Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 12, стр. 997-1009

1. ВВЕДЕНИЕ

Блазар 1156+295 (z = 0.729 [1]), демонстрирующий переменность потока во всех диапазонах электромагнитного спектра от радио до гамма, исследуется уже нескольких десятилетий. В оптической области спектра первые результаты его пятицветных наблюдений [2, 3] показали переменность потока в период между 08.01.1983 г. и 14.06.1984 г. и высокую степень поляризации. Анализ этих фотометрических данных был проведен в работе [4], где был установлен степенной характер спектра источника, ответственного за переменность. Наличие высокой степени поляризации позволило сделать вывод о его синхротронной природе.

Имеется много работ, сообщающих результаты изучения объекта в радиодиапазоне; среди них как работы мониторингового характера¹¹, так и работы по РСДБ наблюдениям [5]. Излучение объекта в гамма диапазоне зафиксировано космической обсерваторией Ферми [6].

В настоящей статье приводятся результаты мониторинговых оптических и ИК наблюдений блазара 1156+295, ведущихся в Санкт-Петербургском (СПбГУ) и Бостонском университетах и их анализ; результаты РСДБ наблюдений, полученные группой Бостонского университета, и их анализ (продолжение исследований, опубликованных в работе [5]), а также сопоставление свойств переменности в разных спектральных диапазонах.

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

В СПбГУ фотометрические наблюдения проводились в полосах B, V, R, I на 70-см телескопе Крымской астрофизической обсерватории и на 40-см телескопе Астрономического института Санкт-Петербургского университета, оснащенных идентичными ПЗС фотометрами-поляриметрами. Методика наблюдений и обработки описана в [7]. Группа Бостонского университета вела наблюдения в тех же спектральных полосах на 1.8-м телескопе Перкинс обсерватории Лоуелл (Флагстафф, Аризона) с фотометром-поляриметром PRISM [8]. Использованы также имеющиеся в открытом доступе данные обсерватории Стюарда (http://james.as.arizona.edu/psmith/Fermi/). Систематических различий между рядами наблюдений нет. Ошибки фотометрических оценок не превышают 0.03^m.

Наблюдения в ИК диапазоне (полосы J, H, K) получены в обсерватории Кампо-Императоре на 1.2-м телескопе с камерой SWIRCAM. Методика наблюдений и обработки описаны в [7].

Для перехода от звездных величин к плотностям потоков, используемым при дальнейшем анализе, использовалась калибровка из работы [9] (далее для краткости вместо “плотность потока” будем говорить “поток”). Усредненные на JD значения потоков приведены на рис. 1. На наиболее заполненной наблюдениями панели для полосы R видно, что поток в максимуме почти в 50 раз превышает минимальные значения. Можно заметить, что характер изменения потока различен в 2006–2016 и 2017–2019 гг. На первом интервале сохраняется минимальный поток, прерываемый отдельными вспышками умеренной интенсивности; на втором интервале объект демонстрирует бурную активность.

Рис. 1.

Переменность 1156+295 в оптико-инфракрасной области спектра.

Поляризационные наблюдения выполнялись либо в полосе R (на 70-см и 1.8-м телескопах), либо в широкой полосе с эффективной длиной волны, близкой к длине волны для полосы R (на 40‑см телескопе). Методика поляризационных наблюдений и обработки описаны в [7, 8]. Для большей части наблюдений ошибки в степени и направлении поляризации не превышают 2% и нескольких градусов. Результаты поляризационных наблюдений приведены на рис. 2 на первых двух панелях (в третьей для удобства сопоставления приведена кривая блеска в полосе R). Видно, что степень поляризации изменяется в широких пределах, достигая в максимуме 43%; среди направлений поляризации встречаются все возможные значения, причем явного преимущественного направления не наблюдается.

Рис. 2.

Результаты поляризационных наблюдений в полосе R.

Для анализа в гамма-диапазоне использовались данные, полученные космической обсерваторией Ферми в диапазоне 0.1–200 ГэВ. При обработке использовалось стандартное программное обеспечение [10]. Результаты, полученные с использованием адаптивного бинирования, приведены на нижней панели рис. 3 (вместе с кривой блеска в полосе R для удобства сопоставления).

Рис. 3.

Сопоставление переменности 1156+295 в разных диапазонах.

Объект 1156+295 входит в выборку ярких в гамма диапазоне блазаров, для которых группой из Бостонского университета проводятся мониторинговые наблюдения на РСДБ-сети VLBA на частоте 43 ГГц (данные для всех эпох доступны по адресу http://www.bu.edu/blazars/VLBAproject.html). Используемые нами VLBA-данные были прокалиброваны и обработаны способом, описанным в работе [11]. Нами были использованы результаты наблюдений в полном потоке для 66 эпох в интервале 26.02.2013–01.01.2020. Каждое изображение было промоделировано набором компонент с круговым гауссовским распределением яркости в программном пакете Difmap. Эти результаты были использованы в дальнейшем для изучения кинематики джета.

3. АНАЛИЗ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ДАННЫХ

Поскольку на кривой блеска 1156+295 видно изменение характера переменности в области JD 2457650, вначале мы провели анализ на периодичность для ряда, ограниченного этой датой. Использовались данные для полосы R, наиболее обеспеченной наблюдениями. Была построена периодограмма Ломба-Скаргла, широко применяемая при поиске периодичности в неравномерных временных рядах. Результат вычисления периодограммы показан на рис. 4 (нижняя панель). Поскольку наблюдаемая периодограмма представляет собой свертку истинной периодограммы и оконной функции, рис. 4 содержит также периодограмму оконной функции (верхняя панель). Периодограмма оконной функции содержит пик на частоте 0.00274 d^–1 (период 364.96 d, годичная скважность наблюдений). На периодограмме кривой блеска два пика: наиболее высокий на частоте 0.00132 d^–1 (период 757.6 d) и второй по высоте на частоте 0.00400 d^–1 (период 250.0 d). При этом частота второго пика с хорошей точностью совпадает с суммой частот первого пика и пика в периодограмме оконной функции (0.00132 + + 0.00274 = 0.00406); это указывает, что он ложный. Отметим, что близкое к нашему значение периода было найдено по результатам радио наблюдений в [12]. После JD 2457650 данная периодичность нарушается.

Рис. 4.

К поиску периодичности в изменениях блеска 1156+295 в оптическом диапазоне.

Наблюдаемые изменения блеска блазаров, как правило, сопровождаются изменениями показателей цвета, которые часто связывают с цветовой переменностью ответственного за активность источника. Легко понять, однако, что в случае различий в распределении энергии в спектрах постоянного и переменного компонентов наблюдаемая цветовая переменность может объясняться изменением вклада переменного компонента в суммарное наблюдаемое излучение. Некорректный учет вклада ненаблюдаемого непосредственно постоянного компонента приводит к ошибочному определению вклада компонента переменного. Это приводит к неверному определению свойств источника, ответственного за активность.

В связи с этим важно получить сведения о цветовых характеристиках ответственного за активность источника непосредственно по полученным в ходе наблюдений фотометрическим данным. Иногда это оказывается возможным. Соответствующая методика анализа данных подробно изложена в [13], а результаты ее успешного применения при исследовании блазаров опубликованы в ряде статей (например, [14, 15].

Суть методики состоит в построении для пары полос диаграмм “поток-поток”, на которых представляющие одновременные наблюдения точки в случае неизменности цветовых характеристик переменного компонента на данном временнόм интервале лежат на прямых линиях. Обратное тоже верно. Расположение точек на прямых линиях указывает на неизменность цветовых характеристик переменного компонента, а угловые коэффициенты прямых дают отношения потоков переменного компонента в рассматриваемых полосах. Многоцветные наблюдения переменности дают, таким образом, относительное распределение энергии в спектре переменного компонента. Уклонение точек от прямых указывает на изменение на данном временнόм интервале цветовых характеристик переменного компонента; в этом случае метод неприменим.

Диаграммы “поток-поток” для всего массива наблюдательных данных приведены на рис. 5. В качестве базовых полос выбраны полосы R (в оптической области спектра) и K (в инфракрасной). Видно, что связь между потоками линейна, т.е. переменный компонент в среднем не меняет своего распределения энергии в спектре. Методом ортогональной регрессии получены следующие уравнения прямых (в скобках указаны ошибки коэффициентов на уровне 1σ, после каждого из уравнений указано число точек n, использованных при определении коэффициентов уравнения, и коэффициенты корреляции r):

Рис. 5.

Диаграммы “поток-поток” для всего массива наблюдательных данных.

Четвертое уравнение системы связывает оптические и инфракрасные данные путем подстановки его в пятое и шестое уравнения.

Угловые коэффициенты прямых дают отношения потоков переменного компонента, т.е. среднее для рассматриваемого временнόго интервала наблюдаемое относительное распределение энергии в его спектре. Оно дается в третьем столбце табл. 1. Полученное распределение следует исправить за межзвездное поглощение в Галактике. Для этого значения из третьего столбца табл. 1 были домножены на коэффициенты C_iR, где $\lg {{C}_{{iR}}}$ = 0.4(A_i − A_R). Значения поглощения A_i взяты из базы данных NED (https://ned.ipac.caltech.edu/). Поскольку межзвездное поглощение мало, исправленное распределение энергии мало отличается от наблюдаемого, оно приведено в пятом столбце табл. 1. В логарифмическом масштабе оба распределения представлены в шестом и седьмом столбцах таблицы. На рис. 6 (точки, правая шкала ординат) представлено распределение, исправленное за поглощение. Видно, что распределение энергии в спектре переменного компонента степенное F_ν ~ ν^α. Проведение прямой методом наименьших квадратов дает спектральный индекс α = –1.42 ± 0.03.

Рис. 6.

Спектр переменного компонента, его сопоставление с наблюдаемыми спектрами.

Посмотрим, как изменение вклада переменного компонента влияет на наблюдаемое распределение энергии в спектре. Для этого, воспользовавшись уравнениями (1), построим наблюдаемое распределение энергии для областей, близких к минимальному (F_R = 0.5 мЯн) и максимальному (F_R = 10 мЯн) блеску (рис. 6, левая шкала ординат). Спектральные индексы оказываются равными α = –1.36 ± 0.06 и α = –1.45 ± 0.03 для минимума и максимума соответственно. Видно, что имеется небольшое различие в наклонах спектра при минимальном (квадраты) и максимальном (треугольники) блеске. Это означает, что с увеличением блеска объект слегка краснеет, хотя переменный компонент, как мы выяснили ранее, цвета не меняет. Малое изменение цвета обусловлено близостью распределений энергии постоянного и переменного компонентов. Спектральный индекс в максимуме, как и следовало ожидать, оказывается близким к спектральному индексу переменного компонента, который вносит основной вклад в наблюдаемое излучение. Эта близость хорошо видна на рис. 6, на котором наблюдаемое распределение для переменного компонента (седьмой столбец табл. 1) не нанесено, поскольку оно практически совпадает с исправленным за межзвездное поглощение.

Предыдущие исследования, выполненные в СПбГУ, показали, что SED переменного компонента в разных событиях может быть как различным, так и одинаковым. В связи с этим мы определили спектральные индексы переменного компонента в разные периоды наблюдений. Использовались только оптические данные из-за недостаточного количества ИК наблюдений. Результаты собраны в табл. 2.

4. АНАЛИЗ ПОЛЯРИЗАЦИОННЫХ ДАННЫХ

Зависимость степени поляризации от блеска представлена на рис. 7. Обращает на себя внимание отсутствие в глобальном масштабе увеличения степени поляризации при увеличении блеска, которое часто наблюдается у блазаров. В наиболее яркой вспышке степень поляризации составляет всего 5–7%. Поведение на плоскости относительных параметров Стокса {p_x, p_y} подтверждает отсутствие преимущественного направления поляризации блазара на всем изучаемом интервале времени. Вместе с тем имеются отдельные структуры, указывающие на различное поляризационное поведение объекта на разных временных интервалах.

Рис. 7.

Зависимость степени поляризации от наблюдаемого потока.

При анализе использовалась методика, описанная в [13], где показано, что имеется принципиальная возможность определения параметров поляризации переменного компонента в рамках модели “постоянный + переменный источник”, если относительные параметры Стокса у переменного компонента на рассматриваемом временнόм интервале не изменяются, а наблюдаемая переменность поляризации связана только с изменением его вклада в суммарное излучение. В этом случае в пространстве наблюдаемых абсолютных параметров Стокса {I, Q, U} представляющие наблюдения точки лежат на прямой линии, направляющие тангенсы которой – это относительные параметры Стокса переменного компонента. Верно и обратное: расположение точек на прямых указывает на неизменность параметров поляризации у переменного компонента и позволяет их определить. В реальности рассматриваются плоскости {I, Q} и {I, U}, на которых точки должны располагаться на прямых, угловые коэффициенты которых дают относительные параметры Стокса для переменного компонента pν_x и pν_y, по которым затем находятся степень поляризации P_ν и направление поляризации ${{\theta }_{{0,\nu }}}$ переменного компонента.

Поскольку поляризация измерялась нами в полосе R, в качестве I брался поток в этой полосе. Отвлекаясь от быстрых изменений, мы сопоставляли усредненные на Юлианскую дату величины F_R, Q и U. Опыт показывает, что даже в случае коротких временных интервалов представляющие наблюдения точки редко оказываются на прямых линиях из-за быстрых изменений параметров поляризации у переменного компонента. В нашем случае удалось найти несколько временных интервалов, для которых точки, хотя и с большим разбросом, удовлетворительно укладываются на прямые линии (примеры приведены на рис. 8). Результаты собраны в табл. 3. Найденные относительные параметры Стокса переменного компонента естественно относятся к полосе R.

Рис. 8.

К определению параметров поляризации переменных компонентов в разных событиях (a – JD 2458073 – 8082, б – JD 2456777.65 – 6777.87).

Что касается быстрых изменений (в течение ночи), то они имеются, но невелики, и достигнутой точности поляризационных наблюдений недостаточно для детального исследования. Впрочем, для пары ночей в рамках двухкомпонентной модели удалось определить параметры поляризации источника, ответственного за быструю переменность: 29%, 2° в интервале JD 2456099+ (0.68–0.79) и 28%, 11° в интервале JD 2456777+ (0.65– 0.87).

5. КИНЕМАТИКА И СТРУКТУРА ДЖЕТА ПО ДАННЫМ РСДБ-НАБЛЮДЕНИЙ

Рассмотрение всей совокупности изображений позволяет выделить отдельные движущиеся компоненты. При их отождествлении учитывались плотность потока, позиционный угол относительно радиоядра на 43 ГГц и расстояние от него на последовательных изображениях. В 2013–2020 гг. были отождествлены 4 движущиеся компонента K1, K2, K3, K4, появившиеся в период с конца 2013 г. по первую половину 2018 г. Движение компонентов иллюстрируется на рис. 9. Времена прохождения компонентов через радиоядро на 43 ГГц, T₀, найденные линейной экстраполяцией, указаны в табл. 4 и нанесены на рис. 3 вертикальными прямыми. В той же таблице даются видимые скорости компонентов β_app, которые находятся пределах от ~3c до 13с (были использованы космологические параметры H₀ = 70 км с^–1 Мпк^–1, Ω_m = 0.3, Ω_Λ = 0.7), а также средние потоки компонентов 〈F〉 и их позиционные углы 〈θ〉 относительно радиоядра. На верхней панели рис. 3 (правая шкала, линии) приведены изменения потоков всего источника, радиоядра и компонентов К3 и К4.

Рис. 9.

Зависимость от времени в расположении сверхсветовых компонентов в миллисекундном масштабе.

6. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И ВЫВОДЫ

Появление всех четырех компонентов сопровождалось увеличением плотности потока в радиоядре, а также активностью в оптическом и/или гамма диапазонах. Компонент K1 прошел через ядро джета во время вспышки в оптическом диапазоне, в то время как значимая активность в гамма диапазоне отсутствовала. Компонент К2 прошел через ядро, когда наблюдалось увеличение активности в гамма диапазоне, но об оптическом вкладе в этот промежуток времени невозможно судить, поскольку данные отсутствуют. Компонент К3 появился перед вспышкой в оптическом диапазоне в начале 2015 г., сопровождавшейся яркой вспышкой в ядре радио джета и увеличением плотности потока в гамма диапазоне. Наиболее быстрый компонент К4 (со скоростью ~13 c) появился во время периода мощной активности объекта, который пришелся на конец 2017 г. и длился практически весь 2018 г. Прохождение компонента К4 через ядро джета совпало с самой мощной вспышкой в гамма и оптическом диапазоне с максимумом в JD ~2458100. После этой мощной вспышки последовала вторая, чуть менее яркая вспышка, которая была также зарегистрирована и в оптическом, и в гамма диапазонах (максимум JD ~2458250). При этом на кривой блеска видно, что когда компонент К4 стал разрешаться отдельно от ядра, в компоненте К3, который появился ранее и двигался с существенно меньшей скоростью (~3 с), в период JD 2458200–2458300 произошла вспышка, которая совпадает с активностью в двух других диапазонах. Средний позиционный угол компонентов К3 и К4, движущихся на северо-запад (~–50 и ‒40 градусов), значительно отличается от углов предыдущих компонентов (~30 и ~4 градуса для К1 и К2), которые двигались преимущественно на северо-восток, что может говорить о влиянии геометрических эффектов во время активного поведения объекта в 2017–2018 гг. Таким образом, можно предположить, что главная вспышка с максимумом в JD ~2458100 произошла в ядре джета при прохождении через него компонента К4, а последующая вспышка с максимумом в JD ~2458250 связана с взаимодействием двух компонентов К3 и К4.

Рассмотрение нижней панели рис. 3 показывает, что далеко не всегда сильные вспышки в оптике и гамма совпадают по времени. Результаты вычисления дискретной корреляционной функции, (DCF [16]) для интервала до JD 2457650 (верхняя панель) и для периода высокой активности 2017–2018 гг. (нижняя панель) представлены на рис. 10. В первом случае корреляция невелика, но временная задержка определенно отсутствует, что говорит об одной и той же локализации источников оптического и гамма излучения в джете блазара. Нижняя панель указывает на сильную корреляцию между изменениями в оптике и гамма. Кривая показывает сложную структуру, также симметричную относительно нулевой временной задержки.

Рис. 10.

Результаты вычисления DCF для интервалов от начала наблюдений до JD 2456900 (верхняя панель) и после этой даты (нижняя панель).

Степенной характер SED и наблюдаемая высокая степень поляризации не оставляют сомнения в синхротронной природе переменных источников, ответственных за активность. Данные табл. 2 указывают на различия в SED переменного компонента для разных временных интервалов. Различия в спектральных индексах, хотя и незначительно, но превышают ошибки в их определении. Это, а также отличие среднего значения спектрального индекса от найденного в работе [4], не позволяет объяснить переменность потока только геометрическими причинами (изменением Доплер-фактора из-за изменения угла между лучом зрения и направлением субсветового движения излучающего ансамбля электронов). Распределения электронов по энергиям в ансамблях для разных временных интервалов должны быть различными.

Как видно из рассмотрения табл. 3, значения степени поляризации у источников, выделенных в модели одного переменного компонента, не очень велики, а среди направлений встречаются самые разные. Но надо иметь в виду, что данные табл. 3 отражают лишь среднюю для данного временного интервала тенденцию в изменении параметров поляризации. На самом деле степени поляризации отдельных компонентов могут быть выше, поскольку одновременно могут работать несколько источников поляризованного излучения с разными направлениями поляризации, вызванными неоднородностью магнитного поля. По-видимому, это объясняет отмеченные ранее малые значения степени поляризации при больших потоках (рис. 7) в самой мощной вспышке.

Детальное изучение поляризационного поведения объекта возможно лишь при получении непрерывных высокоточных его наблюдений. Это особенно важно при изучении сверхбыстрых изменений. Результаты первых попыток таких наблюдений для одного из блазаров (S5 0716+714) недавно опубликованы [17].