АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 2, с. 122-129
УДК 524.7-56
ДОЛГОВРЕМЕННЫЙ МНОГОЧАСТОТНЫЙ МОНИТОРИНГ БЛАЗАРА
NIMFA ^0528+134)
© 2014 г. А. Е. Вольвач1*, А. М. Кутькин2, М. Г. Ларионов2, Л. Н. Вольвач1, А. Лахтеенмаки3, М. Торникоски3, Дж. Тамми3, П. Саволаинен3, М. Ф. Аллер4, Х. Д. Аллер4, М. Сасада5
1Лаборатория радиоастрономии НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория",
Кацивели, Ялта, Украина
2Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия
3Радиообсерватория Метсахови Университета Аалто, Хельсинки, Финляндия 4Радиообсерватория Мичиганского университета, Анн Арбор, США 5Кафедра астрономии Киотского университета, Киото, Япония Поступила в редакцию 29.05.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
По данным длительного мониторинга на 5 частотах радиодиапазона от 4.8 до 37 ГГц, полученным в НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", радиообсерватории Метсахови Университета Аалто и Радиообсерватории Мичиганского университета, проанализированы вариации потока квазара Б0528+134 (№ш!а). Рассмотрена динамика мощной вспышки, произошедшей в объекте в 1996 г., на основе наблюдений в гамма- (0.1—300 ГэВ), рентгеновском (2—10 кэВ, 15—50 кэВ) и радиодиапазоне. Определены задержки развития этой вспышки между различными диапазонами электромагнитного спектра и различными длинами волн радиодиапазона. На основе оригинальных длительных наблюдений, выполненных в рентгеновском, оптическом и радиодиапазоне в период с 2004 по 2013 гг., установлена зависимость запаздывания вспышечных явлений на различных волнах радиодиапазона относительно вспышек в рентгеновском и оптическом диапазонах. На основе анализа многочастотного мониторинга в радиодиапазоне получены оценки величины орбитального и прецессионного периодов в двойной системе из сверхмассивных черных дыр в Б0528+134 и физические характеристики этой системы.
DOI: 10.7868/80004629914010071
1. ВВЕДЕНИЕ
Эпоха открытия и изучения активных ядер галактик (АЯГ) связана с проведением обзоров на дециметровых и сантиметровых волнах, и начинается она с середины 60-х гг. Важным моментом на этом этапе было открытие Шоломицким [1] явления переменности потоков радиоисточников. Переменность плотности потока излучения является неотъемлемой и важной частью свойств АЯГ. Поисковые обзоры неба, стартовавшие в 60-е гг. в Огайской обсерватории (США) на длине волны 21 см и позднее в Парксе (Австралия) на 11 см сформировали списки обнаруженных радиоисточников, которые составили основу для исследований радиоисточников в других диапазонах длин волн.
Как только стало ясно, что переменные радиоисточники имеют основную долю излучения на
E-mail: volvach@meta.ua
коротких волнах, в СССР была создана группа для проведения поискового обзора неба на длине волны 3.5 см. Был создан комплекс аппаратурных и программных средств, и в 1969 г. был проведен быстрый обзор половины северного неба [2, 3]. Обзор был выполнен на радиотелескопе РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории в Симеизе, поэтому список источников обзора сопровождался буквой "Б" (Бте^). Самым сильным из новых обнаруженных радиоисточников был Б0528+134, получивший персональное имя "№ш1а" по аналогии с источником Дева-А [2]. Позднее этот радиоисточник был подтвержден при проведении Огайского и Паркского обзоров неба. По современным представлениям, №ш!а относится к классу блазаров.
Была предпринята попытка оптического отождествления Б0528+134. Он оказался слабым точечным объектом 21.5т [4]. Спектроскопия этого источника позволила определить его красное сме-
1969 1973 1977 1981 1985 1989 1993 1997 2001 2005 2009 2013
и
« 8
а о н о
К
о § 2
■е-
40 1 ь 1
1969 1973 1977 1981 1985 1989 1993 1997 2001 2005 2009 2013
Годы
Рис. 1. Многочастотный мониторинг S0528+134.
щение, которое оказалось равным г = 2.07 [5]. Со- 3.5 см (вблизи 8 ГГц) составлял величину 4.75 Ян.
ответствующее этому значению красного смещения Он находился в то время (1969 г.) в активном
расстояние^ составляет Я = 1600 Мпк в рамках состоянии вблизи своего максимума излучения
стандартной космологии. (второй сверху график на рис. 1). Наблюдения
В момент обнаружения S0528+134 его поток на S0528+134 проводились на РТ-22 КрАО [6], но
Таблица 1. Калибровочные источники
Частота, ГГц Принятые значения потоков для источников, Ян
DR21 ЗС 274 NGC 7027 ЗС 286
36.8 22.235 18.3 19.5 14.3 21.5 5.1 5.4 1.56 2.37
регулярный мониторинг S0528+134 на частотах 4, 8 и 25.4 ГГц начался в 1977 г. в обсерватории Мичиганского университета в США, через 8 лет после его открытия [7]. Наиболее интенсивное изучение этого источника возобновилось в 90-е гг., когда в этом объекте наблюдались сильные вспышки.
Основная доля энерговыделения S0528+134 сосредоточена в рентгеновском и гамма-диапазонах. Как и для других представителей этого класса источников, в нем отмечены вариации радиопотока на разных временных шкалах от дней до многих лет [8]. В оптическом диапазоне источник слабый по причине сильного поглощения его излучения в нашей Галактике из-за низкой галактической широты S0528+134 (Ъц = —11°) и присутствия пылевых молекулярных облаков в направлении на объект. Величина поглощения излучения S0528+134 от оптических до рентгеновских частот составляет до 5m [8]. По данным обсерватории CGRO за несколько лет плотность потока источника изменялась в несколько раз в диапазоне (30 МэВ— 30 ГэВ) [9]. На меньших временных масштабах переменность менее выражена. С ростом плотности потока излучения спектр источника становится жестче [9]. Можно предположить, что подобные изменения спектра происходят за счет того, что излучение во время вспышки возникает в областях, более близких к истокам джета, где осуществляется генерация релятивистских частиц. Большой энергетический выход и быстрые флуктуации плотности потока излучения приводят к необходимости предположить наличие допплер-фактора ö > 15 при угле между направлением выброса и лучом зрения 9 ^ 3.8° [10].
5 июня 2011 г. телескоп Fermi-LAT зарегистрировал вспышку в 7-диапазоне в S0528+ + 134, при которой поток возрос в 7 раз по сравнению с его средним значением за первые 11 мес наблюдений обсерватории Fermi (http: //www.astronomerstelegram.org). В то же время на миллиметровых и сантиметровых волнах объект уже длительное время имеет минимальные уровни плотности потока (рис. 1). Задержка между явлениями вспышки в гамма-диапазоне и радиодиапазоне может быть значительной — 2 и
более года [11], поэтому обнаружить корреляцию между этими диапазонами довольно сложно. В работе выполнен анализ многочастотных данных долговременного мониторинга S0528+134, определены временные задержки между кривыми блеска на разных частотах и найдены параметры двойной системы сверхмассивных черных дыр (ДСЧД): характеристики орбиты ДСЧД и массы компонентов.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
2.1. Радиодиапазон
С помощью 22-м радиотелескопа (РТ-22) Крымской астрофизической обсерватории выполнены наблюдения источника на частотах 22.2 и 36.8 ГГц. Наблюдения проводились с использованием радиометрических приемников с диаграммной модуляцией [6]. В данном подходе антенная температура от источников определялась методом наведения последовательно одной и другой диаграмм направленности, сформированных входными рупорными системами. Перед регистрацией антенной температуры от объекта положение источника уточнялось сканированием по прямому восхождению a и склонению 5. Сигнал от источника вычислялся как разность между усредненными в течение 30 с откликами радиометра в двух различных положениях антенны. В зависимости от потока источника проводились серии из 5—20 наблюдений и определялись средние значения с оценкой среднеквадратичной ошибки среднего. Для учета поглощения излучения в атмосфере Земли делались "разрезы атмосферы" с установкой антенны на фиксированные углы места. Данная операция выполнялась через каждые 3— 4 ч. Измеренные антенные температуры источников исправлялись за поглощение излучения в атмосфере Земли. Плотность потока (P) рассчитывалась по формуле
P = кТ/Аэф, (1)
где k — постоянная Больцмана, Т — антенная температура от источника, Аэф — эффективная площадь антенны.
Эффективная площадь РТ-22 определялась из наблюдений калибровочных источников. Калибровочные источники и их параметры показаны в табл. 1. В первой колонке таблицы указана частота, а в следующих — принятые значения плотностей потоков.
В антенные температуры источников внесена поправка, связанная с зависимостью эффективной площади антенны Аэфф от угла места Н. Значения Аэфф радиотелескопа аппроксимированы зависимостью
Аэф = a sin H + b cos H + c, (2)
где коэффициенты a, b и c определялись методом наименьших квадратов.
При расчете среднеквадратичной ошибки плотности потока учтены ошибка а\ измерений антенной температуры и ошибка о2 аппроксимации Аэфф, составляющие соответственно а\ = 2—4% и о2 = 3—6% от величины потока источника. В данной методике ошибки измерений, связанные с шумами аппаратуры, наведением телескопа, определением коэффициента поглощения и с нестабильностью коэффициента усиления радиометра, учитываются автоматически.
Радиотелескоп обсерватории Мичиганского университета (РТ-26) проводит наблюдения источников на частотах 4.8, 8 и 14.5 ГГц [7]. Наблюдения на частоте 37 ГГц проводятся с помощью 14-м радиотелескопа РТ-14 Радиоастрономической обсерватории Метсахови университета Аалто. Наблюдения и обработка выполнены с использованием той же методики, что и на РТ-22 КрАО. Полученные данные на РТ-14 Метсахови и РТ-22 КрАО хорошо согласуются между собой и дополняют друг друга на протяжении всего периода мониторинга объекта. Результаты многочастотного долговременного мониторинга S0528+134 приведены на рис. 1.
2.2. Оптикеский диапазон
Оптические данные в V-полосе получены в рамках транзиентного обзора "Каталина" в режиме реального времени [12].
2.3. Рентгеновский диапазон (Swift/XRT)
В работе использованы данные, полученные на инструменте XRT космической обсерватории Swift в течение 2006—2012 гг. [13]. Редукция исходных данных наблюдений проведена с использовани
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.