Rr > 1 объект относят к активным в радиодиапазоне; (9) — абсолютная звездная величина в фильтре r.

Комментарии к некоторым источникам.

RC J0506+0505. Источник исследовался по программе «Большое Трио» [46], оптическое отождествление и спектр получены по наблюдениям на

6-м телескопе САО РАН.

RCJ0623+0505 или J062310.60+050330.0. Диаграммой направленности РАТАН-600 бленди-руются три источника из обзора NVSS: двойной — J062314+050422 и J062310+050410 и точечный J062310+050249. Рассматривается отождествление и спектр для двойного радиоисточника.

RCR J075314.02+045129.4. У родительской галактики (SDSS J075314.08+045128.9) радиоисточника на расстоянии 1 '/4 есть компаньон — галактика SDSS J075314.06+045130.3. Их фотометрические красные смещения z из базы данных SDSS составляют 0.38 ± 0.12 и 0.38 ± 0.11 соответственно, то есть расстояние между объектами порядка 7 кпк. Эта пара является кандидатом двойного ядра (dual AGN [60]) в галактике.

RCRJ083148.89+042938.5. Родительская галактика, излучающая в рентгеновском [61] и

7-диапазонах [62], демонстрирует сильную внут-рисуточную переменность поляризации и потока в оптическом и ИК-диапазонах. Редкий объект типа BLLac, в котором наблюдаются изогнутые джеты по обеим сторонам от ядра. Отметим, что рядом на расстоянии 4". 7, или 14 кпк, находится еще галактика SDSS J083149.04+042934.9 c таким же z = 0.175.

RCR J091636.22+044132.0. Источник включает шесть объектов каталога FIRST. Родительская галактика входит в каталог скоплений галактик GMBCG [63].

RCRJ101603.12+051303.6. Зарегистрирована 7-вспышка [64].

RCRJ103938.62+051031.1. Отождествлен с взаимодействующей галактикой (z = 0.070), входящей в скопление Abell 1066. Рядом две галактики SDSS J103938.96+051031.3 с z = 0.068 [39] и SDSS J103939.61+051025.8 c z = 0.071.

RCRJ104117.65+045306.4. Входит в триплет галактик [53].

RCRJ104551.72+045553.9. Оптический объект классифицирован как скрытый пылью квазар [65].

RCRJ110246.51+045916.7. В обзоре SDSS объект SDSS J110246.28+045914.2 по ugriz-фото-метрии отнесен к звездам, хотя его показатели цвета в LAS UKIDSS и WISE соответствуют квазару. Рядом (5". 7, или 29 кпк при zph = 0.36) есть еще галактика, которая могла составить пару в предположении такого же красного смещения у родительской галактики.

RCRJ112437.45+045618.8. Галактика имеет двойные узкие эмиссионные линии [66], что может быть свидетельством того, что ее ядро — двойное.

RCR J113156.47+045549.3. Гравитационная линза MG1131+0456 [54], рентгеновский источник.

RCRJ114521.30+045526.7. Рентгеновский источник.

RCRJ114631.64+045818.2. Родительский объект, SDSSJ114631.78+045819.4, классифицируется по спектру SDSS DR10 как звезда F6V-клас-са, хотя его показатели цвета в LAS UKIDSS и WISE соответствуют квазару.

RCRJ121852.16+051449.4. Ярчайшая галактика в скоплении ABELL 1516.

RCRJ123727.34+045717.3 и RCRJ123723.63+ 045741.6. Им соответствуют два NVSS-источника, которые совпадают с пятью FIRST-объектами, составляющими два радиоисточника — двойной, включающий FIRST J123727.7+045712 (52.29 мЯн), FIRST J123727.4+045715 (66.85 мЯн), FIRST J123724.9+045743 (92.15 мЯн)и FIRST J123724.4+045746 (29.24 мЯн) и точечный — FIRST J123722.2+045736 (101.01 мЯн). В измерениях РАТАН-600, каталогах GB6 и VLSS источники блендируются.

RCRJ123932.78+044305.3. Блазар переменный в оптическом, радио и 7-диапазоне [64].

RCR J125755.32+045917.6. Отождествленные с ним два NVSS-источника в обзоре FIRST соответствуют девяти объектам.

RCRJ130631.65+050231.3. Родительская галактика SDSS J130631.62+050229.7 имеет компаньона SDSS J130631.46+050228.7 на расстоянии 2'/ 3.

RCRJ133541.21+050124.9. Рядом в 3'/3, что при z = 0.770 соответствует 25 кпк, есть еще объект SDSS J133541.18+050128.0.

RCRJ134243.57+050431.5. Родительская галактика имеет тип Sy1 [67].

RCRJ135137.56+043542.0. В 4'/3 (или 29 кпк при z ~ 0.6) от отождествления SDSS J135137.58+ 043541.8 есть ULAS J135137.75 +043538.4.

RCRJ142104.21+050845.0. Отождествлен с SDSS J142104.24+050844.8; рядом, 3'/1 или 18 кпк (z = 0.455), есть сосед — ULAS J142104.13+ 050847.6.

RCRJ142409.47+043451.7. Тип BLLac [61].

RCRJ151141.19+051809.4. Компактный радиоисточник отождествлен с галактикой SDSS J151141.26+051809.2 типа Sy1 [57].

RCRJ155148.09+045930.5. Объект исследовался по программе «Большое Трио» [46]. По наблюдениям на 6-м телескопе САО РАН имеет звездную величину R = 23.6 [44].

RCRJ161637.49+045932.8. Рентгеновский источник. С этим квазаром (z = 3.217) связано несколько систем линий поглощения. В работе [58] на глубоких снимках отмечено несколько компаньонов, причем у одного из них, находящегося на расстоянии 6'.'6, определено z = 3.215.

3. ПОИСК ПЕРЕМЕННОСТИ В ОПТИЧЕСКОМ И ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНАХ

Для поиска переменности родительских галактик в оптическом диапазоне были использованы каталоги USNO-B1 [68], GSC2.3 [69], SSS [70], SDSS, а в инфракрасном диапазоне — 2MASS, LAS UKIDSS и GPS UKIDSS.

Каталоги USNO-B1, SSS и GSC-2.3 основаны на материале серии фотографических обзоров

неба [71]. В соответствии с эпохой наблюдений фотопластинок их можно использовать для исследования переменности объектов ярче К = 20т на шкале до 50 лет. Для каждого объекта приводится средняя эпоха наблюдений используемых пластинок.

В каталоге USNO-B1 приведены измерения в пяти полосах (О, Е, 1, Г, N), причем для фильтров В (В1, или О; В2, или 1) и К (К1, или Е; К2, или Г) имеются две эпохи, а для I, или N, — одна эпоха наблюдений. Ошибки фотометрии оцениваются в 0т3, но для слабых объектов они могут быть больше. Комбинация пропускания фильтра и отклика эмульсии в измерениях первой и второй эпох каталога отличаются, однако этим можно пренебречь, поскольку ошибки фотометрии существенно выше.

В каталоге обзора SSS представлены измерения в фильтре К для двух эпох наблюдений, в фильтрах В и I — для одной. Точность фотометрических данных каталога составляет 0 ™3.

Для объектов в каталоге GSC2.3 приводятся звездные величины в шести полосах Г, 1, V, N, и и В. Поскольку сравнение звездных величин из разных каталогов для одного объекта проводилось в фильтре К, мы использовали данные GSC2.3 в фильтре Г.

В работе Пурсимо и др. [72] при калибровке по SDSS более двух сотен объектов полученная разница между звездными величинами в полосах К2 для ^N0^1 и Г для GSC2.3 составила 0™07, что на фоне фотометрических ошибок от 0™25 до 0 ™6 позволяет сравнивать эти величины, не приводя их к одной фотометрической системе.

В область обзора SDSS попали 53 из 73 исследуемых нами источников. Из базы данных SDSS1 для них была извлечена информация по п-величинам, причем количество измерений разных объектов варьировалось от двух до восьми. SDSS глубже на звездную величину, чем фотографические обзоры, что позволяет исследовать переменность у более слабых объектов.

Звездная величина в полосе г была преобразована к величине в фильтре К по следующей формуле [73]:

КвБвв = г - 0.272(г - г) - 0.159. (4)

Диапазон эпох для источников нашего списка в ^N0^1 охватывает интервал с 1949 по 1958 гг. для данных в полосе К1 и с 1989 по 2000 гг. для К2. В каталогах SSS — с 1977 по 1992 гг., GSC 2.3 — с 1986 по 1998 гг. и SDSS — с 2000 по 2009 гг.

1http://skyserver.sdss.org/dr12/en/home.aspx.

Мы оценили величину параметра Уи, характеризующего амплитуду вариаций блеска, по следующей формуле:

Vr =

mmin Шг

с!

Kin + а

2 )

max/

(5)

где mmin, mmax — звездные величины объекта из серии величин по каталогам USNO-B1, SSS, GSC2.3 и SDSS, amin, amax — среднеквадратичные ошибки их определения. Для каталогов USNO-B1 и SSS мы брали а = 0m3. Ошибки Oese в каталоге GSC2.3 оказались в диапазоне 0 m25-0m60 (медиана — 0m43). Величина osdss составила 0m01-0 m85 (медиана — 0 m01).

Для поиска переменности в ближнем инфракрасном диапазоне мы использовали информацию о звездных величинах в полосе K из каталогов 2MASS, LAS UKIDSS и GPS UKIDSS.

В обзоре 2MASS наблюдения в трех полосах J, H, Ks проведены с 1997 по 2001 гг. Предельная величина в фильтре K составляет 14 m3 при уровне обнаружения 10а. Фотометрические ошибки для объектов нашего списка составляют 0 m02-0m21 (медиана примерно 0 m 11).

Обзор UKIDSS проводится на 3.8-м телескопе иКЩТ с 2005 г. по настоящее время. Он включает в себя четыре обзора, отличающихся площадью покрытия и глубиной. В самом большом по площади обзоре, LASUKIDSS, используются фильтры У, 1, Н, К. Предел обнаружения в полосе К составляет 18т4. Обзор в плоскости Галактики UKIDSSGPS базируется на наблюдениях в полосах 1, Н, К с пределом К = 19™0. В этом фильтре производится три прохода для определения переменности объектов и измерения собственных движений. Фотометрические ошибки обзоров UKIDSS для рассматриваемых объектов — 0™01-0™27 (медиана приблизительно 0™07).

Поскольку фотометрические системы обзоров 2MASS и UKIDSS различаются, для приведения их к одной системе использовалась следующая формула [74]:

Кик = К2М " 0.081 X (Н2М - К2ы), (6)

где К2м и Н2м — звездные величины в полосах Н и К из каталога 2MASS, Кик — переведенная в систему UKIDSS звездная величина в фильтре К.

Таблица 3. Звездные величины родительских галактик переменных радиоисточников в полосах К и К

Name SDSS1, mag SDSS2, mag N UR1, mag UR2, mag SRI, mag SR2, mag GSC, mag 2K, mag LK, mag GK, mag VIr V2 R Vr VK

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15) (16)

J023155v 20.36 20.09 4 - 19.85 - 20.88 20.67 - 16.64 - 3.4 0.4 1.7 -

J033226 21.04 20.89 6 - - - - - - 15.97 - 0.8 - 0.8 -

J060612v 20.08 - 1 - - 21.14 20.77 - - - - - 0.9 3.5 -

J062207 - - 0 18.60 18.33 18.69 18.71 18.26 - - 16.02 - 0.9 0.9 -

J062310V - - 0 18.85 17.83 19.49 18.87 18.05 14.70 - 15.03 - 3.2 3.2 3.6

J073357 - - 0 18.67 19.15 18.70 19.10 19.44 - - - - 1.3 1.3 -

J074239v - - 0 17.01 16.07 17.20 17.54 16.52 14.72 - - - 3.1 3.1 -

J075314v 20.48 20.48 2 - 18.54 20.01 19.62 19.26 - - - 0.01 0.9 3.9 -

J080757N 18.03 18.03 3 17.78 17.78 18.06 17.99 18.00 15.81 - - 0.2 0.7 0.9 -

J081218 18.63 18.6 2 18.52 18.51 - - 18.69 - - - 1.7 0.3 0.4 -

J081626NV 14.89 14.79 3 12.41 11.99 15.49 15.39 12.56 13.19 - - 29.4 6.7 8.1 -

J083148NVW 15.39 15.11 4 13.99 14.55 14.33 - 13.85 11.37 13.71 - 63.1 1.5 4.3 98.6

J091636NV 16.63 16.50 5 15.19 14.50 17.31 16.86 15.54 14.25 14.60 - 17.3 5.4 6.5 4.0

J092355 19.91 19.84 5 19.84 19.59 19.89 19.74 19.46 - 16.63 - 1.5 0.7 0.9 -

J095218NV 21.21 21.15 5 - 19.73 - - 19.56 - 18.23 - 0.6 - 3.6 -

Таблица 3. (Продолжение)

№те 80882, N Ш1, Ш2, 81*1, 8И2, 08С, 2К, ьк, ок, У1п У2п Уп Ук

mag та§ та§ та§ та§ та§ та§ та§ та§ та§

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12) (13) (14) (15) (16)

Л01515 21.04 21.02 5 - - - - - - - - 0.2 - 0.2 -

Л 01603™ 19.22 18.63 6 20.03 19.97 19.23 19.11 19.53 - 13.93 - 32.9 1.6 2.8 -

Л03846у 18.83 18.77 5 18.96 19.53 18.43 19.04 19.20 15.18 16.10 - 3.6 1.9 2.2 5.3

Л03938ку 16.79 14.85 5 12.05 10.39 15.75 14.90 11.05 13.14 13.86 - 355.6 10.7 16.0 6.8

Л04117ку 14.68 14.36 5 13.02 10.96 16.00 15.17 12.01 13.37 13.73 - 97.0 10.3 12.9 4.7

Л104527 21.59 21.48 5 - - - - - - 17.70 - 0.7 - 0.7 -

Л04551 21.39 21.34 5 - - - - - - 18.28 - 0.5 - 0.5 -

Л05253у 26.96 19.19 3 19.74 19.45 19.27 19.68 19.19 14.99 15.64 - 9.1 0.9 9.1 4.7

Л05719 18.32 18.30 5 19.39 19.11 18.65 18.24 18.87 - 16.32 - 1.2 2.0 2.3 -

Л10246у 19.51 19.26 5 19.84 19.54 19.62 19.68 19.12 - 16.15 - 8.9 0.7 2.4 -

Л12437у 17.28 17.13 5 17.88 17.26 17.86 17.83 16.96 15.14 15.24 - 9.3 2.4 3.1 0.7

Л14521ку 18.78 18.77 5 19.32 18.67 18.62 18.41 18.46 - - - 1.1 2.2 3.0 -

Л14631 19.75 19.71 5 19.59 19.67 19.41 19.22 19.43 - 17.46 - 0.9 0.8 1.1 -

Л15248 22.52 22.52 2 - - - - - - - - 0.01 - 0.01 -

Л15336у 18.37 18.18 7 19.21 18.90 18.66 18.41 18.68 15.18 15.51 - 10.7 1.5 2.4 2.0

Л15851у 21.55 20.98 7 19.07 - - - - - 17.88 - 6.3 - 8.2 -

Л21328 22.19 22.15 4 - - - - - - 17.73 - 0.1 - 0.1 -

Л21852ку 14.06 13.90 7 - - 15.00 14.40 10.23 13.06 13.51 - 59.3 9.1 11.1 6.0

Л123507 18.24 18.24 1 18.51 18.01 18.01 18.35 17.94 15.09 - - - 0.8 1.4 -

Л123727 21.66 21.58 5 - - - - - - 17.08 - 0.3 - 0.3 -

Л23932КУ№ 20.09 20.07 5 - 18.11 18.62 17.81 18.23 - 15.89 - 0.5 1.6 5.4 -

Л24145 21.94 21.90 5 - - - - - - 17.94 - 0.2 - 0.2 -

Л25755у 18.76 18.28 5 19.53 18.13 - 18.98 18.67 - 16.02 - 19.2 0.5 2.8 -

Л130631 20.27 20.20 5 - 19.17 19.63 19.51 19.31 - 18.43 - 2.1 0.8 2.2 -

Л132448 21.79 21.59 5 - - - - - - 17.58 - 1.3 - 1.3 -

Л33541у 20.64 20.15 8 - - - - - - 16.76 - 4.5 - 4.5 -

Л33920ку 18.92 18.75 6 19.01 19.07 18.62 18.45 18.89 - 16.95 - 10.4 0.9 1.0 -

Л34201ку 20.14 19.99 7 19.15 19.65 18.83 19.87 19.85 - 17.84 - 3.6 1.8 2.6 -

Л34243ку 16.17 16.13 5 14.85 14.63 17.15 16.57 15.20 13.57 - - 7.7 5.3 6.8 -

Л35050к 20.05 20.03 5 19.70 19.65 19.81 - - - 17.10 - 0.6 0.4 1.3 -

Л35137 22.37 22.34 4 - - - - - - 17.92 - 0.1 - 0.1 -

Л40730 19.98 19.94 5 - 20.35 20.23 - 20.37 - 17.48 - 1.1 0.3 0.7 -

ЖЕЛЕНКОВА, МАЙОРОВА Таблица 3. (Продолжение)

Name SDSS1, SDSS2, N UR1, UR2, SRI, SR2, GSC, 2K, LK, GK, VlR V2 r Vr

mag mag mag mag mag mag mag mag mag mag

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15) (16)

J141920v 17.27 17.25 5 16.32 17.28 16.21 17.09 17.40 15.30 14.96 - 2.3 2.3 2.8 1.6

J142104v 18.24 18.15 5 18.85 18.44 18.89 19.02 18.22 - 15.91 - 3.0 1.5 2.0 -

J142409nvw 17.47 17.46 5 18.52 17.06 18.30 16.90 17.12 14.68 13.55 - 0.9 3.1 3.9 10.7

J145032v 19.22 19.05 5 - - - - - - - - 6.4 - 6.4 -

J151141NV 16.05 16.01 5 15.41 13.95 16.43 16.62 14.52 12.16 12.16 - 7.7 5.2 6.4 4.6

J155148 22.73 21.86 5 - - - - - - 17.36 - 1.3 - 1.3 -

J160014v 18.26 18.08 5 - 16.90 - - - 15.13 - - 8.4 - 4.5 -

J161015 20.33 20.30 5 19.90 19.70 - 19.69 19.69 - - - 0.7 0.4 1.3 -

J161637 19.09 19.07 5 19.25 19.49 19.12 19.14 19.17 - - - 1.0 0.6 0.8 -

J163106 22.03 22.03 2 - - - - - - - - 0.01 - 0.01 -

В NED имеются сведения об оптической переменности. V' Величина хотя бы одного из параметров, характеризующих переменность, больше 2.5. W' В каталоге WISE объект отмечен как переменный.

В таблице 3 приведены звездные величины в фильтрах R и K для 57 переменных радиоисточников из используемых каталогов оптического и инфракрасного диапазонов.

В колонке (1) приводится краткое имя источника (Jhhmmss). Символом «N» отмечены объекты, для которых в NED имеются сведения об оптической переменности, «V» — отмечены родительские объекты исследуемых радиоисточников, у которых хотя бы один из параметров V1R, V2R, VR и Vk, вычисленных по формуле (5), превышает 2.5, «W» — в каталоге WISE объект отмечен как переменный с большой вероятностью; (2), (3) — звездная величина в полосе r из базы данных SDSS, переведенная в величину в полосе R, или, если у объекта больше одной эпохи наблюдения, максимальная и минимальная величины; (4) — количество эпох наблюдений в SDSS; (5), (6) — R1- и R2-величины из USNO-B1; (7), (8) — R-величины для двух эпох из каталога SSS; (9) — R-величина из каталога GSC2.3; (10), (11), (12) — звездная величина в полосе K из каталогов 2MASS, LAS UKIDSS и GPS UKIDSS соответственно; (13), (14), (15), (16) — коэффициенты переменности: V1R — по данным обзора SDSS; V2R — USNO-B1, SSS и GSC 2.3; Vr — по всем оптическим данным; Vk — по каталогам инфракрасного диапазона 2MASS, LAS UKIDSS и GPS UKIDSS.

Родительские объекты исследуемых радиоисточников, у которых хотя бы один из коэффици-

ентов переменности V 1r, V2r, Vr и Vk, вычисленных по формуле (5), превышает 2.5, мы включили в подвыборку источников, заподозренных в переменности в оптическом и/или инфракрасном диапазонах.

Пятнадцать объектов из списка переменных радиоисточников отмечены в базе данных NED как переменные в оптическом диапазоне, причем из них только у J080757.60+043234.6 и J135050.06+045148.9 вычисленные нами коэффициенты переменности меньше 2.5. Эти объекты также были отнесены к подвыборке источников, у которых есть вариации блеска еще и в оптическом диапазоне.

Таким образом, из 73 радиопеременных источников у 35 наблюдается переменность и в оптическом, и/или в инфракрасном диапазонах. С учетом присущих каталогам ошибок фотометрии медианная величина амплитуды изменения блеска рассматриваемых объектов составляет 1™0 для USNO-B1, SSS и GSC2.3 , 0т 15 для SDSS и 0т36 для 2MASS и обзоров UKIDSS.

Из нашего анализа следует, что все родительские галактики переменных радиоисточников с блеском в интервале звездных величин R = 13 m — 18m оказались переменными в оптическом диапазоне. Для объектов слабее 18m, но ярче 21m доля оптически переменных объектов снижается до 50%—70%. Среди еще более слабых

объектов (R > 21m) переменность по данным каталогов не обнаружена. Уменьшение доли оптически переменных объектов при снижении блеска связано с наблюдательной селекцией из-за недостаточной глубины обзоров и отсутствия систематических наблюдений слабых объектов.

4. СВОЙСТВА ПЕРЕМЕННЫХ ИСТОЧНИКОВ, ОБНАРУЖЕННЫХ В ОБЗОРАХ «ХОЛОД»

В выборке радиоисточников, которую мы исследовали на предмет переменности, не накладывались ограничения ни на угловые размеры источников, ни на спектральные индексы. Она ограничена глубиной обзоров, которая составляет 10—15 мЯн на 3.94 ГГц. Всего в интервале прямых восхождений 2h < RA2ooo < 17h было обнаружено 73 источника со значительными вариациями потока. 55 из них входят в каталог RCR, три обнаружены дополнительно в диапазоне 7h < RA2000 < 17h и пятнадцать — в диапазоне 2h < RA2000 < 7h. Следует отметить, что у половины этих источников переменность подтверждается (см. таблицу 1) дополнительной информацией из базы данных NED, из программы мониторинга активных АЯГ на телескопе OVRO, а также большей, чем в NVSS, интегральной плотностью потока в FIRST и, косвенно, типом радиоспектра, поскольку у FSRS-, GPS-и HFP-объектов чаще наблюдаются вариации потока излучения, чем у источников с другим типом спектра.

По оценкам радиосветимости все источники каталога относятся к «радиогромким» (L1.4 > 1021 Вт Гц-1), 3% RCR-источников имеют характерную для галактик FRI-типа светимость L < 1024Вт Гц-1, 37% — FR l/FRII-типа, а более 60% можно отнести к мощным радиогалактикам FRII-типа (L > 1026-5Вт Гц-1). 52% переменных радиоисточников связано c галактиками, 40% — с квазарами и 8% — с АЯГ, тип которых не определяется из-за слабости блеска родительского объекта.

Как известно, чаще всего переменность в радиодиапазоне наблюдается у точечных радиоисточников с плоским спектром. Это подтверждается и для нашей выборки переменных объектов, обнаруженных в интервале 2h < RA < 17h, где 62% из них можно отнести к точечным, 13% имеют морфологию CJ, CL, T, DC, т.е. имеют ядро, и 25% — двойные.

Для всего каталога RCR (7h < RA < 17h) 44% источников классифицируются как точечные, 18% относятся к морфологическим типам с ядром и 36% — к двойным. Если сравнивать соотношение

морфологических типов только для тех источников каталога RCR, которые исследовались на предмет переменности2, то среди непеременных объектов 39% — точечные, 18% — c ядром и 43% — двойных, а для 58 переменных источников из этого же интервала прямых восхождений 7h < RA < 17h — соответственно 56%, 18% и 26%. Таким образом, среди переменных источников встречаются разные морфологические типы, хотя точечных и источников с ядром на 10—17% больше, чем среди непеременных.

Если рассматривать угловые размеры переменных радиоисточников нашей выборки, то в основном это компактные объекты. Так, у 73% радиоисточников LAS < 22" 5, т.е. они не разрешаются в обзоре NVSS и, по большей части, в обзоре FIRST или на других картах более высокого разрешения.

23% из них (см. таблицу 1) имеют «выпуклые» спектры с максимумом на частотах от 0.5 МГц (GPS, MPS) до десятков ГГц, что, согласно исследованиям кинематики джетов [75] и радиационных потерь [76], свидетельствует о «молодости» радиоисточника и соответствует возрасту порядка 103—105 лет. Учитывая отрицательную корреляцию между линейным размером и частотой пика спектра [77], источники HFP-типа считаются еще более молодыми объектами с возрастом всего приблизительно 102—103 лет [78]. Отметим, что среди источников каталога RCR такие особенности радиоспектра встречаются у 2—3% объектов.

В нашей выборке имеются и протяженные объекты (11%). Это восемь источников с LAS> 50" и линейными размерами от 100 до 500 кпк, причем их родительские объекты по спектральным или фотометрическим данным классифицируются как галактики. Половина из протяженных источников имеет ядро, два двойных с ядром и два тройных. Один источник — двойной, но для него есть только карты NVSS, которые не позволяют уточнить классификацию. Еще три источника имеют искаженные доли («winged»). Радиоисточники, чей морфологический тип определяется как тройной и двойной с ядром, включая источники, имеющие S-, X-образную форму или крылья («winged»), выделяются тем, что такая структура может порождаться повторной фазой активности ядра галактики в

2Всего на переменность было исследовано 262 источника RCR каталога, у которых имелись данные о плотностях потоков в двух и более обзорах. Источники, которые плохо разделялись на записях, так называемые «бленды»,

а также объекты, имевшие с точностью до погрешностей измерений одинаковые плотности потоков, нами не рассматривались. У 204 объектов переменность не была обнаружена.

<ю а

С

О

рэ

«о

- тЧ *

■ч1

m

ь

о 4 *

ч • (Ч

- СЧ у? л _

<П ч) /Ш D

1Л г\? U л ^

о <> Ь * -

о О С? *

п * о л

сч

1Л 1 0

" *

чг

о .

о О

ч> • •

- п 20.4 | 16.8 10:41:13.2 09.6 "

—1 . 1 . . 1 1 «... | .

RA2i

ra2

Рис. 1. Пример протяженных переменных источников. Слева — RCR J091636.22+044132.0, справа — RCR Л04П7.65+045306.4.

радиодиапазоне [79, 80], причем это может быть связано с переориентацией джетов [6].

На рис. 1 приведены изображения двух тройных источников RCR J091636.22+044132.0 (слева) и RCR J104117.65+045306.4 (справа), где на область в r-фильтре из SDSS наложены контуры карт обзора FIRST. У них присутствуют явно остаточные от завершившейся фазы активности в радиодиапазоне доли, а также яркое ядро, указывающее на возможно новую фазу.

У всех восьми протяженных переменных источников в окружении присутствуют соседи, близость которых в ряде случаев подтверждается по спектральным или фотометрическим красным смещениям из обзора SDSS, или их родительские галактики включены в каталоги групп или скоплений галактик (см. таблицу 2 и комментарии к источникам). Одно из возможных объяснений их переменности по аналогии с работой [6] — изменение ориентации внутреннего джета, который не совпадает со сформированными джетами радиогалактики. Вероятно, что такие изменения в ряде случаев могли быть вызваны гравитационным взаимодействием с близким массивным соседом.

Повышенная плотность окружения встречается не только у протяженных источников. Как следует из таблицы 2 (колонка (5)), у 70% переменных источников наблюдаются близкие к родительским объектам соседи или асимметричная, клочковатая структура самих родительских объектов, возможно, из-за близкого неразрешающегося компаньона.

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

Таблица 4. Характеристики переменных источников, обнаруженных в обзорах «Холод», в зависимости от типа радиоспектра

Туре AW % lg (L), WHz-1 z M, mag m, mag Varopt %

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)

USS 12 27.6 0.6 -20.7 22.1 -

SS 37 27.2 0.5 -22.4 21.5 41

FS 21 27.0 1.3 -25.4 19.3 80

IS 7 26.5 1.3 -24.8 20.5 20

PS 23 26.2 0.8 -24.5 19.1 65

Эти особенности отмечены при визуальной инспекции кадров SDSS и UKIDSS. Причем у 16% выявлены соседи, близость которых подтверждается спектральным или фотометрическим красным смещением из обзора SDSS или данными NED. Не исключено, что присутствие такого компаньона может влиять на амплитуду вариаций излучения.

Мы провели сравнение процентного отношения переменных источников в зависимости от типа спектра, а также медианных величин радиосветимости, z, звездных величин и доли переменных в оптическом диапазоне объектов для каждой группы. Результаты представлены в таблице 4, где в колонке (1) указан тип спектра: USS (Ultra

Steep Spectrum) — источники со спектральным индексом на 3.94 ГГц < —1 (Sv vа), SS (Steep Spectrum) — спектральный индекс попадает в интервал —1 < а < —0.5, FS (Flat Spectrum) — —0.5 < а < 0.1 и IS (Inverted Spectrum) — а > 0.1, PS (Peak Spectrum) — радиоспектр с пиком в дециметровом или сантиметровом диапазонах, т.е. MPS, GPS и HFP; (2) — доля от общего числа переменных источников; (3) — логарифм радиосветимости на частоте 1.4 ГГц в Вт Гц-1; (4) — красное смещение; (5) — абсолютная звездная величина в фильтре r; (6) — звездная величина в фильтре r; (7) — доля источников с переменностью в оптическом и/или ИК-диапазоне.

Большинство объектов с ультракрутыми спектрами являются компактными радиоисточниками, и в нашей выборке они связаны только со слабыми галактиками (R > 21m). В противоположность этому источники с инверсными спектрами отождествляются с квазарами (ярче R = 21m). Среди источников с плоскими спектрами большинство родительских объектов — квазары (62%), а среди источников с крутыми спектрами — галактики (70%). Отмечено достаточно большое количество объектов с завалом в радиоспектре, причем галактик и квазаров среди них поровну.

У переменных радиоисточников с ультракрутыми спектрами переменность в оптическом и/или ИК-диапазоне не обнаружена, скорее всего, из-за слабости блеска родительских объектов. Однако она отмечена у большинства объектов с плоскими спектрами, где источники отождествляются в основном с квазарами, у которых ядро больше открыто наблюдателю, а также у источников с завалом спектра (PS). Родительские объекты переменных источников с FS- и PS-спектрами в нашей выборке имеют по сравнению со всеми остальными более яркий блеск, и тем самым возможность обнаружения переменности в оптическом диапазоне по данным каталогов у них существенно выше.

5. НАБЛЮДАЕМЫЕ И ВНУТРЕННИЕ СВОЙСТВА ИСТОЧНИКОВ КАТАЛОГА RCR И УНИФИЦИРОВАННАЯ МОДЕЛЬ АЯГ

Прежде чем провести сравнение переменных и непеременных RCR-источников, мы рассмотрели свойства радиоисточников и их родительских галактик для всего каталога.

Наша выборка близка по плотности потока и интервалам переменности к выборке из работы де Вриса и др. [81], где исследовались свойства переменных радиоисточников, обнаруженных по архивным данным обзора FIRST, но отличается более высокой частотой, на которой проводились

наблюдения, и существенно меньшей площадью обзора (примерно 165Ш°).

Мы разбили источники на шесть групп так, чтобы медианная плотность потока в каждой группе приблизительно удваивалась, и определили медианные величины, характеризующие группу.

Для большинства источников каталога RCR (около 80%) мы определили, опираясь в основном на данные обзора SDSS, а также обзоров WISE, LAS UKIDSS и баз данных NED и SIMBAD, тип родительского объекта — квазар или галактика. У половины RCR-источников известны спектроскопические или фотометрические красные смещения, что позволяет провести оценку радиосветимости и абсолютной звездной величины объектов.

Результаты представлены в таблице 5, где в колонке (1) указаны диапазоны плотностей потока на частоте 3.94 ГГц; (2), (3), (4) — общее число источников, число галактик и квазаров в группе соответственно. Если сумма галактик и квазаров не совпадает с общим числом источников в выборке, то эта разница соответствует числу АЯГ неопределенного типа; (5), (6), (7), (8) — медианная величина плотности потока, звездной величины в фильтре r, логарифма радиосветимости на частоте 3.94 ГГц (Вт Гц-1) и абсолютной звездной величины в фильтре r3 для всех источников группы; (9), (10) — логарифм радиосветимости на частоте 3.94 ГГц (Вт Гц-1) и абсолютная звездная величина в фильтре r для галактик группы; (11), (12) — то же самое для квазаров.

Каталог RCR на частоте 3.94 ГГц представляет собой полную по плотности потока выборку с пределом чувствительности S ~ 10-15 мЯн. В нее попадают как достаточно близкие радиогалактики, так и далекие и яркие в радио и оптическом диапазонах квазары (рис. 2, внизу).

В среднем при уменьшении плотности потока снижается радиосветимость источников, однако этот спад у галактик круче (рис. 2, верхний ряд, слева), чем у квазаров. Число детектируемых галактик растет, а число квазаров по отношению к галактикам снижается. Абсолютная звездная величина галактик систематически ниже приблизительно на 2m5 по сравнению с квазарами.

Источники с имеющейся оценкой радиосветимости были разделены на группы. Диапазоны радиосветимости выбирались так, чтобы численность в группах была примерно равной. При попадании на границу диапазона мы относили объект к выборке с большей радиосветимостью. Отметим, что в

3Абсолютная звездная величина в фильтре r определена

с помощью функции fCosmoAbsMag, имеющейся в базе

данных SDSS.

*

о

о О

* *

о

А

25

Я

о О ° о °

° С? й °

100

Б , т Jy

1.0 -

0.8 -

0.6 -

10 100 в, гЫу 1000

I 1 1 1 1 1 I 1 1 1 1 ' 1 *'

* * '

-

* * .

- * * ■

* £

- оА ** -* * .

_ Яч) п„о рщж * * _

_о I од та "о О 0 1.1. Ввив®* 1 1 1.1.

-16

-18

-20

-22 -24

М, тад

-26

-28

Рис. 2. Вверху слева — логарифмическое распределение радиосветимости для 181 галактики (полые кружки) и 90 квазаров (заштрихованные звездочки) из каталога RCR с известными спектральными или фотометрическими оценками красных смещений по плотности потока на частоте 3.94 ГГц. Серой ломаной линией показана зависимость медианных величин плотности потока и светимости по шести выборкам (см. таблицу 5) для квазаров, черной пунктирной — для галактик. Вверху справа — распределение отношения к = —Мг/ ^(Ь3.94) абсолютной звездной величины в фильтре г к логарифму радиосветимости на частоте 3.94 ГГц в зависимости от плотности потока на той же частоте. Ось абсцисс для верхних рисунков — в логарифмической шкале. Внизу слева — распределение галактик и квазаров по радиосветимости и красному смещению. Внизу справа — по абсолютной звездной величине и красному смещению.

28

27

26

24

23

22

21

0

1000

Таблица 5. Характеристики источников каталога НОН в группах по плотности потока на частоте 3.94 ГГц

Иаг^е 5, К® 6', т, чщ. М, 1 1 ё(Ь% М«,

тЛу оЬ] оЬ] оЬ] тЛу та§ \VHz-1 та§ \VHz-1 та§ \VHz-1 mag

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (Ю) (П) (12)

2100-8 545 262 141 30 21.5 26.4 -22.6 25.7 -22.0 26.8 -25.5

2100-477 10 2 8 970 18.9 27.6 -23.5 27.2 -22.7 27.6 -25.9

477-210 24 10 14 257 19.4 27.3 -23.0 27.4 -22.1 27.3 -25.3

210-95 61 33 18 133 20.9 26.6 -22.7 26.3 -21.5 26.8 -25.5

95-46 96 57 24 62 21.4 26.5 -22.2 26.1 -21.8 26.8 -25.6

46-22 159 71 40 30 21.7 26.4 -22.8 25.8 -22.2 26.8 -25.5

22-8 194 78 34 15 22.1 26.3 -22.3 25.2 -22.0 26.5 -24.9

1од(Ц 1од(/_)

Рис. 3. Слева — зависимость отношения к = —Мг/ ^(Ь3.94) от логарифма радиосветимости на частоте 3.94 ГГц для галактик и квазаров из каталога ЯСЯ. Пустыми кружочками показана медианная величина параметра к для каждого бина (см. таблицу 6) логарифма радиосветимости для галактик, серыми звездочками — для квазаров. Барами с ограничителями показан 1ст-разброс величин. Справа — то же для источников с крутыми (пустые треугольники) и плоскими спектрами (серые квадратики). Линиями приведена аппроксимация полиномом 3 степени.

Таблица 6. Характеристики источников каталога НСН, разбитых на группы по радиосветимости на частоте 3.94 ГГц

\VHz-1 IV, оЬ] №, оЬ] оЬ] N0/^ ыц, \VHz-1 м, та§ к° кЯ кРБ £

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (Ю) (П) (12)

28.5-27.5 32 4 20 0.2 27.6 -26.0 0.79 0.95 0.93 0.99 1.4

27.5-27.0 83 17 29 0.6 27.2 -25.3 0.77 0.94 0.92 0.94 1.2

27.0-26.75 79 20 24 0.9 26.8 -25.3 0.77 0.97 0.91 0.96 1.4

26.75-26.5 65 29 18 1.6 26.6 -21.5 0.78 0.93 0.79 0.96 0.9

26.5-26.25 55 23 17 1.4 26.4 -23.0 0.83 0.98 0.85 0.98 0.8

26.25-26.0 57 40 14 2.9 26.1 -21.8 0.82 0.95 0.84 0.95 0.7

26.0-25.5 56 40 12 3.3 25.8 -22.3 0.85 0.93 0.86 0.90 0.6

25.5-25.0 52 45 5 9.0 25.3 -22.3 0.88 0.88 0.89 0.88 0.4

25.0-24.4 60 54 6 9.0 24.7 -22.8 0.92 0.97 0.93 0.93 0.3

24.0-21.0 20 20 - - 23.7 -22.4 0.95 - 0.95 0.94 0.06

двух крайних группах объектов оказалось меньше, чем в остальных.

Результаты подсчетов представлены в таблице 6, где в колонке (1) указан диапазон логарифма радиосветимости (Вт Гц-1) на частоте 3.94 ГГц; (2), (3) и (4) — общее число объектов, галактик и квазаров в группе соответственно, причем, если суммарное количество галактик и квазаров не совпадает с общим в группе, то разницу составляют АЯГ, чей тип не определяется из-за слабости оптического объекта; (5) — отноше-

ние числа галактик к числу квазаров в группе; (6), (7) — медианные величины логарифма радиосветимости на частоте 3.94 ГГц и абсолютной звездной величины в фильтре г в каждой группе; (8), (9) — медианные величины отношения к = —Мг/ ) для галактик и квазаров, со-

ответственно; (10), (11) — то же отношение к для источников с крутыми (а < -0.5) и плоскими (а > -0.5) спектрами; (12) — медиана красного смещения г в группе.

Исходя из того, что оптическое и радиоизлуче-

9 - О О

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

8 -

7 -

6 -

2 - -

■ О ° '

1: ° о :

О _I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I__

24.5 25.0 25.5 26.0 26.5 27.0 27.5 28.0 1од(Ц

Рис. 4. Отношение числа галактик к числу квазаров в каждой группе по радиосветимости на частоте 3.94 ГГц (штриховая линия — аппроксимация параболой).

ние активной галактики обусловлены процессами, генерируемыми «центральной машиной», и что ядро окружено затеняющим пылевым тором, можем предположить, что величина наблюдаемого оптического излучения определяется степенью этого затенения, в то время как радиоизлучение, генерируемое АЯГ, регистрируется полностью. Предположим, что отношение оптической светимости к радиосветимости можно принять за характеристику, определяющую степень затенения тором.

Подсчеты отношения абсолютной звездной величины к логарифму радиосветимости к = —Мг/ ) представлены в таблице 6 и

отображены на рис. 3. Квазары демонстрируют достаточно постоянную величину к, близкую к единице и независящую от мощности радиоисточника (рис. 3, слева), у галактик же этот параметр меняется. У самых мощных источников он имеет минимальную величину, затем, начиная с некоторого значения, растет и достигает величины, которая наблюдается у квазаров.

На рис. 3 справа приведено сравнение параметра к для групп источников с крутыми и плоскими спектрами, где спектральный индекс можно было бы рассматривать в качестве еще одного индикатора ориентации. Здесь различие поведения параметра к «замыто» большим разбросом величин в каждой группе.

Как и в случае групп источников, разбитых по плотности потока, здесь при снижении радиосветимости меняется соотношение объектов в группе, число квазаров падает, а число галактик растет. Зависимость отношения числа галактик к числу квазаров от радиосветимости показана на рис. 4.

Разное для галактик и квазаров поведение параметра к согласуется с унифицированной моделью, т.е. ориентация тора влияет на наблюдаемые

проявления АЯГ. Однако получается, что у источников разной мощности радиоизлучения затеняющие свойства пылевого тора разные. Можно предположить, что они определяются геометрией тора и его способностью экранировать оптическое излучение от активного ядра. У мощных источников (до L ~ 1026'8ВтГц-1) тор, скорее всего, узкий и менее прозрачный для оптического излучения, что подтверждается (см. таблицу 6, рис. 4) низким отношением числа галактик к числу квазаров. Со снижением мощности радиоисточников растет число галактик, то есть геометрия тора и/или распределение пылевых облаков, образующих тор, меняется, сильнее экранируя активное ядро. Интересно, что при L < 1025Вт Гц-1 величины к у галактик и квазаров сближаются, исходя из чего можно предположить, что затеняющие свойства пылевого тора снижаются — меньше облаков и/или больше просветов.

Предположив, что спектральный индекс, определенный по интегральным величинам плотности потока источника, может служить характеристикой ориентации пылевого тора и центрального источника относительно наблюдателя, мы проанализировали поведение параметра к для источников с плоскими и крутыми спектрами. Как видно из рис. 3 (справа), некоторое различие для источников с плоскими и крутыми спектрами прослеживается, но оно «замыто» большим разбросом величин.

С помощью затеняющих свойств тора, меняющихся в зависимости от мощности радиоисточника, можно объяснить наблюдаемую картину в распределении квазаров и галактик для нашей полной по плотности потока выборке радиоисточников — каталогу RCR, а именно: среди далеких объектов, а это в основном мощные радиоисточники, много квазаров, среди более близких источников преобладают галактики. Но здесь также присутствует и эффект наблюдательной селекции — более яркие объекты видны на более далеких от наблюдателя расстояниях.

6. СРАВНЕНИЕ ПЕРЕМЕННЫХ И

НЕПЕРЕМЕННЫХ ИСТОЧНИКОВ КАТАЛОГА RCR

В работе де Вриса и др. [81] при исследовании выборки 123 радиоисточников, которые демонстрируют значительные вариации потока на 1.4 ГГц по архивным данным FIRST 1995—2002 гг., и сравнении ее с контрольной выборкой непеременных источников, отождествленных с SDSS, обнаружено, что доля квазаров как в выборке переменных, так и в выборке непеременных объектов снижается при уменьшении плотности потока. Выборка переменных источников содержит существенно больше квазаров, чем выборка непеременных объектов. По

Таблица 7. Параметры выборки непеременных источников (NoVar) каталога КСК, переменных в радиодиапазоне (RVar) и переменных как в радио, так и в оптическом диапазоне (ROVar)

8атр1е К, оЬ] ББ, % РБ, % Р к

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)

ЫоУаг 204 72 28 2.2 2.8 1.1 0.90

ИУаг 57 54 46 1.1 5.0 0.1 0.92

ИОУаг 35 43 57 0.9 5.0 0.3 0.96

сравнению с галактиками квазары почти в пять раз чаще оказываются переменными радиоисточниками.

Мы сравнили параметры 204 источников каталога РСР, у которых вариации плотностей потока не найдены, с параметрами обнаруженных переменных радиоисточников, которые попали в область покрытия каталога. На рис. 5 представлены распределения их плотностей потоков 63.94 и спектральных индексов а3.94 на частоте 3.94 ГГц, абсолютной звездной величины Мг в фильтре г и логарифма радиосветимости на частоте 1.4 ГГц, а также распределение индекса активности в радиодиапазоне Яг и распределение по спектральным и фотометрическим красным смещениям. Как видно из диаграмм, переменные и непеременные источники каталога ЙСР мало отличаются по своим параметрам, за исключением того, что выборка переменных источников ярче по плотности потока и радиосветимости.

Параметры непеременных источников (ЫоУаг) каталога РСР, переменных в радиодиапазоне (НУаг), а также переменных как в радио, так и в оптическом диапазоне (РОУаг), приведены в таблице 7. В колонке (1) ЫоУаг обозначает выборку источников каталога РСР, у которых значительные вариации потока не обнаружены; РУаг — источников, у которых обнаружена переменность; РОУаг — переменных радиоисточников, у которых также обнаружены вариации блеска в оптическом диапазоне; (2) — число объектов в каждой выборке; (3), (4) — процентная доля источников с крутыми (а < —0.5) и плоскими (а > —0.5) спектрами соответственно; (5), (6), (7) — отношение числа галактик к числу квазаров во всей выборке и среди источников с крутыми и плоскими спектрами соответственно; (8) — медианная величина отношения к = —Мг/1од(Ьз.94).

Из таблицы видно, что доля источников с крутыми спектрами выше всего в выборке непеременных источников, а доля источников с плос-

кими спектрами — у источников, переменных в радио и оптическом диапазонах. Параметр к, или отношение абсолютной звездной величины к радиосветимости, принимает самое низкое значение у выборки непеременных источников по сравнению с двумя остальными. В какой-то мере спектральный индекс является характеристикой ориентации тора и ядра относительно наблюдателя, а параметр к относится к характеристике затеняющих свойств тора. Снижение числа галактик по отношению к числу квазаров наблюдается от выборки непеременных источников к выборке переменных источников. Оно еще меньше у источников переменных и в радио, и оптическом диапазонах. Получается, что в среднем у переменных источников ядро больше открыто наблюдателю.

На рис. 6 показано, как меняется доля переменных источников в зависимости от плотности потока. Для построения графика мы разбили выборки на бины (см. таблицу 5) и определили медианную плотность потока и число объектов для каждого бина. Кроме процентной доли переменных источников от числа РСР-объектов, среди которых производился поиск переменности (черная сплошная линия), на графике показана доля объектов, у которых наблюдаются вариации блеска в оптическом диапазоне (серая сплошная). Крайняя точка для плотностей потока ниже 20 мЯн не является надежной, поскольку в бин попал только один источник. Следует отметить, что переменность в оптическом диапазоне достаточно часто сопутствует переменности в радиодиапазоне.

Как мы полагаем, снижение количества обнаружений переменных источников с уменьшением плотностей потоков (рис. 6), скорее всего, связано с недостаточностью чувствительности и скважностью наблюдений. Не исключена и возможность уменьшения амплитуды вариаций из-за популяции не столь мощных в радиодиапазоне активных ядер галактик (см. рис. 2, верхний слева). Это снижает вероятность обнаружения переменности по имеющимся данным. Таким образом, для каталога РСР мы можем получить только нижнюю границу оценки доли переменных объектов как в радио, так и в оптическом диапазонах.

На рис. 7 (слева) приведено распределение источников исследуемой выборки по радиосветимости на частоте 1.4 ГГц и красному смещению. Переменные источники обозначены серыми звездочками, непеременные — пустыми кружками. Справа на рисунке показана процентная доля в каталоге РСР переменных в радиодиапазоне источников (черная сплошная линия) и переменных в оптическом и радиодиапазоне (серая пунктирная линия) в зависимости от радиосветимости на частоте 1.4 ГГц.

-I-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-

НидНПг

50

О

О 20

0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 в, ГТ^у

-18 -20

-22 -24

М.

-26 -28

0 1-е -1.5

-0.5 0.0

Из.04

0.5 1.0

40

О

О 20

о 20

Н 1 I 1 I 1 п

н 1 п

3

К.

Рис. 5. Сравнение параметров непеременных и переменных (серый цвет) источников каталога НСН. Сверху вниз и слева направо: распределение источников по плотности потока на частоте 3.94 ГГц и распределение спектральных индексов на частоте 3.94 ГГц; абсолютные звездные величины в фильтре г и логарифм светимости на частоте 1.4 ГГц; индекс активности в радиодиапазоне и распределение по спектральным и фотометрическим красным смещениям (для 187 источников, из которых48 переменны).

Из 262 объектов спектральное или фотометрическое красное смещение известно примерно у 60% источников (у 48 переменных и 108 непеременных). Галактики и квазары достаточно равномерно распределяются на плоскости, за исключением

объектов низкой и высокой радиосветимости, где в первом случае из-за небольшой площади покрытия в каталог НСН попадает мало квазаров, а во втором случае — радиогалактик. Если в диапазоне радио-светимостей 1025—1028Вт Гц-1 рассматривать до-

Э, п^у

Рис. 6. Процентное отношение переменных в радиодиапазоне источников (черная сплошная линия) и переменных в радио и оптическом диапазонах объектов (серая штриховая линия) к общему числу RCR-источников, среди которых проводился поиск переменности, в зависимости от плотности потока на частоте 3.94 ГГц.

лю радиопеременных объектов, то она оказывается порядка 20%. Доля переменных объектов в оптическом и радио диапазонах почти совпадает внутри всего интервала светимостей, но при больших светимостях она снижается, скорее всего, из-за недостатка данных по слабым объектам.

7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Проведен поиск переменных радиоисточников по сохранившимся осредненным записям поисковых обзоров «Холод», проводившихся на РАТАН-600 в 1980-1994 гг. Исследовались те источники в интервале прямых восхождений 2Ь < ИЛ2ооо < 17ь, у которых имелись измерения плотности потока на частоте 3.94 ГГц в двух и более обзорах. На переменность не исследовались объекты, у которых оценки плотности потоков в разных обзорах совпадали с точностью до ошибок измерения, или они были зафиксированы только в одном обзоре, а также блендированные источники.

В интервале 2Ь < ИЛ2000 < 7Ь из 195 источников 145 объектов исследовались на переменность. Было обнаружено 15 переменных радиоисточников.

В области покрытия каталога RCR4 (7Ь < ИЛ < 17ь) [82] из 284 объектов5, исследованных на переменность, у 58 были обнаружены значительные вариации плотности потока с вероятностью р > 0.6 по критерию %2.

4Каталог RCR содержит 562 объекта. Если исключить бленды, то — 545.

5262 объекта входят в RCR-каталог и 22 найдены в этой полосе при повторной обработке записей [31].

У пяти источников6, входящих в программу мониторинга OVRO и/или отмеченных в NED как переменные, по нашим измерениям значительных вариаций плотности потока не обнаружено. С учетом этих пяти источников в исследуемой области зафиксировано 78 переменных объектов, что составляет около 10% от общего числа источников, зарегистрированных в интервале 2h < RA2ooo < 17h, или 18% от количества объектов (429), которые исследовались на переменность. Это совпадает с оценками приблизительно 10—30% при поиске радиопеременности по архивным данным [81, 83].

Первые оценки переменности источников на РАТАН-600 были получены в работе Горшкова и др. [83] по наблюдениям в обзорах, проводившихся лабораторией ГАИШ в течение семи лет на частотах 4 и 7 ГГц, где из 180 объектов с интегральной плотностью потока более 200 мЯн доля переменных составила 30%. Если рассматривать яркие переменные источники из нашего списка с S3.94 ГГц ^ 200 мЯн, а это 17 из 36 ярких объектов каталога RCR (7h < RA2000 < 17h) или 17 из 31, исследовавшихся на переменность в этом диапазоне прямых восхождений, то доля переменных составит соответственно 47% и 55%. Однако, если учесть источники в интервале прямых восхождений 2h < RA2000 < 7h (16 объектов с £з.э4 ГГц ^ 200 мЯн), то получим порядка 30%, что совпадает с оценками Горшкова и др. [83].

Радиосветимости исследуемой выборки переменных источников на 1.4 ГГц попадают в диапазон 1024 5—1029 5 Вт Гц-1, т.е. все эти объекты являются мощным радиоисточниками. Cреди них галактик (52%) немного больше, чем квазаров (40%). Объектов с крутыми спектрами (а3.94 ГГц < —0.5)

несколько больше (56%), чем с плоскими7. У переменных источников встречаются самые разные морфологические типы, хотя точечных и источников с ядром на 10—17% больше, чем у непеременных объектов.

Эволюционные стадии мощных внегалактических источников связаны с их линейными размерами, причем возраст источников, имеющих пик в спектре в дециметровом и сантиметровом диапазонах, оценивается примерно в 105 — 102 лет, а таких в нашей выборке переменных источников — 23%.

Десятая часть переменных объектов не являются компактными и имеют значительные угловые и линейные размеры (от 100 до 500 кпк), причем

6RCR J090111.84+044858.9, RCR J155035.26+052710.6, RCR J165833.47+051515.6, RC J0433+0520,

RC J0505+0459.

7На частоте 1.4 ГГц доля источников с крутыми спектрами немного ниже — 52%.

1 г

0.01

23

* * % п 1

о Гр

О 6 о @ ° о

о а

„ о о« О О о

Чо **

о

о о

)

"о ^ о

24

25 26

|оЯ0-м>

27

28

100

29

26 27

юэ^,,)

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

Рис. 7. Слева — распределение источников исследуемой выборки по логарифму светимости Ь на частоте 1.4 ГГц и красному смещению г. Переменные источники обозначены заштрихованными звездочками, непеременные — пустыми кружками. Справа — процентная доля в каталоге ЯСЯ переменных в радиодиапазоне источников (черная сплошная линия, черные кружки) и переменных в радио и оптическом диапазонах (серая штриховая линия, звездочки).

в морфологической структуре есть особенности, которые, скорее всего, порождаются повторной активной фазой радиоисточника. Все протяженные источники отождествляются с галактиками, у которых есть соседи. Одно из возможных объяснений их переменности по аналогии с работой [6] — изменение ориентации внутреннего джета, не совпадающего со сформированными джетами радиогалактики. Вероятно, что такие изменения в ряде случаев могли быть вызваны гравитационным взаимодействием с близким массивным соседом.

У половины переменных радиоисточников обнаружена переменность в оптическом и/или инфракрасном диапазонах, причем все родительские объекты ярче К = 18т оказались переменными в оптическом диапазоне. Доля переменных родительских объектов снижается у более слабых в оптическом диапазоне источников, что, скорее всего, связано с недостаточной глубиной обзоров.

Статистические подсчеты, выполненные для всего каталога РСР, разбитого на группы по плотности потока, показали, что с уменьшением плотности потока в целом снижается радиосветимость источников, однако этот спад у галактик круче, чем у квазаров. При более низких плотностях потока источников и снижении блеска их родительских объектов число квазаров по отношению к галактикам снижается. По абсолютной звездной величине квазары систематически ярче галактик приблизительно на 2т. Наблюдательная селекция такова, что в полную по плотности потока выборку, которой является каталог РСР на частоте 3.94 ГГцпри пределе чувствительности 6 ~ 15 мЯн, попадают как достаточно близкие радиогалактики, так и далекие и яркие в радио и оптическом диапазонах квазары.

Полагая, что излучение активной галактики определяется процессами, генерируемыми центральной машиной, а ядро окружено пылевым тором, можем предположить, что наблюдаемое количество оптического излучения зависит от того, в какой мере тор затеняет центральный источник, а радиоизлучение, генерируемое активным ядром, регистрируется полностью. Отношение оптической светимости к радиосветимости можно отнести к характеристике затеняющего фактора тора. Для проверки были использованы источники каталога РСР с известным типом родительского объекта и красным смещением (примерно половина объектов каталога), что позволило произвести оценку их радиосветимости и абсолютной звездной величины.

Было проанализировано, в какой мере отношение абсолютной звездной величины к логарифму радиосветимости, к = —Мг/ ^(Ь3.94), взятое с обратным знаком, различается у галактик и квазаров. Обнаружено, что квазары демонстрируют достаточно постоянную величину этого отношения к & 0.94, не зависящую от мощности радиоисточника, а у галактик оно меняется от 0.77 до 0.92. У самых мощных радиогалактик параметр к имеет минимальную величину, затем, по мере снижения радиосветимости, начиная с некоторого значения, растет и достигает величин, наблюдаемых у квазаров.

Разное поведение отношения к у галактик и квазаров показывает, что имеется связь с затеняющими характеристиками тора. Зависимость этого параметра от радиосветимости у радиогалактик указывает на то, что у источников разной мощности радиоизлучения затеняющие свойства пылевого тора разные. Полагаем, что они определяются как геометрией тора, так и его способно-

стью экранировать оптическое излучение активного ядра. Хотя для учета наблюдательной селекции это предположение требует проверки на более репрезентативной выборке. У мощных источников (L > 1026.8 Вт Гц-1) тор экранирует большую часть ядра и имеет угол раскрыва больше 45°. В нашей выборке на это дополнительно указывает низкая доля галактик в сравнении с квазарами среди мощных радиоисточников. Со снижением мощности эта доля растет, то есть угол раскрыва тора уменьшается, и он экранирует центральный источник в большей степени. Интересно, что при L < 1025 Вт Гц-1 величины k у галактик и квазаров сближаются, из чего можно предположить, что оптическая толщина тора падает — меньше облаков и больше просветов. При сравнении параметра k для групп источников с крутыми и плоскими спектрами также прослеживается его разное поведение, хотя оно «замыто» большим разбросом величин в каждой группе.

Сравнение источников каталога RCR, у которых не обнаружены значительные вариации плотности потока, с переменными радиоисточниками, а также с теми из них, у которых, по данным каталогов, есть вариации блеска в оптическом и/или инфракрасном диапазонах, показало, что медианная величина k, а также доля источников с плоскими спектрами растет от первой группы к последней. Если рассматривать это как проявление ориентации пылевого тора и его затеняющих характеристик, то можно заключить, что ядро переменных источников больше открыто наблюдателю.

Доля переменных источников среди объектов каталога RCR с известными красными смещениями сохраняется на уровне примерно 10% в диапазоне радиосветимости на частоте 1.4 ГГц от 1025 до 1028 Вт Гц-1, а если рассматривать выборку, которая исследовалась на радиопеременность, то она составляет 20%. Почти на том же уровне находится доля объектов, переменных как в радио, так и в оптическом диапазонах. Она снижается лишь на больших светимостях (больше 1028 Вт Гц-1), скорее всего, из-за эффектов селекции в видимом диапазоне. Переменность в радиодиапазоне сопровождается в большинстве случаев переменностью в оптическом диапазоне для достаточно ярких в оптике (R < 18m) родительских объектов.

БЛАГОДАРНОСТИ

Работа выполнена при частичной поддержке гранта РФФИ 14-07-00361. Работа выполнялась при поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракт 14.518.11.7054). В исследованиях использовались средства доступа к каталогам Vizier, база данных

SIMBAD (CDS, Страсбург, Франция), а также база данных внегалактических объектов NED (NASA/IPAC Extragalactic Database), поддерживаемая лабораторией JPL Калифорнийского технологического университета по контракту с NASA. Авторы выражают благодарность рецензенту за ценные замечания, которые существенно улучшили качество изложения.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. A. P. Marscher and W. K. Gear, Astrophys. J. 298, 114(1985).

2. M. Camenzind and M. Krockenberger, Astron. and Astrophys. 255,59(1992).

3. J.-L. Gomez, Lecture Notes Phys. 589,169(2002).

4. M. Villata and C. M. Raiteri, Astron. and Astrophys. 347,30(1999).

5. M. Villata, C. M. Raiteri, A. Sillanpaa, and L. O. Takalo, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 293, L13 (1998).

6. X. Chen, J.P. Rachen, M. Lopez-Caniego, et al., Astron. and Astrophys. 553, A107 (2013).

7. M. Tornikoski, E. Valtaoja, H. Terasranta, et al., Astron. and Astrophys. 289, 673 (1994).

8. V. N. Belov, V. A. Hagen-Thorn, S. G. Marchenko, Astrophysics 30,7(1989).

9. C. M. Raiteri, M. Villata, H. D. Aller, et al., Astron. and Astrophys. 377,396(2001).

10. M. T. Hanski, L. O. Talalo, and E. Valtaoja, Astron. and Astrophys. 394,17(2002).

11. F. M. Rieger, Astrophys. Space Sci. 309, 271 (2007).

12. J. B. Hutchings, S. C. Morris, A. C. Gower, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 106, 642 (1994).

13. S. A. Baum and T. Heckman, Astrophys. J. 336, 681 (1989).

14. S. A. Baum and T. Heckman, Astrophys. J. 336, 702 (1989).

15. S. Rawlings, R. Saunders, S. A. Eales, and C. D. Mackay, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 240, 701 (1989).

16. S. Rawlings and R. Saunders, Nature 349, 138 (1991).

17. C. J. Willott, S. Rawlings, K. M. Blundell, and M. Lacy, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 309, 1017(1999).

18. R. Antonucci, Annual Rev. Astron. Astrophys. 31, 473(1993).

19. P. D. Barthel, Astrophys. J. 336, 606(1989).

20. C. M. Urry and P. Padovani, Publ. Astron. Soc. Pacific 107,803(1995).

21. A. Lawrence, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 252, 586(1991).

22. J. H. Krolik and M. C. Begelman, Astrophys. J. 329, 702(1988).

23. K. R. W. Tristram, K. Meisenheimer, W. Jaffe, et al., Astron. and Astrophys. 474, 837 (2007).

24. M. Elitzur, Astrophys. J. 747, L33 (2012).

25. Yu. N. Parijskij and D. V. Korolkov, Itogi Nauki i Tekhniki, Seriia Astronomiia 31, 73 (1986).

26. Yu. N. Parijskij and D. V. Korolkov, Sov. Sci. Rev. Astrophys. Space Rhys. 5, 39 (1986).

27. N. N. Bursov, Candidate's Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAN, Nizhnij Arkhyz, 2003).

28. E. K. Majorova and O. P. Zhelenkova, Astrophysical Bulletin 67,318(2012).

29. E. K. Majorova and O. P. Zhelenkova, Astrophysical Bulletin 68,418(2013).

30. E. K. Majorova and O. P. Zhelenkova, Astrophysical Bulletin 70,34(2015).

31. O. P. Zhelenkova and E. K. Majorova, Astrophysical Bulletin 71, 14(2016).

32. J. J. Condon, W. D. Cotton, E. W. Greisen, et al., Astron. J. 115, 1693(1998).

33. R. H. Becker, R. L. White, and D. J. Helfand, Astrophys. J. 450,559(1995).

34. B. L. Fanaroff and J. M. Riley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 167,31 (1974).

35. G. Miley and C. De Breuck, Astron. Astrophys. Rev. 15, 67 (2008).

36. O. P. Zhelenkova, N. S. Soboleva, E. K. Majorova, and A. V. Temirova, Astrophysical Bulletin 68, 26 (2013).

37. I. N. Reid, C. Brewer, R. J. Brucato, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 103, 661 (1991).

38. S. G. Djorgovski, R. R. Gal, S. C. Odewahn, et al., in Proc. 14th IAP Colloq. on Wide Field Surveys in Cosmology, Ed. by S. Colombi and Y. Mellier (Editions Frontieres, Gif-sur-Yvette, 1998), p. 89.

39. C. P. Ahn, R. Alexandroff, C. Allende Prieto, et al., Astrophys. J. Suppl. 211, 17(2014).

40. M. F. Skrutskie, R. M. Cutri, R. Steining, et al., Astron. J. 131, 1163(2006).

41. A. Lawrence, S. J. Warren, D. Almani, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 379, 1599 (2007).

42. P. W. Lucas, M. G. Hoare, A. Longmore, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 391, 136L (2008).

43. E. L. Wright, P. M. R.Eisenhardt, and A. K. Mainzer, Astron. J. 140, 1868(2010).

44. O. P. Zhelenkova, Candidate's Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAN, Nizhnij Arkhyz, 2007).

45. O. P. Zhelenkova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 63,346(2008).

46. Yu. N. Parijskij, W. M. Goss, A. I. Kopylov, et al., Astron. Astrophys. Transactions 19, 297 (2000).

47. Yu. N. Parijskij, A. I. Kopylov, A. V. Temirova, et al., Astronomy Reports 54, 675 (2010).

48. S. E. Healey, R. W. Romani, G. Cotter, et al., Astrophys. J. Suppl. 175, 97 (2008).

49. V. L. Afanasiev, S. N. Dodonov, A. V. Moiseev, et al., Astronomy Reports 53, 287 (2009).

50. A. Hewitt and G. Burbidge, Astrophys. J. Suppl. 69, 1 (1989).

51. P. C. Hewett and V. Wild, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 405,2302(2010).

52. F. N. Owen, M. J. Ledlow, and W. C. Keel, Astron. J. 109, 14(1995).

53. A. A. Berlind, J. Frieman, D. H. Weinberg, et al., Astrophys. J. Suppl. 167, 1 (2006).

54. J. L. Tonry and C. S. Kochanek, Astron. J. 119, 1078 (2000).

55. K. Slinglend, D. Batuski, C. Miller, et al., Astrophys. J. Suppl. 115, 1 (1998).

56. R. Carballo, J. I. Gonzalez-Serrano, C. R. Benn, and F. Jimenez-Lujan, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 391,369(2008).

57. V. Chavushyan, R. Mujica, A. G. Gorshkov, et al., Astronomy Reports 45, 79 (2001).

58. S. Djorgovski, M. A. Strauss, H. Spinrad, et al., Astron. J. 93, 1318(1987).

59. A. E. Kimball and Z. Ivezic, Astron. J. 136, 684 (2008).

60. J. M. Comerford, K. Schluns, J. E. Greene, et al., Astrophys. J. 777,64(2013).

61. E. Massaro, P. Giommi, C. Leto, et al., Astron. and Astrophys. 495,691 (2009).

62. P. L. Nolan, A. A. Abdo, M. Ackermann et al., Astrophys. J. Suppl. 199, id. 31 (2012).

63. J. Hao, T. A. McKay, B. P. Koester, et al., Astrophys. J. Suppl. 191,254(2010).

64. M. Ackermann, M. Ajello, A. Albert et al., Astrophys. J. 771,57(2013).

65. T. Yan, J. T. Stocke, J. Darling, et al., Astron. J. 144, 124(2012).

66. J. Q. Ge, C. Hu, J. M. Wang, et al., Astrophys. J. Suppl. 201,31 (2012).

67. M.-P. Veron-Cetty and P. Veron, Astron. and Astrophys. 455, 773 (2006).

68. D. G. Monet, S. E. Levine, B. Casian, et al., Astron. J. 125,984(2003).

69. B. Lasker, M. G. Lattanzi, B. J. McLean, et al., Astron. J. 136,735(2008).

70. N. C. Hambly, H. T. MacGillivray, M. A. Read, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 326, 1279 (2001).

71. D. H.Morgan, ASP Conf. Ser. 84, 137(1995).

72. T. Pursimo, R. Ojha, D. L. Jauncey, et al., Astrophys. J. 767, 14(2013).

73. T. S. Chonis, S. Taylor, and C. M. Gaskell, Astron. J. 135,264(2008).

74. P. C. Hewett, S. J. Warren, S. K. Leggett, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 367,454 (2006).

75. A. G. Polatidis and J. E. Conway, Publ. Astron. Soc. Australia 20, 69 (2003).

76. M. Murgia, Publ. Astron. Soc. Australia 20, 19 (2003).

77. C. P. O'Dea, Publ. Astron. Soc. Pacific 110, 493 (1998).

78. M. Orienti and D. Dallacasa, ASP Conf. Ser. 386, 196 (2008).

79. C. C. Cheung, Astron. J. 133, 2097 (2007).

80. F. K. Liu, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 347, 1537(2004).

81. W. H. de Vries, R. H. Becker, R. L. White, et al., Astron. J. 127, 2565 (2004).

82. N. S. Soboleva, E. K. Majorova, O. P. Zhelenkova, et al., Astrophysical Bulletin 65, 42 (2010).

83. A. G. Gorshkov and V. K. Konnikova, Astron. Zh. 72, 291 (1995).

Observational Manifestations and Intrinsic Properties of the RCR Sources in Terms of a

Unified Model

O.P. Zhelenkova and E.K. Majorova

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

We present a summary results of the study of radio sources showing significant variations of integral flux density using the data from the RATAN-600 surveys of 1980—1994 at a frequency of 7.6 cm. The majority of the detected variable sources have flat radio spectra, although there are also all other spectrum types found. Point and compact sources predominate, although all known morphological structures are found in the sample. Variability is detected both in quasars and galaxies. Using the catalog data, we found brightness variations in the optical and/or infrared ranges for a half of host objects of radio sources. We analyzed the properties of nonvariable and variable RCR sources. We compared the ratio of absolute magnitude to radio luminosity for sources with the active nucleus types determined from the optical data. It is found that this parameter is approximately the same for quasars with different radio luminosity. It is minimum for the strongest radio galaxies and grows up to the level characteristic of quasars with the decrease of radio luminosity. Considering that the ratio depends on obscuring properties of a dust torus, such behavior can be explained if we assume that the torus geometry and its optical depth depend on the source long. This parameter is slightly higher among variable sources than among nonvariable ones which counts in favor of the nucleus more open to an observer.

Keywords: catalogues—surveys—radio continuum: galaxies

Наблюдательные проявления и внутренние свойства источников каталога rcr в контексте унифицированной модели Текст научной статьи по специальности «Физика»

Аннотация научной статьи по физике, автор научной работы — Желенкова О.П., Майорова Е.К.

Похожие темы научных работ по физике , автор научной работы — Желенкова О.П., Майорова Е.К.

Observational Manifestations and Intrinsic Properties of the RCR Sources in Terms of a Unified Model

Текст научной работы на тему «Наблюдательные проявления и внутренние свойства источников каталога rcr в контексте унифицированной модели»