АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 4, с. 311-338

УДК 524.6

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

НА МАСШТАБАХ ЧАСЫ-ГОДЫ

И. А. Ипатова², В. В. Мардышкин², М. Г. Мингалиев^3,4

¹Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия

²Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия

³Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

⁴Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия

Поступила в редакцию 04.09.2018 г.; после доработки 19.10.2018 г.

Представлены результаты наблюдений блазара J1504+1029 (PKS 1502+106, OR 103) на радиотеле-

скопах РАТАН-600 САО РАН на частотах 2.3, 3.9 (4.7), 7.7 (8.2), 11.2 и 21.7 ГГц в 2000-2018 гг. и РТ-

32 обсерваторий “Зеленчукская”, и “Бадары” комплекса “Квазар-КВО” ИПА РАН на частотах 5.05 и

8.63 ГГц в 2014-2018 гг. Исследовалась долговременная переменность, переменность на масштабах от

нескольких дней до нескольких недель и внутрисуточная переменность (IDV). Долговременные кривые

блеска коррелированы на всех частотах, показывают перманентную активность, на фоне которой

выделяются три вспышки с максимумами в 2002, 2009 и 2018 г. Временн ´aя шкала переменности

вспышки 2009 г. τ_var ≈ 1 г. На частоте 21.7 ГГц верхний предел линейного размера излучающей области

R ≤ 0.3 пк, углового размера θ ≤ 0.05 мс дуги, яркостная температура T_b ≥ 2 × 10¹⁴ K, доплер-фактор

δ ≥ 5.8. Вспышка с максимумом 2018 г. имеет протяженную восходящую ветвь, на 21.7 ГГц: τ_var =

= 3.2 г., линейный размер R ≤ 1.1 пк, угловой размер θ ≤ 0.17 мкс дуги, яркостная температура

T_b ≥ 2.2 × 10¹² K, доплер-фактор δ≥ 2.8. В одиннадцати сетах ежедневных наблюдений источника

длительностью 75-120 дней, проведенных с 2000 по 2017 г., в восьми обнаружена переменность на

2-4 частотах с характерными временами от 4 до 30 дней. В семи сетах переменность обусловлена

одним-тремя циклическими процессами с характерными временами τ_acf = 4-30^d. Спектральный

индекс переменных компонентов в разные годы меняется от α_var = -1.6 до +1.8. По крайней мере, в

четырех сетах переменность обусловлена процессами в самом источнике. В этом случае на частоте

21.7 ГГц видимые линейные размеры излучающей области ≤4000 а.е., угловые θ ≤ 3.5 мкс дуги,

яркостная температура T_b ≥ 3 × 10¹⁴ K, доплер-фактор δ ≥ 14. В сете 2004 г. переменность имеет вид

“антивспышки” с падающей к высоким частотам плотностью потока переменного компонента. На 32-м

телескопах проведено 36 успешных сеансов на 8.63 ГГц и 16 на 5.05 ГГц, IDV обнаружена в семнадцати

и трех сеансах соответственно, причем IDV обнаруживается, в основном, вблизи максимума вспышки.

DOI: 10.1134/S0004629919030058

1. ВВЕДЕНИЕ

ском — с помощью телескопа Swift-XRT, в уль-

трафиолетовом и оптическом диапазонах — на те-

Источник J1504+1029 (PKS 1502+106, OR 103)

лескопе Swift-UVOT [3]. PKS 1502+106 име-

отождествлен с высокополяризованным квазаром

ет компактную структуру “ядро-джет” (core-jet

(HP) с красным смещением z = 1.839 и звездной

morphology) и быстрое сверхсветовое движение

величиной V = 18.6^m [1, 2]. Галактическая широта

излучающих областей [4].

источника b = 55^◦.

Мониторинг плотности потока источника в

Источник показывает вспышечную активность

радиодиапазоне проводится в Радиообсервато-

во всех диапазонах от гамма до радио. В 2009 г.

рии Мичиганского университета (США) на ча-

проведены одновременные наблюдения вспышки

стотах 4.8,

8.0

и 14.5 ГГц [5], в обсерватории

J1504+1029 в гамма-диапазоне с помощью кос-

Метсахови (Финляндия) на частотах 22 и 37 ГГц [6].

мического гамма-телескопа Ферми, в рентгенов-

Мы наблюдали источник J1504+1029 с 2000 по

^*E-mail: valkon@sai.msu.ru

2018 г. на радиотелескопе РАТАН-600 САО РАН

311

312

КОННИКОВА и др.

на пяти частотах от 2.3 до 21.7 ГГц. Исследовалась

интервал внутри цикла наблюдений. В основу об-

долговременная переменность и переменность от

работки положена оптимальная фильтрация ис-

нескольких дней до месяца (мы будем называть

ходных данных, подробно методика описана в [11].

ее недельной). С 2014 по 2018 г. на параболоидах

РТ-32 обсерваторий “Зеленчукская” и “Бадары”

2.2. Поиск недельной переменности

комплекса “Квазар-КВО” ИПА РАН проводились

и определение ее параметров

наблюдения для поиска внутрисуточной перемен-

ности (далее IDV) на частотах 5.05 и 8.63 ГГц.

Подробно методика поиска переменности опи-

Для поиска недельной переменности радио-

сана в работах [7, 12]. Мы приведем здесь основные

источников на РАТАН-600 с 1999 г. проводились

этапы обработки и используемые термины.

длинные серии ежедневных наблюдений от

После фильтрации измеренных плотностей по-

до 150 дней. Исследовались полные выборки в

токов испорченных помехами (погодными услови-

областях склонений 4^◦-6^◦ (B1950), 10^◦-12^◦30^′

ями или техногенными) с использованием крите-

(J2000) и выборка полярных источников 70^◦-84.5^◦

рия Фишера и вычитания долговременной пере-

(J2000). Результаты исследования выборок в

менности на всех частотах определялась средняя

1999-2010 гг. опубликованы в работах [7-9]. В

плотность потока источника в течение всего сета

2015-2017 гг. также наблюдалась выборка из ка-

наблюдений.

талога JVAS в области склонений 12^◦-18^◦30^′ [10].

Затем рассчитывалось значение нормированной

Работа по поиску короткой переменности у радио-

величины χ² для цикла (или части цикла) наблю-

источников была предложена А.Г. Горшковым.

дений для числа степеней свободы N - 1, где N —

Блазар J1504+1029 выделяется среди других

число наблюдений в данном сете:

источников присутствием всех трех видов пере-

χ² = (N - 1)-1Σ[(S_i - 〈S〉)/ΔS_i]²,

(1)

менности. В данной работе мы представляем ре-

зультаты наших исследований переменности этого

где S_i и ΔS_i — плотность потока и ее ошибка в

объекта с 2000 по 2018 г.

i-й день соответственно, 〈S〉 — средняя плотность

потока по всем дням наблюдений. Переменность

2. РАДИОТЕЛЕСКОП РАТАН-600

считалась обнаруженной, если величина χ² превы-

2.1. Наблюдения и обработка результатов

шала теоретическое значение χ² при уровне зна-

чимости, не превышающем 1% для N - 1 степеней

Радиоисточник J1504+1029 наблюдался на Се-

свободы на двух и более частотах одного сета, либо

верном секторе РАТАН-600 в верхней кульмина-

на одной и более частотах в разных сетах.

ции суточным прохождением. Одиннадцать сетов

Для определения характеристик переменности

ежедневных наблюдений длительностью от 75 до

120 дней для поиска переменности на масштабах

(характерных времен и дисперсии переменного

от нескольких дней до нескольких недель прове-

компонента) были построены структурные функции

дены в 2000, 2001, 2002, 2004, 2008, 2011, 2012,

первого порядка (SF):

2013, 2015, 2016 и 2017 г. Кроме того, источник

D¹(τ) = 〈[f(τ) - f(t + τ)]²〉,

(2)

наблюдался сериями по 7-10 дней для получения

плотности потока для долговременной переменно-

где τ — временной сдвиг, f(t) — последователь-

сти. С 2000 по 2004 г. наблюдения проводились на

ность измерений S_i.

частотах 2.3, 3.9, 7.7, 11.2 и 21.7 ГГц. С 2004 г.

По виду структурной функции грубо оценива-

приемник на 3.9 ГГц заменен на 4.7 ГГц, с 2013 г.

лись характерные времена переменности. Выше

вместо частоты 7.7 ГГц наблюдения продолжены

уровня аппаратурных шумов структурная функция

на 8.2 ГГц. На 2.3 ГГц не было наблюдений с 2011

растет по степенн ´ому закону, пока не достигает

по сентябрь 2015 г. из-за техногенных помех, далее

уровня насыщения. Пересечение степенн ´ой части с

наблюдения продолжены на частоте 2.27 ГГц.

уровнем насыщения и дает характерное время τ_sf.

В качестве калибровочного источника при всех

Структурные функции также использовались

наблюдениях использовался объект J1347+1217,

для определения дисперсии переменной составля-

для него приняты плотности потока 4.15, 4.12, 2.98,

ющей

2.36, 2.29, 1.99 и 1.46 Ян на частотах 2.27, 2.3, 4.7,

7.7, 8.2, 11.2 и 21.7 ГГц соответственно. Спектр

σ^2var = σ^2pr - σ2n,

(3)

опорного источника аппроксимируется степенной

∑

функцией S = 6.02ν-0.455 Ян.

где σ^2pr = (S_i - 〈S〉)²/(N - 1) — дисперсия про-

Для обработки наблюдений использовался па-

i=1

кет программ, позволяющий получать как плот-

цесса; σ2n = D¹(1)/2 — дисперсия шумовой со-

ность потока индивидуального наблюдения источ-

ставляющей; D¹(1) — значение SF при сдвиге на

ника, так и среднюю плотность потока за любой

одни сутки.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

313

Величину переменной составляющей мы также

Все наблюдения в течение часа или получаса

характеризуем индексом модуляции в процентах,

усреднялись (до 70 измерений плотности потока

который определен как:

в зависимости от скорости сканирования и коли-

чества отбракованных записей). Вся дальнейшая

m = 100σ_var/〈S〉,

(4)

работа по определению плотности потока перемен-

√

ного компонента S_var проводилась только с усред-

σ_var =

σ^2var — стандарт переменной составляю-

ненными данными.

щей.

Планирование и составление программ наблю-

Мы также рассчитали автокорреляционные

дений проводилось с помощью программного обес-

(ACF) функции и по ним определили характерные

печения “Sched Maker” [15]. Обработка наблю-

времена переменности по их первому минимуму

дений с радиотелескопов РТ-32 проводилась в

τ_acf. Отметим, что временн ´ая задержка, соответ-

специальном программном пакете “Class Visual” и

ствующая первому минимуму в ACF, соответствует

оригинальной базе данных радиометрических на-

временн ´ой задержке, где SF достигает максимума,

блюдений [16, 17]. Указанные средства позволяют

поскольку SFτ = 2(ACF(0) — ACFτ). При таком

получать антенные температуры источника, про-

определении для периодических изменений плот-

водить чистку и фильтрацию данных, и в итоге

ности потока это время (характерное время) будет

строить кривую усиления по опорным источникам

составлять половину периода. Автокорреляцион-

и получать результирующую плотность потока ис-

ные функции позволяют более точно определить

следуемого источника.

характерное время переменности.

В качестве опорных наблюдались источники

В наших наблюдениях недельная переменность

J1631+1156 и J1640+1220. Оба источника ап-

в большинстве случаев определяется одним или

проксимируются степенн ´ыми функциями, приня-

двумя процессами с разными характерными вре-

тые плотности потоков на 5.05 ГГц равны 0.760 и

менами и частотными спектрами. Мы приняли, что

0.525 Ян, на 8.63 ГГц — 1.08 и 0.802 Ян соответ-

хотя бы один процесс в ACF данного источника не

ственно.

должен превышать уровень значимости 1%. Уро-

Опорные и исследуемые источники наблюда-

вень значимости второго процесса в этом случае

лись поочередно: в течение получасового сета —

может быть больше. Это важно, поскольку в одном

опорный источник, затем в течение часового се-

источнике процессы с разными τ_acf могут иметь

та — исследуемый источник (до 90 циклов скани-

разные частотные спектры и на разных частотах

рования в сете).

могут иметь разный уровень значимости.

По виду ACF можно определить не только ха-

рактерное время, но и характеристики переменно-

3.2. Поиск внутрисуточной переменности

сти, в частности, является ли процесс периодиче-

и определение ее параметров

ским, представляет собой одну или несколько ха-

По формуле (1) рассчитывалось значение χ² для

отических вспышек или может быть комбинацией

суточных наблюдений. В данном случае S_i и ΔS_i —

этих процессов.

средняя плотность потока и ее ошибка за i-й сет

соответственно, 〈S〉 — средняя плотность потока

3. РАДИОТЕЛЕСКОПЫ РТ-32 ИПА РАН

за N сетов, число степеней свободы N - 1, где N —

число полученных сетов в данную дату. Для разных

3.1. Наблюдения и обработка результатов

наблюдений N - 1 колеблется от 1 до 12. Погодные

условия и качество наблюдений не всегда позво-

Наблюдения внутрисуточной переменности

ляли провести сканирование источника в течение

проводились с ноября 2014 г. по апрель 2018 г. на

всего доступного для наблюдений времени.

частоте 8.63 ГГц (36 сеансов), с апреля 2015 г. по

Переменность считалась обнаруженной, если

август 2016 г. часть наблюдений вместо частоты

8.63 ГГц проведена на частоте 5.05 ГГц (16 сеан-

величина χ² превышала теоретическое значение χ²

сов).

при уровне значимости, не превышающем 0.1% для

N - 1 степеней свободы. При наблюдениях на двух

Наблюдения проводились в режиме “плавного”

антеннах одновременно величина χ² рассчитыва-

сканирования по углу места, в процессе которо-

го антенна сопровождает источник по азимуту и

лась по всем полученным данным.

производит сканирование по углу места. Для на-

Ужесточение требований к уровню значимости

копления цикл сканирования повторяется необ-

при наблюдениях на антеннах ИПА РАН связано

ходимое количество раз, в дальнейшем n циклов

с бoльш ´им числом параметров, которые нужно

накопления опорного или исследуемого источника

учитывать при определении плотности потоков в

называется сет. Подробно методика наблюдений

каждом суточном сеансе наблюдений. Поскольку

описана в работах [13, 14].

не для всех суточных сеансов наблюдений IDV

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

314

КОННИКОВА и др.

удается построить структурную функцию, плот-

Одновременно источник наблюдался в радиодиа-

ность потока переменной составляющей в данном

пазоне на телескопах обсерваторий Owens Valley

сеансе наблюдений определялась в соответствии с

США, Efelsberg Германия, в радиообсерватории

приведенной ниже формулой, взятой из [18].

Metsahovi, Финляндия, РАТАН-600, САО РАН [3].

Максимум вспышки в радиодиапазоне наблюдался

S_var = [(N - 1)(χ² - 1)/ΣΔSi-2]0.5.

(5)

в апреле 2009 г. на частотах от 4.8 до 14.5 ГГц [4].

Рассчитывался также индекс переменности

В наших наблюдениях максимум вспышки так-

m = 100S_var/6〈S〉.

(6)

же зафиксирован в апреле 2009 г. Вспышка вид-

на на трех высоких частотах. Временн ´aя шка-

Характерные времена в сеансах с обнаруженной

ла пeременности по нисходящей ветви состави-

внутрисуточной переменностью получены из авто-

ла около 1 года. Временн ´ая шкала определена

корреляционных функций по первому минимуму.

как τ_var = dt/d ln(S). Методика определения вре-

менн ´ой шкалы отдельной вспышки предложена в

4. РЕЗУЛЬТАТЫ

работе [19], а также подробно описана в [20].

Из полученной временн ´ой шкалы вспышки

4.1. Долговременная переменность

2009 г. мы оценили верхнее значение линейного

и интегральные спектры

размера излучающей области как R = cτ_var и

На рис. 1 показана кривая блеска на часто-

соответственно угловой размер

тах 21.7, 11.2, 8.2,

4.7

и 2.27 ГГц, полученная

на РАТАН-600 с октября 2000 по март 2018 г.

Θ = R(1 + z)²/r_bol,

(7)

Данные, полученные ранее на других частотах,

где c — скорость света, r_bol — болометрическое

пересчитаны на приведенные. Плотность потока в

расстояние до объекта. При расчете болометриче-

течение большинства длинных сетов значительно

ского расстояния постоянная Хаббла принималась

менялась (см. §4.2). Данные длинных сетов ап-

равной H = 65 км/с/Мпк, параметр замедления

проксимировались либо прямой, либо полиномом

q = 0.5.

второй степени. Эта аппроксимация дает нам дол-

В системе покоя источника яркостная темпера-

говременную переменность, которая приведена на

тура в максимуме вспышки оценивалась по форму-

рис. 1. Отдельные измерения усреднялись за 7-

ле

10 дней. К сожалению, наблюдения источника вне

длинных сетов не были непрерывными, на кривой

T^0b ≥ ΔSλ²(1 + z)³/2π kΘ²,

(8)

блеска есть пропуски, например, не было наблю-

где ΔS — амплитуда вспышки.

дений в промежутке 09.2015-06.2016 гг. В этот пе-

риод возможна небольшая вспышка, данные, полу-

Из условия, что максимальная яркостная

ченные на близкой частоте 8.63 на 32-м телескопе,

температура не может превышать комптоновский

показывают более высокие плотности потока. Точ-

предел T_b = 10¹² K, получаем значения величины

ки на кривых блеска соединены для наглядности.

доплер-фактора:

Кривая блеска показывает перманентную ак-

δ_var ≥ (T^0b/10¹²)1/3.

(9)

тивность, на фоне которой выделяются 3 вспышки.

В 2002 г. вспышка наблюдалась на фоне общей ак-

Получены следующие параметры по нисходя-

тивности источника. Точка максимума на рис. 1 —

щей ветви вспышки 2009 г. на 21.7 ГГц: τ_var = 1 год,

начало длинного сета 2002 г., возможно, максимум

линейный размер R ≤ 0.3 пк, угловой размер θ ≤

прошел несколько раньше. На рис. 2a приведен

≤ 0.05 mas (milliarcsecond, миллисекунда дуги),

интегральный спектр на эпоху 10.2000 г. в начале

яркостная температура T_b ≥ 2.6 × 10¹³ K, доплер-

наших наблюдений данного источника, в максиму-

фактор δ ≥ 3. На частоте 8.2 ГГц яркостная темпе-

ме и на нисходящей ветви вспышки. Интегральные

ратура T_b ≥ 1.6 × 10¹⁴ K, доплер-фактор δ ≥ 5.5.

спектры показывают постепенное смещение мак-

симума от высоких к низким частотам, что харак-

На рис. 2б приведен интегральный спектр ис-

терно для распространения ударных волн в джете

точника в максимуме 04.2009 г., на нисходящей

радиоисточника.

ветви вспышки 12.2009 и в первом минимуме после

Следующая вспышка 2009 г. наблюдалась во

вспышки 06.2010 г. Вид спектров стандартный для

всем диапазоне от гамма до радиочастот [3]. 5-

модели ударной волны в джете радиоисточника,

10 августа 2008 г. был зафиксирован высокоэнер-

растущий в максимуме вспышки, после прохожде-

гичный гамма-всплеск, характеризующийся быст-

ния вспышки спектр сдвигается в низкочастотную

рым подъемом и продолжительностью 5 дней. В

область и становится практически плоским в ми-

оптическом и рентгеновском диапазонах также за-

нимуме. В пределах 15 дней не замечено запазды-

регистрирована вспышка с опозданием на несколь-

вания максимума на частоте 8.2 ГГц относительно

ко дней и продолжительностью в несколько дней.

21.7 ГГц.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

316

КОННИКОВА и др.

(а)

(б)

(в)

01.2008

06.2002

04.2009

10.2016

09.2000

09.2015

09.2002

06.2010

12.2009

2000 г.

2001 г.

(г)

05.2004

08.2004

100

α = +1.6

09.2012

09.2011

α = -1

α = +0.55

09.2013

100

2002 г.

2004 г.

2008 г.

100

α = +1.9

α = -0.75

α = +0.1

2015 г.

2016 г.

2017 г.

100

α = +1.06

α = +0.8

α = +1.34

Частота, ГГц

Рис. 2. Интегральные спектры источника в разных фазах долговременной кривой блеска (а)-(г) и спектры переменных

компонентов источника J1504+1029 в длинных сериях 2000-2017 гг.

В сентябре 2013 г. мы зафиксировали самую

размер θ ≤ 0.17 mas, яркостная температура T_b ≥

низкую плотность потока за все время наблюде-

≥ 2.2 × 10¹² K, доплер-фактор δ ≥ 2.8, на 7.7 ГГц

ний, 0.68-0.71 Ян на 21.7-4.7 ГГц, далее плот-

соответственно T_b ≥ 1.6 × 10¹³, доплер-фактор δ ≥

ность потока росла на всех частотах до максимума

≥ 5.5.

01.2018 г.

В 2016 г. сообщалось об обнаружении по-

Третья вспышка отличается большой длитель-

вышенной активности источника гамма-диапа-

зоне [22].

ностью роста от минимума до максимума. На вер-

шине вспышки наблюдается флуктуации плотности

потока. Это достаточно частое явление, например,

4.2. Переменность от нескольких дней до месяца

у источника 3C 454.3 [20]. Возможное объяснение

Из 11 сетов ежедневных наблюдений в 2000-

этого явления предложено в работе [21].

2017 гг. недельная переменность обнаружена в

Временн ´ая шкала восходящей ветви τ_var ≈

восьми сетах. Основные характеристики, которые

≈ 3 года. По формулам (7-9) определяем пара-

мы получаем из кривых блеска — характерное вре-

метры излучающей области последней вспышки

мя переменности τ_acf, стандарт переменной состав-

на 21.7 ГГц: линейный размер R ≤ 1.1 пк, угловой

ляющей и индекс модуляции при обнаружении на

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

317

нескольких частотах, спектр переменной составля-

частотах и запаздывание максимумов к низким

ющей, характер переменности.

частотам скорее всего указывают на внутреннюю

причину переменности.

Прежде чем представить полученные данные

для исследуемого источника, кратко опишем ре-

Также замечено, что растущие спектры пере-

зультаты, полученные ранее по недельной пере-

менного компонента наблюдаются в активных фа-

менности 40 источников из выборок на разных

зах долговременной кривой блеска, а падающие —

склонениях [7-10].

в периоды низкой активности.

Рассмотрение структурных (SF) и автокорреля-

Рассмотрим кратко переменность блазара

ционных (ACF) функций источников с недельной

J1504+1029 по годам, затем подытожим получен-

переменностью, обнаруженных ранее, показало,

ные данные.

что несмотря на кажущееся разнообразие кривых

На рис. 3-17 приведены кривые блеска, струк-

блеска, их можно разделить на 4 группы, соответ-

турные и автокорреляционные функции блазара на

ствующие различному характеру переменности.

частотах, которые использовались в данном году.

1. Периодический процесс. ACF хорошо ап-

Из кривых блеска убрана долговременная пере-

проксимируется одной гармоникой. Количество пе-

менность с характерными временами больше, чем

риодов может быть от двух и более.

длительность наблюдений.

2. Циклический или квазипериодический про-

Спектры стандарта переменной составляющей

цесс. Это наиболее распространенный тип недель-

для всех длинных сетов в логарифмическом мас-

ной переменности. Из вида ACF видно, что процесс

штабе показаны на рис. 2. Все данные также

носит циклический характер, но в течение сета

приведены на частотах, на которых проводились

период и амплитуда цикла меняется. В качестве

наблюдения в данном году. В пределах ошибок все

τ_acf принимается время первого минимума ACF,

растущие спектры аппроксимированы степенн ´ой

которое является средним временем полупериода

функцией.

цикла.

4.2.1. Сет 08.09-26.11.2000 г. В сете еже-

3. Сумма двух или более циклических процессов

дневных наблюдений 2000 г. переменность обна-

с разными амплитудами и характерными времена-

ружена на частотах 21.7, 11.2, 3.9 и 2.3 ГГц. На

ми. На структурной и автокорреляционных функ-

долговременной кривой блеска наблюдается вос-

циях хорошо видны эти процессы.

ходящая ветвь первой вспышки. Кривые блеска на

4. Случайные процессы. Это могут быть одиноч-

этих частотах приведены на рис. 3, структурные

ные или редкие хаотично расположенные импуль-

и автокорреляционные функции — на рис. 4. На

сы, в ACF будет присутствовать один значимый

частотах 11.2 и 21.7 ГГц кривые блеска коррели-

минимум. Величина τ_acf дает характерное время

рованы, среднее запаздывание на частоте 11.2 ГГц

одиночного импульса или среднее время ансамбля

относительно 21.7 ГГц примерно 5 дней. Структур-

импульсов.

ные и автокорреляционные функции показывают

В одном источнике на разных частотах может

наличие двух квазипериодических компонентов с

наблюдаться переменность разных типов с разны-

характерными временами τ_acf = 6.5 и 18^d, одинако-

ми характерными временами, переменность может

вых на 21.7 и 11.2 ГГц. Индексы модуляции на этих

обнаруживаться не на всех частотах. Также пере-

частотах m = 5.4% и 1.7% соответственно.

менность может присутствовать в некоторые годы,

На частоте 7.7 ГГц переменность значительно

а в другие полностью отсутствовать. Это объясня-

ниже принятого уровня значимости, индекс моду-

ется ограниченным временем жизни компонента с

ляции m < 1%. На 3.9 ГГц кривая блеска показы-

данным характерным временем, заведомо меньше

вает циклический процесс с одним периодом τ_acf =

года, что подтверждается также исследованием пе-

риодичности переменного компонента с помощью

= 20^d, на 2.3 ГГц циклический процесс с тремя

вейвлет-анализа [23].

периодами с τ_acf = 6, 19, 30^d. Вероятнее всего это

три периода одного процесса, cреднее характерное

Причинами недельной переменности (в отли-

чие от долговременной), могут быть как процессы,

время (полупериод) τ_acf = 6^d. Индекс модуляции

протекающие внутри источника, так и вариации

на 3.9 и 2.3 ГГц m = 3.0% и 7.8% соответственно.

условий распространения на пути от источника к

Интегральный спектр, приведенный на рис. 2(а),

наблюдателю.

показывает рост к высоким частотам со спектраль-

ным индексом α = +0.2.

Главным аргументом в пользу того или другого

вида переменности является вид спектра и част ´oты,

На рис. 2 спектр стандарта переменного компо-

на которых этот спектр сформирован. Падающий к

нента в сете 2000 г. на 2.3-7.7 ГГц падает к высоким

высоким частотам спектр свидетельствует в пользу

частотам с индексом α = -1.4, на частотах 7.7-

внешнего происхождения переменности, а расту-

21.7 ГГц спектр растущий с индексом α = +1.6, на

щий спектр, корреляция кривых блеска на разных

частотах 3.9-2.3 ГГц спектр падающий с α = -1.4.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

320

КОННИКОВА и др.

2.6

11.2 ГГц

2.5

2.4

2.3

2.2

10/07

20/07

30/07

09/08

19/08

29/08

08/09

1.9

3.9 ГГц

1.8

10/07

20/07

30/07

09/08

19/08

29/08

08/09

1.72

2.3 ГГц

1.68

1.64

1.60

1.58

10/07

20/07

30/07

09/08

19/08

29/08

08/09

2001 г.

Рис. 5. Кривые блеска в длинном сете 2001 г. на частотах 11.2, 7.7 и 3.9 ГГц.

4.2.2. Сет 10.07-09.09.2001 г. На рис. 5 при-

принятого уровня значимости. Структурные и ав-

ведены кривые блеска в сете 2001 г., циклическая

токорреляционные функции на 2.3, 3.9 и 11.2 ГГц

переменность обнаружена на 2.3, 3.9 и 11.2 ГГц.

показывают 2 характерных времени τ_acf = 10, и

К сожалению, в первый месяц наблюдений были

27^d. Кривые блеска показывают корреляцию со

проблемы с приемниками, а на частоте 7.7 ГГц —

средним запаздыванием максимумов в 3-4 дня.

весь цикл. Поэтому мы рассматриваем два месяца

Спектр переменной составляющей растет к высо-

наблюдений 10.06-09.09.2001 г. На 7.7 ГГц пере-

ким частотам с α = +0.5. Индексы модуляции на

менность присутствует, но из-за проблем с калиб-

11.2, 7.7 и 3.9 ГГц равны m = 4.1, 2.4 и 2.0.

ровкой мы не смогли получить значимый результат.

На рис. 6 приведены структурные и автокорреля-

4.2.3. Сет 17.06-22.09.2002 г. Кривые блес-

ционные функции, построенные по кривой блеска

ка, структурные и автокорреляционные функции

2001 г. Наблюдения проводились перед максиму-

в длинном сете 2002 г. приведены на рис. 7 и 8.

мом первой вспышки 2002 г. Переменность также

Переменность обнаружена на частотах 21.7, 11.2,

существует на частотах 2.3 и 21.7 ГГц, но из-

7.7

и 3.9 ГГц с индексами модуляции m = 3.5,

за больших ошибок плотности потока она ниже

3.1, 3.1, и 2.9. На кривых блеска хорошо видны

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

321

0.8

τ_acf = 10, 28 дн.

0.8

0.4

-0.4

−0.4

11.2 ГГц 2001 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 27 дн.

0.4

-0.4

−0.4

3.9 ГГц 2001 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 27 дн.

0.4

-0.4

2.3 ГГц 2001 г.

−0.8

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

lgτ, (сутки)

τ, сутки

Рис. 6. Структурные (слева) и автокорреляционные функции (справа) на частотах 11.2, 7.7 и 3.9 ГГц для кривых блеска,

приведенных на рис. 5.

периодические процессы, но ни на одной часто-

4.2.4. Сет 15.05-18.08.2004 г. Вместо часто-

те они не повторяются. Наблюдается один цик-

ты 3.9 ГГц наблюдения продолжены на 4.8 ГГц.

Кривые блеска приведены на рис. 9, структур-

лический процесс на частоте 21.7 ГГц с τ_acf =

ные и автокорреляционные функции — на рис. 10.

= 12^d, на ACF 11.2 ГГц четыре минимума, которые

Основная переменность обусловлена процессом,

можно интерпретировать как один квазипериоди-

имеющим вид “антивспышки” или затмения. “Ан-

ческий процесс с τ_acf = 5^d (средний полупериод).

тивспышка” с минимумом 12-17 июля дает харак-

На частоте 7.7 ГГц зафиксировано два циклических

терные времена τ_acf = 10, 12, 15 и 20^d на 11.2, 7.7,

процесса с τ_acf = 10 и 29^d. На частоте 3.9 ГГц

4.7, 2.3 ГГц соответственно.

также наблюдаются два процесса с τ_acf = 13 и 20^d.

Мы уже сталкивались с таким явлением, на-

Спектр переменной составляющей аппроксимиру-

пример, у источника J0721+7120 [24]. На частоте

ется кривой с небольшим растущим индексом α ≈

11.2 ГГц наблюдается также циклический компо-

≈ 0.09. Интегральный спектр (см. рис. 2(а)) имеет

нент с τ ≈ 30^d. Спектр переменной составляющей

максимум на частоте около 12 ГГц.

падает к высоким частотам, спектральный индекс в

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

327

2.8

2.4

2.0

21.7 ГГц

1.6

17/06

27/06

07/07

17/07

27/07

06/08

16/08

26/08

05/09

15/09

1.8

1.7

1.6

1.5

11.2 ГГц

17/06

27/06

07/07

17/07

27/07

06/08

16/08

26/08

05/09

15/09

1.6

1.5

1.4

8.2 ГГц

17/06

27/06

07/07

17/07

27/07

06/08

16/08

26/08

05/09

15/09

2015 г.

Рис. 12. Кривые блеска в длинном сете 2015 г. на частотах 21.7, 11.2 и 8.2 ГГц.

переменности. На рис. 2г показаны интегральные

ную корреляцию первого процесса между тремя

спектры в эти годы. Все спектры близки к плоским.

частотами, запаздывание между частотами 21.7 и

8.2 ГГц составляет 5 дней (см. рис. 13). Спектр

4.2.6. Сет 17.06-15.09.2015 г. Наблюдения

стандарта переменной составляющей растет к вы-

выполнены на восходящей ветви третьей вспышки.

соким частотам c α = 0.8.

Сильная переменность обнаружена на трех высо-

ких частотах, 21.7, 11.2 и 8.2 ГГц, с индексами

4.2.7. Сет 15.06-08.09.2016 г. Восходящая

модуляции m = 6.3, 4.7, и 2.7% соответственно. На

ветвь вспышки. Значимая переменность с индек-

4.7 ГГц уровень значимости немного меньше при-

сами модуляции m = 3.6, 3.0 и 2.4% обнаружена

нятого, m = 1.6%. На 21.7 ГГц наблюдаются два

на 11.2, 8.2 и 4.7 ГГц соответственно. Автокорре-

квазипериодических процесса с τ = 10 и 20^d (cм.

ляционная функция показывает присутствие двух

рис. 12). На 11.2 и 8.2 ГГц также зафиксированы

квазипериодических компонентов с одинаковыми

два циклических процесса с τ = 10 и 30^d. Кросс-

характерными временами τ = 10 и 26^d на всех

корреляционная функция показывает значитель-

частотах (см. рис. 14 и 15). Кривые блеска кор-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

328

КОННИКОВА и др.

0.8

τ_acf = 10, 20 дн.

0.4

-0.4

21.7 ГГц 2015 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 30 дн.

0.4

-0.4

11.2 ГГц 2015 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 30 дн.

0.4

-0.4

8.2 ГГц 2015 г.

−0.8

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

lgτ, (сутки)

τ, сутки

Рис. 13. Структурные (слева) и автокорреляционныефункции (справа) на частотах 21.7, 11.2 и 8.2 ГГц, соответствующие

кривым блеска, приведенным на рис. 12.

релированы, наблюдается запаздывание максиму-

высоким частотам с α = 1.9, индексы модуляции

мов по мере перехода к низким частотам, кото-

на 8.2-2.27 ГГц равны m = 3.8-2.8%.

рое составляет около 4 дней. Спектр стандарта

Итак, в восьми из одиннадцати длинных сетов

переменного компонента растет к низким часто-

обнаружена переменность с характерными време-

там также с характерным временем около 4 дней,

нами от 6 до 30 дней, получены кривые блеска,

α4.7-11.2 = +1.06.

спектры переменных компонентов, индексы моду-

ляции. Кроме сета 2004 г. переменность носит ква-

4.2.8. Сет

02.06-03.09.2017 г. Максимум

зипериодический характер. Данные, полученные в

вспышки. Циклический переменный компонент

2001, 2008, 2015, 2016 и 2017 г. имеют похо-

присутствует на частотах 8.2, 4.7 и 2.3 ГГц с харак-

жие характеристики: растущие к высоким частотам

терным временем τ_acf = 24^d. По этой переменной

спектры переменных компонентов c α = 0.8 - 1.9,

составляющей кривые блеска коррелированы.

коррелированность кривых блеска, запаздывание

На частотах 4.7 и 2.27 ГГц существует второй

максимумов к низким частотам на 4-5 дней, боль-

компонент с τ = 7^d (см. рис. 16 и 17). К сожалению,

шие индексы модуляции на самой высокой частоте,

не удалось выделить переменный компонент на

m = 6-8.5%, достаточно большие для галактиче-

двух высоких частотах из-за большого разброса

ской широты b = 55^◦.

данных (погода, перестройка приемников). Спектр

В 2016 и 2017 г. индексы на частоте 21.7 ГГц

стандарта переменной составляющей растет к получены путем экстраполяции более низкочастот-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

329

3.0

11.2 ГГц

2.8

2.6

2.4

11/06

21/06

01/07

11/07

21/07

31/07

10/08

20/08

30/08

09/09

2.59

8.2 ГГц

2.46

2.32

2.18

2.05

11/06

21/06

01/07

11/07

21/07

31/07

10/08

20/08

30/08

09/09

1.8

4.7 ГГц

1.6

1.4

11/06

21/06

01/07

11/07

21/07

31/07

10/08

20/08

30/08

09/09

2016 г.

Рис. 14. Кривые блеска в длинном сете 2016 г. на частотах 11.2, 8.2 и 4.7 ГГц.

ных данных. Кроме того, наблюдения в эти годы

симальный линейный размер излучающей области

были выполнены вблизи вспышек на долговре-

R ≤ 4000 а. е., угловой размер θ ≤ 3.5 мкс дуги,

менной кривой блеска. Наиболее вероятная мо-

яркостная температура T_b ≥ 13 × 10¹⁵ K, доплер-

дель обнаруженной в эти годы переменности —

фактор δ ≥ 14.

распространение ударной волны в джете радио-

В сете 2004 г. переменность имеет вид “анти-

источника [25, 26]. Для этой модели типична вре-

вспышки”. Падающий к высоким частотам спектр

менн ´ая шкала от нескольких недель до несколь-

указывает на внешнюю причину переменности.

ких месяцев, а также запаздывание максимума по

Природа этих “антивспышек” не ясна, одной из

мере уменьшения частоты. Кроме того, на этот

причин может быть появление на луче зрения

механизм указывают растущий спектр переменного

компактного сгустка релятивистских электронов

компонента и динамика изменения интегрального

с оптической толщей больше единицы во всем

спектра — смещение максимума в низкочастотную

наблюдаемом частотном интервале.

область после прохождения максимума плотности

В наблюдениях

2000

г. спектр переменного

потока. В этом случае на частоте 21.7 ГГц для

компонента содержит как растущую, так и па-

τ_acf = 24^d оцененные по формулам (7)-(9) мак- дающую части. Возможная интерпретация такого

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

330

КОННИКОВА и др.

0.8

τ_acf = 10, 26 дн.

0.4

-0.4

11.2 ГГц 2016 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 26 дн.

0.4

-0.4

8.2 ГГц 2016 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 10, 26 дн.

0.4

-0.4

4.7 ГГц 2016 г.

−0.8

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

lgτ, (сутки)

τ, сутки

Рис. 15. Структурные (слева) и автокорреляционные функции (справа) на частотах 21.7, 11.2, 3.9 ГГц, соответствующие

кривым блеска, приведенным на рис. 14.

спектра — наличие как внешней, так и внутренней

4.3. Внутрисуточная переменность

переменности. Растущий к высоким частотам

Наблюдения внутрисуточной переменности на-

спектр на 11.2 и 21.7 ГГц, коррелированность кри-

чались в 2014 г. перед последней вспышкой. Всего

вых блеска, большой индекс модуляции на высокой

за 2014-2018 гг. проведено 36 успешных сеансов

частоте, m = 5.4, указывают на то, что причина

на частоте 8.63 ГГц, из них 20 сеансов одновре-

наблюдаемой переменности в самом источнике;

менно в двух обсерваториях. В промежутке между

на частотах 2.3 и 3.9 ГГц — падающий спектр,

апрелем 2015 и августом 2016 г. проведено 16 се-

некоррелированность кривых блеска указывают на

ансов на 5.05 ГГц. Значимая IDV зарегистрирована

внешнюю причину переменности — межзвездные

в 17 (2014-2018 гг., 8.63 ГГц) и 3 (2015-2016 гг.,

мерцания.

5.05 ГГц) сеансах соответственно.

В сете 2002 г. квазипериодическая перемен-

Результаты наблюдений сведены в табл. 1 и 2.

ность, спектр переменного компонента близок к

В первом столбце таблиц приведены даты наблю-

плоскому, α_var = +0.1. На всех частотах разные

дения, во втором — средняя плотность потока за

характерные времена, отсутствует корреляция

сеанс, в третьем столбце — ошибка средней плот-

ности потока, в четвертом — индекс модуляции, в

между кривыми блеска. Интерпретировать причи-

ну переменности для этого года трудно, вероятнее

пятом и шестом столбцах — нормированные вели-

всего, она внешняя.

чины χ² для реальных наблюдений и теоретические

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

331

3.0

8.2 ГГц

2.8

2.6

2.4

06/06

16/06

26/06

06/07

16/07

26/07

05/08

15/08

25/08

04/09

2.0

4.7 ГГц

1.9

1.8

1.7

06/06

16/06

26/06

06/07

16/07

26/07

05/08

15/08

25/08

04/09

1.52

2.27 ГГц

1.48

1.44

1.40

1.36

06/06

16/06

26/06

06/07

16/07

26/07

05/08

15/08

25/08

04/09

2017 г.

Рис. 16. Кривые блеска в длинном сете 2017 г. на частотах 8.2, 4.7 и 2.27 ГГц.

для уровня значимости 0.1% для числа степеней

качество наблюдений и выделенное антенное время

свободы из седьмого столбца. В восьмом столб-

не всегда позволяли провести сканирование источ-

це дано характерное время переменности, в де-

ника в течение всего доступного для наблюдений

вятом — плотность потока переменной составляю-

времени.

щей. Десятый столбец указывает на обсерваторию,

в которой проведены наблюдения: “B” — Бадары,

На рис. 18 и 19 приведены кривые блеска ис-

“Z” — Зеленчукская, “B+Z” — наблюдения про-

точника с обнаруженной переменностью на часто-

ведены одновременно в двух обсерваторях. Все

тах 8.63 и 5.05 ГГц. Темными кружками показаны

плотности потоков приведены в Ян.

наблюдения, полученные в обсерватории Бадары,

В таблицы не включены сеансы с числом сте-

светлыми — в обсерватории Зеленчукская. Каж-

пеней свободы меньше 3 (это соответствует менее

дая точка на рисунках — результат усреднения за

четырех часов наблюдений). Погодные условия и

сет плотности потока. На рис. 18 кривая блеска

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

332

КОННИКОВА и др.

0.8

τ_acf = 7, 23 дн.

0.4

-0.4

8.2 ГГц 2017 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 7, 23 дн.

0.4

-0.4

4.7 ГГц 2017 г.

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

0.8

τ_acf = 7, 23 дн.

0.4

-0.4

2.27 ГГц 2017 г.

−0.8

-0.8

0.4

0.8

1.2

1.6

2.0

lgτ, (сутки)

τ, сутки

Рис. 17. Структурные (слева) и автокорреляционные функции (справа) на

частотах 21.7, 11.2,

3.9

2.3

ГГц,

соответствующие кривым блеска, приведенным на рис. 16.

15.10.2017 г. показана вместе с кривой блеска

ния, ответственные за IDV, независимо от природы

опорного источника J1631+1156.

этого феномена, существуют только в активной

фазе.

Начало наших наблюдений IDV совпало с мини-

мумом плотности потока на долговременной кривой

Характер внутрисуточной переменности можно

блеска. Дальнейшие наблюдения проводились на

разделить на четыре типа: отдельная вспышка, ан-

растущей ветви вспышки, максимум которой заре-

тивспышка (кривая с минимумом в данном сеансе),

гистрирован в январе 2018 г. Значимая перемен-

квазипериодический процесс, линейный тренд. Не

ность обнаруживается, в основном, при приближе-

обнаружено зависимости формы кривой блеска от

нии к максимуму вспышки и до конца программы

даты наблюдений.

в апреле 2018 г. Обнаружение переменности, в

Со времени открытия в 1987 г. переменности с

основном, вблизи максимума вспышки подтвер-

характерным временем меньше суток [23] вопрос,

ждает тот факт, что внутрисуточная переменность

является ли внутрисуточная переменность соб-

появляется в активных фазах на долговременной

ственной переменностью или вызвана рассеянием

кривой блеска. Это отмечалось и в других ис-

на неоднородностях межзвездной среды, остает-

следованных источниках (см., напр., [20, 27]). Это

ся открытым. Часть сеансов IDV проводились на

приводит к мысли, что очень компактные образова-

телескопах, разнесенных по долготе на 4 часа.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

333

Таблица 1. IDV J1504+1029 на 8.57 ГГц

Дата

〈S〉

ΔS

χ²

N -1

S_var

τ_acf

Обсерватория

0.1%

09.11.2014

0.765

0.015

0.87

4.10

B+Z

23.11.2014

0.944

0.033

0.64

4.62

30.11.2014

0.783

0.019

0.66

4.10

B+Z

14.12.2014

0.812

0.019

0.95

5.42

18.01.2015

0.913

0.042

0.7

9.32

3.27

0.041

3.3

B+Z

25.01.2015

0.935

0.055

0.9

14.15

3.47

0.048

3.1

B+Z

01.02.2015

0.936

0.004

0.05

5.42

22.02.2015

0.991

0.044

0.6

3.11

3.74

0.033

B+Z

15.03.2015

1.041

0.042

0.6

4.65

5.42

0.038

22.03.2015

0.996

0.013

0.43

5.42

04.02.2016

2.429

0.043

0.84

4.62

14.02.2016

2.576

0.139

0.6

6.50

4.62

0.100

1.8

13.03.2016

2.627

0.094

0.5

4.02

3.74

0.074

2.7

B+Z

20.03.2016

2.482

0.097

0.5

3.85

3.47

0.081

2.0

B+Z

26.03.2016

2.088

0.297

2.0

39.56

4.10

0.246

2.1

B+Z

02.04.2016

2.468

0.141

0.9

9.49

4.10

0.129

3.3

B+Z

01.05.2016

2.730

0.032

0.36

5.42

08.05.2016

2.861

0.042

0.55

3.47

06.08.2016

3.114

0.090

0.3

1.79

2.84

0.053

B+Z

07.08.2016

3.148

0.054

0.48

5.42

13.11.2016

3.013

0.155

0.9

6.34

2.16

0.156

3.4

B+Z

04.12.2016

3.104

0.113

0.5

3.27

2.31

0.090

2.5

B+Z

15.01.2017

3.284

0.093

0.1

1.12

3.10

0.025

B+Z

09.07.2017

3.210

0.149

0.6

4.75

4.62

0.110

>5.0

12.08.2017

3.699

0.136

0.4

2.13

2.23

0.090

B+Z

13.08.2017

3.749

0.101

0.2

1.32

2.84

0.043

2.5

13.08.2017

3.625

0.183

0.8

6.49

4.10

0.165

2.5

03.09.2017

3.211

0.920

4.0

137.5

5.42

0.776

>5.0

17.09.2017

3.205

0.098

0.5

3.22

3.74

0.094

15.10.2017

3.152

0.106

0.5

3.41

2.84

0.092

4.4

17.12.2017

3.620

0.133

0.4

2.72

2.66

0.096

1.7

B+Z

31.12.2017

3.577

0.123

0.4

2.49

2.31

0.093

1.9

B+Z

07.01.2018

3.536

0.114

0.4

2.20

2.35

0.081

B+Z

14.01.2018

3.540

0.127

0.4

2.26

3.10

0.087

B+Z

07.04.2018

3.291

0.059

0.73

2.84

B+Z

28.04.2018

3.147

0.167

0.7

5.72

3.74

0.130

2.3

B+Z

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

334

КОННИКОВА и др.

Таблица 2. IDV J1504+1029 на 4.84 ГГц

Дата

〈S〉

ΔS

χ²

N-1

S_var

τ_acf

Обсерватория

0.1%

04.05.2015

1.086

0.087

0.9

3.34

5.42

0.056

02.08.2015

1.144

0.070

0.3

1.36

4.10

0.021

B+Z

16.08.2015

1.111

0.027

0.58

3.74

B+Z

23.08.2015

1.107

0.062

0.7

2.41

4.10

0.049

B+Z

13.09.2015

1.106

0.046

0.6

3.37

3.47

0.042

B+Z^∗

10.01.2016

1.506

0.048

0.82

5.42

17.01.2016

1.344

0.055

0.47

5.42

08.02.2016

1.458

0.008

0.05

5.42

15.05.2016

1.804

0.034

0.46

2.58

B+Z

19.06.2016

1.864

0.074

0.5

2.27

2.74

0.051

B + Z??

26.06.2016

1.828

0.055

0.92

2.84

B+Z

13.08.2016

2.011

0.087

0.7

4.81

2.96

0.083

B+Z

14.08.2016

1.993

0.055

0.2

1.17

2.66

0.019

B+Z

20.08.2016

2.193

0.063

0.3

2.87

2.66

0.041

B+Z

21.08.2016

2.251

0.087

0.6

3.30

2.23

0.078

4.4

B+Z

06.08.2017

1.840

0.051

0.2

1.41

2.51

0.025

B+Z

Одновременные наблюдения на двух разнесенных

шкала τ ≈ 1 г. Полученные параметры для нисхо-

по долготе антеннах, в принципе, позволяют раз-

дящей ветви вспышки 2009 г. на 21.7 ГГц: τ_var =

делить переменность, связанную с межзвездной

= 1 год, линейный размер R ≤ 0.3 пк, угловой раз-

средой, и собственную переменность в источнике

мер θ ≤ 0.05 mas, яркостная температура T_b ≥ 2.6 ×

по наличию или отсутствию временн ´ой задержки

× 10¹³ K, доплер-фактор δ ≥ 3. На частоте 7.7 ГГц

максимумов переменности. Хотя однозначного ре-

яркостная температура T_b ≥ 1.6 × 10¹⁴ K, доплер-

зультата мы не получили, но ряд кривых блеска

фактор δ≥ 5.5.

показывает наличие стыковки данных с учетом

разницы во времени двух обсерваторий, что долж-

Вспышка с максимумом в 2018 г. имеет длинную

но получаться, если IDV вызывается межзвездной

восходящую ветвь с одной небольшой промежу-

средой.

точной вспышкой. Перед этой вспышкой в конце

2013 г. была зарегистрирована самая низкая плот-

ность потока за все время наблюдения. Временн ´aя

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

шкала этой вспышки τ ≈ 3 г. Соответственно па-

раметры излучающей области: временн ´ая шкала

1. Выполнены длительные, с 2010 по 2018 г., на-

восходящей ветви τ_var ≈ 3 года; параметры излу-

блюдения блазара J1504+1029 на радиотелеско-

чающей области на 21.7 ГГц — линейный размер

пах РАТАН-600 САО РАН на частотах 2.3 (2.27),

R ≤ 1.1 пк, угловой размер θ ≤ 0.17 mas, яркостная

3.9 (4.7), 7.7 (8.2), 11.2 и 21.7 ГГц. Долговременная

температура T_b ≥ 2.2 × 10¹² K, доплер-фактор δ ≥

кривая блеска показывает перманентную актив-

≥ 2.8; на 7.7 ГГц соответственно T_b ≥ 1.6 × 10¹³ K,

ность, на фоне которой были зарегистрированы три

доплер-фактор δ ≥ 5.5.

вспышки с максимумами в 2002, 2009 и 2018 г.

Вспышка 2009 г. выделяется на фоне общей

Получены интегральные спектры блазара в раз-

активности на частотах 8.2, 11.2 и 21.7, временн ´ая ных фазах долговременной кривой блеска.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

336

КОННИКОВА и др.

1.4

1.2

1.0

0.8

02.08.2015

16.08.2015

23.08.2015

0.6

1.4

2.2

1.8

1.2

2.0

1.6

1.0

1.8

1.4

0.8

1.6

1.2

13.09.2015

08.02.2016

15.05.2016

0.6

1.4

1.0

06 08 10 12 14 16 18

2.4

2.2

2.4

2.2

2.0

2.2

2.0

1.8

2.0

1.8

1.6

1.8

19.06.2016

26.06.2016

13.08.2016

1.6

1.4

1.6

2.6

2.4

2.8

2.2

2.6

2.0

2.4

1.8

2.2

14.08.2016

20.08.2016

21.08.2016

1.6

2.0

UT, часы

Рис. 19. Кривые блеска источника J1504+1029 на частоте 5.05 ГГц, полученные на обсерваториях Бадары (черные

кружки) и Зеленчукская (светлые кружки). Каждая точка на графиках представляет собой усредненную за сет плотность

потока.

2. В восьми сетах из одиннадцати ежедневных

годы спектр переменного компонента менялся от

наблюдений длительностью от 75 до 120 дней об-

α = -1.4 до +1.6.

наружена недельная переменность на 2-4 частотах

По крайней мере, в четырех сетах короткая

с характерными временами от 4 до 30 дней. В

переменность, вероятнее всего, обусловлена про-

цессами внутри источника. Это подтверждается

большинстве случаев переменность носит квази-

следующими свойствами переменности:

периодический характер, только в 2004 г. пере-

- Растущий к высоким частотам спектр пере-

менность определяется “антивспышкой”. В разные менного компонента.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

БЛАЗАР J1504+1029 — ПЕРЕМЕННОСТЬ

337

– Коррелированность плотности потока на раз-

6. БЛАГОДАРНОСТИ

ных частотах.

- Наличие запаздывания максимумов на низких

Работа проводилась при финансовой поддержке

частотах.

Министерства образования и науки Российской

- Большой индекс модуляции на высоких ча-

Федерации (ГК14.518.11.7054) с использовани-

ем оборудования центра коллективного пользова-

стотах, особенно с учетом высокой галактической

широты исследуемого источника.

ния комплекса “Квазар-КВО” ИПА РАН. М.Г.

Мингалиев благодарен финансированию за счет

Отметим также, что растущие спектры перемен-

средств субсидии, выделенной в рамках государ-

ного компонента наблюдаются в сетах, совпадаю-

ственной поддержки Казанского (Приволжского)

щих или близких к вспышкам плотности потока на

долговременной кривой блеска.

федерального университета в целях повышения его

конкурентноспособности среди ведущих мировых

При внутренней причине недельной перемен-

научно-образовательных центров.

ности можно оценить параметры излучающей об-

ласти на 21.7 ГГц: размер излучающей области

R ≤ 4000 а.е., угловой размер θ ≤ 3.5 мкс дуги,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

яркостная температура T_b ≥ 13 × 10¹⁵ K, доплер-

фактор δ ≥ 14.

A. Hewitt and G. Burbidge, Astrophys. J. Suppl. 63,

Природа “антивспышки” в сете 2004 г. не со-

1 (1987).

всем ясна. Падающий к высоким частотам спектр

M. P. Veron-Cetty and P. Veron, Astron. and

предполагает внешнюю природу недельной пере-

Astrophys. 518, 10 (2010).

менности. Одной из причин может быть появление

A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, W. B. Atwood,

на луче зрения компактного сгустка релятивист-

at al, Astrophys. J. 710, 810 (2010).

ских электронов с оптической толщей больше еди-

ницы во всем наблюдаемом частотном интервале.

V. Karamanavis, L. Fuhrmann, T. P. Krichbaum,

E. Angelakis, et al., Astron. and Astrophys. 586, id.

Мы считаем, что имеющихся параметров

A60 (2016).

недельной переменности в большинстве случаев

достаточно для разделения внутренней и внешней

https://dept.astro.lsa.umich.edu/obs/radiotel.

переменности. Плоские и растущие к высоким

H. Ter ¨asranta, J. Achren, M. Hanski, J. Heikkil ¨a, et

частотам с небольшим индексом спектры при

al., Astron. and Astrophys. 427, 769 (2004).

наличии когерентности кривых блеска также могут

А. Г. Горшков, В. К. Конникова, М. Г. Мингалиев,

быть результатом внутренней переменности, а

Астрон. журн. 87(10), 986 (2010).

спектры, близкие к плоским, могут быть след-

ствием увеличения степени компактности с ростом

А. Г. Горшков, В. К. Конникова, М. Г. Мингалиев,

частоты.

Астрон. журн. 90(5), 384 (2013).

3. С 2014 по 2018 гг. проведено 36 сеансов на

A. G. Gorshkov, V. K. Konnikova, M. G. Mingaliev,

частоте 8.63 ГГц и 16 на 5.05 ГГц. Внутрисуточ-

Astrophys. Bull. 68, 423 (2013).

ная переменность на РТ-32 уверенно обнаружена

10.

V. K. Konnikova, M. G. Mingaliev, А. К. Erkenov,

в 17 и 3 сеансах соответственно. Значимая IDV

Astrophys. Bull. (in press) (2018).

отсутствует в минимальных фазах долговременной

11.

А. Г. Горшков, В. К. Конникова, М. Г. Мингалиев,

активности и появляется с середины восходящей

Астрон. журн. 80(11), 978 (2003).

ветви последней вспышки. Не обнаружена зависи-

мость индекса модуляции от плотности потока.

12.

А. Г. Горшков, В. К. Конникова, М. Г. Мингалиев,

Подтверждается полученный для предыдущих

Астрон. журн. 77(3), 188 (2000).

источников [19, 24] результат исследования IDV —

13.

Д. В. Иванов, А. В. Ипатов, И. А. Ипатова,

значимая переменность проявляется, в основном,

В. В. Мардышкин, А. Г. Михайлов, М. А. Харинов,

в активной фазе долговременной переменности.

Труды ИПА РАН 12, 93 (2005).

Скорее всего, именно тогда возникают сверхком-

14.

А. Г. Горшков, А. В. Ипатов, И. А. Ипатова,

пактные образования, которые и являются причи-

В. К. Конникова, В. В. Мардышкин, М. А. Харинов,

ной феномена IDV, независимо от его внутреннего

А. Г. Михайлов, Астрон. журн. 86(5), 428 (2009).

или внешнего происхождения.

15.

М. А. Харинов, Труды ИПА РАН, 15, 15 (2006).

Для нескольких источников, наблюдавшихся

16.

М. А. Харинов, А. Е. Яблокова, Труды ИПА РАН,

одновременно в двух обсерваториях, разнесенных

24, 342 (2012).

на 4 часа по UT, видно, что данные хорошо сши-

ваются с учетом разницы времени, что указывает

17.

Д. В. Иванов, А. В. Ипатов, И. А. Ипатова,

на наиболее вероятную причину IDV, связанную с

В. В. Мардышкин, А. Г. Михайлов, М. А. Харинов,

межзвездной средой.

Труды ИПА РАН, 24, 93 (2012).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019