ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 1, с. 3-12

МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ БЛАЗАРА Mrk 501 НА

ЧЕРЕНКОВСКОМ ТЕЛЕСКОПЕ ГТ-48

¹Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, Россия

Поступила в редакцию 04.08.2017 г.; после доработки 20.06.2018 г.; принята к публикации 04.09.2018 г.

На черенковском телескопе ГТ-48 Крымской астрофизической обсерватории проведен мониторинг

галактики Mrk 501 длительностью в 14 лет (1997-2010 гг.). Гамма-кванты сверхвысоких энергий

зарегистрированы от Mrk 501 с суммарной достоверностью 15σ. Построены карты изображений

прихода гамма-квантов сверхвысоких энергий. Они отождествлены с Mrk 501. Показано, что потоки в

ТэВ-энергиях от Mrk 501 отличаются высокой переменностью. Приводятся кривые блеска по данным

черенковских телескопов, а также телескопов, наблюдавших Mrk 501 в высоких энергиях (МэВ

и ГэВ), в рентгеновском и оптическом диапазонах. На основе данных наблюдений на ГТ-48 построен

ТэВ-спектр и определена величина показателя дифференциального спектра. Величины потоков и

спектральные характеристики Mrk 501, определенные на основе результатов наблюдений на ГТ-48,

согласуются с данными коллабораций MAGIC и H.E.S.S. соответственно.

Ключевые слова: гамма-кванты, черенковский телескоп, активные ядра галактик, блазар.

DOI: 10.1134/S0320010819010066

1. ВВЕДЕНИЕ

(Калекин и др., 1999). В данных 1997 г. обнаруже-

на переменность гамма-излучения СВЭ от ночи к

В 90-е годы начались исследования актив-

ночи.

ных ядер галактик (АЯГ) в диапазоне сверхвы-

соких энергий (СВЭ) E > 10¹¹ эВ методом на-

земной гамма-астрономии. Этому способствовал

2. МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ НА

ГТ-48 ОБЪЕКТА Mrk 501

запуск орбитальной обсерватории CGRO, открыв-

шей гамма-излучение с энергией E > 100 МэВ

Наблюдение АЯГ Mrk 501 (координаты на

от целого ряда АЯГ. С астрофизической точки

зрения эти объекты вызывают огромный интерес.

2000 г.: α = 16^h53^m53^s и δ = 39^◦45^′32^′′) прово-

Они характеризуются значительными вариация-

дились в КрАО с 1997 по 2010 г. включитель-

ми потоков излучения во всех диапазонах частот

но на телескопе ГТ-48. Черенковский телескоп

от радио- до гамма-излучения СВЭ. Характерное

ГТ-48 (изображение ГТ-48 смотрите на сайте

время вариаций меняется от суток до года. АЯГ от-

Отдела внегалактических исследований и гамма-

личаются сильной тенденцией к вспышечной (вре-

астрономии КрАО¹ ) расположен на высоте 600 м

менная шкала несколько дней) и взрывной (дли-

над уровнем моря и состоит из двух идентич-

ных альт-азимутальных монтировок — северной

тельность несколько месяцев) активности. Первы-

и южной. Они расположены на расстоянии 20 м

ми среди АЯГ в диапазоне гамма-излучения СВЭ

друг от друга в направлении север-юг. На каж-

были обнаружены галактики Mrk 501 и Mrk 421

дой монтировке установлено шесть телескопов

(Куинн и др., 1996). В Крымской астрофизической

(элементов). Оптика каждого элемента состоит

обсерватории (КрАО) гамма-излучение СВЭ от

из четырех зеркал (диаметр

1.2

м), имеющих

АЯГ Mrk 501 было зарегистрировано в 1997 г.

общий фокус. Общая площадь зеркал составляет

на черенковском телескопе ГТ-48 с высокой сте-

54 м². После алюминирования, которое проводится

пенью достоверности: 11 стандартных отклонений

каждые четыре года, коэффициент отражения

^*Электронный адрес: sks6891@gmail.com

составляет 0.95. Отражающий слой напыляется

^**Электронный адрес: astroalex2012@gmail.com

и закрепляется методом анодного оксидирования.

^***Электронный адрес: yuri.neshpor@gmail.com

^****Электронный адрес: borman.ga@gmail.com

¹ http://lerga.craocrimea.ru/Instr/gt48_ru.html

СТРИГУНОВ и др.

Зеркала четырех элементов имеют фокусное рас-

ность получить статистически значимый результат.

стояние 5 м. Они предназначены для регистрации

На телескопе ГТ-48 можно за 8.5 ч наблюдений

оптического излучения в диапазоне 300-550 нм.

обнаружить поток гамма-квантов ТэВ энергий от

Поле зрения телескопов (поле зрения приемной

Crab Nebula с достоверностью >5σ (Калекин и др.,

камеры телескопа) составляет 2.8^◦. В фокальной

1995). Точность определения направления прихода

плоскости зеркал каждого элемента установлена

первичной частицы составляет 0.2^◦.

камера. Камера состоит из 37 фотоэлектронных

Гамма-кванты СВЭ не достигают поверхности

умножителей (ФЭУ-140). С их помощью реги-

Земли. Однако они взаимодействуют с ядрами ато-

стрируется изображение черенковских вспышек.

мов воздуха. В результате образуются широкие ат-

Перед каждым ФЭУ стоит конический световод.

мосферные ливни (ШАЛ). ШАЛ состоят из элек-

Их применение позволяет увеличить коэффициент

тронов и позитронов высоких энергий. Заряженные

использования светового потока до

90%. Два

частицы ШАЛ испускают кванты черенковского

других элемента имеют фокусное расстояние 3.2 м.

излучения под малым углом (∼1^◦) к направлению

Они предназначены для регистрации ультрафио-

движения первичного гамма-кванта (γ-вспышки).

летового излучения (УФ) в диапазоне 200-300 нм.

Это позволяет проводить их регистрацию и опре-

В каждой секции есть элементы, объединенные в

делять направление на их источник. При этом за-

четыре зеркала диаметром 1.2 м, в фокусе которых

ряженные частицы космических лучей (фон) также

устанавливаются УФ-светоприемники, представ-

создают в атмосфере Земли черенковские вспышки

ляющие собой солнечно-слепые ФЭУ, максимум

(p-вспышки). Они мало отличаются от γ-вспышек,

чувствительности которых приходится на мяг-

и в этом состоит основная проблема их селекции.

кий УФ-диапазон (∼270 нм). Регистрация УФ-

Тем не менее различия есть. Многоканальные све-

излучения производится в качестве дополнитель-

топриемные камеры позволяют отделить подавля-

ного параметра (критерия отбора), по которому

ющую часть p-вспышек.

также возможно разделение γ- и p-ливней путем

оценивания относительного вклада УФ-излучения

Наблюдения проводились двумя секциями в

в полный поток. Пороговая энергия телескопа ГТ-

режиме слежения за объектом. Регистрировались

события, которые наблюдались одновременно на

48 составляет 1 ТэВ. Рабочий диапазон 1-70 ТэВ.

Энергетическое разрешение ∼0.5 ТэВ. Опреде-

обеих секциях. Каждый сеанс включал в себя

наблюдения N_on (25 мин) методом слежения и

ление рабочего диапазона проводилось следую-

отдельно наблюдение N_off (25 мин). Число событий

щим образом. Пороговая энергия (т.е. нижняя

(черенковских вспышек) при наблюдениях источ-

граница диапазона) 1 ТэВ является эффективным

энергетическим порогом, определяющимся как

ника — это события от источника плюс события

значение энергии, выше которой регистрируется

от фона (N_on). При наблюдениях фона регистри-

руются только события от космических лучей N_off.

95% всех событий. Верхняя граница означает, что

Продолжительность наблюдений на ГТ-48 N_on и

при энергиях свыше 70 ТэВ не представляется

N_off одинакова и определялась по кварцевым часам

возможным получить отклик аппаратуры и вы-

делить сигнал из шума, поскольку поток гамма-

с точностью 10-3 с. Данные наблюдения прово-

дились при одинаковых зенитных и азимутальных

квантов становится ∼10-13-10-14 фотон см-2 с-1

углах. В результате был проведен 441 сеанс на-

и меньше. Далее уточнение: разрешение в 0.5 ТэВ

не сохраняется с ростом энергии, т.е. это макси-

блюдений. Количество часов наблюдений Mrk 501

мальное разрешение, соответствующее энергиям

(источника) за все годы наблюдений составило

вблизи 1 ТэВ. С ростом энергии и соответственно

свыше 180 ч. Систематические эффекты учитыва-

уменьшением потока разрешение уменьшается: в

лись с помощью калибровки (Владимирский и др.,

диапазоне энергий 1-4 ТэВ разрешение ∼0.5 ТэВ,

1995). Калибровка проводится после каждого се-

в диапазоне энергий 5-15 ТэВ разрешение ∼1 ТэВ,

анса наблюдений. Для калибровки использовался

в диапазоне энергий

15-40

ТэВ разрешение

импульсный лазер с газовым излучателем на мо-

∼7 ТэВ, в диапазоне энергий >40 ТэВ разрешение

лекулярном азоте. Длительность импульса 15 нс.

∼20 ТэВ. При имеющейся статистике данных на

Передача светового пучка для равномерной за-

ГТ-48 потоки поддиапазонов, величиной менее

светки всей площади осуществляется при помощи

0.5 ТэВ (например, от 1 до 1.2 ТэВ, т.е. 0.2 ТэВ)

волоконно-оптического световода. В результате с

разделить практически невозможно из-за суще-

помощью калибровочных коэффициентов чувстви-

ственных ошибок. В других областях, с более

тельность каждого из 37 каналов становилась оди-

высокими энергиями, разрешение ухудшается из-

наковой. Также к систематическим эффектам отно-

за понижения потока гамма-квантов. Поэтому

сились события, при которых хотя бы в одном из

для достоверного определения величины потока

каналов достигалось насыщение преобразователя

гамма-квантов приходится расширять границы

аналог-код. Далее, к систематическим эффектам

поддиапазонов — только так появляется возмож-

относились те вспышки, максимальная амплитуда

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ БЛАЗАРА

меры телескопа (координатно-зависимые парамет-

ры). Подробно эти параметры описаны в работе

(Владимирский и др., 1995). Используя различия

изображений γ- и p-вспышек, можно отсечь до

99% фоновых событий. Схематичное изображе-

ние вспышки и некоторых ее параметров показа-

Центр камеры

ны на рис. 1. Наиболее эффективными являются

координатно-зависимые критерии отбора. Величи-

на, характеризующая эффективность отбора, обо-

Центроид

значается Q и вычисляется по формуле

√

N_γ/

√

(1)

Nγ0/

где Nγ0 и Np0 — число ливней до отбора, N_γ и

N_p — число ливней после отбора. Эффективность

отбора Q показывает, во сколько раз отбор увели-

Источник

чивает чувствительность черенковского телескопа:

Рис. 1. Схематическое изображение некоторых па-

за фиксированное время установка обнаружит в

раметров черенковской вспышки, представленное в

Q раз более слабый поток гамма-квантов от объ-

виде эллипса. Полуось эллипса a - LENGT H; полу-

екта. При постоянной величине потока от источ-

ось эллипса b — WIDTH; DISTANCE — угловое

ника время обнаружения уменьшается в Q² раз.

расстояние между центром вспышки и источником;

ALP HA - угол между большой осью вспышки и

К наиболее эффективным критериям относятся

прямой, соединяющейцентр вспышки и положение ис-

координатно-зависимые параметры вспышки (для

точника, относительно центра приемной камеры теле-

них Q составляет 3-4). Следует отметить, что при

скопа; MISS — наименьшее расстояние между боль-

отборе применяется сразу целый ряд параметров,

шой осьювспышкии источником;AZWIDTH — ази-

что повышает его эффективность.

мутальная ширина; ϕ — позиционный угол вспышки,

характеризующий направление максимальной вытяну-

В табл. 1 значения N_on и N_off показаны за

тости, т.е. ее ориентацию.

интервал времени Δt при наблюдениях галактики

Mrk 501; n — число зарегистрированных гамма-

квантов СВЭ за 1 мин; σ — достоверность зареги-

которых находилась во внешнем кольце ячеек све-

стрированного потока гамма-квантов СВЭ, кото-

топриемника, поскольку для таких вспышек невоз-

рая определяется по формуле Ли и Ма (Ли, Ма,

можно определить их размеры. Также учитывалась

1983)

дисперсия скоростей счета черенковских вспышек

N_on - N_off

в каждом из сеансов наблюдений. В процессе пер-

√

(2)

вичной обработки учитывались все эти эффекты.

N_on + N_off

Кроме того, для обработки использовались толь-

где N_on — число событий на источнике и фоне,

ко те данные наблюдений, которые проводились

N_off — число событий на фоне.

при благоприятных постоянных погодных услови-

Граничные значения параметров отбора под-

ях. Отметим, что наблюдения объектов проводятся

бирались таким образом, чтобы получить поток

в диапазоне зенитных углов от 0^◦ до 30^◦ (для

гамма-квантов с наибольшей достоверностью.

Mrk 501 от 6^◦ до 30^◦). Угловое расстояние между

При этом мы применяли сразу несколько па-

областью наблюдения источника (on) и областью

раметров отбора: использовались координатно-

фона (off) составляло 7.5^◦.

независимые параметры (параметры A и B,

Полученные данные подвергались дальнейшей

т.е. большая и малая ось вспышки соответ-

обработке, необходимой для анализа изображений

ственно, поскольку A и В наиболее эффектив-

вспышек, представляемых в цифровом виде. Для

ные из координатно-независимых параметров) и

этого использовались математические методы. Вы-

координатно-зависимые параметры (в основном

числялись первые и вторые моменты распределе-

ALPHA, AZWIDTH и MISS, поскольку они

ния яркости света. Из них находились параметры

наиболее эффективны из координатно-зависимых

каждой черенковской вспышки, которые делятся

праметров). Применение одного из параметров

на два типа. Первый тип — параметры, не зави-

отсекает лишь незначительную долю p-ливней

сящие от положения источника относительно цен-

(фон) из-за того, что вспышки γ- и p-ливней

тра камеры телескопа (координатно-независимые

схожи между собой. Однако применение комбина-

параметры). Второй тип — параметры, зависящие

ции параметров позволяет существенно повысить

от положения источника относительно центра ка-

долю отсекаемого фона космических лучей; R —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

СТРИГУНОВ и др.

Таблица 1. Результаты многолетних наблюдений Mrk 501

на ГТ-48

-12

Интервалы наблюдений

Δt,

Поток, ×10

Год

N_on

N_off

n, мин-1

(дни и месяцы)

мин

фотон см-2 с-1

1997

01.05-10.06

30139

29342

1150

0.381 ± 0.032

11.7

32.1 ± 4.6

1998

26.05-23.08

18031

17713

850

0.234 ± 0.040

5.9

25.3 ± 7.5

2000

24.06-30.07

12676

12178

575

0.148 ± 0.034

4.4

22.7 ± 4.8

2002

13.05-16.07

9400

9449

625

0.075 ± 0.025

2.9

11.6 ± 6.0

2003

28.04-06.07

20863

20475

1475

0.227 ± 0.047

4.8

21.2 ± 10.6

2004

18.05-22.07

14461

13991

1100

0.095 ± 0.019

5.0

12.3 ± 4.3

2006

23.05-26.06

6601

6292

450

0.308 ± 0.057

5.4

29.5 ± 8.2

2007

05.06-20.08

25730

25197

1450

0.055 ± 0.012

4.5

3.7 ± 2.3

2008

01.06-08.08

19311

19122

1175

0.157 ± 0.035

4.4

14.4 ± 4.9

2009

18.05-29.07

16581

17091

1350

0.053 ± 0.010

5.1

10.7 ± 3.3

2010

13.05-19.07

6909

7057

825

0.076 ± 0.017

4.4

4.0 ± 1.3

коэффициент режекции, который показывает, во

ALPHA (угла между большой осью вспышки и

сколько раз в отобранном массиве относительное

прямой, соединяющей центр вспышки и положение

содержание гамма-ливней выше, чем в исходном

источника относительно центра приемной камеры

(данные без отбора):

телескопа) менее 25^◦, и число событий на источ-

N_γ/N_p

нике плюс фон (ON-data) значительно превзошло

(3)

число событий на фоне (OFF-data). При отборе

Nγ0/Np0

где Nγ0 и Np0 — число ливней до отбора, N_γ и

N_p — число ливней после отбора. Отметим, с ис-

240

пользованием координатно-зависимых параметров

220

ON-data

эффективность отсечения фоновых событий выше,

OFF-data

чем при использовании координатно-независимых

200

параметров (A и B). Эффективность резко воз-

180

растает, когда при отборе используются не только

160

параметры A и B, но и добавляются координатно-

зависимые параметры (в нашем случае ALPHA,

140

AZWIDTH и MISS). В табл. 2 показаны гра-

120

ничные значения параметров в той комбинации,

при которой были получены скорости счета гамма-

100

квантов для Mrk 501 с наибольшей достоверно-

стью в каждом из годов (параметры A и B плюс

координатно-зависимый параметр, отбор по ко-

торому дал наиболее достоверный результат), со-

ответствущие среднегодовым значениям скоростей

100

Alpha, deg

счета в табл. 1, а также коэффициент режекции R.

Было построено распределение по одному из

координатно-зависимых параметров отбора для

Рис. 2. Распределение числа событий по парамет-

Mrk 501 (рис. 2). Представленное распределение

ру ALPHA для Mrk 501. ON-data — число событий

по параметру ALPHA показывает, что эффектив-

на источнике и фоне, OFF-data — число событий на

фоне.

ность отбора для Mrk 501 возросла при значениях

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ БЛАЗАРА

Таблица 2. Значения параметров отбора и коэффициен-

по параметру ALPHA на рис. 2 в наиболее до-

тов режекции

стоверном результате число событий на источнике

превысило число событий на фоне на 213 событий.

Mrk 501

Отметим, что основной вклад в отсев фона кос-

Годы

Значения,

Коэффициент

мических лучей (p-ливней) вносят координатно-

Параметры

град.

режекции, R

зависимые параметры (для примера мы показали

распределение по параметру ALPHA, так как он

1997

<0.30

один из эффективных критериев отбора), но с уче-

<0.15

17.9

том отбора по параметрам A и B. Для Mrk 501

◦

их граничные значения составили <0.3^◦ и <0.18

ALPHA

<27.0

соответственно. Однако из-за того, что наиболь-

1998

<0.29

ший вклад в отбор вносит именно координатно-

зависимый параметр ALPHA, распределение стро-

<0.17

19.5

илось именно по этому параметру. Здесь подчерк-

ALPHA

<30.0

нем: наиболее достоверные среднегодовые резуль-

таты мы получали в разные годы не только по

2000

<0.31

ALPHA, однако распределение за все года (когда

<0.20

11.3

обрабатывались данные не за отдельные годы, а

обрабатывался сразу весь массив данных за все

MISS

<0.22

года) достаточно построить лишь по одному из

2002

<0.31

координатно-зависимых параметров (с учетом A и

B, см. выше).

<0.18

76.1

MISS

<0.19

3. ЛОКАЛИЗАЦИЯ ИСТОЧНИКА

2003

<0.35

ГАММА-КВАНТОВ СВЭ Mrk 501

<0.22

12.5

Многоканальные светоприемники гамма-телес-

MISS

<0.21

копов второго поколения позволяют уточнять об-

2004

<0.32

ласть на небесной сфере, в которой находится ис-

точник гамма-квантов. С этой целью применяется

<0.19

16.5

метод пробных источников (Акерлоф и др., 1991;

ALPHA

<31.0

Фомин и др., 1994; Нешпор и др., 1994). Ме-

тод основан на том, что изображения вспышек от

2006

<0.33

гамма-квантов ориентированы в фокальной плос-

<0.21

7.8

кости телескопа на источник, а большие оси эллип-

сов вспышек, инициированные космическими ча-

AZWIDTH

<0.24

стицами, в первом приближении — равномерно по

2007

<0.25

всем направлениям. Поэтому, если проводить от-

бор вспышек, принимая за направление на источ-

<0.19

24.1

ник произвольную точку (т.н. пробный источник)

ALPHA

<23.0

в фокальной плоскости с координатами (X_iY_j), и

применять отбор по координатно-зависимым па-

2008

<0.30

раметрам, то число отобранных протонных ливней

<0.16

21.0

не будет зависеть от положения предполагаемо-

го источника, в то время как число отбираемых

MISS

<0.15

гамма-квантов будет иметь максимум, когда пред-

2009

<0.32

полагаемый источник совпадает с истинным. По-

ле зрения приемной камеры телескопа составляет

<0.25

24.0

2.8^◦. Оно разбивается на сетку с шагом в 0.1^◦. В

AZWIDTH

<0.23

“узлах” такой сетки задаются пробные источники.

После обработки по какому-либо координатно-

2010

<0.26

зависимому критерию отбора имеющегося массива

<0.19

29.0

данных получаем файл с тремя столбцами: пер-

вый — отклонения от центра камеры по прямому

AZWIDTH

<0.19

восхождению, второй — отклонения по склонению,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

СТРИГУНОВ и др.

период с 1997 по 2010 г. включительно. Видно, что

излучение СВЭ изменяется от года к году, а самое

мощное возмущение произошло в 1997 г.

800

Кроме того, данный объект наблюдался и в дру-

гих диапазонах. В частности, Mrk 501 наблюдался

600

в оптике в КрАО в период с 1997 по 2011 г. на

телескопе АЗТ-8 (изображение телескопа смотри-

400

те на сайте Отдела внегалактических исследова-

200

ний и гамма-астрономии КрАО² ). Двухзеркальный

телескоп АЗТ-8 был изготовлен Ленинградским

оптико-механическим объединением (ЛОМО) в

1964 г. Оптическая система телескопа — Кассе-

1.0

грен. Она состоит из основного параболического

0.5

зеркала (D = 70 см, F = 282 см) с относительным

1.0

отверстием F/4 и двух вторичных зеркал, которые

0.5

формируют фокусы Кассегрена F/16 и F/40 с

0.5

1.0

полями зрения от 40 до 18 угл. мин. Первичный

1.0

фокус обеспечивает поле зрения около 10 угл. мин.

Монтировка АЗТ-8 экваториальная. Приемником

Рис. 3. Трехмерная гистограмма отобранных гамма-

является BVRI-фотометр на базе Apogee AP7p

событий (Nγ) по полю зрения светоприемника. Δδ —

ПЗС-камеры. Апертура для фотометрии использо-

отклонение от координат центра приемной камеры те-

лескопа по склонению (в градусах). Δα — отклонение

валась в 15 угл. сек. Более подробная информация

по прямому восхождению (в градусах). Изображение

о телескопе АЗТ-8 доступна на сайте Отдела вне-

было построено, используя отбор для Mrk 501 за все

галактических исследований и гамма-астрономии

годы наблюдений.

КрАО. Данные в других диапазонах, в том числе

и в отпическом, представлены на рис. 5. Кривая

третий — число событий. Шаг отклонений состав-

блеска в оптике построена на основе результатов

ляет 0.1◦. С использованием параметров отбо-

наблюдений в B-фильтре (B-band, эффективная

ра была построена трехмерная гистограмма числа

длина волны составляет 4330

Å) на телескопе

отобранных событий по данным наблюдений ис-

АЗТ-8 (КрАО). Данные в рентгеновских диапазо-

точника и фона N_on. Из гистограммы N_on вычи-

нах взяты из наблюдений спутников RXTE/ASM³

талась гистограмма, построенная для фона N_off.

и Swift BAT⁴ (диапазоны 2-10 кэВ и 15-50 кэВ

Итоговая гистограмма показывает распределение

соответственно). Данные в диапазоне 0.1-300 ГэВ

γ-вспышек по полю зрения камеры с максиму-

мом числа γ-вспышек в направлении на источник

взяты из второго Fermi-каталога (2FGL⁵ ), ку-

гамма-квантов (рис. 3).

да выкладываются данные наблюдений телескопа

Fermi LAT. Потоки в диапазоне 0.1-300 ГэВ были

Также на основе трехмерного изображения

усреднены по 30 дням. Наконец, были приведе-

(рис. 3) были построены изофоты (рис. 4). Мак-

ны кривые блеска Mrk 501 в диапазонах СВЭ,

симум распределения приходится на центр камеры,

наблюдавшегося разными черенковскими телеско-

совпадающий с координатами Mrk 501. В правом

пами, включая ГТ-48. Средний поток в энергиях

верхнем углу показаны числа событий. Макси-

мальные значения соответствуют направлению на

>1 ТэВ за все годы наблюдений на ГТ-48 (1997-

источник гамма-квантов.

2010) для Mrk 501 составил (9.7 ± 0.9) × 10-12 фо-

тон см-2 с-1. Данные CAT (>250 ГэВ), HEGRA

CT1 (>1.5 ТэВ), MAGIC (>1 ТэВ) взяты из (Аль-

4. АКТИВНОСТЬ Mrk 501 В РАЗНЫХ

берт и др., 2007). Данные VERITAS (>300 ГэВ)

ДИАПАЗОНАХ. ТэВ-СПЕКТР Mrk 501

взяты из (Хуанг, Конопелько 2009; Алексис и др.,

В табл. 1 представлены средние за год резуль-

таты наблюдений галактики Mrk 501 в скоростях

² http://lerga.craocrimea.ru/Instr/azt8_ru.html

счета. Они получены на черенковском телескопе

³ https://cass.ucsd.edu/~rxteagn/Mkn501/Mkn501.

html

ГТ-48 в период с 1997 по 2010 г. включительно.

⁴ https://swift.gsfc.nasa.gov/results/transients/

Гамма-кванты СВЭ зарегистрированы от Mrk 501

weak/Mrk501

с суммарной достоверностью 15σ. Кроме того,

⁵ https://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/fermi/

представлены среднегодовые потоки от Mrk 501 за

fermilasp.html

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ БЛАЗАРА

970

1.0

Mrk 501

0.5

750

550

-0.5

-1.0

350

-1.0

-0.5

0.5

1.0

Δα

Рис. 4. Изофоты локализации гамма-источника Mrk 501. В правом верхнем углу показаны числа событий. Максимум

совпадает с положением Mrk 501.

2015). Данные Whipple (>350 ГэВ) взяты на сай-

метод Ломба-Скаргла (LS-метод) (Ломб, 1976;

те⁶ , а также в (Альберт и др., 2007; Груб, 2007).

Скаргл, 1982), однако анализ не выявил наличия

какого-либо периода в указанных энергетических

Наблюдения черенковских телескопов квазиодно-

диапазонах.

временные. Наибольшая согласованность наблю-

Помимо этого, нами был построен ТэВ-спектр

дений Mrk 501 разными черенковскими телескопа-

ми была достигнута во время наблюдений высоко-

для Mrk 501 по данным наблюдений на ГТ-48

(рис. 6). Спектральный индекс составил 2.0 ±

активного состояния в 1997 г. в СВЭ — в пределах

± 0.1, что согласуется с результатами коллабо-

одних суток. Кроме того, отличие измерений обу-

рации H.E.S.S., по данным которой величина

словлено и тем, что они проводились в разных диа-

спектрального индекса для Mrk 501 меняется от

пазонах энергий (показаны в правом верхнем углу

1.9 (состояние высокой активности, high state) до

рисунка). Отметим, что во время вспышек поток

2.3 (низкоактивное состояние, low state) (Колонья

от Mrk 501 увеличивается более чем на порядок.

и др., 2016). Доверительный интервал для спектров

Например, во время наблюдений коллаборацией

H.E.S.S. и ГТ-48 для Mrk 501 составляет 95%.

VERITAS 30 апреля-1 мая 2009 г. в энергиях

свыше 300 ГэВ поток от данного объекта составил

1.8 × 10-10 фотон см-2 с-1 (Хуанг, Конопелько

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

2009). При этом повышенная активность объекта в

Результаты наблюдений АЯГ Mrk 501 на черен-

1997 г. была подтверждена как в СВЭ, так и в рент-

ковском телескопе ГТ-48 с 1997 по 2010 г. в энер-

гене (диапазон 2-10 кэВ). Например, для энергий

гиях ≥1 ТэВ показали, что данный объект является

>1 ТэВ поток в 1997 г. превысил средний поток за

источником гамма-квантов СВЭ. В КрАО была на-

все годы наблюдений на ГТ-48 в 3.1 раза. Высокая

коплена большая статистика данных наблюдений

активность в СВЭ регистрировалась телескопами

этого объекта за длительный период. Суммарное

Whipple, HEGRA и CAT. В то же время поток в

время наблюдений Mrk 501 за одиннадцать лет

диапазоне 2-10 кэВ (RXTE/ASM) превысил свое

составило свыше 180 ч. Гамма-кванты СВЭ за-

среднее значение более чем в 6 раз.

регистрированы от Mrk 501 с суммарной досто-

верностью 15σ. Данные ГТ-48 позволили впервые

Для поиска возможной периодичности в данных

показать, что на протяжении столь длительного

Swift BAT, Fermi LAT и АЗТ-8 был применен

временного отрезка (∼14 лет) среднегодовые зна-

чения потоков от данного объекта (за периоды

⁶ http://veritas.sao.arizona.edu/documents/

summarymrk501.table

наблюдений в каждом году на ГТ-48) в энергиях

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

СТРИГУНОВ и др.

50 000

51 000

52 000

53 000

54 000

55 000

56 000

2.8

HEGRA CT1 (> 1.5 TeV)

High state, 1997

CAT (> 250 GeV)

MAGIC (> 1 TeV)

1.8

Whipple (> 350 GeV)

VERITAS (> 300 GeV)

GT-48 (> 1 TeV)

0.9

1.59 × 10^-7

Fermi LAT (0.1-300 GeV)

1.06 × 10^-7

5.30 × 10^-6

21.6

Swift BAT (15-50 keV)

14.4

7.2

6.3 × 10^-10

RXTE/ASM (2-10 keV)

4.2 × 10^-10

2.1 × 10^-10

7.6 × 10^-11

CrAO (B-band)

6.8 × 10^-11

5.9 × 10^-11

5.1 × 10^-11

50 000

51 000

52 000

53 000

54 000

55 000

56 000

MJD

Рис. 5. Потоки от Mrk 501 в различных диапазонах. Данные в СВЭ (верхний график) нормированы к 1 Crab для

энергий >1 ТэВ (1 C. U. = 1.75 × 10-11 фотон см-2 с-1). В правом верхнем углу показаны энергии, в которых

проводились наблюдения черенковскими телескопами. Данные Swift BAT (третий график сверху) отнормированы к

mCrab. Коэффициент пересчета: 1 mCrab = 0.00022 отсчета см-2 с-1 (Кримм и др., 2013).

≥1 ТэВ значительно изменялись относительно друг

электронов. Разновидностью такого механизма яв-

друга (в 9 раз). Подобный результат не получался

ляется рассеивание ускоренных частиц на соб-

ни на одном другом черенковском телескопе.

ственных синхротронных фотонах (синхротронная

самокомптонизация). Именно этот механизм, как

В соответствии с современными представлени-

ями, в джетах АЯГ вещество двигается с реля-

полагают авторы в работе (Эбдо и др., 2011),

тивистскими скоростями, а внутри них возникают

лежит в основе формирования спектрального энер-

ударные волны, что создает условия для уско-

гетического распределения Mrk

501

вплоть до

рения частиц до очень высоких энергий (напри-

гамма-излучения СВЭ. В этом сценарии излуче-

мер, механизм Ферми 1-го рода, Ферми, 1949).

ние генерируется в одной зоне сферической фор-

В зависимости от моделей джета АЯГ состав ча-

мы (“blob”), размером R ∼ 10¹⁷ см, что объясняет

стиц может быть адронным или лептонным, что

высокую переменность излучения объектов типа

также влияет на механизм образования гамма-

Mrk 501, так как шкала переменности связана с

квантов СВЭ. В случае адронных моделей, ча-

допплер-фактором и размером области излучения

стицами, ответственными за образование гамма-

как

квантов, являются протоны. Ускоряясь в дже-

(1 + z)R

те, протоны получают колоссальную энергию (до

t_var ≃

(4)

cδ

∼10²⁰ эВ), а затем, в ходе протон-протонного или

протон-фотонного взаимодействий с последующим

где z — красное смещение, c — скорость света, δ -

электромагнитным каскадом, образуют жесткое

допплер-фактор.

гамма-излучение. В рамках лептонной модели ге-

нерация гамма-квантов СВЭ связана с обратно-

Соответственно переменность, в том числе во

комптоновским рассеянием ультрарелятивистских время вспышки 1997 г., наблюдавшаяся и на ГТ-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019

МНОГОЛЕТНИЕ НАБЛЮДЕНИЯ БЛАЗАРА

10⁷

HESS (high state)

HESS (low state)

GT-48 (medium)

10⁸

1000

10 000

GeV

Рис. 6. ТэВ-спектр Mrk 501 (детали в тексте). Доверительный интервал составляет 95%.

48, может быть объяснена в рамках обсуждаемых

Авторы благодарят С.Г. Сергеева за полезные

моделей.

обсуждения и комментарии к статье.

Также объект Mrk 501 наблюдался и в других

диапазонах, в частности, в высоких энергиях (МэВ

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

и ГэВ), рентгеновской и оптической областях элек-

1. Акерлоф и др. (C.W. Akerlof, M.F. Cawley,

тромагнитных волн. В отдельные периоды времени

M. Chantell, D.J. Fegan, K. Harris, A.M. Hillas,

в этих диапазонах синхронно происходило резкое

D.G. Jennings, R.C. Lamb, et. al.), Astrophys.

увеличение потоков. Например, рост активности

J. Lett. 377, 97 (1991).

Mrk 501 в 1997 г. во всем электромагнитном диапа-

2. Альберт и др. (J. Albert, E. Aliu, H. Anderhub,

зоне был одним из самых значимых за всю историю

P. Antoranz, A. Armada, C. Baixeras, J.A. Barrio,

наблюдений объектов этого субкласса. Однако

H. Bartko, et al.), Astrophys. J. 669, 862 (2007).

наибольший рост был отмечен в области СВЭ. При

3. Алексис и др. (J. Aleksic, S. Ansoldi,

этом анализ рядов данных LS-методом в оптиче-

L.A. Antonelli, P. Antoranz, A. Babic, P. Bangale,

ском, рентгеновском и гамма-диапазонах показал

U. Barres de Almeida, et al.), Astron. Astrophys. 573,

A50 (2015).

отсутствие какого-либо периода в них. Корреляции

4. Владимирский и др. (B.M. Vladimirskii,

между рядами данных в Fermi-энергиях и рентге-

Yu.L. Zyskin, A.P. Kornienko, Yu.I. Neshpor,

новском диапазоне 15-50 кэВ не было обнаруже-

A.A. Stepanian, V.P. Fomin, and V.G. Shitov), Bull.

но. Помимо анализа кривых блеска, был построен

Crimean Astrophys. Observ. 91, 60 (1995).

ТэВ-спектр на основе данных ГТ-48, и определена

5. Груб (J. Grube), PhD Thesis, Univ. Leeds (2007).

величина показателя дифференциального спектра

6. Калекин и др. (O.R. Kalekin, et al.), Bull. Russian

(2.0 ± 0.1), которая согласуется с результатами,

Acad. Sci. Phys. 63, 606 (1999).

полученными коллаборацией H.E.S.S. для ТэВ-

7. Калекин О.Р., Нешпор Ю.И., Степанян А.А. и

энергий.

др., Письма в Астрон. журн.

21,

184

(1995)

[O.R. Kalekin, Yu.I. Neshpor, A.A. Stepanyan, et al.,

Наблюдения Mrk 501 и других лацертид в ТэВ-

Astron. Lett. 21, 163 (1995)].

энергиях необходимы для получения сведений о

8. Колонья и др. (G. Cologna, et al.),

наименее изученном диапазоне электромагнитного

arXiv:1611.03983v1 (2016).

излучения этих экстремальных объектов, а также

9. Кримм и др. (H.A. Krimm, S.T. Holland,

для ответа на вопрос об ускорении частиц, который

P.H.D. Corbet, A.B. Pearlman, P. Romano,

до конца не изучен и требует дополнительных ис-

J.A. Kennea, J.S. Bloom, S.D. Barthelmy, et

следований.

al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 209, 14 (2013).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№1

2019