СОБСТВЕННАЯ НИЗКОЧАСТОТНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ РАДИОИСТОЧНИКОВ В0821+394 И В1812+412 ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ БСА ФИАН

Низкочастотная переменность — это изменение плотности потока внегалактических радиоисточников на низких частотах (метровый диапазон длин волн) на временных масштабах от месяцев до десятилетий.

Низкочастотная переменность была обнаружена Ханстедом в 1972 году на частоте 408 МГц на примере 4 радиоисточников [1]. По мнению ученого, поведение радиоисточников на низких частотах должно было быть похоже на поведение источников на высоких частотах, но между ними были значительные отличия. В тот момент в мире доминировала теория адиабатически расширяющегося источника. Для адиабатически расширяющихся источников степень переменности зависит от частоты, и чем ниже частота, тем ниже степень переменности. Новые наблюдения противоречили этой теории, так как наблюдалось изменение плотностей потока источников в 1,5 раза.

Позже, в 1976 году Коттон заинтересовался результатом исследований Ханстеда и взял для своей выборки еще несколько источников [2], где попытался выяснить взаимосвязь между низкочастотной и высокочастотной переменностью, но взаимосвязи обнаружено не было. Было сделано предположение о эволюции радиоисточников, но подтверждение этой теории Коттон не нашел.

Следом еще целый ряд ученых обратили внимание на низкочастотную переменность и были предприняты более масштабные исследования, а также накапливалась статистика по этому явлению. В 1981 году были взяты 579 радиоисточников и изучены на предмет низкочастотной переменности [3]. Из них только 12 с большой вероятностью демонстрировали изменение плотности потока на низких частотах.

В течении 80-х годов продолжились наблюдения, в ходе которых накапливалась статистика по переменности на низких частотах. Явление, о котором в своей работе писал Ханстед, подтверждалось и продолжались поиски модели, объясняющей существование низкочастотной переменности.

В конце концов, ученые пришли к выводу, что низкочастотная переменность может быть связана с внутренними и внешними факторами. Внутренние факторы были связаны с синхротронным излучением радиоисточника и выглядит как модель облака, расширяющегося с релятивистской скоростью, а внешние - с межзвездными мерцаниями. Радиоисточник может иметь и собственную переменность, и переменность, связанную с межзвездными мерцаниями и этим можно объяснить противоречивость результатов при попытках анализа результатов в рамках одной модели.

Если причины переменности лежат внутри источника, то должна присутствовать компактная компонента, плотность потока которой меняется в течение месяцев или даже лет. Эта компонента должна проявляться не только на низких (метровом диапазоне), но и на высоких (дециметровом и сантиметровом диапазонах) частотах. Стандартная модель адиабатически расширяющегося источника указывает на то, что чем ниже частота наблюдений, тем меньше должно быть изменчивого потока. Сравнение коррелированной переменности источников на высоких и низких частотах часто показывает отсутствие связи между изменчивостью на разных частотах.

Данные для изучения собственной переменности двух внегалактических компактных радиоисточников были получены с помощью радиотелескопа БСА ФИАН. Радиотелескоп БСА был построен в 1974 году и был создан для изучения радиоизлучения космических объектов в метровом диапазоне волн. БСА обладал высокой чувствительностью и с его помощью можно было наблюдать множество разных видов радиоисточников. С 2006 года наблюдения на БСА проводились в режиме мониторинга. А в 2012 году радиотелескоп был модернизирован, в результате увеличилась его чувствительность, было увеличено число лучей диаграмм направленность до 96, сигналы с этих диаграмм поступают на приемники излучения со всех этих направлений. Суть модернизации была в создании новой многолучевой системы для увеличения чувствительности и возможности изучения большего количества объектов. Были добавлены матрицы Батлера, заменены малошумящие усилители, а также проложены новые кабельные системы. Также, на радиотелескопе сейчас есть две независимые системы для исследования — БСА1 и БСА2. Мониторинговые наблюдения ведутся в 6 и 32-частотном режиме при частоте опроса 100 и 12,5 мс.

Радиоисточник В0821+394 был включен для исследования в список источников MOJAVE. На сайте для этого источника http://www.physics.purdue.edu/astro/MOJAVE/sample.html приведены 8 карт. Наблюдения проводились на частоте 15 ГГц с угловым разрешением 1 мс дуги с 1995 по 2013 гг. На всех картах основной вклад в плотность потока вносит компонент, располагающийся на юго-востоке. Пиковая плотность потока в сессиях меняется в 2 раза и, как правило, превышает 1 Ян. Размер этого компонента составляет примерно 1–2 мс. Общий размер источника не превышает 5 мс. Наблюдения на частоте 5 ГГц с близким угловым разрешением также показывают сходную картину.

По данным наблюдений B1812+412, проведенных с использованием РСДБ на частоте 5 ГГц и с угловым разрешением порядка миллисекунды, источник содержит три компонента. Основной поток энергии (более 80%) поступает из западного компонента с угловыми размерами 0.4 × 0.3 мс. Общая протяженность составляет около 10 мс. Плотность потока от всех компонентов на дату наблюдений (11 июня 1993 г.) оценивалась в 0.33 Ян.

Методика обработки наблюдений приведена в ранее опубликованной статье С.А.Тюльбашева [4]. Краткая выжимка этого метода состоит в следующем:

1) Первоначально на мониторинговых данных присутствует много помех, и для дальнейшей обработки их необходимо удалить.

2) После первоначальной обработки, необходимо выровнять усиление, и для этого используется калибровочная ступенька (сигнал известной температуры).

3) Получается оценка интенсивности калибровочного и исследуемого источника в единицах температур (кривая блеска).

4) Из кривой блеска удаляются короткие по длительности выбросы с помощью трехточечного медианного фильтра.

5) Усредняются интенсивности на полугодовом интервале.

6) Предполагается, что плотность потока калибровочных источников не изменяется. То есть видимые отклонения кривых блеска связаны с состоянием антенны. Относительные интенсивности исследуемых источников делятся на относительные интенсивности калибровочных источников и, тем самым получается окончательная кривая блеска;

7) Используется известные значения плотности потока калибровочных источников, их надо перевести в интенсивности на кривых блеска с условных единиц интенсивности в Янские.

Благодаря этому методу получаются кривые блеска двух источников - J0824+394 и J1814+412.

Рисунок 1 Кривые блеска радиоисточников В0821+394 и В1812+412. Левая вертикальная ось отображает интенсивность в долях от единицы. На нижней горизонтальной оси отмечено время в формате день, месяц, год, с шагом по времени в полгода

Автокорреляционная функция (АКФ) позволяет оценить характерные масштабы переменности. Для расчета автокорреляции используется коэффициент корреляции Пирсона. Автокорреляционный метод основан на анализе корреляций между значениями переменной в разных точках времени или пространства. Он позволяет выявить наличие регулярных паттернов, таких как сезонные колебания или цикличность, во временных или пространственных данных.

На рис.2 мы представляем АКФ для источников В0821+394 и В1812+412. АКФ показывают характерные временные масштабы около 2 лет. Оценка яркостной температуры 10¹³К согласно формуле:

T_b = 5,44 × K,

где S_c- плотность потока компактного10¹² К в 10 раз.

Рисунок 2. Автокорреляционные функции источников J0824+394 и J1814+412

Несмотря на то, что в последние годы появились публикации, в которых авторы рассматривают возможность превышения комптоновских температур на 1-2 порядка, нам кажется, что для источников B0821+394 и В1812+412 внутренняя переменность маловероятно, т.к. оба источника разрешены в РСДБ наблюдениях.

Выражаю благодарность научному руководителю Тюльбашеву С.А. за представленные материалы, а также Субаеву И.А. и Тюльбашевой Г.Э. за предоставленые программы обработки наблюдений.

Список литературы:

1. R. W. Hunstead, Astrophys. Lett. 12, 193 (1972).
2. W. D. Cotton, Astrophys. J. Supp. 32, 467 (1976).
3. C. Fanti, R. Fanti, A. Ficarra, F. Mantovani, L. Padrielli, K. W. Weiler, and B. C. Siegmann, Astron. and Astrophys. Supp. 45, 61 (1981).
4. Tyul'bashev, S.~A., Golysheva, P.~Y., Tyul'bashev, V.~S., et al.\ 2019, Astronomy Reports, 63, 920