ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 3, с. 155-173
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
SRGE J170245.3+130104 НА КРАСНОМ СМЕЩЕНИИ z ≈ 5.5
©2021 г. Г. А. Хорунжев1*, А. В. Мещеряков1,2, П. С. Медведев1, В. Д. Борисов1,3,
Р. А. Буренин1, Р. А. Кривонос1, Р. И. Уклеин4, Е. С. Шабловинская4,
В. Л. Афанасьев4, C. Н. Додонов4, Р. А. Сюняев1,5, С. Ю. Сазонов1, М. Р. Гильфанов1,5
1Институт космических исследований РАН, Москва, Россия
2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия
3Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, ВМК, Москва, Россия
4Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия
5Институт астрофизики общества им. Макса Планка, Гархинг, Германия
Поступила в редакцию 15.12.2020 г.
После доработки 22.12.2020 г.; принята к публикации 29.12.2020 г.
В ходе первого обзора всего неба орбитальной обсерватории СРГ, 13-15 марта 2020 г. с помощью
телескопа еРОЗИТА был открыт рентгеновский источник SRGE J170245.3+130104. Его оптический
компаньон был отождествлен по фотометрическим признакам как кандидат в далекие квазары на
z ≈ 5.5. Cпектроскопические наблюдения объекта, проведенные в августе и сентябре 2020 г. на 6-
м телескопе БТА с помощью прибора SCORPIO-II, подтвердили, что SRGE J170245.3+130104
является квазаром на красном смещении zspec = 5.466 ± 0.003. По данным телескопа еРОЗИТА,
полученным в ходе первого обзора неба, рентгеновская светимость квазара составила 3.6+2.1-1.5 ×
× 1046 эрг/с в диапазоне энергий 2-10 кэВ, а его рентгеновский спектр можно приблизительно
описать степенным законом с наклоном Γ = 1.8+0.9-0.8. Квазар был повторно зарегистрирован теле-
скопом еРОЗИТА спустя полгода (13-14 сентября 2020 г.) в ходе второго обзора неба, причем его
рентгеновская светимость, вероятно, уменьшилась примерно в 2 раза на уровне достоверности ≈1.9σ.
Квазар SRGE J170245.3+130104 оказался ярчайшим в рентгене среди всех известных квазаров на
красных смещениях z > 5. При этом он является и одним из самых радиогромких далеких квазаров
(параметр радиогромкости R ∼ 103), что может означать, что это блазар. В статье приводится каталог
всех зарегистрированных в рентгене на текущий момент квазаров на z > 5.
Ключевые слова: активные ядра галактик, рентгеновские обзоры, фотометрические красные смеще-
ния, спектроскопия, БТА, eРОЗИТА.
DOI: 10.31857/S0320010821030037
ВВЕДЕНИЕ
тысяч скоплений и групп галактик, а также сотни
тысяч рентгеновских источников различной при-
Запущенная 13 июля 2019 г. рентгеновская об-
роды в нашей Галактике. Ожидается, что обзор
серватория СРГ (Сюняев и др., 2021; Предель и
неба обсерватории СРГ будет примерно в 25 раз
др., 2020) успешно работает на орбите вокруг точки
чувствительнее в мягком рентгеновском диапазоне
Лагранжа L2 системы Земля-Солнце. Основная
(0.5-2 кэВ) предыдущего обзора, проведенного
цель обсерватории — обзор всего неба в широком
спутником ROSAT (Трюмпер, 1982) в начале 90-х
диапазоне энергий 0.2-30 кэВ продолжительно-
гг. XX в., и поможет решить ряд важнейших задач
стью 4 года. В ходе обзора неба предполагает-
современной астрофизики и космологии. Одна из
ся открыть с помощью телескопа СРГ/еРОЗИТА
главных целей обзора — поиск уникальных объ-
(Предель и др., 2020) около трех миллионов ак-
ектов, чьи спектральные характеристики являются
тивных ядер галактик (АЯГ), в том числе далеких
квазаров (Колодзиг и др., 2012, 2013), около ста
выдающимися среди источников своего класса. В
частности, обнаружение и детальное изучение экс-
*Электронный адрес: horge@iki.rssi.ru
тремально ярких квазаров позволят пролить свет
155
156
ХОРУНЖЕВ и др.
на историю роста наиболее массивных черных дыр
в далекие (z > 3) и яркие (LX ≳ 5 × 1045 эрг/с)
во Вселенной.
рентгеновские квазары. В данной статье описыва-
В июне 2020 г. был завершен первый полуго-
ется открытие наиболее выдающегося (на данный
довой обзор всего неба обсерватории СРГ. Среди
момент) объекта программы DaLeQo
— самого
рентгеновских источников, открытых с помощью
яркого в рентгеновском и радиодиапазонах квазара
телескопа еРОЗИТА (Предель и др., 2020), был
SRGE J170245.3+130104 на z > 5, отождествлен-
ному с помощью наблюдений на 6-м телескопе
проведен отбор кандидатов в далекие квазары
с помощью системы оптического отождествления
БТА.
рентгеновских объектов SRGz (Мещеряков и др.,
В статье для расчета светимостей используют-
2021). Это программное обеспечение осуществляет
ся следующие космологические параметры: H0 =
автоматический поиск и классификацию наибо-
= 69.6 км/с/Мпк и ΩM = 0.286 (Беннет и др.,
лее вероятных оптических партнеров рентгенов-
2018).
ских источников, а также оценивает их красные
смещения на основе фотометрических признаков
по данным оптических и инфракрасных обзоров
РЕНТГЕНОВСКИЕ ДАННЫЕ
неба с помощью методов машинного обучения. Си-
Источник SRGE J170245.3+130104 открыт в
стема SRGz создана в рабочей группе российского
ходе первого обзора неба обсерватории СРГ по
консорциума СРГ/еРОЗИТА по поиску рентге-
данным телескопа еРОЗИТА. В первом обзоре
новских источников, их отождествлению и состав-
положение источника сканировалось 9 раз с 13
лению каталога по данным телескопа еРОЗИТА в
по 15 марта 2020 г. Суммарное время сканиро-
отделе астрофизики высоких энергий ИКИ РАН.
вания источника телескопом еРОЗИТА состави-
Уже в результате первых спектроскопических
ло 256 с. Источник зарегистрирован в диапазоне
наблюдений кандидатов в далекие квазары, об-
энергий 0.3-2.2 кэВ с координатами центроида
наруженных в ходе глубокого обзора поля Дыры
R.A. = 255.688844, Dec. = 13.017685 и точностью
Локмана (до начала сканирования неба) и в хо-
локализации 7 угл. cек (95%). В этом диапазоне
де первого обзора всего неба обсерватории СРГ,
энергий внутри окружности радиусом 60 угл. сек,
был подтвержден ряд далеких рентгеновских ква-
центрированной на положении источника, заре-
заров на z ∼ 4 и более близких квазаров на z ∼
гистрировано 30 отсчетов при ожидаемом числе
∼ 1-3, идентифицированных среди рентгеновских
отсчетов фона 7.4. Аппроксимация распределения
источников телескопа еРОЗИТА системой SRGz.
отсчетов в окрестности источника функцией от-
Оптические спектры этих источников были по-
клика на точечный источник дает статистическую
лучены на 1.6-м телескопе АЗТ-33ИК Саянской
значимость его детектирования 8.5σ.
обсерватории (Хорунжев и др., 2020), Российско-
Во втором полугодовом обзоре положение ис-
Турецком 1.5-м телескопе (РТТ-150, Бикмаев и
точника сканировалось обсерваторией СРГ c 13
др., 2020) и 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ
по 14 сентября 2020 г. Общее время сканирования
(Додин и др., 2020).
составило 268 с, за которое в радиусе 60 угл. сек от
Особый интерес представляют яркие в рент-
источника было зарегистрировано лишь 18 отсче-
гене (со светимостью L2-10keV > 5 × 1045 эрг/с
тов в диапазоне энергий 0.3-2.2 кэВ при ожидае-
в диапазоне энергий 2-10 кэВ) далекие ква-
мом числе отсчетов от фона 7.3 (значимость детек-
зары (z > 3), которые практически не встре-
тирования 3.7σ, см. рис. 1). Положение источника
чаются в глубоких рентгеновских обзорах ма-
оказалось совместимо в пределах неопределенно-
лой площади и не могли быть обнаружены в
сти с координатами, измеренными в первом обзоре.
ходе предыдущего рентгеновского обзора всего
Первичная обработка данных телескопа еРО-
неба обсерватории ROSAT из-за его недоста-
ЗИТА проводилась с помощью программного
точной глубины. Уже в самом начале обзора
обеспечения, разработанного в ИКИ РАН с
неба обсерватории СРГ удалось обнаружить
использованием компонент системы eSASS (Ин-
уникальный квазар CFHQS J142952+544717 =
ститут внеземной физики Общества им. Макса
= SRGE J142952.1+544716, который оказался
Планка, Германия). Рентгеновская карта фотонов
самым ярким в рентгене среди известных квазаров
в области локализации источника размером 10 ×
на z > 6 (Медведев и др., 2020).
× 10 угл. мин показана на рис. 1. Спектр источ-
Научной рабочей группой по изучению ак-
ника извлекался из круговой апертуры радиусом
тивных ядер галактик российского консорциума
35 угл. сек. Для оценки спектра фона использо-
СРГ/еРОЗИТА создана отдельная наблюдатель-
валось кольцо вокруг источника с внутренним и
ная программа DaLeQo (Distant and Luminous
внешним радиусами 85 и 435 угл. сек соответ-
eROSITA Quasi-stellar objects, Хорунжев и др.,
ственно. Другие источники, зарегистрированные
2021), посвященная спектроскопии кандидатов
по сумме двух обзоров и попадающие внутрь
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
157
13 06
06
04
04
02
02
00
13 00
12 58
12 58
17h03m00s
02m50s
40s
30s
17h03m00s
02m50s
40s
30s
RA
RA
Рис. 1. РентгеновскиеизображенияСРГ/еРОЗИТА области 10′ × 10′ в диапазонеэнергий0.3-2.2 кэВ, центрированные
на оптические координаты источника SRGE J170245.3+130104 (белый крестик). Слева показано изображение,
полученное в первом обзоре неба обсерватории СРГ, справа — во втором обзоре. Красным кружком показана область
радиусом 1′. Изображения сглажены гауссовым фильтром с шириной σ = 8′′.
101
102
103
104
0.3
0.5
1.0
2.0
3.0
5.0
Energy, keV
Рис. 2. Рентгеновский спектр квазара SRGE J170245.3+130104 по данным первого обзора неба телескопа еРОЗИТА
обсерватории СРГ. Красной сплошной линией показана модель наилучшей аппроксимации для степенного спектра с
поглощениемв Галактике, синейпунктирнойлинией — модель с дополнительнымпоглощениемв системе отсчета квазара
(табл. 1).
области фона, маскировались с помощью круговой
гистрированных отсчетов в каждом канале было
апертуры с радиусом 40 угл. сек. Аппроксимация
не меньше единицы. Эта процедура проводилась с
полученных спектров выполнялась с помощью
помощью стандартного инструмента GROUPPHA2 .
стандартных инструментов программного пакета
XSPEC (версия 12.11, Арно, 1996) с исполь-
Спектральный анализ данных проводился в
зованием си-статистики (Кэш, 1979), модифи-
диапазоне энергий 0.3-5 кэВ. Для моделирования
цированной для данных с пуассоновским фоном
рентгеновского спектра использовались данные
(так называемая W-статистика, см. подробнее
первого обзора неба, так как зарегистрированное
документацию XSPEC1 ). Энергетические каналы
число отсчетов во втором обзоре не достаточно для
спектров группировались так, чтобы число заре-
осмысленного спектрального анализа. Совместный
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
158
ХОРУНЖЕВ и др.
Таблица 1. Параметры наилучшей аппроксимации рентгеновского спектра SRGE J170245.3+130104 по данным
первого обзора телескопа еРОЗИТА обсерватории СРГ
Модель
Параметр
Значение
cstat/d.o.f goodness AIC
TBABS*CFLUX*POW
N∗H
5.1 × 1020 см-2
23.18/17
53.9%
27.18
Fcflux05-2
1.03+0.51-0.4 × 10-13 эрг см-2 с-1
Γ
1.79+0.86-0.81
TBABS*CFLUX*ZPHABS*POW
N∗H
5.1 × 1020 см-2
14.95/16
8.8%
20.95
Fcflux05-2
1.12+0.57-0.44 × 10-13 эрг см-2 с-1
NzH
83.8+119.5-60.1 × 1022 см-2
Γ
5.46+4.56-2.61
TBABS*CFLUX*(ZEDGE*POW + N∗H
5.1 × 1020 см-2
19.98/15
51.8%
27.98
+ ZGAUSS)
Fcflux05-2
0.99+0.50-0.38 × 10-13 эрг см-2 с-1
τedge
<8
Γ
1.45+0.97-0.82
EWFeKα
<670 эВ
σ∗FeKα
10 эВ
Примечание. Ошибки приведены на 90% уровне значимости. В столбце “goodness” приведена вероятность получить из-за
статистических флуктуаций значение cstat меньше, чем наилучшее значение, полученное для данной модели. Эта величина
характеризует качество описания данных моделью, и для адекватной модели следует ожидать значения ∼50%. Информационный
критерий Акаике (AIC) рассчитан по формуле 2n - 2 ln(L), где n — число свободных параметров модели, a ln(L) — логарифм
функцииправдоподобия;по определениюв пакете Xspec величина -2 ln(L) равна значению статистикиcstat. Модельс меньшим
значением AIC является более предпочтительной.
∗ Параметр зафиксирован.
анализ данных двух обзоров не проводился ввиду
кация модели приводит к заметному уменьшению
возможной переменности спектра источника.
как величины C-stat = 14.95 при d.o.f. = 16, так и
В качестве базовой мы использовали простей-
информационного критерия AIC (Акаике, 1974) по
шую модель степенного спектра с поглощением.
сравнению с базовой моделью (синий пунктир на
Величина колонковой плотности водорода NH бы-
рис. 2). Однако такая модель требует большие и,
ла зафиксирована на значении, равном поглоще-
по-видимому, нереалистичные значения поглоще-
нию в Галактике в направлении на источник по
ния и фотонного спектрального индекса: NH ≈ 8 ×
данным карт HI4PI (Коллаборация HI4PI, 2016):
× 1023 см-2, Γ ≈ 5, хотя и определенные с боль-
NH = 5.10 × 1020 см-2. Параметры наилучшей мо-
шими статистическими ошибками. Поэтому наш
дели приведены в табл. 1, а спектр показан на рис. 2
анализ не позволяет сделать однозначный вывод о
наличии внутреннего поглощения в источнике.
красной линией. Значение вероятности, приведен-
ное в столбце “goodness” табл. 1, свидетельствует
С целью учесть возможный вклад излучения,
о том, что модель адекватно описывает данные.
отраженного от нейтральной оптически плотной
Сравнительно небольшое число отсчетов, за-
среды (например, аккреционного диска или моле-
регистрированных от источника, не позволяет де-
кулярного тора), мы рассмотрели модель, включа-
тально исследовать более сложные спектральные
ющую флуоресцентную линию железа на энергии
модели. Тем не менее мы применили к данным еще
6.4 кэВ и поглощение на К-крае железа на энер-
две модели, в которых исследовали возможность
гии 7.1 кэВ в системе покоя квазара. Получен-
наличия внутреннего поглощения в квазаре и спек-
ная модель наилучшей аппроксимации несколько
тральных особенностей, связанных с присутствием
лучше описывает наблюдаемые данные, чем базо-
отраженной компоненты в спектре.
вая модель (δC-stat = -3.2), однако из сравнения
Для первой задачи к степенному спектру базо-
соответствующих значений статистического кри-
вой модели было добавлено собственное поглоще-
терия AIC в табл. 1 видно, что данные не обла-
ние в системе покоя квазара (z = 5.466) со сво-
дают достаточной информацией для обоснования
бодным параметром поглощения. Такая модифи-
такого усложнения модели. Таким образом, более
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
2021
№3
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
159
Таблица 2. Cвойства оптического компаньона и прогноз фотометрического красного смещения
OBJID SDSS
RAopt
DECopt
sep
i′psf
Cph
zph
zConf
1237665106509826046
255.688797
+ 13.017288
1.4
22.04
QSO
5.486
0.84
Примечание. OBJID SDSS — уникальный номер в фотометрическом каталоге SDSS DR14, RAopt и DECopt — координаты
источника в фотометрическом каталоге SDSS, sep — угловое расстояние между положениями рентгеновского и оптического
источников (угл. сек), i′psf — видимая звездная величина в фильтре i′ SDSS, Cph — фотометрический класс SRGz (звезда,
галактика, квазар), zph — фотометрическое красное смещение, zConf — стандартная оценка надежности измерения photo-z.
точные выводы касательно формы или наличия
выбора фотометрических измерений с наибольшим
каких-либо особенностей в рентгеновском спектре
отношением сигнала к шуму отдельно для каждого
SRGE J170245.3+130104 требуют данных с более
фильтра. Далее были исключены из рассмотрения
высоким отношением сигнала к шуму.
рентгеновские источники еРОЗИТА с более чем
Мы использовали базовую модель степенного
одним оптическим объектом (в выбранном радиусе
закона с поглощением в Галактике для вычисле-
Rmatch).
ния внутренней (т.е. поправленной за поглощение
Полученный список оптических кандидатов был
межзвездной среды Галактики) рентгеновской све-
обработан системой SRGz, которая оперирует во
тимости SRGE J170245.3+130104. Она оказалась
всей области восточного галактического полуша-
равна 3.6+2.1-1.5 × 1046 эрг/c в диапазоне энергий 2-
рия рентгеновского обзора еРОЗИТА и в авто-
10 кэВ в собственной системе отсчета квазара.
матическом режиме анализирует данные широко-
Во втором обзоре неба СРГ от источника бы-
полосной фотометрии оптических объектов в по-
ло зарегистрировано в два раза меньше отсчетов.
лях рентгеновских источников. SRGz построена
Выраженное в единицах скорости счета в диапа-
на использовании ансамблевых древовидных алго-
зоне 0.3-2.2 кэВ, измеренной по функции отклика
ритмов машинного обучения (градиентный бустинг
на точечный источник, падение потока составило
и случайный лес деревьев решений, см. Мещеря-
≈2.3 раза и имеет статистическую достоверность
ков и др., 2018), которые обучаются на выборках
≈1.9σ. Используя базовую модель с наклоном,
квазаров, галактик и звезд из спектроскопического
полученным для спектра первого обзора, мы изме-
каталога SDSS, выборке далеких квазаров z > 5
рили поток от источника во втором обзоре, который
(Росс, Кросс, 2020), выборке звезд GAIA DR2,
составил 5.0+4.5-3.1 × 10-14 эрг/с/см2, а его свети-
ассоциированных с источниками из рентгеновского
каталога XMM-Newton (3XMM DR8). Подробнее
мость в диапазоне энергий 2-10 кэВ соответствен-
принципы работы SRGz и реализованные в ней
но 1.7+1.5-1.1 × 1046 эрг/с.
алгоритмы описаны в работе Мещерякова и др.
(2021).
ОТБОР КАНДИДАТОВ В ДАЛЕКИЕ
На основе прогнозов системы SRGz были
РЕНТГЕНОВСКИЕ КВАЗАРЫ
отобраны оптические объекты с фотометрическим
Для поиска наиболее далеких рентгеновских
классом “квазар” и точечной оценкой фотомет-
квазаров была проведена кросс-корреляция рент-
рического красного смещения zph > 5 с высоким
геновских источников СРГ/еРОЗИТА из первого
уровнем достоверности прогноза zConf (рас-
полугодового скана неба в радиусе Rmatch =
считывалась для каждого объекта из полного
= 10 угл. cек (что соответствует медианной 98%
вероятностного распределения прогноза p(z|x) как
ошибке локализации рентгеновских источников
интеграл плотности вероятности в окрестности
еРОЗИТЫ) с фотометрическими каталогами трех
наилучшей точечной оценки красного смеще-
оптических обзоров: DESI Legacy Imaging Survey
ния zph ± 0.06(1 + zph)).
DR8 (DESI LIS, Деи и др. 2018), PanSTARRS1
Рентгеновский источник SRGE J170245.3+
DR2 (Чамберс и др., 2016), SDSS DR14 (Аболфа-
+130104 и ассоциированный с ним оптический
ти и др., 2018), а также с данными принудительной
компаньон (см. табл. 2) были отобраны систе-
фотометрии в инфракрасном диапазоне из обзора
мой SRGz как наиболее надежный кандидат в
WISE (Лэнг, 2016) для источников из обзора DESI
далекий рентгеновский квазар на z > 5. В 95%-ю
LIS.
область локализации рентгеновского источника
Оптические данные по источникам из разных
SRGE J170245.3+130104 попадает единственный
обзоров были объединены в общий фотометри-
оптический источник (см. рис. 4) на расстоя-
ческий каталог путем кросс-отождествления оп-
нии 1.4 угл. cек от положения рентгеновского
тических координат источников (в радиусе 1′′) и
источника. На рис.
4
приведено изображение
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
160
ХОРУНЖЕВ и др.
Spec-z
2.0
Photo-z
Photo-z PDF
68% Cl
1.5
95% Cl
1.0
0.5
0
0
1
2
3
4
5
6
7
z
Рис. 3. Полный вероятностный прогноз фотометрического красного смещения p(z|x), полученный системой SRGz для
оптического компаньона рентгеновского источника SRGE J170245.3+130104 . Показан точечный прогноз photo-z (zph,
сплошная вертикальная линия), его доверительные интервалы с 68 и 95% уровнями значимости, спектральное красное
смещение, измеренное на телескопе БТА (штриховая вертикальная линия).
SRGEJ170245.3 + 130104
30
Рис. 4. Изображение в фильтре iP S Pan-STARRS размером 2’×2’. Стрелкой указан оптический компаньон
SRGE J170245.3+130104. Радиус маленького круга соответствует области 1σ локализации. Радиус большого круга
10 угл. cек — область, где проводился поиск оптического компаньона для рентгеновского источника.
оптического компаньона рентгеновского источника
значимости, величина наиболее вероятного точеч-
SRGE J170245.3+130104 из архива обзора Pan-
ного прогноза photo-z (сплошная вертикальная
STARRS в фильтре iPS.
линия), спектральное красное смещение, измерен-
На рис. 3 показан полный вероятностный про-
ное на телескопе БТА (штриховая вертикальная
гноз фотометрического красного смещения p(z|x)
линия). Функция плотности вероятности прогноза
для оптического компаньона рентгеновского ис-
p(z|x) показывает острый пик на красном смеще-
точника SRGE J170245.3+130104. Показаны так-
же доверительные интервалы с 68 и 95% уровнями нии zph = 5.486. Спектральное измерение красного
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
161
×10-17
2.5
200817
200913
Lylim Lyγ Lyβ OVI
LyαNVSiII SiII CII
SiIV
sum
2.0
1.5
1.0
0.5
0
5500
6000
6500
7000
7500
8000
8500
9000
9500
10 000
Observed wavelength, Å
Рис. 5. Спектры квазара SRGE J170245.3+130104, полученные на телескопе БТА. Светло-серым показан спектр
от 2020/08/17. Темно-серым показан спектр от 2020/09/13. Черным показан суммарный спектр квазара. Красными
точками показана спектральная плотность потока источника в фильтрах Pan-STARRS r, i, z, y. Вертикальными
пунктирными линиями показаны ожидаемые положения пиков характерных эмиссионных линий квазаров (Ванден Берк
и др., 2001) на zspec = 5.466.
смещения (см. ниже) отлично согласуются с фото-
сентябре 2020 г. (см. табл. 3) в темное время
метрической оценкой, полученной системой SRGz.
(фаза Луны меньше 0.3) и при средних величинах
дрожания атмосферы меньше 2 угл. сек. Исполь-
Отметим,
что
оптический
компаньон
SRGE J170245.3+130104 ранее не был определен
зовалась щель шириной 2 угл. сек. Технические ха-
в литературе как кандидат в квазары. Оптический
рактеристики спектрографа SCORPIO-2 описаны
источник имеет радиокомпаньона в обзоре NVSS
в руководстве пользователя3 .
на частоте 1.4 ГГц (Кондон и др., 1998).
Обработка спектров проводилась с помо-
щью стандартного математического обеспечения
IRAF4 . Форма спектров была исправлена с
НАБЛЮДЕНИЯ НА БТА
использованием наблюдений спектрофотометри-
Фотометрический кандидат в далекие рентге-
ческих стандартов из списка Массей и др. (1988).
новские квазары был включен в программу наблю-
В августе был получен первый спектр источни-
дений 6-м телескопа БТА.
ка, в котором очетливо видна широкая линия Lyα
Наблюдения на БТА проводились с помощью
с характерным скачком, связанным с поглощением
спектрографа SCORPIO-2 (Афанасьев, Моисеев,
на нейтральном водороде (рис. 5). В спектре нет
2011; Афaнасьев, Амирханян, 2012) в августе и
других, характерных для квазаров эмиссионных
линий, например CIV(1549˚A). Если мешают фоно-
Таблица 3. Список экспозиций БТА
вые линии неба, то потребовалось бы в несколько
раз больше времени, чтобы получить качественный
спектр решеткой VPHG1200@860. В рабочий диа-
Дата
Решетка
Экспозиция, с S/N
пазон решетки VPHG1200@860 не попадает линия
2020/08/17 VPHG1200@860
2 × 1200
3
Lyβ, по которой можно было бы точнее определить
красное смещение. В сентябре были проведены по-
2020/09/13 VPHG1026@735
5 × 1200
4
вторные наблюдения решеткой VPHG1026@735, в
Примечание. Дата — дата начала ночи наблюдений, Решет-
ка — название диспергирующего элемента, S/N — средний
сигнал-шум спектра.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
162
ХОРУНЖЕВ и др.
47
46
45
47
44
46
43
45
14.6
14.8
15.0
15.2
15.4
15.6
42
8
10
12
14
16
18
lg restframe, Hz
Рис. 6. Спектральное энергетическое распределение квазара SRGE J170245.3+130104. Желтыми точками показаны
измерения в радиодиапазоне, красными точками — в близком ИК- и видимом диапазонах, черными точками —
рентгеновские данные СРГ/еРОЗИТА. Серая область — 1σ неопределенность степенной модели (с поглощением в
Галактике) рентгеновского спектра (см. текст и табл. 1). Штрихпунктирной линией показан средний шаблон блазара
Фоссати и др. (1998). Сплошной линией показан шаблон радиогромкого квазара Шанг и др. (2011), поправленный
на длинах волн λ < 1216
A за межгалактическое поглощение на нейтральном водороде (Мадау, 1995); продолжение
оригинальногошаблона Шанг и др. (2011) на длинахволн λ < 1216A без учета поглощенияпоказано пунктирнойлинией.
На вставке синей линией показан сглаженный спектр, полученный на телескопе БТА.
диапазон которой попадает линия Lyβ и протяжен-
оценкой красного смещения zph = 5.486 системы
ный участок леса лайман-альфа. На полученном
поиска квазаров SRGz.
в сентябре спектре отчетливо виден лес лайман-
В спектре присутствует значимая узкая линия
альфа (рис. 5). К сожалению, линия Lyβ очень
поглощения на длине волны 8119
A. Если пред-
широкая, а ее пик находится в поглощении.
положить, что это линия SiII(1263Å), то и другие
По результатам наблюдений в августе и сен-
минимумы спектра (с недостаточной значимостью
тябре был получен суммарный спектр квазара
детектирования) будут согласовываться с узкими
SRGE J170245.3+130104, приведенный на рис. 5.
линиями поглощения (Lyα, NV, SiII, SiIV), поме-
Он схож со спектрами далеких радиогромких ква-
щенными на zabs = 5.427. Отметим, что в спектре
заров большой светимости (Романи и др., 2004;
другого радиогромкого квазара PSO J352.4034-
Банадос и др., 2018; Белладитта и др., 2020). Ши-
-15.3373 на zspec = 5.84 тоже был обнаружен ком-
рокие эмиссионные линии за исключением Lyα не
плекс узких линий поглощения на zabs = 5.8213
доминируют над контиуумом.
(Банадос и др., 2018).
В спектре квазара отсутствуют узкие эмисси-
онные линии, с помощью которых можно было бы
СПЕКТРАЛЬНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ
с высокой точностью определить красное смеще-
ЭНЕРГИИ
ние. Поэтому красное смещение источника zspec =
Зная
красное
смещение
квазара
= 5.466 ± 0.003 было определено подгонкой шаб-
SRGE J170245.3+130104, можно исследовать
лона среднего спектра квазара Ванден Берк и др.
его спектральное энергетическое распределение
(2001). Систематическая ошибка красного смеще-
(СРЭ). Мы использовали следующие данные для
ния составляет Δzspec ∼ 0.01 и вызвана отличиями
построения СРЭ: радиодиапазон — TGSS (Инте-
в спектре источника от шаблона. Полученное зна-
ма и др., 2017), NVSS (Кондон и др., 1998), VLASS
чение прекрасно согласуется с фотометрической
(Гордон и др., 2020), инфракрасный диапазон —
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
163
Таблица 4. Многоволновые свойства квазара SRGEJ170245.3+130104
ν в системе
Телескоп/Обзор
Фильтр
Поток либо зв. величина
Ссылка
νLν, эрг с-1
покоя (Гц)
Радиодиапазон:
TGSS
150 MHz
<25 мЯн
1
9.70 × 108
<1.3 × 1043
NVSS
1.4 GHz
26.0 ± 0.9 мЯн
2
9.05 × 109
(1.22 ± 0.04) × 1044
VLASS
2.99 GHz
7.8 ± 0.3 мЯн
3
1.93 × 1010
(7.86 ± 0.32) × 1043
Инфракрасный диапазон:
WISE/PS1
W2Vega,forced
17.05 ± 0.13
4
4.198 × 1014
(5.50 ± 0.67) × 1045
W1Vega,forced
17.82 ± 0.07
5.755 × 1014
(6.71 ± 0.43) × 1045
WISE/DESI LIS W2Vega,forced
17.30 ± 0.23
5
4.198 × 1014
(4.39 ± 0.94) × 1045
W1Vega,forced
17.84 ± 0.09
5.755 × 1014
(6.60 ± 0.56) × 1045
Видимый диапазон:
PS1
y
20.80 ± 0.10
6
2.014 × 1015
(1.82 ± 0.17) × 1046
z
20.74 ± 0.05
2.235 × 1015
(2.13 ± 0.10) × 1046
i
21.64 ± 0.07
2.573 × 1015
(1.07 ± 0.07) × 1046
r
22.86 ± 0.13
3.126 × 1015
(4.24 ± 0.50) × 1045
g
<23.25
3.998 × 1015
< 3.8 × 1045
DESI LIS
z′,
20.44 ± 0.02
5
2.114 × 1015
(2.66 ± 0.05) × 1046
r′,
22.71 ± 0.06
3.021 × 1015
(4.69 ± 0.25) × 1045
g′,
<24.58
4.031 × 1015
<1.1 × 1045
Рентгеновский диапазон:
+0.5
SRG/eROSITA
0.5-2 keV
1.0
× 10-13 эрг см-2 с-1
4
-0.4
(Γ = 1.8)
Производные величины:
αox (2500
A-2 keV)
0.93+0.09-0.08
αW1,zPS
0.20 ± 0.02
νLν(5 GHz)
(6.7 ± 0.2) × 1043 эрг с-1
νLν(4400
A)
(7.68 ± 0.03) × 1045 эрг с-1
νLν (2500
A)
(1.20 ± 0.02) × 1046 эрг с-1
νLν (2 keV)
1.9+1.1-0.8 × 1046 эрг с-1
L (bolometric)
(1.5-2) × 1047 эрг с-1
Примечание. Светимости приведены в системе покоя квазара и поправлены за поглощение в Галактике.
Ссылки. (1) Интема и др. (2017), (2) Кондон и др. (1998), (3) Гордон и др. (2020) (4) данная работа, (5) Деи и др. (2018) DESI
LIS DR8, (6) Чамберс и др. (2016) PS1 DR2 stacked.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
164
ХОРУНЖЕВ и др.
WISE (Райт и др., 2010; Деи и др., 2018; Лэнг,
Высокая измеренная плотность потока в гига-
2016), видимый диапазон — DESI Legacy Imaging
герцовом диапазоне однозначно свидетельствует о
Survey (DESI LIS) DR8 (Деи и др., 2018), PS1 DR2
том, что квазар SRGE J170245.3+130104 являет-
stacked (Чамберс и др., 2016).
ся радиогромким. Для количественного описания
радиогромкости можно использовать стандартный
Полученное СРЭ показано на рис. 6, а исполь-
параметр:
зованные для его построения данные приведены
в табл. 4. Оптические и инфракрасные измере-
fν,5GHz
R≡
,
(1)
ния, а также рассчитанные по ним светимости
fν,4400˚A
были поправлены за галактическое поглощение,
используя значение избытка цвета в направлении
где fν,5GHz и fν,4400˚A — плотности потока излуче-
на квазар E(B - V ) = 0.077 (Шлегель и др., 1998).
ния на частоте в 5 ГГц и частоте, соответствующей
Для обзора DESI LIS и для фильтров W 1, W 2
длине волны 4400
A в системе покоя квазара. Для
WISE использовались соответствующие попра-
оценки fν,5GHz можно предположить, что спектр в
вочные коэффициенты “mw_transmission” из ката-
районе этой частоты описывается степенным зако-
лога DESI LIS DR8 tractor. Для поправки фото-
ном с наклоном αr = 0 (Sν ∝ ν-αr ), и нормировать
метрии Pan-STARRS за поглощение в Галактике
спектр по измерению NVSS на наблюдаемой ча-
применялись стандартный закон поглощения RV =
стоте 1.4 ГГц. Величину fν,4400˚A можно рассчитать,
= 3.1 и функция зависимости поглощения от длины
исходя из наклона αW1,zPS = 0.2 ультрафиолето-
волны Карделли и др. (1989).
вого (в системе покоя квазара) участка спектра,
определенного по измеренным значениям плотно-
сти потока в фильтрах W 1 и z(P S1) (см. табл. 4).
Радиосвойства
Таким образом, для квазара SRGE J170245.3+
Источник надежно детектируется в обзоре
+130104 получается значение R ≈ 1200. Такое вы-
NRAO VLA Sky Survey (NVSS) на часто-
сокое значение радиогромкости характерно для
те
1.4
ГГц. Помимо детектирования в обзо-
блазаров (Белладитта и др., 2020), т.е. особой ка-
ре NVSS, проведенном в
1990-х гг., квазар
тегории радиогромких квазаров, в которых реляти-
SRGE J170245.3+130104 был недавно зареги-
вистский джет направлен в нашу сторону. Известно
стрирован в обзоре Very Large Array Sky Survey
всего несколько объектов на z > 5, у которых
Epoch 1 (VLASS)5 на частоте 2.99 ГГц (Гордон
R > 103 (Белладитта и др., 2019). Однако, если по
и др., 2020) (см. табл. 4). Кроме того, можно
описанному выше методу провести расчет fν,5GHz,
использовать отсутствие значимого детектирова-
используя вместо данных NVSS данные VLASS,
ния квазара SRGE J170245.3+130104 в обзоре
то спектральная плотность fν,5GHz окажется при-
TGSS (который покрыл 3.6π стерадиана небесной
мерно в 3 раза ниже. Как следствие, уменьшится
сферы, включая местоположение исследуемого
и оценка радиогромкости: R ≈ 360, а значения R ∼
объекта), чтобы поставить верхний предел 25 мЯн
∼ 100 характерны скорее для “обычных” радио-
на плотность потока источника на частоте ν =
громких квазаров, чем для блазаров (см. Белла-
= 150 МГц (см. раздел 4.2 статьи Интема и др.
дитта и др., 2020).
2017).
Интересно
сравнить
СРЭ квазара
SRGE J170245.3+130104 с типичными спектрами
Таким образом, на текущий момент в нашем
радиогромких квазаров и блазаров. С этой целью
распоряжении есть два измерения и один верхний
на рис. 6 показаны шаблон среднего спектра ра-
предел на плотность потока в диапазоне от 150 МГц
диогромких квазаров из работы Шанг и др. (2011)
- 3 ГГц. Как видно на рис. 6, по этим данным
и шаблон среднего спектра блазаров в диапазоне
спектр радиоизлучения должен иметь максимум
радиосветимостей log L5GHz = 43-44 (в который
между 1 и 10 ГГц в системе покоя квазара. Однако
к этому выводу следует относиться с осторожно-
попадает квазар SRGE J170245.3+130104) из
стью из-за вполне вероятной переменности объ-
статьи (Фоссати и др., 1998). В первом случае
екта, так как обсуждаемые радионаблюдения были
шаблон был нормирован по измеренной звездной
проведены в разные эпохи (в частности, измерения
величине квазара SRGE J170245.3+130104 в
NVSS и VLASS разделены промежутком больше
фильтре z′ DESI LIS.
20 лет). Напомним, что рентгеновская яркость ква-
Как видно на рис. 6, шаблон блазара плохо под-
зара SRGE J170245.3+130104 изменилась при-
ходит
для
описания
СРЭ квазара
мерно в 2 раза на масштабе полугода (см. раздел
SRGE J170245.3+130104. Шаблон радиогром-
“Рентгеновские данные”).
кого квазара демонстрирует существенно лучшее
согласие с наблюдательными данными. При этом
необходимо учитывать то, что приведенный шаблон
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
165
не является универсальным СРЭ радиогромких
предполагалось, что оптический спектр описыва-
квазаров, и формы спектров индивидуальных
ется шаблоном среднего спектра радиогромких
объектов могут существенно отличаться друг от
квазаров (Шанг и др., 2011), нормированным по
друга (см. Шанг и др., 2011).
измеренной видимой звездной величине в фильтре
Квазар SRGE J170245.3+130104 характеризу-
z′ DESI LIS. Полученные значения рентгеновской
ется самой большой измеренной плотностью по-
и ультрафиолетовой светимостей приведены в
тока на 1.4 ГГц (26 мЯн) среди известных радио-
табл. 4.
громких квазаров (включая блазары) на z ≳ 5.5
В результате был получен наклон αox = 0.93+0.09-0.08.
(см. табл. А.1 в статье Белладитта и др., 2020).
Такое значение говорит о том, что в СРЭ квазара
В частности, он почти в два раза ярче квазара
SRGE J170245.3+130104 есть мощный рентге-
PSO J352.4034-15.3373 (14.9 мЯн, Банадос и др.,
новский избыток по сравнению с подавляющим
2018), который до открытия первого блазара на
большинством исследованных квазаров. Об этом
z > 6 (23.7 мЯн, Белладитта и др., 2020) считался
же свидетельствует и прямое сравнение СРЭ
самым мощным радиогромким квазаром на z > 5.5.
квазара SRGE J170245.3+130104 с шаблонами
При этом надо отметить, что на меньших крас-
средних спектров радиогромких квазаров и бла-
ных смещениях 4.5 < z < 5.5 есть источники с еще
заров (см. рис. 6). Для сравнения радиотихие
большими значениями радиогромкости вплоть до
квазары в среднем характеризуются значением
R > 104 (Белладитта и др., 2019; Копылов и др.,
αox ≈ 1.37 (Люссо и др., 2010). Радиогромкие
2006).
квазары характеризуются несколько большей
относительной рентгеновской яркостью, однако
Завершая обсуждение радиосвойств квазара
значения αox ≤ 1.2 являются экстремальными и
SRGE J170245.3+130104, заметим, что для вы-
для этого класса объектов (см., например, Жу и
яснения того, является ли он блазаром, необ-
др., 2020).
ходимо провести детальные исследования его
спектральных и пространственных характеристик
В этомсмысле квазар SRGE J170245.3+130104
в радиодиапазоне.
похож на квазар CFHQS J142952+544717
=
= SRGE J142952.1+544716 на z = 6.18, иссле-
дованный в работе Медведева и др. (2020), для
Соотношение между рентгеновской и
которого было получено значение αox = 1.11+0.25-0.24.
ультрафиолетовой светимостями
Как обсуждается в работах Медведева и др. (2020,
2021), мощный рентгеновский избыток в СРЭ
В исследованиях квазаров часто используется
квазара CFHQS J142952+544717 может быть
эффективный наклон спектра (αox) между 2500
A
связан с обратным комптоновским рассеянием
и 2 кэВ (Тананбаум и др., 1979):
реликтового излучения Вселенной (плотность
(
)
энергии которого растет с красным смещением как
log L2keV/L2500˚A
αox
≡-
(
) =
(2)
(1 + z)4) в релятивистских джетах. Возможно, мы
log ν2keV/ν2500˚A
наблюдаем похожее явление и в немного более
близком квазаре SRGE J170245.3+130104.
(L2keV )
= -0.3838log
,
L2500˚A
Болометрическая светимость
где L2500˚A, L2keV — спектральная плотность све-
На основе представленного на рис. 6 СРЭ
тимости в системе покоя квазара (измеряется в
можно оценить болометрическую светимость
Å
квазара SRGE J170245.3+130104 аналогично
единицах эрг с-1 Гц-1) на длине волны 2500
и
энергии 2 кэВ соответственно. Параметр αox со-
тому, как это было сделано в работе Медве-
держит указание об относительном вкладе в энер-
дева и др. (2020) для другого далекого радио-
говыделение различных механизмов, таких как:
громкого квазара CFHQS J142952+544717
=
тепловое излучение аккреционного диска, переиз-
= SRGE J142952.1+544716.
лучение в широких линиях, нагрев короны диска,
Используя шаблон радиогромкого квазара из
излучение релятивистских джетов.
работы Шанг и др. (2011), можно оценить све-
Чтобы оценить параметр αox для квазара
тимость на энергиях ниже 2 кэВ. Она составляет
SRGE J170245.3+130104, его монохроматическая
L<2keV ≈ 1.2 × 1047 эрг/с. Светимость в диапазоне
рентгеновская светимость на энергии 2 кэВ была
2-100 кэВ можно оценить с помощью экстрапо-
определена по данным телескопа еРОЗИТА, пред-
ляции рентгеновского спектра с наклоном Γ = 1.8,
полагая, что рентгеновский спектр описывается
измеренного (на энергиях 2-32 кэВ в системе
степенным законом с наклоном Γ = 1.8 (см. раздел
покоя квазара) телескопом еРОЗИТА. Таким об-
“Рентгеновские данные”). Для расчета
2500Å
разом, получаем L2-100keV = (7 ± 3) × 1046 эрг/с.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
166
ХОРУНЖЕВ и др.
47.0
J07 + 11
J17 + 13
46.5
J14 + 54
0.5 yr
46.0
J03 + 27
J08 +
00
4 yr
45.5
ePole
45.0
44.5
44.0
SRG/eROSITA
Vito + 19
43.5
CHANDRA
BMCS
XMM
Li + 2020
43.0
SWIFT
other
42.5
5.0
5.5
6.0
6.5
7.0
7.5
Redshift
Рис. 7. Распределение по рентгеновской светимости известных квазаров на z > 5, которые были зарегистрированы
в рентгеновских лучах обсерваториями Chandra, XMM-Newton, Swift им. Нила Джерельса, включая три радиотихих
квазара из статьи Ли и др. (2021). Черными квадратами показаны квазары SRGE J170245.3+130104 (данная
работа), CFHQS J142952+544717 (Медведев и др., 2020) и SDSS J083643.85+005453.3 (Вольф и др., 2021),
обнаруженные в рентгеновских лучах обсерваторией СРГ (первые два в ходе первого полугодового обзора всего
неба, третий - во время глубокого обзора поля eFEDS на этапе проверочных наблюдений обсерватории). Для
квазаров SRGE J170245.3+130104 и SDSS J074749.18+115352.46 (J07+11), у которых обнаружена значительная
рентгеновскаяпеременность,показанызначениясветимостив болееярком состоянииисточников.Самый далекийблазар
(Белладитта и др., 2020) обозначен на рисунке “J03+27”. Красными треугольниками с вершиной направленной вниз
показаны источники из каталога (и др.; 2019) рентгеновских квазаров на z > 6. Три штрихпунктирныхлинии обозначают
характерные пороги чувствительности СРГ/еРОЗИТА для: одного полугодового обзора (0.5 yr), четырехлетнего обзора
(4 yr) и областeй около полюсов эклиптики (ePole) (Предель и др., 2020; Сюняев и др., 2021).
Предполагая, что вклад излучения на еще более
момент является ярчайшим в рентгене среди из-
высоких энергиях (выше 100 кэВ) незначителен,
вестных нам квазаров на z > 5 на половине неба,
находим, что болометрическая светимость квазара
за обработку данных СРГ/еРОЗИТА на которой
SRGE J170245.3+130104 составляет Lbol = (1.5-
отвечают российские ученые. Уникальна ли та-
2)×1047 эрг/с.
кая высокая рентгеновская светимость вообще для
Предполагая, что болометрическая светимость
квазаров на z > 5?
не превышает эддингтоновскую критическую
светимость, можно получить нижний предел на
Чтобы ответить на этот вопрос, мы состави-
массу сверхмассивной черной дыры в квазаре
ли каталог всех зарегистрированных в рентгене
SRGE J170245.3+130104: MBH > 109M⊙.
на текущий момент квазаров на z > 5. Подроб-
Таким образом, болометрическая светимость и
ности того, как была собрана эта информация,
масса черной дыры квазара SRGE J170245.3+
описаны в приложении в конце статьи. Получен-
+130104 оказываются сравнимы с соответствую-
ный каталог (всего 52 объекта) представлен в
щими характеристиками других ярчайших радио-
табл. 5, ссылки на рентгеновские данные и изме-
громких квазаров на z > 5 (см., например, Медве-
рения красных смещений приведены в табл. 6 и 7
дев и др., 2020).
соответственно. На основе собранной информации
можно сравнить рентгеновские светимости кваза-
ра SRGE J170245.3+130104 и ранее известных
SRGE J170245.3+130104 — ЯРЧАЙШИЙ В
квазаров. Результаты этого сравнения представ-
РЕНТГЕНЕ КВАЗАР НА z > 5
лены на рис. 7. Видно, что радиогромкий квазар
Открытый телескопом еРОЗИТА обсерватории
SRGE J170245.3+130104 является ярчайшим в
СРГ квазар SRGE J170245.3+130104 имеет ко-
рентгене среди всех (включая блазары) известных
лоссальную рентгеновскую светимость и на данный
квазаров на z > 5.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
167
Отметим, что во втором обзоре неба телеско-
+544717 = SRGE J142952.1+544716 на z = 6.18
па еРОЗИТА обсерватории СРГ (спустя полгода
(Медведев и др., 2020) и SRGE J170245.3+130104
после первого наблюдения) рентгеновская свети-
на z = 5.47 с рекордными рентгеновскими све-
мость квазара SRGE J170245.3+130104 уменьши-
тимостями
∼3 × 1046 эрг/с открывает новую
лась примерно в 2 раза (см. раздел “Рентгеновские
страницу в исследовании роста сверхмассив-
данные”). Интересно, что ярчайший в рентгене
ных черных дыр в ранней Вселенной. Мы на-
радиотихий квазар SDSS 074749.18+115352.46
деемся, что выборка подобных интереснейших
демонстрирует переменность в рентгене сравнимой
объектов будет значительно расширена в ходе
амплитуды на масштабе всего нескольких часов
продолжающегося обзора всего неба. Ключевую
(Ли и др., 2021).
роль играет спектроскопическая проверка новых
рентгеновских источников. Поиск уникальных
Из рис. 7 следует, что внимание рентгенов-
квазаров среди источников из обзора обсерватории
ских обсерваторий до сих пор было приковано в
СРГ продолжается на 6-м телескопе БТА, 1.6-м
основном к квазарам на z ≳ 6. Уникальные дан-
телескопе АЗТ-33ИК (Буренин и др., 2016) и на
ные четырехлетнего обзора СРГ/еРОЗИТА поз-
1.5-м Российско-Турецком телескопе РТТ-150
волят найти все квазары в малоизученной области
(Бикмаев и др., 2020).
экстремально больших рентгеновских светимостей
(LX > 5 × 1045 эрг/с). Совместное использование
Наблюдения на телескопах САО РАН выполня-
данных рентгеновских и оптических обзоров по-
ются при поддержке Министерства науки и высше-
может повысить чистоту выборок кандидатов в
го образования Российской Федерации (Минобр-
далекие квазары и позволит заполнить пробелы
науки России).
в распределении квазаров по красному смещению
Это исследование основано на наблюдениях
(рис. 7).
телескопа еРОЗИТА на борту обсерватории СРГ.
Обсерватория СРГ изготовлена Роскосмосом
в интересах Российской академии наук в лице
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Института космических исследований (ИКИ) в
Открытый c помощью рентгеновской обсерва-
рамках Российской федеральной научной про-
тории СРГ и 6-м телескопа БТА рентгеновский
граммы с участием Германского центра авиации
квазар SRGE J170245.3+130104 на z ≈ 5.47 ока-
и космонавтики (DLR). Рентгеновский телескоп
зался самым мощным в рентгеновских лучах среди
СРГ/еРОЗИТА изготовлен консорциумом гер-
известных объектов в ранней Вселенной (z > 5), а
манских институтов во главе с Институтом вне-
также одним из самых мощных в радио.
земной астрофизики Общества им. Макса Планка
Большая радиогромкость квазара (R ∼ 103)
(MPE) при поддержке DLR. Космический аппа-
указывает на то, что он может быть блазаром.
рат СРГ спроектирован, изготовлен, запущен и
Для проверки этой гипотезы необходимо провести
управляется НПО им. Лавочкина и его субподряд-
радиоинтерферометрические наблюдения объекта
чиками. Прием научных данных осуществляется
на нескольких длинах волн. Отметим, что в
комплексом антенн дальней космической связи
настоящее время известно всего лишь несколько
в Медвежьих озерах, Уссурийске и Байконуре
блазаров на z > 5 (Белладитта и др., 2020), и они
и финансируется Роскосмосом. Использованные
все уступают по своей рентгеновской светимости
в настоящей работе данные телескопа еРозита
квазару SRGE J170245.3+130104.
обработаны с помощью программного обеспечения
Существенно дополнить физическую картину
eSASS, разработанного германским консорциумом
могли бы также спектроскопические измерения в
еРОЗИТА и программного обеспечения, разра-
близком инфракрасном диапазоне (λ ∼ 1.6 мкм).
ботанного российским консорциумом телескопа
Ожидается, что в этом диапазоне должна про-
СРГ/еРОЗИТА. Система SRGz создана в отделе
явиться широкая эмиссионная линия MgII, по па-
Астрофизики высоких энергий ИКИ РАН (в науч-
раметрам которой можно будет измерить массу
ной рабочей группе по поиску и отождествлению
черной дыры.
рентгеновских источников, составлению каталога
по данным телескопа СРГ/еРОЗИТА).
Квазар SRGE J170245.3+130104 демонстриру-
ет значительную переменность в рентгеновских лу-
В работе при расчете галактического6 и меж-
чах по данным первых двух обзоров неба телескопа
галактического7 поглощения, расстояний и других
еРОЗИТА обсерватории СРГ. Мы будем продол-
астрофизических величин использовались функ-
жать следить за его переменностью в следующих
ции из библиотек astropy (Робитайль и др., 2013),
сканах СРГ/еРОЗИТА.
Обнаружение в рентгене с помощью обсервато-
рии СРГ радиогромких квазаров CFHQS J142952+
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
168
ХОРУНЖЕВ и др.
Таблица 5. Каталог рентгеновских квазаров на z > 5
RA,
DEC,
FX × 10-14,
log(LX2-10),
Источник
z
REF(z)
zRC20
REF(FX)
REF(LX)
град
град
эрг/с/см2
эрг/с
SDSS J00026+2550
0.6642
25.8430
5.800
0589
5.820
0.390+0.240-0.160
10
45.23+0.20-0.23
10
SDSS J000552.33-000655.6
1.4681
-0.1155
5.855
DR16Q
5.850
0.250+0.270-0.190
10, 1
45.18+0.30-0.22
10
SDSS J002526.84-014532.5
6.3618
-1.7590
5.060
DR16Q
5.070
1.410+0.370-0.380
6
45.62+0.10-0.14
6
CFHQS J0050+3445
12.5278
34.7563
6.250
2051
6.253
0.145+0.157-0.089
5
44.91+0.32-0.41
5
SDSS J010013.02+280225.8
15.0542
28.0405
6.301
ULTRA
6.326
0.771+0.110-0.102
5, 10, 2
45.83+0.06-0.06
5
HRQC J011544.78+001514.9
18.9366
0.2541
5.100
1245
5.100
0.154 ± 0.039
2
44.68 ± 0.10
2
SDSS J013127.34-032100.1
22.8639
-3.3500
5.196
DR16Q
5.180
13.180+2.168-2.168
3
46.17+0.07-0.08
3
ATLAS J025.6821-33.4627
25.6821
-33.4627
6.310
VAHIZ
6.338
0.198+0.143-0.103
5, 10, 3
45.08+0.23-0.32
5
SDSS J022112.62-034252.2
35.3026
-3.7145
5.011
DR16Q
5.020
0.628 ± 0.052
2
45.27 ± 0.03
2
VDESJ0224-4711
36.1106
-47.1915
6.500
VDES
6.500
0.508 ± 0.065
13, 2
45.47 ± 0.06
13
PSO J036.5078+03.0498
36.5078
3.0498
6.527
PSO
6.541
0.161 ± 0.046
2
44.93 ± 0.11
2
SDSS J023137.64-072854.4
37.9069
-7.4818
5.423
DR16Q
5.370
14, 2, 1
45.85+0.39-0.54
14
PSO J030947.49+271757.31
47.4479
27.2993
6.100
BMCS
3.400+5.200-1.900
15
45.64+0.39-0.50
15
SDSS J074154.72+252029.6
115.4780
25.3416
5.194
1244
5.194
2.818 ± 0.126
2, 1
45.96 ± 0.02
2
SDSS J074749.18+115352.4
116.9549
11.8979
5.260
WISEHI
5.260
3.490+0.440-0.450
6
46.09 ± 0.05
6
SDSS J075618.13+410408.6
119.0756
41.0691
5.060
DR16Q
5.060
14, 1
45.34+0.41-0.39
14
SDSS J08367+0054
129.1831
0.9147
5.803
1457
5.810
9.900+3.700-3.200
9, 10, 14, 1
45.67+0.17-0.18
9
SDSS J084035.09+562419.9
130.1463
56.4056
5.850
0590
5.844
0.090+0.070-0.050
10, 1
44.60+0.24-0.30
10
SDSS J084229.43+121850.5
130.6226
12.3140
6.055
OVRLAP
6.076
0.075+0.056-0.038
5
44.64+0.24-0.30
5
Q J0906+6930
136.6283
69.5086
5.470
1557
5.470
4.127+0.355-0.355
1, 3
46.17+0.04-0.04
1
COSM J095908.1+022707
149.7838
2.4521
5.070
1221
5.070
0.117+0.053-0.054
1
44.56+0.16-0.27
1
COSM J100051.6+023457
150.2150
2.5827
5.300
1221
5.300
0.114 ± 0.024
4
44.59+0.08-inf
4
SDSS J102623.62+254259.4
156.5985
25.7165
5.250
DR16Q
5.250
3.599+0.854-0.903
1, 3
46.08+0.09-0.13
1
SDSS J10304+0524
157.6131
5.4153
6.305
1144
6.308
0.176+0.044-0.038
5, 10, 14, 1, 2
44.98+0.10-0.10
5
PSO J159.2257-02.5438
159.2258
-2.5439
6.380
PS1
6.381
0.411 ± 0.058
13, 2
45.41 ± 0.12
13
SDSS J10445-0125
161.1381
-1.4172
5.745
0695
5.785
0.310+0.050-0.040
10, 2
45.00+0.08-0.05
10
SDSS J10487+4637
162.1877
46.6218
6.287
DR14Q
6.228
0.077+0.056-0.037
5, 10
44.63+0.24-0.29
5
SDSS J105036.46+580424.6
162.6520
58.0735
5.155
DR16Q
5.155
0.398+0.677-0.318
1
45.10+0.43-0.70
1
SDSS J105322.98+580412.1
163.3458
58.0700
5.265
DR16Q
5.265
0.917+0.655-0.676
1
45.49+0.23-0.58
1
ULAS J112001.48+064124.3
170.0062
6.6901
7.085
1318
7.084
0.068+0.048-0.028
5, 10, 14, 1, 2
44.82+0.19-0.30
5
SDSS J114657.79+403708.6
176.7408
40.6191
4.980
DR16Q
5.009
5.167+1.526-1.526
3
45.73+0.11-0.15
3
RD J1148+5253
177.0675
52.8942
5.700
1139
5.700
0.020+0.020-0.010
10
44.00+0.28-0.30
10
SDSS J114816.64+525150.3
177.0694
52.8640
6.440
DR16Q
6.419
0.196+0.083-0.064
5, 10, 14
44.99+0.15-0.17
5
SDSS J120441.73-002149.6
181.1739
-0.3638
5.090
DR16Q
5.090
14, 1
45.11+0.42-0.34
14
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
169
Таблица 5. Окончание
RA,
DEC,
FX × 10-14,
log(LX2-10),
Источник
z
REF(z) zRC20
REF(FX)
REF(LX)
град
град
эрг/с/см2
эрг/с
B01.174
189.1998
62.1615
5.186
0127
5.186
0.027+0.006-0.007
1
43.94+0.09-0.12
1
3XMM J125329.4+305539
193.3721
30.9277
5.080
KHOR1
5.080
0.104 ± 0.061
2
44.51±0.20
2
SDSSp J130608.26+035626.3 196.5344
3.9406
5.990
0144
6.034
0.322+0.544-0.049
5, 10, 14, 1
45.19+0.07-0.07
5
SDSS J13358+3533
203.9617
35.5544
5.930
0590
5.901
0.040+0.040-0.020
10
44.30+0.30-0.30
10
ULAS J134208.10+092838.6
205.5337
9.4774
7.540
HIZ7.5
7.540
0.173+0.133-0.088
5
45.17+0.25-0.31
5
SDSS J14111+1217
212.7972
12.2936
5.930
0589
5.904
0.350+0.230-0.200
10, 14, 1
45.15+0.15-0.24
10
CFHQS J1429+5447
217.4674
54.7882
6.210
2051
6.183
10.800+0.900-1.000
8
46.48+0.08-0.06
8
CFHQS J15096-1749
227.4242 -17.8242
6.120
2049
6.122
0.142+0.172-0.091
5
44.89+0.34-0.45
5
SDSS J16029+4228
240.7256
42.4731
6.070
0589
6.090
0.689+0.262-0.210
5, 10, 14,1
45.60+0.14-0.16
5
SDSS J16235+3112
245.8831
31.2003
6.220
0589
6.260
0.089+0.107-0.059
5, 10, 1
44.48+0.34-0.47
5
SDSS J16305+4012
247.6414
40.2028
6.050
0588
6.065
0.204+0.105-0.787
5, 10, 14, 1, 2
45.00+0.18-0.21
5
CFHQS J16413+3755
250.3405
37.9223
6.040
2049
6.047
0.636+0.226-0.181
5
45.59+0.13-0.15
5
SRGE J170245.3+130104
255.6888
13.0173
5.466
KHOR21
10.3+5.1-4.0
7
46.56+0.19-0.23
7
PSO J308.0416-21.2339
308.0416 -21.2340
6.240
PS1
6.234
12, 2
45.36+0.17-0.17
12
PSO J323.1382+12.2986
323.1383
12.2987
6.588
PS1MAZ
6.588
0.522+0.177-0.139
11
45.50+0.13-0.13
11
SDSS J220226.77+150952.3
330.6115
15.1646
5.070
WISEHI
5.070
0.500+0.160-0.170
6
45.15+0.12-0.18
6
SDSS J221644.01+001348.1
334.1834
0.2300
5.010
DR16Q
5.010
14, 1, 2
45.00+0.48-0.22
14
PSO J338.2298+29.5089
338.2298
29.5089
6.658
PSO
6.666
0.141+0.130-0.083
5
45.76+0.29-0.38
5
Примечание. Источник — название квазара, RA, DEC — прямое восхождение и склонение (J2000) оптического компаньона,
z —спектроскопическое красное смещение, REF(z)—библиографическая ссылка на измерение z (см. табл. 7 ниже), zRC20 —
спектроскопическое красное смещение из каталога Росс и Кросс (2020), FX — рентгеновский поток. REF(FX) — библиогра-
фическая ссылка на величину FX (диапазон измеряемого FX обусловлен соответствующимрентгеновским обзором, см. раздел
“SRGEJ170245.3+130104 — Ярчайший в рентгене квазар на z > 5′′ и табл. 6), log(LX2-10) — рентгеновская светимость в
диапазоне 2-10 кэВ в системе покоя квазара. Расчет светимости проводился только для объектов с REF(LX) = 1, 2, 3. При
расчете светимости использовались спектроскопические значения z, k-поправка рассчитана для степенного рентгеновского
спектра с фотонным индексом Γ = 1.8 без учета какого-либо поглощения. Для остальных источников (REF(LX) > 3) значения
FX и log(LX2-10) приведены из оригинальныхстатей (см. соответствующиессылки).
pysynphot lim15 и specutils8 . Сведения о кривых
ПРИЛОЖЕНИЕ
пропускания и других характеристиках фотомет-
рических фильтров взяты с сайта Spanish Virtual
КАТАЛОГ РЕНТГЕНОВСКИХ КВАЗАРОВ
Observatory Filter Profile Service9 Родриго и др.
НА z > 5
(2012, 2020). В работе использовались каталоги
Общеизвестные и широкоиспользуемые свод-
базы данных VizieR Охзенбейн и др. (2000).
ные каталоги далеких (z ≳ 5.5) рентгеновских
Это исследование было выполнено при под-
квазаров были составлены несколько лет назад
держке Российского научного фонда (грант 19-12-
(см., например, Нанни и др., 2017; Вито и др., 2019).
00396).
Поиск новых квазаров активно продолжается
во всех диапазонах электромагнитного спектра,
поэтому опубликованные каталоги быстро уста-
ревают. В свете успешной работы обсерватории
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
170
ХОРУНЖЕВ и др.
Таблица 6. Расшифровка библиографии рентгеновских
Таблица 7. Расшифровка библиографии спектроскопи-
потоков и светимостей из табл. 5
ческих красных смещений из табл. 5
REF(FX),
Рентгеновский
Ссылка
REF(z)
Ссылка
REF(LX)
диапазон, кэВ
127
Барджер и др. (2002)
1
Эванс и др. (2020)
0.5-2
144
Бекер и др. (2001)
2
Вебб и др. (2020)
0.5-2
588
Фан и др. (2003)
3
Эванс и др. (2020b)
0.3-10
589
Фан и др. (2004)
4
Цивано и др. (2016)
0.5-2
5
Вито и др. (2019)
0.5-2
590
Фан и др. (2006)
6
Ли и др. (2021)
0.5-2
695
Гудрич и др. (2001)
7
Эта статья
0.5-2
1139
Махабал и др. (2005)
8
Медведев и др. (2021)
0.2-10
1144
Майолино и др. (2004)
9
Вольф и др. (2021)
0.5-2
1221
Мастерс и др. (2012)
10
Нанни и др. (2017)
0.5-2
1244
МакГрир и др. (2009)
11
Вонг и др. (2021)
0.5-2
1245
МакГрир и др. (2013)
12
Коннор и др. (2019)
0.5-2
1318
Мортлок и др. (2011)
13
Понс и др. (2020)
0.5-2
1457
Петтини и др. (2003)
14
Салвестрини и др. (2019)
—
1557
Романи и др. (2004)
15
Белладитта и др. (2020)
0.3-10
2049
Виллотт и др. (2007)
2051
Виллотт и др. (2010)
СРГ мы составили обновленный и полный каталог
всех спектроскопически подтвержденных квазаров
BMCS
Белладитта и др. (2020)
на z > 5, задетектированных в рентгеновском
диапазоне (табл. 5).
DR14Q
Пэрис и др. (2018)
За основу каталога была взята совместная вы-
DR16Q
Люке и др. (2020)
борка спектрально подтвержденных квазаров на
z > 5,составленная издвухкаталогов:“TheMillion
HIZ7.5
Банадос и др. (2018b)
Quasars catalog, v7.0a” (Флеш, 2021) и полного ка-
талога спектроскопически подтвержденных кваза-
KHOR1
Хорунжев и др. (2017)
ров на z > 5 “VHzQ” (Росс, Кросс, 2020). Эта вы-
KHOR21
Эта работа
борка из 542 “оптических” квазаров на z ≳ 5 была
скоррелирована с рентгеновскими компаньонами,
OVRLAP
Жанг и др. (2015)
взятыми из списка статей, приведенных в табл. 6.
Информация о рентгеновских потоках и светимо-
PS1
Банадос и др. (2016)
стях компаньонов приведена в табл. 5. Там же
приведены координаты оптических компаньонов и
PS1MAZ
Мазучелли и др. (2017)
красные смещения из работы Флеш (2021), а также
PSO
Венеманс и др. (2015)
красные смещения из каталога Росс, Кросс (2020).
Для большинства объектов приведен наблюдае-
ULTRA
Ву и др. (2015)
мый рентгеновский поток в 0.5-2 кэВ. Рентгенов-
ские потоки и светимости из статьи Vito. В статье
VAHIZ
Карналл и др. (2015)
Салвестрини и др. (2019) нет информации о рентге-
VDES
Риид и др. (2017)
новских потоках, поэтому в табл. 5 для источников
из этой работы потоки не приводятся. Ссылка на
WISEHI
Вонг и др. (2016)
литературный источник, откуда взят рентгеновский
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
171
поток для данного объекта, в столбце REF(F X)
11.
Бекер и др. (R. Becker, X. Fan, R. White,
приведена первой; далее в этом столбце приводятся
M. Strauss, V. Narayanan, and R. Lupton), Astron.
ссылки на статьи, где упоминаются рентгеновские
J. 122, 2850 (2001).
наблюдения соответствующего источника. Свети-
12.
Белладитта и др. (S. Belladitta, A. Moretti,
мости приведены в диапазоне 2-10 кэВ в системе
A. Caccianiga, G. Ghisellini, C. Cicone, T. Sbarrato,
отсчета квазара.
et al.), Astron. Astrophys. 629, 68 (2019).
13.
Белладитта и др. (S. Belladitta, A. Moretti,
Для оставшихся оптических квазаров, для ко-
A. Caccianiga, C. Spingola, P. Severgnini, R. Della
торых в литературе не был найден рентгеновский
Ceca, et al.), Astron. Astrophys. 635, 7 (2020).
компаньон, был проведен поиск в кружке радиу-
14.
Беннет и др. (C. Bennett, D. Larson, J. Weiland, and
сом 6 угл. cек ближайшего рентгеновского ком-
G. Hinshaw), Astrophys. J. 794, 135 (2014).
паньона в следующих каталогах: Chandra source
15.
Бикмаев и др. (Бикмаев И.Ф., Иртуганов Э.Н.,
catalog Release
2.0
(Эванс и др., 2010, 2020),
Николаева Е.А., Сахибуллин Н.А., Гумеров Р.И.,
XMM-Newton 4XMM-DR10 Catalog (Вебб и др.,
Склянов А.С., Глушков М.В., Борисов В.Д. и
2020), 2SXPS Swift X-ray telescope Point source
др.), Письма в Астрон. журн. 46, 688 (2020).
catalog (Эванс и др., 2020b). Затем были рас-
[I.F. Bikmaev et al., Astron. Lett. 46, 645 (2020)].
считаны рентгеновские светимости этих квазаров
16.
Буренин и др. (Буренин Р.А., Амвросов А.Л.,
в диапазоне энергий 2-10 кэВ (в системе покоя
Еселевич М.В., Григорьев В.М., Арефьев В.А.,
Воробьев В.С., и др.), Письма в Астрон. журн. 42,
объекта) L2-10keV. При этом предполагался сте-
333 (2016). [R.A. Burenin et al., Astron. Lett. 42,
пенной спектр с Γ = 1.8 и использовались изме-
295 (2016)].
рения обсерваторий Chandra и XMM-Newton в
17.
Ванден Берк и др. (D. Vanden Berk, G. Richards,
диапазоне 0.5-2 кэВ и данные обсерватории Swift
A. Bauer, M. Strauss, D. Schneider, and
в диапазоне 0.3-10 кэВ.
T. Heckman), Astron. J. 122, 549 (2001). Astron.
В итоге был получен каталог из 52 рентгенов-
Astrophys. 493, 339 (2009)
ских квазаров на z > 5, включая обсуждаемый в
18.
Вебб и др. (N. Webb, M. Coriat, I. Traulsen,
данной статье квазар SRGE J170245.3+130104. В
J. Ballet, C. Motch, F. Carrera, et al.), Astron.
Astrophys.6411362020.
табл. 7 приведены ссылки на спектроскопические
красные смещения этих объектов.
19.
Венеманс и др. (B. Venemans, E. Ba ˜nados,
R. Decarli, E. Farina, F. Walter, K. Chambers, et al.),
Astrophys. J. 801, 11 (2015).
20.
Виллотт и др. (C. Willott, P. Delorme, A. Omont,
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
J. Bergeron, X. Delfosse, T. Forveille, et al.), Astron.
1. Аболфати и др. (B. Abolfathi, D. Aguado,
J.13424352007.
G. Aguilar, P. Allende, A. Almeida, T. Ananna,
21.
Виллотт и др. (C. Willott, P. Delorme, C. Reyle,
et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 235, 42 (2018).
L. Albert, J. Bergeron, D. Crampton, et al.), Astron.
2. Акаике H., IEEE Transact. Automat. Control 19,
J.1399062010.
716 (1974).
22.
Вито и др. (F. Vito, W. Brandt, F. Bauer, F. Calura,
3. Арно (K. Arnaud), Astronomic.Data Analys.
R. Gilli, B. Luo, et al.), Astron. Astrophys.
Software and Systems V, eds. Jacoby G. and
6301182019.
Barnes J., ASP Conf. 101, 17 (1996).
23.
Вольф и др. (J. Wolf, K. Nandra,
4. Афанасьев, Моисеев (V. Afanasiev and
M. Salvato, T. Liu, J. Buchner, M. Brusa,
A. Moiseev), Baltic Astron. 20, 363 (2011).
et
al.),
In
Press
arXiv:2101.05585.
5. Афанасьев В., Амирханян В., Астрофиз. Бюлл.
67, 455 (2012). [V. Afanasiev and V. Amirkhanyan,
24.
Вонг и др. (F. Wang, X. Wu, X. Fan, J. Yang, W. Yi,
Astrophys. Bull. 67, 438 (2012).]
F. Bian, et al.), Astrophys. J. 819, 24 (2016).
6. Афанасьев В., Додонов С., Амирханян В., Моисе-
25.
Вонг и др. (F. Wang, X. Fan, J. Yang,
ев А. (), Астрофиз. Бюлл. 71, 514 (2016).
C. Mazzucchelli, X. Wu, J. Li, E. Banados,
7. Банадос и др. (E. Ba ˜nados, B. Venemans,
et
al.),
in
press
arXiv:2011.12458.
R. Decarli, E. Farina, C. Mazzucchelli, F. Walter, et
al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 227, 11 (2016).
26.
Ву и др. (X. Wu, F. Wang, X. Fan, W. Yi, W. Zuo,
8. Банадос и др. (E. Ba ˜nados, C. Carilli, F. Walter,
F. Bian, et al.), Nature 518, 512 (2015).
E. Momjian, R. Decarli, E. Farina, et al.), Astrophys.
27.
Гордон и др. (Y. Gordon, M. Boyce, C. O’Dea,
J. 861, 14 (2018).
L. Rudnik, H. Andernach, A. Vantyghem, et al.),
9. Банадос и др. (E. Ba ˜nados, B. Venemans,
Res. Not. AAS 4, 175 (2020).
C. Mazzucchelli, E. Farina, F. Walter, F. Wang,
28.
Гудман и Вир (J. Goodman and J. Weare), Comm.
et al.), Nature 553, 473 (2018).
Appl. Math. Comput. Sci. 65-80, 5 (2010).
10. Барджер и др. (A. Barger, L. Cowie, W. Brandt,
29.
Гудрич и др. (R. Goodrich, R. Campbell, F. Chaffee,
P. Capak, G. Garmire, and A. Hornschemier),
G. Hill, D. Sprayberry, W. Brandt, et al.), Astrophys.
Astron. J. 124, 1839 (2002).
J. 561, 23 (2001).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
172
ХОРУНЖЕВ и др.
30.
Деи и др. (A. Dey, D. Schlegel, D. Lang,
52.
Мазучелли и др. (C. Mazzucchelli, E. Ba ˜nados,
R. Blum, K. Burleigh, X. Fan, et al.),
B. Venemans, R. Decarli, E. Farina, F. Walter, et al.),
Astrophys. J. 849, 91 (2017).
31.
Додин и др. (Додин А.В., Потанин С.А., Шат-
53.
Майолино и др. (R. Maiolino, E. Oliva, F. Ghinassi,
ский Н.И., Белинский А.А., Атапин К.Е., Бур-
M. Pedani, F. Mannucci, R. Mujica, and Y. Juarez),
лак М.А., Егоров О.В., Татарников А.М. и др.),
Astron. Astrophys. 420, 889 (2004).
Письма в Астрон. журн. 46, 459 (2020) [A.V. Dodin
54.
МакГрир и др. (I. McGreer, D. Helfand, and
et al., Astron. Lett. 46, 429 (2020)].
R. White), Astron. J. 138, 1925 (2009).
55.
МакГрир и др. (I. McGreer, L. Jiang, X. Fan,
32.
Дэвис и др. (S. Davis, J. Woo, and O. Blaes),
G. Richards, M. Strauss, and N. Ross), Astrophys.
Astrophys. J. 668, 2 (2007).
J. 768, 105 (2013).
33.
Жанг и др. (L. Jiang, I. McGreer, X. Fan, F. Bian,
Z. Cai, B. Clement, et al.), Astron. J. 149, 188
56.
Массей и др. (P. Massey, K. Strobel, J. Barnes, and
E. Anderson), Astrophys. J. 328, 315 (1988).
(2015).
57.
Мастерс и др. (D. Masters, P. Capak, M. Salvato,
34.
Жу и др. (S. Zhu, W. Brandt, B. Luo, J. Wu, Y. Xue,
F. Civano, B. Mobasher, B. Siana, et al.), Astrophys.
and G. Yang), MNRAS 496, 245 (2020).
J. 755, 169 (2012).
35.
Интема и др. (H. Intema, P. Jagannathan,
58.
Махабал и др. (A. Mahabal, D. Stern,
K. Mooley, and D. Frail), Astron. Astrophys.
M. Bogosavljevic,
S.
Djorgovski,
and
598, 78 (2017).
D. Thompson), Astrophys. J. 634, 9 (2005).
36.
Карделли и др. (J. Cardelli, G. Clayton, and
59.
Медведев и др. (P. Medvedev, S. Sazonov,
J. Mathis), Astrophys. J. 345, 245 (1989).
M. Gilfanov, R. Burenin, G. Khorunzhev,
37.
Карналл и др. (A. Carnall, T. Shanks, B. Chehade,
A. Meshcheryakov, R. Sunyaev, I. Bikmaev,
M. Fumagalli, M. Rauch, M. Irwin, et al.), MNRAS
and E. Irtuganov), MNRAS 497, 1842 (2020).
451, 16 (2015).
60.
Медведев и др. (P. Medvedev, M. Gilfanov,
38.
Коллаборация HI4PI и др. (Коллаборация HI4PI,
S. Sazonov, N. Schartel, and R. Sunyaev), MNRAS,
Б. Бехти, Л. Флэр, Р. Келлер, Дж. Керп, Д. Ленц,
et al.), Astron. Astrophys. A 116, 594 (2016).
61.
Мерлони и др. (A. Merloni, P. Predehl,
39.
Колодзиг и др. (A. Kolodzig, M. Gilfanov,
W. Becker, H. Bohringer, T. Boller, H. Brunner,
R. Sunyaev, S. Sazonov, and M. Brusa), Astron.
et al.), eROSITA Science Book,
(2014).
Astrophys. 558, A89 (2013).
40.
Колодзиг и др. (A. Kolodzig, M. Gilfanov, G. Huetsi,
62.
Мерлони и др. (A. Merloni, K. Nandra, and
and R. Sunyaev), Astron. Astrophys. 558, A90
P. Predehl), Nat. Astron. 4, 634 (2020).
(2013).
63.
Мортлок и др. (D. Mortlock, S. Warren,
41.
Кондон и др. (J. Condon, W. Cotton, E. Greisen,
B. Venemans, M. Patel, P. Hewett, R. McMahon, et
Q. Yin, R. Perley, G. Taylor, and J. Broderick),
al.), Nature 474, 616 (2011).
Astron. J. 115, 1693 (1998).
64.
Мещеряков А., Глазкова В., Герасимов С., Буре-
42.
Коннор и др. (T. Connor, E Banados, D. Stern,
нин Р., Письма в Астрон. журн. 41, 339 (2015).
R. Decarli, J. Schindler, X. Fan, and E. Farina),
[A.V. Mescheryakov et al., Astron. Lett. 41, 307
Astrophys. J. 887, 171 (2019).
(2015)].
43.
Копылов и др. (A. Kopylov, W. Goss, Yu. Priiskii,
65.
Мещеряков (Мещеряков А., Глазкова В., Гераси-
N. Soboleva, O. Verkhodanov, A. Temirova, and
мов С., Машечкин И.), Письма в Астрон. журн. 44,
O. Zhelenkova), Astron. Letters 32, 433 (2006).
801 (2018). [A.V. Mescheryakov et al., Astron. Lett.
44.
Кэш (W. Cash), Astrophys. J. 228, 939 (1979).
44, 735 (2018)].
45.
Ли и др. (J. Li, F. Wang, J. Yang, Y. Zhang, Y. Fu,
66.
Мещеряков (А. Мещеряков), in preparation (2021).
F. Bian, et al.), Astrophys. J. 906, 135 (2021). https:
67.
Муфахаров и др. (T. Mufakharov, A. Mikhailov,
//arxiv.org/abs/2011.02358
Yu. Sotnikova, M. Mingaliev, V. Stolyarov,
46.
Лим и др. (P. Lim, R. Diaz, and V. Laidler),
and A. Erkenov), MNRAS, arXiV:2011.12072.
PySinphot User’s Guide (Baltimore, MD: STScl).
68.
Нанни и др. (R. Nanni, C. Vignali, R. Gilli,
47.
Лэнг (D. Lang), Astron. J. 147, 108 (2014).
A. Moretti, and W. Brandt), Astron. Astrophys. 603,
48.
Лэнг и др. (D. Lang, D. Hogg, and D. Schlegel),
128 (2017).
Astron. J. 151, 36 (2016).
69.
Охзенбейн, Бауэр, Марко (F. Ochsenbein,
49.
Люке и др. (B. Lyke, A. Higley, J. McLane,
P. Bauer, and J. Marcout), Astron. Astrophys.
D. Schurhammer, A. Myers, A. Ross, et al.),
Suppl. Ser. 143, 23 (2000).
Astrophys. J. Suppl. Ser. 250, 8 (2020).
70.
Павлинский и др. (M. Pavlinsky, V. Akimov,
50.
Люссо и др. (E. Lusso, A. Comastri, C. Vignali,
V. Levin, I. Lapshov, A. Tkachenko, N. Semena, et
G. Zamorani, M. Brusa, R. Gilli, K. Iwasawa,
al.), Proceedings of the SPIE 8147, 5 (2011).
M. Salvato, et al.), Astron. Astrophys. 512, 34
71.
Петтини и др. (M. Pettini, P. Madau, M. Bolte
(2010).
J. Prochaska, S. Ellison, and X. Fan), Astrophys. J.
51.
Мадау (P. Madau), Astrophys. J. 441, 18 (1995).
594, 695 (2003).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
ОТКРЫТИЕ САМОГО МОЩНОГО В РЕНТГЕНЕ КВАЗАРА
173
72.
Понс и др. (E. Pons, R. McMahon, M. Banerji, and
88.
Трюмпер (J. Tr ¨umper), Advances in Space Research
S. Reed), MNRAS 491, 3884 (2020).
2, 241 (1982).
73.
Потанин С., Белинский А., Додин А., Желту-
89.
Фан и др. (X. Fan, M. Strauss, D. Schneider,
хов С., Ландер В., Постнов К. и др., Письма
R. Becker, R. White, Z. Haiman, et al.), Astron. J.
в Астрон. журн. 46,
894
(2020).
[S. Potanin,
125, 1649 (2003).
A. Belinski, A. Dodin, S. Zheltoukhov, V. Lander,
90.
Фан и др. (X. Fan, J. Hennawi, G. Richards,
K. Postnov, et al.] Письма в Астрон. журн.
M. Strauss, D. Schneider, J. Donley, et al.), Astron.
46,
1
(2020) e-Print, arXiv:2011.03061
(2020)
J. 128, 515 (2004).
91.
Фан и др. (X. Fan, M. Strauss, G. Richards,
74.
Предель и др. (P. Predehl, R. Andritschke1,
J. Hennawi, R. Becker, R. White, et al.), Astron. J.
V. Arefiev, V. Babyshkin, O. Batanov,
131, 1203 (2006).
W. Becker, et al.), принята в печать в Astron.
92.
Флеш (E.W. Flesch), Publications of the
Astrophys.arXiv:2010.03477.
Astronomical Society of Australia 32, 010 (2015);
75.
Пэрис и др. (I. Paris, P. Petitjean, E. Aubourg,
(version 5.2, 5 August 2017)
A. Myers, A. Streblyanska, B. Lyke, et al.), Astron.
93.
Флеш (E.W. Flesch), Milliquas v7.0 (2021) update,
Astrophys. 613, 51 (2018).
Flesch E.W. 2019, arXiv:1912.05614.
76.
Райт и др. (E. Wright, P. Eisenhardt, A. Mainzer,
94.
Фоссати и др. (G. Fossati, A. Celotti, G. Ghisellini,
M. Ressler,R. Cutri, T. Jarrett, et al.), Astron. J. 140,
and L. Maraschi), MNRAS 289, 136 (1997).
1868 (2010).
95.
Фоссати и др. (G. Fossati, L. Maraschi, A. Celotti,
77.
Риид и др. (S. Reed, R. McMahon, P. Martini,
A. Comastri, and G. Ghisellini), MNRAS 299, 433
M. Banerji, M. Auger, P. Hewett, S. Koposov, et al.),
(1998).
MNRAS 468, 4702 (2017).
96.
Цивано и др. (F. Civano, S. Marchesi, A. Comastri,
78.
Риид и др. (S. Reed, M. Banerji, G. Becker,
M. Urry, M. Elvis, N. Cappelluti, et al.), Astrophys.
P. Hewett, P. Martini, R. McMahon, E. Pons, et al.),
J. 819, 62 (2016).
MNRAS 487, 1874 (2019).
97.
Хорунжев и др. (Г.А. Хорунжев, Р.А. Буренин,
79.
Розен и др. (S. Rosen, N. Webb, M. Watson, et al.),
С.Ю. Сазонов, А.Л. Амвросов, М.В. Еселевич),
Astron. Astrophys. 590, A1 (2016).
Письма в Астрон. журн. 43, 159 (2017).
80.
Робитайль и др. (T. Robitaille, E. Tollerud,
98.
Хорунжев и др. (Г.А. Хорунжев, А.В. Мещеря-
P. Greenfield, M. Droettboom, E. Bray, T. Aldcroft,
ков, Р.А. Буренин, А.Р. Ляпин, П.С. Медведев,
et al.), Astron. Astrophys. 558, A33 (2013).
С.Ю. Сазонов, М.В. Еселевич, Р.А. Сюняев и др.),
81.
Родриго и др. (С. Rodrigo, E. Solano, and
Письма в Астрон. журн. 46, 155 (2020).
A. Bayo), IVOAWorking Draft 15 october 2012.
99.
Хорунжев и др., Готовится к печати, 2021.
10.5479/ADS/bib/2012ivoa. rept.1015R
100.
Чамберс и др. (K. Chambers, E. Magnier,
82.
Родриго и др. (С. Rodrigo, E. Solano, and
N. Vetalfe, H. Flewelling, M. Huber, C. Waters, et
A. Bayo), XIV.0 Scientific Meeting (virtual) of
the Spanish Astronomical Society, 2020 id.182.
101.
Шанг и др. (Z. Shang, M. Brotherton, B. Wills,
D. Wills, S. Cales, D. Dale, R. Green, et al.),
2020
Astrophys. J. Suppl. Ser. 196, 2 (2011).
83.
Романи и др. (R. Romani, D. Sowards-Emmerd,
102.
Шлегель и др. (D. Schlegel, D. Finkbeiner, and
L. Greenhill, and P. Michelson), Astrophys. J. 610,
M. Davis), Astrophys. J. 500, 525 (1998).
9 (2004).
103.
Эванс и др. (I. Evans, F. Primini, K. Glotfelty,
84.
Росс, Кросс (N. Ross and N. Cross), 494, 789
C. Anderson, N. Bonaventura, and Judy C. Chen),
(2020).
Astrophys. J. Suppl. Ser. 189, 1 (2010).
85.
Салвестрини и др. (F. Salvestrini, G. Risaliti,
104.
Эванс и др. (I. Evans, F. Primini, J. Miller,
S. Bisogni, E. Lusso, and C. Vignali), Astron.
J. Evans, C. Allen, C. Anderson, et al.), American
Astrophys. 631, 120 (2019).
Astronomical Society meeting 235, id. 154.05 52, 1
86.
Сюняев и др. (R. Sunyaev et al.), готовится к
(2020).
печати.
87.
Тананбаум и др. (H. Tananbaum, Y. Avni,
105.
Эванс и др. (P. Evans, K. Page, P. Osborne,
G. Branduardi, M. Elvis, G. Fabbiano, E. Feigelson,
P. Beardmore, R. Willingale, D. Burrows, et al.),
R. Giacconi, et al.), Astrophys. J. 234, 9 (1979).
Astrophys. J. Suppl. Ser. 247, 54 (2020).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47
№3
2021
