ПАРАМЕТРЫ ПЕРЕМЕННОСТИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ И ШИРОКОДИАПАЗОННЫХ СПЕКТРОВ ИНФРАКРАСНЫХ ГАЛАКТИК С ИСТОЧНИКАМИ ГИДРОКСИЛЬНОГО МЕГАМАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ И БЕЗ НИХ Текст научной статьи по специальности «Физика»

УДК 524.7- 76/77; 524.7-52; 524.883

ПАРАМЕТРЫ ПЕРЕМЕННОСТИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ И ШИРОКОДИАПАЗОННЫХ СПЕКТРОВ ИНФРАКРАСНЫХ ГАЛАКТИК С ИСТОЧНИКАМИ ГИДРОКСИЛЬНОГО МЕГАМАЗЕРНОГО

ИЗЛУЧЕНИЯ И БЕЗ НИХ

© 2022 Ю. В. Сотникова1*, Т. В. Муфахаров1'2'3, А. Г. Михайлов1, В. А. Столяров1'2'4, Ч. Ц. Ву5, М. Г. Мингалиев1'2, Т. А. Семенова1, А. К. Эркенов1, Н. Н. Бурсов1, Р. Ю. Удовицкий1

1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия 3Шанхайская астрономическая обсерватория Китайской академии наук, Шанхай 200030, Китай 4Кембриджский университет, Кембридж, CB3 0HE, Великобритания 5Колледж физики, Университет Гуйчжоу, 550025 Гуйян, Китай Поступила в редакцию 31 мая 2022 года; после доработки 8 июля 2022 года; принята к публикации 11 июля 2022 года

В работе исследуется переменность радиоизлучения инфракрасных галактик с источниками гидрок-сильного мегамазерного излучения (OHM) и без них (контрольная выборка). Предположительно, излучение в радиоконтинууме существенным образом влияет на яркость мегамазерного излучения, поэтому такая характеристика, как переменность радиоизлучения, является важной для определения параметров подобных галактик. С использованием результатов одновременных измерений, выполненных на радиотелескопе РАТАН-600 на частотах 2.3, 4.7, 8.2 и 11.2 ГГц в 2019—2022 гг., и данных, взятых из литературных источников, переменность галактик оценена на шкале времени до 34 лет. Медианные значения индекса переменности на 4.7 ГГц для выборки 48 OHM-галактик находятся в интервале 0.08—0.17, а для контрольной выборки 30 галактик — 0.08—0.28. Для отдельных галактик в обеих выборках переменность спектральной плотности потока достигает значений 0.30—0.50. Такие галактики, как правило, ассоциируются с АЯГ, либо в них присутствует область активного звездообразования. Переменность радиоизлучения галактик с OHM-излучением и без него сопоставима по порядку величины и носит умеренный характер на длительных масштабах времени. В результате оценки параметров спектрального распределения энергии в широком диапазоне частот (от МГц до ТГц) определен спектральный индекс (на частотах до 50 ГГц) и цветовая температура излучения пылевых компонент для OHM-галактик и галактик контрольной выборки. На уровне р < 0.05 не обнаружено статистически значимых различий в распределении этих параметров, равно как и статистически значимых корреляций между цветовой температурой пыли и индексом переменности и светимостью в линии OH.

Ключевые слова: галактики: активные — квазары: общие сведения — галактики: звездообразование — галактики: инфракрасное излучение — радиоизлучение континуум: галактики

1. ВВЕДЕНИЕ

Галактики с гидроксильным мегамазерным излучением — это источники, в которых наблюдается усиление спектральных линий, соответствующих переходам между подуровнями сверхтонкой структуры в молекуле гидроксила (ОН) на частотах 1665 и 1667 МГц (Baan et al. 1992). Галактики классифицируются как мегамазеры (OH megamaser galaxies — OHM) в случае Loh > 10 Lq (Zhang

E-mail: lacerta999@gmail.com

et al. 2014). Почти все известные мегамазеры расположены в ультраярких и ярких инфракрасных галактиках (ULIRGs — UltraLuminous Infrared Galaxies) со светимостью в далеком инфракрасном диапазоне Lfir, превышающей 1011 Lq. Их излучение, предположительно, образуется вследствие сильных приливных взаимодействий при слиянии галактик, богатых молекулярным газом (Clements et al. 1996). Существует мнение, что OH-излучение свойственно эволюционной стадии образования

квазаров и массивных эллиптических галактик (Haan et al. 2011).

Доминирующим источником энергии в центральных областях ОНМ является активное звездообразование, излучение аккрецирующей сверхмассивной черной дыры в активном ядре галактики (АЯГ) или вклад этих двух процессов (Vardoulaki et al. 2015). Одно из условий возникновения мазерного излучения в галактиках — наличие затравочного излучения в радиодиапазоне. Измерения параметров радиоспектров и переменности спектральной плотности потока как можно большего числа OHM-галактик позволят определить радиосвойства этого класса объектов и их возможное статистическое отличие от свойств инфракрасных галактик без источников OHM-излучения. На сегодняшний день существует незначительное число систематических измерений таких галактик в радиоконтинууме из-за низких значений спектральных плотностей потоков (единицы и десятки мЯн) (Kandalyan 2005a; b).

В 2019-2022 гг. на радиотелескопе РАТАН-600 был проведен один из крупнейших пилотных обзоров выборки 74 OHM-галактик на частотах 1.2-22.3 ГГц (Sotnikova et al. 2022). Целью указанной работы было определение параметров выборки OHM-галактик в радиодиапазоне и сравнение их с аналогичными параметрами, рассчитанными для контрольной выборки 128 инфракрасных галактик без мегамазерного излучения (Zhang et al. 2014). В результате были получены статистические отличия радиосвойств галактик в обеих выборках. Были найдены значимые корреляции между светимостями в линии OH и радиоконтинууме Loh — Pia, между светимостью в линии OH и спектральным индексом Loh — 04.7, между светимостями в далеком инфракрасном диапазоне и в радиоконтинууме Lfir — Pia. Несмотря на то, что в обеих выборках преобладали объекты с крутыми радиоспектрами: 53% — для OHM и 61% — для контрольной, было обнаружено, что в первой выборке галактики с плоскими спектрами встречаются почти в два раза чаще (32%), чем во второй (17%). Очевидно, что на полученные свойства исследуемой и контрольной выборок повлияла значительная доля в них АЯГ (47% и 30% соответственно).

Результаты, которые были получены в работе Sotnikova et al. (2022), могут свидетельствовать о существенном влиянии излучения в радиоконтинууме на яркость мегамазерного излучения. Целью настоящей работы являются оценка и анализ переменности нетеплового радиоизлучения ярких инфракрасных галактик обеих выборок. Переменность радиоизлучения оценивалась по многочастотным измерениям, выполненным на радиоте-

лескопе РАТАН-600 в 2019-2022 гг., и с привлечением данных из литературных источников. Для отдельных объектов проанализированы кривые блеска на временных масштабах до 34 лет.

Мы отобрали объекты с измерениями на высоких частотах (ТГц) для оценки вклада синхро-тронной и пылевой компонент в континуальные радиоспектры галактик. Был определен спектральный индекс низкочастотной компоненты и сделаны оценки цветовой температуры пыли, а также оценена корреляция цветовой температуры пыли с некоторыми характерными параметрами излучения мегамазеров.

2. ВЫБОРКА И НАБЛЮДЕНИЯ

В качестве целевой и контрольной выборок взяты выборки из работы Zhang et al. (2014). Они состоят из 74 OHM-галактик и 128 галактик без мегамазерного излучения с плотностью потока более 5 мЯн на частоте 1.4 ГГц. Список OHM-галактик являлся наиболее полным на момент исследования Zhang et al. (2014). Авторы также сформировали контрольную выборку, включающую все галактики без детектированного мегамазерного излучения из обзора Аресибо (Darling and Giovanelli 2002).

Наблюдения проведены на радиотелескопе РАТАН-600 на частотах 22.3, 11.2, 8.2, 4.7, 2.3 и 1.2 ГГц в 2019-2022 гг. Результаты измерений 2019-2021 гг. и радиосвойства галактик опубликованы в работе Sotnikova et al. (2022). На РАТАН-600 удалось детектировать 63 OHM и 35 галактик контрольной выборки, при этом отмечен низкий уровень детектирования (4-75% на разных радиочастотах).

3. ПЕРЕМЕННОСТЬ

Для оценки переменности галактик использованы результаты измерений, выполненных на РАТАН-600 в 2019-2022 гг., и данные, взятые из баз CATS1 (Verkhodanov et al. 2005; 1997), NED2 и VizieR3, полученные на частотах РАТАН-600 с шириной полосы 20%. Для 61 OHM-галактики и 56 галактик контрольной выборки имеются ??литературные измерения в радиоконтинууме хотя бы на одну эпоху наблюдений и на частотах, близких к частотам РАТАН-600.

Для количественной оценки переменности рассчитывался индекс переменности VS (Aller et al. 1992):

ys _ (^max — Cgmax) — (ffmin + Q"gmin) ^ j ^

(Smax — ^Smax ) + (Smin

'https://www.sao.ru/cats

2https://ned.ipac.caltech.edu/

https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR

где £тах и £тт — максимальное и минимальное значения измеренной спектральной плотности потока за весь период наблюдений, аятах и — ошибки их измерения. Такой подход позволяет частично исключить влияние ошибок измерений плотностей потоков, приводящее к переоцененным значениям индекса переменности. Отрицательное значение УВ соответствует случаю, когда ошибки измеряемых величин больше их разброса, что не позволяет оценить переменность объекта. Индекс переменности может быть выражен в процентах, а его погрешность мы оценивали по формуле:

(^т1п + °Втах ) /0Ч

/с . , с Л2 • ("тт + "тах)

AVS

Вторым критерием переменности является ве-

личина модуляционного индекса, определяемого как стандартное отклонение спектральной плотности потока, деленное на его среднее значение (Kraus et al. 2003):

M =

— (Я__Q \2

jy jy 1 °г)

1

N

(3)

где Бг — г-е значение спектральной плотности потока, N — количество измерений.

Результаты расчетов параметров переменности на частотах 2.3, 4.7 и 8.2 ГГц для галактик обеих выборок представлены в таблицах 1 и 2.

Таблица 1. Индексы переменности и модуляционные индексы М на частотах 2.3, 4.7 и 8.2 ГГц для выборки мегамазеров (в круглых скобках указаны ошибки измерений). N — число измерений

NVSS пате N2.3 м2. з N4.7 М4.7 .7 N8.2 М8.2 Ks8.2

000820+403755 0 - - 2 0.08 -0.17 0.25) 0 - -

004733-251717 15 0.20 0.34(0.02) 27 0.24 0.29 0.03) 10 0.29 0.35(0.05)

005334+124133 1 - - 2 0.21 -0.13 0.43) 0 - -

014430+170607 0 - - 14 0.28 0.31 0.07) 5 0.19 0.03(0.17)

015913-292435 0 - - 12 0.14 0.12 0.07) 4 0.05 -0.13(0.18)

024240-000047 27 0.05 0.06(0.05) 30 0.08 0.15 0.03) 16 0.23 0.29(0.07)

025134+431514 16 0.16 0.16(0.11) 53 0.21 0.45 0.02) 22 0.17 0.33(0.02)

030830+204620 0 - - 2 0.14 -0.05 0.19) 0 - -

032824-141207 0 - - 2 0 0 0 - -

033336-360826 7 0.24 0.31 (0.31) 4 0.17 0.19 0.03) 2 0.38 0.18(0.27)

035441+003704 0 - - 2 0.20 0 1 - -

051209-242156 0 - - 11 0.35 0.35 0.08) 1 - -

052101-252145 0 - - 3 0.46 0.33 0.27) 2 0.47 -0.33(0.55)

054548+584203 0 - - 5 0.13 0.11 0.06) 0 - -

062222 -364743 0 - - 11 0.37 0.33 0.08) 1 - -

065145+220427 0 - - 4 0.24 0.05 0.21) 1 - -

080947+050108 0 - - 5 0.23 0.20 0.07) 1 - -

090634+045125 0 - - 2 0.11 -0.11 0.22) 0 - -

093551+612112 0 - - 17 0.18 0.20 0.12) 4 0.10 -

100605-335317 0 - - 4 0.18 -0.05 0.26) 2 0 0

110353+405059 0 - - 3 0.22 0.17 0.06) 3 0.18 0.08(0.13)

112832+583343 1 - - 21 0.29 0.42 0.02) 4 0.46 -

115311-390748 0 - - 12 0.10 0.06 0.09) 2 0.09 -0.20(0.25)

121345+024840 0 - - 3 0.08 -0.13 0.22) 4 0.26 0.18(0.17)

122654-005238 1 - - 5 0.06 -0.07 0.16) 4 0.09 -0.06(0.18)

125614+565222 0 - - 23 0.32 0.16 0.06) 6 0.15 -

131226-154751 0 - - 2 0.02 -0.13 0.15) 1 - -

131503+243707 1 - - 2 0.02 -0.14 0.16) 3 0.10 -0.09(0.20)

134442+555313 0 - - 18 0.26 0.39 0.04) 3 0.08 -

Таблица 1. (Продолжение)

ЫУББ пате N2.3 М2. з Щ.г М4.7 N8.2 М8.2

134733+121724 35 0.08 0.17(0.02) 65 0.09 0.19(0.01) 32 0.08 0.14(0.04)

140649+061035 0 - - 3 0.20 -0.08(0.31) 0 - -

150102+142001 0 - - 3 0.09 -0.11 (0.22) 0 - -

150916-111925 0 - - 3 0.58 0.49(0.06) 0 - -

151313+071331 4 0.08 -0.15(0.22) 17 0.14 0.13(0.12) 6 0.08 -0.10(0.19)

152659+355839 0 - - 4 0.09 -0.08(0.21) 4 0.18 0

153457+233011 8 0.19 0.10(0.06) 19 0.06 0.06(0.04) 12 0.04 -0.04(0.07)

161140-014707 0 - - 3 0.12 -0.05(0.19) 2 0.08 -0.17(0.25)

163221+155146 0 - - 2 0.09 -0.09(0.18) 0 - -

164240-094315 0 - - 12 0.19 0.14(0.11) 3 0.13 -0.11 (0.20)

172321-001702 2 0.02 -0.12(0.13) 13 0.12 0.09(0.08) 5 0.41 -0.05(0.11)

175429+325312 1 - - 13 0.23 0.15(0.23) 2 0.18 -0.05(0.24)

205125+185804 0 - - 3 0.10 -0.13(0.25) 1 - -

220436+421940 0 - - 2 0.07 -0.13(0.20) 2 0.07 -0.14(0.21)

225149-175225 0 - - 0 - - 2 0.03 0.03(0.01)

230735+041559 0 - - 2 0.05 -0.16(0.21) 0 - -

231600+253324 1 - - 5 0.08 -0.10(0.21) 5 0.15 0.06(0.20)

233511+293000 0 - - 2 0.11 -0.11 (0.22) 0 - -

233901+362109 2 0.04 -0.23(0.27) 4 0.11 -0.05(0.19) 4 0.15 0

Таблица 2. Индексы переменности и модуляционные индексы М для контрольной выборки на частотах 2.3, 4.7 и 8.2 ГГц с ошибками измерений (указаны в круглых скобках). N — число измерений

ЫУББ пате N2.3 М2. з Щ.г М4.7 N8.2 М8.2

002651+340122 0 - - 3 0.07 -0.17(0.25) 1 - -

013741+330935 710 0.09 0.24(0.01) 126 0.04 0.18(0.01) 552 0.07 0.28(0.05)

015328+260939 0 - - 4 0.08 -0.10(0.21) 1 - -

015950+002338 0 - - 4 0.05 -0.18(0.24) 1 - -

021008+235049 0 - - 2 0.08 -0.23(0.31) 0 - -

041634+122457 0 - - 3 0.31 0.08(0.31) 1 - -

063956+280956 0 - - 2 0.29 0.08(0.23) 1 - -

072128+040146 0 - - 3 0.04 -0.18(0.23) 0 - -

081755+312827 0 - - 18 0.13 0.07(0.10) 6 0.37 0.23(0.09)

085448+200630 1573 0.32 0.68(0.02) 776 0.37 0.81 (0.03) 2830 0.44 0.82(0.02)

094521 + 173753 0 - - 2 0.04 -0.19(0.22) 1 - -

111438+324133 2 0 0 8 0.06 -0.09(0.17) 2 0.09 -0.12(0.21)

115314+131427 0 - - 3 0.44 0.25(0.25) 1 - -

121320+314053 0 - - 5 0.26 0.24(0.12) 3 0.09 -0.15(0.27)

122906+020308 109 0.08 0.22(0.02) 739 0.12 0.48(0.07) 1424 0.19 0.57(0.01)

131653+234047 0 - - 2 0.22 0 2 0.29 0

133718+242302 0 - - 3 0.09 -0.11 (0.22) 0 - -

135646+102609 0 - - 5 0.30 0.17(0.22) 2 0.08 -0.17(0.25)

142056-000429 0 - - 2 0.22 0 1 - -

161413+260415 0 - - 5 0.19 0 1 - -

Таблица 2. (Продолжение)

NVSS name N2.3 M2.3 Ks2.3 N4.7 M4.7 N8.2 Mg 2 Ks8.2

175105+265903 1 - - 8 0.10 0.07(0.06) 3 0.20 -0.03(0.26)

181700+155449 1 - - 2 0.07 -0.14(0.21) 1 - -

183336+225201 0 - - 3 0.14 -0.09(0.27) 0 - -

204817+193655 1 - - 3 0.17 0 1 - -

214633+354835 0 - - 2 0.27 0.09(0.18) 1 - -

224509+323128 0 - - 2 0.09 -0.09(0.18) 1 - -

231354+033055 0 - - 2 0.10 -0.10(0.19) 1 - -

231635+040518 23 0.06 0.08(0.07) 4 0.09 0.23(0.01) 4 0.05 -0.02(0.09)

232549+283421 1 - - 4 0.08 -0.13(0.22) 4 0.14 -0.05(0.26)

235630+233849 0 - - 2 0.13 -0.13(0.25) 1 - -

Для 48 OHM-галактик и 30 галактик контрольной выборки имеются минимум два измерения хотя бы на одной из частот. Статистические данные для индексов переменности этих объектов приведены в таблице 3. При расчете средних и медианных значений Vs использовались только положительные значения индексов. В среднем, если взять частоту 4.7 ГГц, на которой представлено наибольшее число источников с доступными измерениями, получена переменность 15—20% для выборки мегамазеров и 10—15% для контрольной выборки галактик. При рассмотрении галактик, отождествленных с АЯГ в обеих выборках, очевидно, что их переменность выше, но она также лежит в пределах 15—20% для галактик с мегамазерным излучением, а для немногочисленных галактик контрольной выборки разброс значений немного шире и составляет 12—22% для индекса переменности (таблица 3).

Самым переменным источником контрольной выборки является J0854+2006, классифицированный в работе Abdo et al. (2010) как блазар. Индексы переменности этого объекта составляют Vs2.3 = 0.86(0.02), Vs4.7 =0.81(0.03), VS8.2 = 0.82 (0.02), при этом у него же доступно самое большое число измерений среди всех источников выборки (N = 776-2830).

Самыми переменными галактиками из выборки OHM являются отождествленная с АЯГ (Ackermann et al. 2011) NGC253 (J0047-2517 с Vs2.3 = 0.34(0.04), Vs8.2 = 0.35 (0.05)) и классифицированная как галактика типа Sy II (Veron-Cetty and Veron 2006) IRAS 15065-1107 (J1509-1119 с Vs4.7 = 0.49(0.06)).

Гистограммы распределений индексов переменности на частоте 4.7 ГГц для OHM-галактик и галактик контрольной выборки показаны на рис. 1 и рис. 2.

Статистически значимых (по уровню значимости p-value < 0.05) корреляций между индексами

переменности и модуляционными индексами на частотах 4.7 и 8.2 ГГц и другими параметрами излучения, такими как светимость в линии гидроксила Loh, светимость в далекой инфракрасной области Lfir, спектральный индекс в FIR-диапазоне, радиогромкость, q-параметр (отношение плотностей потоков в далеком ИК- и радиодиапазонах), радиосветимость на 1.4 ГГц, не обнаружено для обеих выборок. Согласно тестам Колмогорова-Смирнова и критерию Манна-Уитни, распределения индексов переменности и модуляционных индексов на 4.7 и 8.2 ГГц в обеих выборках статистически не отличаются (р < 0.05). Также индексы переменности и модуляционные индексы принадлежат одному распределению, согласно критерию Краскела-Уоллиса (р < 0.05). Очевидно, для оценки связи между активностью ядра родительской галактики и мегамазерным излучением (или его переменностью) необходимы одновременные измерения. В настоящей работе анализируются единичные измерения интегральной плотности потока радиоизлучения, что не позволяет оценить возможную корреляцию таких событий.

3.1. Кривые блеска

Для 14 OHM и одной галактики из контрольной выборки оценена переменность радиоизлучения на частоте вблизи 4.7 ГГц на временных масштабах от 2 до 34 лет и на частоте вблизи 11.2 ГГц на масштабах 1-9 лет с использованием литературных данных, представленных каталогами: GB6 (Gregory et al. 1996), 87GB (Gregory and Condon 1991), PMN (Griffith and Wright 1993), RGB (Laurent-Muehleisen et al. 1997), VLBIT (Taylor et al. 1996) и VLAC (Taylor Very Large Array Calibration Source List), JVAS (Wilkinson et al. 1998), AT20G (Murphy et al. 2010) и MGV4

4https://www.sao.ru/cats/

Таблица 3. Средние и медианные значения индексов переменности на частотах 2.3, 4.7 и 8.2 ГГц для OHM- и контрольной выборок галактик (в круглых скобках указано среднеквадратическое отклонение величин). В левой части таблицы представлены данные по всей выборке, в правой — для галактик, отождествленных с АЯГ

N Median Mean N Median Mean

OHM OHM-AGN

Mo. 3 9 6 0.08 0.17 0.12(0.08) 0.19(0.11) 8 6 0.12 0.17 0.12(0.08) 0.19(0.11)

М4.7 Ks4.7 47 27 0.13 0.17 0.16(0.12) 0.20(0.14) 23 18 0.17 0.20 0.20(0.13) 0.25(0.13)

M8.2 Ks8,2 29 13 0.15 0.08 0.17(0.13) 0.13(0.13) 18 9 0.15 0.16 0.20(0.14) 0.17(0.14)

Control Control-AGN

М2.з Ks2.3 5 5 0.08 0.22 0.11 (0.12) 0.24(0.26) 2 2 0.16 0.34 0.16(0.23) 0.34(0.48)

M4.7 Ks4.7 30 16 0.11 0.08 0.15(0.11) 0.17(0.21) 11 6 0.13 0.12 0.16(0.11) 0.22(0.31)

Mg 2 Ks8.2 11 5 0.14 0.28 0.18(0.13) 0.38(0.32) 6 2 0.12 0.53 0.20(0.16) 0.53(0.42)

-1-1-1-1-1-г-

D all I AG

(а)

—I-1-г~

D all I AG

( )

ш

_|_I_1_

L.

Д

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0

Рис. 1. Распределение индекса переменности на частоте 4.7 ГГц для галактик-мегамазеров и галактик контрольной выборки (Ь). АЯГ показаны темно-серым цветом.

Н-1-1-1-1-1-Г"

] all I AG

( )

■L..

_i_I_I_

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0

4.7

4.7

Рис. 2. То же, что и на рис. 1, но для модуляционного индекса АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 77 № 3 2022

> n

H

о ©

s 00 S ►С m n я S

s=

Б

5 ti ti m

H

m X tr

со 2

3.0 ,-r

p

2.5 2.0 1.5 1.0 0.5

J0047-2517

AT20G

111 •;/— 1993 2006

* •Л 0.04 >

* •Л 0.02 - ф

S

2020 2021 2022 2019

0.06

J0159-2924

2020

1

2021

♦

2022

0.06 0.04

GB6

0.02

1987

0.06

0.04

0.02

J0512-2421 1 " 0.06 0.04 J0622-3647 1 I

+ И и f tl -ф ф 0.02 Ф Ф * + *

2020

2021

. 0.10 87GB 0.08 GB6

И

Й Ф

0.06

|

0.04

2022 J0935+6121

L+ *

+

+ +

0.5 0.4 0.3 0.2 0.1

2020

-1--y/

#87GB

2021

1987 2021 2022

0.8 - J1256+5652

0.6 GB6 VLBIT ы К

0.4 I ' VLAC * -

0.2 • - • • -

1987 1995 2012 2021 2022

1987 1993

•m •

2021

2022 J1128+5833

2022

0.06 0.04

1987

0.24 0.20 0.16 0.12 0.08

Ф (V * #

1987 1996 2019

î S

2020

J1534+2330

+ ФФ

2021

Ф 2022

0.12 0.09 0.06 0.03

0.045 0.030 0.015

^ 87GB 1 J1344+5553

GB6 фф

1987 2021 2022

J1642-0943

> H

0.04

1987

0.08 0.06 0.04

2020

2021 2022 Date, year

1990

J0144+1706

0.08 -'—7?-

0.06 6СМ ♦ +

0.04 GB6 +

0.02 Ф

t * ï # +

/H—■—1—■—1—■— 2018 2020 2022

J0817+3128

№ f тф

1987 2020 2021 2022

-1-/л-1-1-1-1-1-1-1-1—

PM J1153-3907 ..........

2021

2022

GB6 J1513+0713

* * Л +

1 Ф M *

2020 2021 2022

Л723-0017

+ T" +

2020 2021 2022

Рис. 3. Кривые блеска галактик на частотах 22.3 (светло-серые кружки), 11.2 (черные кружки), 8.2 (пустые кружки) и 4.7 ГГц (темно-серые кружки), полученные на РАТАН-600 в 2020—2022 гг. и взятые из основных обзоров.

ю

ОО 2

П О H

X X

я о

со >

s

to

Таблица 4. Индекс переменности ряда исследованных галактик на частотах 4.7 и 11.2 ГГц, рассчитанный с использованием выполненных на РАТАН-600 измерений и данных из базы CATS

NVSS name Í4.7, yrs N.4.7, epochs Ks4.7 in.2, yrs Nn.2, epochs Type Morphology References

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)

004733-251717 28 12 0.25(0.02) 2 10 0.03(0.004) AGN core+jet [1], [2ЦЗ]

014439+170608 29 12 0.31 (0.06) - - - AGN diffused [4]

015913-292435 3 12 0.12(0.02) - - - AGN - [3]

051209-242156 2 11 0.35(0.08) - - - AGN - [5]

062222-364742 2 11 0.33(0.07) - - - - - [5Ц6]

081755+312827 34 14 0.08(0.01) 2 9 0.34(0.07) AGN - -

093551+612112 34 13 0.20(0.05) - - - AGN core [3]

112832+583346 34 13 0.42(0.02) 1 7 0.18(0.03) AGN core+jet [6], [7], [8]

115311-390748 28 10 0.07(0.01) 1 9 0.02(0.002) - - -

125614+565223 34 18 0.49(0.06) 1 9 0.10(0.01) AGN core+doublejet [3]

134442+555313 34 14 0.39(0.05) - - - AGN multi-components [9]

151313+071331 34 15 0.13(0.04) 2 5 0.20(0.05) - core [3]

153457+233011 34 18 0.04(0.003) 9 30 -0.04 AGN core [3]

164240-094315 2 12 0.14(0.03) - - - AGN resolved [10]

172321-001702 32 12 0.09(0.01) 2 4 0.31 (0.07) AGN diffused [И]

[I] — Ulvestad and Antonucci(1991), [2] —Lenc and Tingay (2006), [3] — http://astrogeo.org/vlbi_images/, [4] — Pihlstrom et al. (2001), [5] — Imanishi et al. (2019), [6] — Tarchi et al. (2011), [7] — Perez-Torres et al. (2010), [8] — Romero-Canizales et al. (2011), [9] — Bondi et al. (2005), [10] — EVN archive (https: //www. evlbi. org),

[II] — Momjian et al. (2006).

(Identifications of Radio Sources in the MG—VLA Survey). Полученные кривые блеска представлены на рис. 3.

Результаты расчетов индекса переменности VS для 15 галактик приведены в таблице 4: в колонке (1) даны названия галактик, в колонках (2) и (5) — временной масштаб измерений t на частотах 4.7 и 11.2 ГГц, общее количество эпох измерений N на этих частотах — в колонках (3) и (6), индексы переменности с ошибкой измерения (в скобках) на указанных частотах представлены в колонках (4) и (7), классификация галактик, сведения об их радиоморфологии и соответствующие литературные ссылки указаны в колонках (8) — (10).

У восьми галактик из таблицы 4 индекс переменности вблизи частоты 4.7 ГГц достигает значений 0.20—0.49. Семь из них отождествлены с АЯГ, согласно Ve ron-Cetty and Ve ron (2006). Информация об угловой структуре имеется для нескольких объектов.

Для четырех OHM-галактик: J0159-2924, J0512—2421, J0622-3647 и J1642-0943 — переменность интегральной плотности потока оценена только на 4.7 ГГц по измерениям, полученным на РАТАН-600 в 2019-2022 гг. (соответствующие индексы составляют 0.12, 0.35, 0.33 и 0.14).

Индексы переменности галактик J0817+3128, J1153+3905, J1534+2330 и J1723—0017 посчитаны на длительном временном интервале с редким числом измерений и не превышают 0.04-0.09 на частоте 4.7 ГГц.

Галактика J1513+0713 с морфологией типа «core» оказалась малопеременной — V4.7 = 0.13 (15 неравномерных измерений за 34 года).

Один из самых ярких объектов из представленных в таблице 4, J0047—2517, согласно данным VLA (Lenc and Tingay 2006), имеет комплексную радиоморфологию с несколькими десятками компактных компонентов, которые могут быть отождествлены со сверхновыми, остатками сверхновых или с областями ионизированного водорода HII (Ulvestad and Antonucci 1991). В одном из компактных объектов была обнаружена переменность спектральной плотности потока на 4.7 ГГц порядка 6.5% (±2.5%) на временном интервале 18 месяцев в 1989-1990 гг. Центральная область галактики по измерениям VLBI на 2.3 ГГц имеет морфологию типа ядро+джет5 (угловое разрешение порядка 5 mas). Мы оценили (рис. 3) переменность интегральной плотности потока галакти-

5http://astrogeo.org/vlbi_images/

ки V4.7 = 0.25 (0.02) на временной шкале 28 лет (12 наблюдательных эпох) и незначительную переменность Vn.2 = 0.03 (0.004) на интервале два года (10 эпох).

Галактика Arp 299 (J 1128+5833) с активным ядром является одной их самых переменных в выборке с V4.7 = 0.42 (0.02) на масштабе 34 года (рис. 3) и с Vn.2 = 0.18 (0.03) на масштабе двух лет. Измерения угловой структуры VLA в 1990—2006 г. (Romero-Canizales et al. 2011) выявили переменное радиоизлучение от одного из компактных компонентов на частоте 8.4 ГГц с индексом переменности порядка 0.22 на масштабе времени более 10 лет.

Галактика J0144+1706 (III Zw35) имеет аналогичную многокомпонентную угловую структуру. В 1986—1998 гг. в измерениях в радиоконтинууме на VLA и MERLIN (Chapman et al. 1990, Pihlstrom et al. 2001) на 18 см не было обнаружено изменения спектральной плотности потока. Мы обнаружили вариации радиоизлучения V47 = 0.31 (0.06) в период 1987-2022 гг.

Наибольшую переменность, V4.7 = 0.49(0.06), демонстрирует на 2.3 ГГц галактика J1256+5652 с разрешенным ядром и двусторонним джетом.

В нашей работе переменность индивидуальных галактик оценена по измерениям, сделанным с низкой скважностью, и, скорее всего, отражает ее нижний уровень. Переменность интегральной плотности потока OHM-галактик является результатом суммарного вклада от переменности активного ядра и компактных областей (остатков сверхновых или областей ионизированного водорода H II) — потенциальных источников мегамазерного излучения (Pihlstrom et al. 2001). РСДБ-измерения компактных компонентов в галактиках показывают, что вариации радиоизлучения в них могут достигать 0.20-0.30 на масштабах в несколько лет. Спектральная плотность потока таких областей может быть на порядок меньше интегральной спектральной плотности потока родительской галактики. Очевидно, что в случае измерений, выполненных на РАТАН-600, мы наблюдаем доминирующий вклад переменного радиоизлучения ядра.

4. АППРОКСИМАЦИЯ СПЕКТРАЛЬНОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ ИЗЛУЧЕНИЯ ГАЛАКТИК

4.1. Постановка задачи

Континуальное излучение галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры, определяется несколькими механизмами, которые доминируют в определенных частотных диапазонах. На низких частотах (до 30-50 ГГц) основной вклад дают нетепловые механизмы, в частности синхротронное

излучение. Дополнительный вклад в этой области частот обеспечивает свободно-свободное (тормозное) излучение электронов в поле положительных ионов, которое является примером теплового механизма.

На более высоких частотах, выше 100 ГГц и до порядка 10 ТГц, основной вклад дает тепловое излучение различных фракций пыли. Ранее da Cunha et al. (2008) предложили использовать модель, включающую две пылевые компоненты. Одна из них имеет температуру в диапазоне 15—60 K и дает основной вклад в излучение в дальнем ИК-диапазоне, а другая, с температурой 130—250 К, вносит основной вклад в излучение в среднем ИК-диапазоне. Поскольку такая упрощенная модель позволяет получить хорошие приближения наблюдаемых спектральных распределений энергии излучения в ИК-диапазоне, мы решили использовать ее в нашем исследовании.

Наконец, на частотах среднего ИК-диапазона в спектральном распределении энергии наблюдаются сильные эмиссионные детали между 3.3 и 12.7 (от 20 до 90 ТГц). Предполагается, что это излучение относится к молекулам полиароматических углеводородов (ПАУ,? (Herbst and van Dishoeck 2009)), уровни которых возбуждаются при поглощении отдельных UV-фотонов межзвездного поля радиации, в которое погружены молекулы ПАУ (da Cunha et al. 2008).

Основной вклад в излучение галактики в радиоконтинууме и в инфракрасном диапазоне дают кардинально отличающиеся по местоположению части галактики, что позволяет независимо проводить поиск параметров нетеплового и теплового излучения. В случае наблюдений с широкой (по сравнению с угловыми размерами объекта) диаграммой направленности (ДН) можно говорить лишь об усредненных по ДН спектральном индексе и цветовой температуре пыли. При этом хороший результат показывают достаточно простые мульти-компонентные модели, в которых не учитываются эффекты переноса излучения.

В общем случае представляет интерес моделирование вклада всех этих компонент в полученные спектры объектов как с использованием результатов низкочастотных наблюдений на РАТАН-600, так и литературных данных из разных каталогов. Однако в данной работе моделирование было ограничено только синхротронной и свободно-свободной компонентами на частотах ниже 50 ГГц и излучением «холодной» и «теплой» фракций пыли на более высоких частотах до десятков ТГц. Для моделирования вклада молекул ПАУ, как правило, требуется большее количество измерений на частотах выше 10 ТГц (см., например, Willett et al. (2011)).

Таблица 5. Список каталогов и баз данных, использованных для построения спектров ОНМ-галактик в широком диапазоне частот от мегагерцового до ИК. Для перевода фотометрических звездных величин каталога Л11Ш18Е в единицы плотности потока была использована процедура из работы СиШ е! а1. (2012)

Каталог или база данных Частотный диапазон, ГГц URL Ссылка

CATS < 30 http ://cats.sao.ru [1], [2]

IRSA >30 https://irsa.ipac.caltech.edu/frontpage/ [3]

Planck PCCS2 LFI 30, 44, 70 http ://pla.esac.esa.int/pla/#catalogues [4]

Planck PCCS2 HFI 100, 143,217, http ://pla.esac.esa.int/pla/#catalogues [4]

545, 857

Herschel HPPSC 1874,2998, 4283 https://www.cosmos.esa.int/web/herschel/ [5]

pacs-point-source-catalogue

Herschel SPSC 600, 857, 1199 https://www.cosmos.esa.int/web/herschel/ [6]

spire-point-source-catalogue

Akari 16655, 33310 https://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/ [7]

akari.html

A11WISE 13636, 25000, https://irsa.ipac.caltech.edu/data/download/ [8], [9]

65217, 88235 wise-allwise/

[1] — Verkhodanov et al. (1997), [2] — Verkhodanov et al. (2005), [3] — Berriman (2008), [4] — Ade et al. (2016), [5] — Marton et al. (2017), [6] — Schulz et al. (2017), [7] — Ishihara et al. (2010), [8] — Wright et al. (2010), [9] — Cutri et al. (2012).

На частотах ниже 50 ГГц суммарный вклад синхротронной и свободно-свободной компонент аппроксимировался степенной зависимостью

Sv = Ave, (4)

где Sv — плотность потока, v — частота, ß — степенной индекс, в основном определяющийся вкладом синхротрона, A — коэффициент масштабирования.

Излучение пыли на частотах 100 ГГц—10 ТГц аппроксимировалось с помощью модели, где излучают две компоненты пыли, «холодная» с температурой до 40 К, и «теплая», с температурой до 200 К (Finkbeiner et al. 1999),

Sv = w1CvaB(v, T1) + w2CvaB(v, T2), (5)

где а — коэффициент излучательной способности пыли (emissivity), T1 и T2 — физическая температура двух компонент пыли в градусах Кельвина, B(v, T) — закон чернотельного излучения Планка, C — коэффициент масштабирования, w1 и w2 = 1 — w1 — веса компонент, нормированные на единицу. Как правило, излучательная способность пыли варьируется в диапазоне а = 1.5—2.5, однако для уменьшения числа свободных параметров этот коэффициент был зафиксирован со значением а = 2. Нужно отметить, что такой подход является очень упрощенным описанием модели излучения ансамбля пылевых частиц, имеющих непрерывное распределение температур в некотором диапазоне, который, тем не менее, дает приемлемые результаты моделирования SED.

Главной задачей моделирования излучения в континууме являлось получения ключевых параметров моделей (в, T и T2) для объектов, оценка их статистических свойств и их сравнение для случаев выборки мегамазеров и контрольной выборки. Стоит отметить, что исследуемые выборки довольно малочисленные, и эти оценки могут быть смещены.

4.2. Используемые данные

Помимо собственных оценок спектральных плотностей потоков, полученных на РАТАН-600, для построения спектров в широком диапазоне от низких частот до среднего ИК-диапазона мы использовали каталоги и базы данных, перечисленные в таблице 5.

Хотя какие-то данные о потоках в ближнем и среднем ИК-диапазонах есть для всех 74 мегамазеров из исследуемого списка (в основном из каталога WISE (Wright et al. 2010)), в субмиллиметровом и дальнем ИК-диапазонах были найдены сведения только для 28 объектов (38% от списка). В контрольной выборке вклад субмиллиметрового и ИК-компонентов оказался еще меньше, и спектральное распределение энергии в этом диапазоне удалось аппроксимировать только для десяти объектов из 128(8%).

4.3. Основные результаты и статистика параметров

Моделирование спектрального распределения энергии было проведено для 28 мегамазеров и

(Ь)

I

15

20 25

Т, К

30

Рис. 4. Распределение значений температуры пыли Т\: (а) выборка мегамазеров, (Ь) контрольная выборка.

Таблица 6. Параметры модели для исследуемых мегамазеров

Таблица 7. Параметры модели для объектов из контрольной выборки

NVSS name Р Т1, т2, W2 T

К К К

004733-251717 -0.45 21.48 58.23 0.010 21.84

005334+124133 -0.89 24.46 78.97 0.004 24.70

014430+170607 -0.20 26.91 54.36 0.044 28.13

024240-000047 -0.57 23.00 159.70 2х10"5 23.01

033336-360826 -0.59 17.94 62.90 0.001 18.01

052101-252145 -0.60 29.66 69.02 0.024 30.61

054548+584203 -0.62 16.52 31.18 0.054 17.31

093551+612112 -0.44 24.60 56.94 0.010 24.92

100605-335317 -0.63 8.33 39.72 0.001 8.36

102000+081335 -0.30 26.44 52.23 0.058 27.94

110353+405059 -0.48 24.72 52.76 0.016 25.17

112832+583343 -0.66 21.71 61.12 0.013 22.24

115311-390748 -0.52 24.35 53.33 0.018 24.86

121345+024840 -0.21 27.05 54.78 0.036 28.04

122654-005238 -0.40 25.93 61.34 0.034 27.12

125614+565222 -0.31 29.32 68.79 0.022 30.18

131226-154751 -0.48 21.28 57.19 0.004 21.43

131503+243707 -0.26 24.99 51.53 0.044 26.18

134442+555313 -0.43 27.83 58.10 0.035 28.89

134733+121724 -0.52 32.90 117.39 4х 10~4 32.93

151313+071331 -0.48 24.15 46.66 0.035 24.93

152659+355839 -0.24 27.43 67.53 0.029 28.59

153457+233011 -0.18 24.78 51.88 0.034 25.71

164240-094315 -0.48 15.32 37.04 0.026 15.88

172321-001702 -0.33 20.06 39.58 0.124 22.47

225149-175225 -0.40 5.39 39.56 0.200 12.22

231600+253324 -0.52 24.79 62.75 0.011 25.21

233901+362109 -0.62 27.19 59.91 0.022 27.91

NVSS name /3 Т1, т2, W2 T averi

К К К

015950+002338 -0.70 29.75 75.13 0.0178 30.56

090734+012502 -0.27 24.37 46.29 0.0175 24.75

131653+234047 -0.50 11.39 47.27 0.079 14.23

133718+242302 -0.31 19.23 200.71 1 х10~5 19.23

134015+332437 -0.96 17.89 56.34 0.124 22.68

140638+010255 -0.74 32.75 81.72 0.022 33.83

140819+290446 -0.76 29.08 72.26 0.048 31.18

142231+260203 -0.86 25.89 34.76 1 х10~6 25.89

161644+031419 -1.48 22.53 79.38 0.003 22.71

232427+293541 0.01 18.49 37.20 0.148 21.28

10 объектов из контрольного списка. За небольшими исключениями значения низкочастотного спектрального индекса в лежат в диапазоне от -1.0

до -0.2, что иллюстрирует варианты суперпозиции синхротронной и свободно-свободной компонент для разных случаев. Значения цветовой температуры для пылевой компоненты лежат в интервалах Ti = 5-33 K и T2 = 40-160 K. Отметим, что вклад «теплой» пыли, несмотря на незначительный вес w, оказывает существенное влияние на форму спектра. Значения параметров всех источников, для которых было проведено моделирование, приведены в таблицах 6 и 7. Здесь же указана средневзвешенная цветовая температура Taver = WiTi + W2T2, где Wi + W2 = 1.

Распределение значений цветовой температуры «холодной» пыли Tl для выборки OHM и контрольной выборки приведены на рис. 4. Средние значения для двух пылевых компонент составляют (Tl) = 23.2 ± 5.9 K, (T2) = 60.9 ± 24.6 K для списка мегамазеров и (Tl) = 23.1 ± 6.2 K, (T2) = 73.1 ± 45.6 K для контрольной выборки.

Проведенные расчеты не показывают значимой корреляции между цветовой температурой пыли Tl в выборке мегамазеров и такими параметрами, как индекс переменности Vs4 7, а также светимостью в

ю1

£ g 10°

и С а

х)10-i х

В ь

Ю"2

Frequency, MHz Frequency, MHz

Рис. 5. Аппроксимация SED для OHM с имеющимися данными плотностей потоков в субмиллиметровом и ИК-диапазонах. Потоки в средней ИК-области с частотами больше 10 ТГц формируются за счет излучения молекул ПАУ и в данной работе не моделировались.

^ю-ь

ю2 103 104 105 106 Ргедиепсу, МНг

Ю7 Ю8

ю2 ю3 ю4 ю5 ю6 ю7 ю8 Ргедиепсу, МНг

Ю1

£

£ 10°

м И

® 10"1 X)

х

ю-2

ь

10"3

Д 226-0052

I \

У "•

103

ю4 ю5 ю6 Ргедиепсу, МНг

Ю7

ю8

ю2 ю3 ю4 ю5 ю6 ю7 ю8 Ргедиепсу, МНг

ё Ю-

х) ь

10-

ю1

£ £ 10°

м С

■ёю-1 х

В

Ь 10"

ю1

£

ц 10°

м

С ф

х) 10-

ь

10-

102 103 104 105 106 Ргедиепсу, МНг

ю7 ю8

ю2 ю3 ю4 ю5 ю6 ю7 ю8 Ргедиепсу, МНг

ю2 ю3 ю4 ю5 ю6 Ргедиепсу, МНг

Ю7 Ю8

ю2 ю3 ю4 ю5 ю6 ю7 ю8 Ргедиепсу, МНг

Рис. 5. Продолжение.

S ю-

I—I

ь

10-

ю1 J1526+3558

ю°

§

gio-1 X) 1 I

Ею-2

Ю"3

ю3 ю4 ю5 ю6 ю7 Frequency, MHz ю8 103 104 105 106 Frequency, MHz 107

Ю2 J1534+2330 /Л ю1 J1642-0943

& ¿5 ю° • \ ж

§ 101 и в £ и Ю-' \ I 1 л

х) 10° X в ь Ю"1 [у \ г ^—^ ^ • X) g ю-2 Ё Ю"3 I

102 103

104 105 106 Frequency, MHz

Ю7 Ю8

Ю2

io3 io4 io5 io6 Frequency, MHz

л nl

J loci а

■ö10-2 x

В

ь 10"3

104 105 106 Frequency, MHz

Ю4 io5 Ю6 io7 Frequency, MHz

Ю7 Ю8

Рис. 5. Продолжение.

линии Ьон- Также не обнаружена значимая корреляция между синхротронным спектральным индексом в и Т (коэффициент корреляции по Пирсону г = 0.22, р-уа1ие = 0.27).

Коэффициент корреляции по Пирсону для выборки мегамазеров между самими параметрами Т и Т2 составляет 0.4 (р-уа1пе = 0.03), что неудивительно, так как при увеличении средней температуры ансамбля пылевых частиц цветовая температура должна повышаться для всех компонент модели.

Критерий однородности Колмогорова—Смирнова для двух выборок T1, мегамазеров и контрольной, имеет значение ks = 0.23 (p-value = 0.75), что не дает возможности говорить о статистических различиях этих двух распределений.

Результаты аппроксимации спектрального распределения энергии (SED) для объектов из списка мегамазеров приведены на рис. 5, а для контрольного списка — на рис. 6. Нужно заметить, что потоки в средней и ближней ИК-областях с

ю4 ю5 ю6 ю7 Frequency, MHz

Ю4 Ю5 Ю6 Ю7 Frequency, MHz

Рис. 6. Аппроксимация SED источников контрольной выборки с имеющимися данными о потоках в субмиллиметровом и ИК-диапазонах.

частотами больше 10 ТГц формируются за счет излучения молекул ПАУ и в данной работе не моделировались.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Исследована переменность интегральной спектральной плотности потока ярких инфракрасных галактик с источниками мегамазерного излучения (OHM) и контрольной выборки галактик без OH-излучения. Для большинства OHM-галактик уровень переменности в радиоконтинууме не превышает 0.20, а медианные значения индекса переменности для всей выборки варьируются в пределах 0.08-0.17 на частотах 11.2, 8.2, 4.7 и 2.3 ГГц. Сравнение с контрольной выборкой инфракрасных галактик без источников мегамазерного излучения показало, что для нее уровень переменности составляет 0.10-0.15, что по порядку величины не отличается от переменности OHM-галактик. Отдельные яркие представители галактик с ме-гамазерным излучением демонстрируют переменность порядка 0.30-0.50 вблизи частоты 4.7 ГГц. Такие галактики, как правило, ассоциируются с АЯГ (например, J0047-2517) и в них наблюдается область активного звездообразования (например, J1509— 1119).

Мы определили параметры спектрального распределения энергии для галактик с имеющимися литературными данными в диапазоне частот от МГц до ТГц. Были получены значения низкочастотного спектрального индекса в диапазоне менее 50 ГГц и проведена оценка параметров модели для теплового излучения пыли от 50 ГГц до 10 ТГц. Сравнение распределений цветовой температуры пылевой компоненты для двух выборок не выявило различия в их статистических свойствах. Также не обнаружены значимые корреляции между цветовой температурой пыли в OHM-галактиках и такими параметрами, как индекс переменности и светимость в линии OH.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы выражают благодарность рецензенту к.ф.-м.н. А.М.Соболеву за ценные замечания и рекомендации. Наблюдения выполнены на научном оборудовании радиотелескопа РАТАН-600 Специальной астрофизической обсерватории РАН и поддержаны Министерством науки и высшего образования РФ. Исследование выполнено с использованием системы поддержки астрофизических каталогов CATS, баз данных NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) и VizieR.

ФИНАНСИРОВАНИЕ

Исследование выполнено при финансовой поддержке РФФИ и ГФЕН в рамках научного проекта № 21-52-53035 «Радиосвойства и структура галактик с источниками гидроксильного мегамазерного излучения». Исследование поддержано Государственным фондом естественных наук Китая (№ и 1931203, № 12111530009).

КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ

Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1.A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, et al., Astrophys. J. 715 (1), 429 (2010).

2. M. Ackermann, M. Ajello, A. Allafort, et al.,

Astrophys. J. 743 (2), article id. 171 (2011 ).

3. P. A. R. Ade et al. (Planck Collab.), Astron. and

Astrophys. 594, id. A26 (2016).

4. M. F. Aller, H. D. Aller, and P. A. Hughes, Astrophys. J.

399, 16(1992).

5. W. A. Baan, A. Haschick, and C. Henkel, Astron. J. 103,

728(1992).

6. G. B. Berriman, SPIE Conf. Proc. 7016, article

id. 701618 (2008).

7. M. Bondi, M. A. Perez-Torres, D. Dallacasa, and

T. W. B. Muxlow, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 361 (2), 748 (2005).

8. J. M. Chapman, L. Staveley-Smith, D. J. Axon, et al.,

Monthly Notices Royal Astron. Soc. 244, 281 (1990).

9. D. L. Clements, W. J. Sutherland, R. G. McMahon,

and W. Saunders, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 279 (2), 477 (1996).

10. R. M. Cutri, E. L. Wright, T. Conrow, et al., Explanatory Supplement to the WISE All-Sky Data Release Products (2012).

11. E. da Cunha, S. Charlot, and D. Elbaz, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 388 (4), 1595 (2008).

12. J. Darling and R. Giovanelli, Astron. J. 124 (1), 100 (2002).

13. D. P. Finkbeiner, M. Davis, and D. J. Schlegel, Astrophys. J. 524 (2), 867 (1999).

14. P. C. Gregory and J. J. Condon, Astrophys. J. Suppl. 75, 1011 (1991).

15. P. C. Gregory, W. K. Scott, K. Douglas, and J. J. Condon, Astrophys. J. Suppl. 103, 427 (1996).

16. M. R. Griffith and A. E. Wright, Astron. J. 105, 1666 (1993).

17. S. Haan, J. A. Surace, L. Armus, et al., Astron. J. 141 (3), 100 (2011).

18. E. Herbst and E. F. van Dishoeck, Annual Rev. Astron. Astrophys. 47 (1), 427(2009).

19. M. Imanishi, K. Nakanishi, and T. Izumi, Astrophys. J. Suppl. 241 (2), article id. 19 (2019).

20. D. Ishihara, T. Onaka, H. Kataza, et al., Astron. and Astrophys. 514, id. A1 (2010).

21. R. A. Kandalian, Astrophysics 39 (3), 237(1996).

22. R. A. Kandalyan, Astrophysics 48 (1), 99 (2005a).

23. R. A. Kandalyan, Astrophysics 48 (2), 237 (2005b).

24. A. Kraus, T. P. Krichbaum, R. Wegner, et al., Astron. and Astrophys. 401, 161 (2003).

25. S. A. Laurent-Muehleisen, R. I. Kollgaard, P. J. Ryan, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 122, 235 (1997).

26. E. Lenc and S. J. Tingay, Astron. J. 132 (3), 1333 (2006).

27. G. Marton, L. Calzoletti, A. M. Perez Garcia, et al., arXiv e-prints arXiv:1705.05693 (2017).

28. E. Momjian, J. D. Romney, C. L. Carilli, and T. H. Troland, Astrophys. J. 653 (2), 1172 (2006).

29. T. Murphy, E. M. Sadler, R. D. Ekers, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 402, 2403 (2010).

30. M. A. Perez-Torres, A. Alberdi, C. Romero-Canizales, and M. Bondi, Astron. and Astrophys. 519, id. L5 (2010).

31. Y. M. Pihlstrom, J. E. Conway, R. S. Booth, et al., Astron. and Astrophys. 377, 413 (2001).

32. C. Romero-Can izales, S. Mattila, A. Alberdi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 415 (3), 2688 (2011).

33. B. Schulz, G. Marton, I. Valtchanov, et al., arXiv e-prints arXiv:1706.00448 (2017).

34. Y. V. Sotnikova, Z. Wu, T. V. Mufakharov, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 510 (2), 2495 (2022).

35. A. Tarchi, P. Castangia, C. Henkel, et al., Astron. and Astrophys. 525, id. A91 (2011).

36. G. B. Taylor, R. C. Vermeulen, A. C. S. Readhead, et al., Astrophys. J. Suppl. 107, 37 (1996).

37. J. S. Ulvestad and R. R. J. Antonucci, Astron. J. 102, 875(1991).

38. E. Vardoulaki, V. Charmandaris, E. J. Murphy, et al., Astron. and Astrophys. 574, id. A4 (2015).

39. O. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, H. Andernach, and V. N. Chernenkov, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 118 (2005).

40. O. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, and V. N. Chernenkov, Baltic Astronomy 6, 275 (1997).

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

42. P. N. Wilkinson, I. W. A. Browne, A. R. Patnaik, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 300, 790 (198).

43. K. W. Willett, J. Darling, H. W. W. Spoon, et al., Astrophys. J. Suppl. 193 (1), article id. 18(2011).

44. E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. K. Mainzer, et al., Astron. J. 140 (6), 1868(2010).

45. J. S. Zhang, J. Z. Wang, G. X. Di, et al., Astron. and Astrophys. 570, id. A110 (2014).

Radio Variability and Broad-Band Spectra of Infrared Galaxies with and without OH

Megamaser Emission

Yu. V. Sotnikova,1 T. V. Mufakharov,1' 2>3 A. G. Mikhailov,1 V. A. Stolyarov,1' 2>4 Z. Z. Wu,5 M. G. Mingaliev,1'2 T. A. Semenova,1 A. K. Erkenov,1 N. N. Bursov,1 and R. Y. Udovitskiy1

1Special Astrophysical Observatory of RAS, Nizhny Arkhyz 369167, Russia 2Kazan Federal University, Kazan 420008, Russia 3Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China 4Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, University of Cambridge, Cambridge CB3 0HE, UK 5College of Physics, Guizhou University, Guiyang 550025, China

We study the radio variability of galaxies with and without sources of hydroxyl (OH) megamaser radiation based on the continuum radio measurements conducted in 2019—2022 with the radio telescope RATAN-600 at frequencies of 2.3, 4.7, 8.2, and 11.2 GHz. Presumably, radio continuum emission significantly affects the megamaser radiation brightness, therefore, such a characteristic as the variability of radio emission is important for determining the OHM galaxies parameters. With additional data from the literature, the parameters of radio variability on a time scale up to 30 years were estimated. The median values of the variability index for 48 OHM galaxies are in the range VS = 0.08—0.17, and for 30 galaxies without OH emission they are VS = 0.08—0.28. For some individual galaxies in both samples, flux density variations reach 30—50%. These sources either are commonly associated with AGNs or reveal active star formation. Generally, the radio variability of luminous infrared galaxies with and without OH megamaser emission is moderate and of the same order of magnitude on long time scales. From estimating the spectral energy distribution parameters in a broad frequency range (from MHz to THz), we determined the spectral index below 50 GHz and the color temperatures of dust components for megamaser and control sample galaxies. At a level of p < 0.05, there are no statistically significant differences in the distribution of these parameters for the two samples, as well there are no statistically significant correlations between the dust color temperatures and the variability index or luminosity in the OH line.

Keywords: galaxies: active—quasars: general—galaxies: starburst—galaxies: infrared— radio continuum: galaxies