Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 4, стр. 267-280

3.1. Радиосветимость и параметр доминирования радиоядра

На частоте 4.7 ГГц детектированы все наблюдавшиеся объекты. Интегральная радиосветимость на данной частоте вычислена согласно формуле:

где $\nu $ – частота, ${{S}_{\nu }}$ – плотность потока, $z$ – красное смещение, $\alpha $ – спектральный индекс, ${{D}_{L}}$ – фотометрическое расстояние, ${{L}_{\nu }}$ – спектральная светимость на частоте $\nu $ (на единичный интервал частот).

На рис. 2 приведена гистограмма распределения радиосветимости. Радиосветимость распределена по нормальному закону в диапазоне ${{10}^{{38.8 - 40.6}}}$ эрг/с. Среднее и медианное значения практически совпадают и равны ${{10}^{{39.7}}}$ эрг/с. Таким образом, радиогалактики FR0 характеризуются умеренной энергетикой в радиодиапазоне.

Относительный вклад излучения радиоядра можно охарактеризовать параметром $R = {{S}_{{8.2}}}{\text{/}}{{S}_{{1.4}}}$, т.е. отношением плотности потока на 8.2 ГГц к плотности потока на частоте обзора NVSS [10]. Распределение $logR$ приведено на рис. 3, среднее и медиана равны $ \approx {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.10$ и $ \approx {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.13$ соответственно. Полученные значения подтверждают дефицит протяженного радиоизлучения галактик FR0 относительно FRI, для которых $logR \approx - 1$. Наш результат согласуется с распределением параметра доминирования радиоядра FR0 галактик, найденном в работе [3].

3.2. Континуальные радиоспектры

В результате наблюдений на РАТАН-600 получены квазиодновременные континуальные радиоспектры галактик FR0 в диапазоне 2.25–22.3 ГГц. На трех и более частотах детектированы 23 источника, что позволяет классифицировать их по форме спектра. Обычно выделяют следующие типы спектров [17, 18]: 1) steep (falling) – падающий, характеризуется уменьшением плотности потока с увеличением частоты; 2) inverted – инвертированный (растущий), характеризуется увеличением плотности потока с увеличением частоты; 3) peaked – плотность потока достигает максимума на некоторой частоте, после чего уменьшается; 4) upturn – для этого типа характерен минимум плотности потока, далее происходит ее рост с увеличением частоты. В такой простой классификационной схеме спектр представляется одной, либо двумя компонентами, каждая из которых приближенно может быть описана степенным законом $S \sim {{\nu }^{\alpha }}$, где $\alpha $ – спектральный индекс. В случае, если спектр имеет сложную форму, и не может быть представлен одной или двумя компонентами, его относят к complex-типу [19]. Также, в зависимости от значения спектрального индекса, выделяют плоские (flat) спектры, обычно к ним относят в случае ${\text{|}}\alpha {\text{|}} \leqslant 0.5$.

В табл. 3 приведено распределение по типу спектра объектов FR0 с тремя и более точками на спектре. Отметим, что количество источников с steep-спектрами равно 7 ($ \approx {\kern 1pt} 30\% $), тогда как большинство объектов ($n$ = 10, $ \approx {\kern 1pt} 44\% $) имеют peaked-спектры. Объектов с inverted, либо upturn-спектрами $ \approx {\kern 1pt} 26\% $. Таким образом, в спектрах большинства радиогалактик FR0 отмечается существенный вклад областей, оптически толстых в радиодиапазоне. Этот результат неудивителен, учитывая их компактную структуру и доминирование радиоядра в излучении. Интересно, что 3 объекта из 8 с 2 точками на спектре детектированы на частотах 4.7 и 11.2 ГГц, но не детектированы на 8.2 ГГц, хотя чувствительность на этой частоте выше по сравнению с 11.2 ГГц. Формально спектры этих источников следует отнести к steep-типу. Однако не исключено, что плотность потока на 8.2 ГГц меньше, чем на 11.2 ГГц, в таком случае спектры этих объектов относятся к upturn-типу. Если дальнейшие наблюдения подтвердят это предположение, то около четверти FR0 галактик в исследуемой выборке обладают upturn-спектрами. Это может свидетельствовать о наличии высокочастотной компоненты, связанной с компактными джетами на масштабах парсек. В табл. 1 приведен тип спектра источника согласно измерениям на РАТАН-600. Звездочкой отмечены объекты, детектированные на 2 частотах.

В табл. 4 приведена описательная статистика спектральных индексов, рассчитанных по квазиодновременным данным РАТАН-600 согласно формуле

где ${{S}_{1}}$ и ${{S}_{2}}$ – плотности потока на частотах ${{\nu }_{1}}$ и ${{\nu }_{2}}$ соответственно (${{\nu }_{2}} > {{\nu }_{1}}$).

Во всех частотных диапазонах квазиодновременные спектры FR0 радиогалактик в среднем плоские, поскольку ${\text{|}}\alpha {\kern 1pt} {\text{|}} \leqslant 0.5$. В диапазоне 4.7–8.2 ГГц средний спектральный индекс практически равен нулю, только для трех объектов $0.5 < {\text{|}}\alpha {\kern 1pt} {\text{|}} < 1.0$. На 8.2–11.2 ГГц спектр становится более крутым, отмечается больший разброс значений спектрального индекса, у семи объектов $\alpha < - 1$ (см. рис. 4). В диапазонах 2.25–4.7 и 11.2–22.3 ГГц число измеренных спектральных индексов невелико, поэтому делать выводы можно только относительно отдельных объектов.

Характерные особенности в разных частотных диапазонах проявляются в среднем спектре, построенном на основе аппроксимации квазиодновременных спектров 29 источников полиномом 1-й либо 2-й степени (рис. 5). Осреднение проведено в пространстве потоков, согласно методу, разработанному в работе [20]. Отличительная особенность среднего спектра – наличие плоского участка в диапазоне 3–7 ГГц, на котором спектральный индекс практически равен нулю. В диапазонах $ < {\kern 1pt} 3$ и $ > {\kern 1pt} 7$ ГГц плотность потока уменьшается с увеличением частоты. Средний спектр можно рассматривать как результат сложения двух компонент: падающей в низкочастотной области и peaked-компоненты в высокочастотной. В [21] показано, что двухкомпонентная модель позволяет удовлетворительно промоделировать широкодиапазонные радиоспектры внегалактических радиоисточников.

3.3. Ширина спектра

Согласно данным РАТАН-600, из 23 объектов с тремя и более точками на спектре, у 16 объектов выпуклый (convex) спектр. Мы аппроксимировали convex-спектры параболой и определили ширину спектра на уровне половины максимума (Full Width at Half Maximum, FWHM) [22]. На рис. 6 приведено распределение FWHM, большинство объектов обладают ${\text{FWHM}} = 1{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 2$ декады частоты, вместе с тем в распределении заметен “хвост” из объектов с большим значением FWHM. Среднее и медиана равны 2.14 и 1.78 декады частоты соответственно. Для классических GPS типичное значение ${\text{FWHM}} = 1.2$ декады частоты. Наши результаты показывают, что FR0 галактики обладают в целом меньшей кривизной спектра в сравнении с классическими GPS-источниками, это было отмечено также в работе [23], однако авторы рассматривали неодновременные литературные данные в диапазоне 0.15–5 ГГц. Кроме того, сравнение FWHM в области 4.7–11.2 ГГц (наши данные) и в области 0.15–5 ГГц говорит о возможном укручении спектра с увеличением частоты, что было отмечено в VLA наблюдениях и может свидетельствовать о наличии пика на ГГц частотах. Мы обсудим вопрос о возможных кандидатах в GPS-источники ниже.

4.1. Сравнение с наблюдениями на VLA

На РАТАН-600 проведены наблюдения 7 объектов из 18, наблюдавшихся на VLA на частотах 1.5, 4.5 и 7.5 ГГц с разрешением вплоть до [7]. Интервал между датами наблюдений на РАТАН-600 и VLA чуть более 3 лет. В табл. 5 приведены отношения плотностей потоков на близких частотах. Звездочкой отмечены объекты, у которых в VLA наблюдениях выявлено наличие протяженного радиоизлучения. Для этих объектов плотность потока, детектируемая на РАТАН-600, в 2‒3 раза превосходит плотность потока радиоядра, детектированную VLA. Для двух объектов плотность потока, согласно данным РАТАН-600, несколько больше. У трех объектов плотность потока меньше, эта разница может быть обусловлена ошибками измерений и переменностью источников. Таким образом, сопоставление РАТАН-600 и VLA данных подтверждает, что FR0 галактикам свойственен дефицит протяженного радиоизлучения.

4.2. Сравнение с VLBI наблюдениями

Из 14 объектов FR0, для которых проведен анализ архивных VLBI наблюдений с целью исследования радиоструктуры на парсековых масштабах [6], на РАТАН-600 проведены наблюдения 12 источников. В табл. 6 приведены отношения плотности потока на частоте РАТАН-600 к интегральной плотности потока на близкой частоте VLBI. Временнóй интервал между наблюдениями составляет от 5 до 15 лет. Несмотря на это, плотности потоков, детектированные на РАТАН-600, и интегральные плотности потоков VLBI очень близки. Исключение представляет J1037+43, для которого измерения РАТАН-600 плотности потока на 8.2 ГГц почти в 3 раза больше данных VLBI на 8355 МГц. Разница между наблюдениями составляет 9 лет. Вторым, более интересным исключением, является J1246+11, который не удалось детектировать на частоте РАТАН-600 8.2 ГГц, несмотря на то, что объект наблюдался в течение двух наблюдательных эпох. Отметим, что интегральный поток J1246+11 на 8355 МГц составляет 38.54 мЯн, что превосходит чувствительность РАТАН-600 на соответствующей частоте. Разница между наблюдениями составляет почти 8 лет. В целом наши результаты подтверждают высокую степень компактности радиоизлучающих областей в FR0 галактиках, поскольку плотности потоков, измеренные на РАТАН-600 и VLBI, мало отличаются в большинстве случаев. Кроме этого, из сравнения данных РАТАН-600 и VLBI следует, что FR0 объекты не подвержены существенной переменности на рассматриваемых временны́х масштабах (кроме, возможно, J1246+11), однако для проверки этого необходимы длительные наблюдения.

Три объекта наблюдались на РАТАН-600, VLA и VLBI. Для J1025+10 плотность потока на 7500 МГц (VLA) составляет 116.2 мЯн, на 8200 МГц (РАТАН-600) – 99 мЯн, интегральный поток на 8355 МГц (VLBI) 87 мЯн. На этих же частотах плотности потока J1230+47 равны 51, 37 и 41 мЯн соответственно. Плотность потока J0943+36 на частоте 4500 МГц (VLA) равна 258 мЯн, на 4700 МГц (РАТАН-600) 287 мЯн, на 4845 МГц (VLBI) 205 мЯн. Для этого же объекта плотность потока на частоте 7500 МГц 280 мЯн, на 8200 МГц 335 мЯн, на 8646 МГц (VLBI) плотность потока возрастала в период 2005–2014 гг. и составляла 216, 255 (2012 г.) и 269 мЯн. Мало отличающиеся значения плотности потока на близких частотах для инструментов с угловым разрешением от тысячных долей угловой секунды до десятков угловых секунд также подтверждают большую степень компактности областей радиоизлучения в рассматриваемых объектах.

4.3. FR0 галактики и GPS источники

Как отмечено выше, в спектрах, полученных на РАТАН-600, преобладают peaked-спектры. Поскольку пик приходится на частоту в области 8.2–11.2 Гц ряд объектов потенциально можно отнести к типу High Frequency Peaked (HFP), т.е. GPS с частотой максимума более 5 ГГц. Для уверенного вывода о том, являются ли объекты с пиком в области 8.2–11.2 ГГц, действительно HFP-источниками, или же пик обусловлен переменностью и вспышечной активностью источника, необходимы дальнейшие мониторинговые наблюдения объектов выборки. Пока же мы можем выявить наиболее вероятных кандидатов в GPS источники, опираясь на данные из базы CATS и измерения РАТАН-600. Из 34 объектов выборки 16 можно рассматривать в качестве кандидатов в GPS (см. рис. 1). Однако в большинстве случаев эти объекты не удовлетворяют классическим критериям отбора [22]: ширина пика ${\text{FWHM}} = 1.2$, спектральный индекс ниже частоты пика ${{\alpha }_{{below}}} = + 0.5$, выше частоты пика ${{\alpha }_{{high}}} = - 0.7$ (см. табл. 7). Звездочкой отмечены объекты, у которых спектральные индексы соответствуют классическому критерию отнесения к GPS-объектам, однако для них FWHM больше 1.2 декады частоты, т.е. переход от оптически толстой области к оптически тонкой – широкий. Отметим, что в наблюдениях GPS источников часто ${\text{FWHM}} > 1.2$. В работе [25] найдено, что среднее значение ${\text{FWHM}} = 1.4{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 1.5$ для GPS первого и второго типа. Для J0115+00 частота пика, по-видимому, лежит в области 0.2–1.4 ГГц, для ее уточнения необходимы наблюдения в этом диапазоне. Объект J0909+19 имеет пик около 5 ГГц, однако его ширина несколько превышает две декады частоты. Третий объект, J0943+36, имеет пик на 7–8 ГГц и его ширина 1.4–1.8 декады частоты наиболее близка к классическим критериям, этот объект можно уверенно отнести к HFP-типу. Объект J0906+41 можно рассматривать как кандидат в HFP с частотой пика около 11–13 ГГц, к сожалению, в высокочастотной области имеется всего одно измерение на 22.3 ГГц. Крайне интересен источник J1111+28, который имеет пик на частоте заведомо больше 20 ГГц, в этом случае также нужны дополнительные наблюдения, особенно в области высоких частот. Среднее значение радиосветимости на 4.7 ГГц рассматриваемых 16 объектов составляет 10^39.8 эрг/с, что почти на 5 порядков меньше среднего значения $ \approx {\kern 1pt} {{10}^{{44.5}}}$ эрг/с для GPS, исследованных в работе [25]. Таким образом, некоторые из объектов FR0 потенциально можно рассматривать как GPS-источники малой мощности.

Как видно из табл. 7, ряд объектов могут иметь пик на частоте менее 0.5 ГГц (кандидаты в CSS‑источники), ряд объектов – на частоте около 1–5 ГГц. Однако в большинстве случаев величина спектрального индекса по модулю меньше классических ${{\alpha }_{{below}}}$ и ${{\alpha }_{{high}}}$. Знак “?” использован в случаях, когда оценить спектральный индекс невозможно из-за отсутствия данных. В последнем столбце табл. 7 первой приведена предсказываемая частота пика с учетом всех доступных данных (CATS + РАТАН), второй – предсказываемая частота пика только по данным РАТАН-600 (знаком “–” отмечены объекты, у которых не обнаружен выпуклый спектр). Это наглядно демонстрирует недостаточность имеющихся данных, особенно в области 300–1400 МГц, а также необходимость мониторинговых квазиодновременных измерений в широком диапазоне частот.

4.4. FR0 радиогалактики на фундаментальной линии АЯГ

Для АЯГ и двойных систем с черными дырами звездных масс хорошо известно эмпирическое соотношение между радиосветимостью ядра (обычно на частоте 5 ГГц), рентгеновской светимостью (в диапазоне 2–10 кэВ) и массой ЧД, так называемая фундаментальная плоскость [26]. Считается, что радиосветимость является мерой мощности джета, а рентгеновская светимость – болометрической светимости аккреционного диска. С этой точки зрения, фундаментальная плоскость отражает основополагающую связь между джетом и аккреционным диском и универсальность физических механизмов, приводящих к феномену активности аккрецирующих ЧД. Изучению фундаментальной плоскости посвящено много работ, предложены разные варианты записи выражающего ее соотношения. Получены аргументы в пользу того, что фундаментальная плоскость распространяется на много порядков мощности, охватывая не только многие классы АЯГ, но и микроквазары. Поэтому возникла идея записать фундаментальную плоскость в безразмерных единицах. При таком подходе мощность джета и болометрическая светимость аккреционного диска выражаются через эддингтоновскую светимость ${{L}_{{{\text{Edd}}}}}$, зависящую от массы ЧД: ${{L}_{{{\text{Edd}}}}}\;\; \approx \;\;1.3\;\; \times $ $ \times \;{{10}^{{38}}}{{M}_{{{\text{BH}}}}}{\text{/}}{{M}_{ \odot }}$ эрг/c. В этом случае разброс точек на фундаментальной плоскости уменьшается, поэтому получившаяся зависимость в [27] названа фундаментальной линией. Итак, согласно [27], взаимосвязь между мощностью джета и болометрической светимостью диска можно представить в виде:

Оценку болометрической светимости аккреционного диска в радиогалактиках FR0 можно сделать, следуя соотношению ${{L}_{{{\text{bol}}}}} = 3500{{L}_{{{\text{OIII}}}}}$ [28]. Такой метод использован в [5], мы берем оценки масс центральных СМЧД и болометрической светимости из этой работы. Для близких АЯГ мощность джета удается определить по работе и времени, необходимыми для раздувания так называемых пузырей (bubbles), наблюдаемых вокруг галактик по рентгеновскому излучению [29–31]. Исследуя взаимосвязь между найденной таким способом кинетической мощностью джета и светимостью радиоядра на 5 ГГц, авторы работы [32] нашли корреляцию между этими величинами:

Радиогалактики FR0 на парсековых масштабах обычно обладают морфологией с односторонним или двусторонним джетом [6]. Как мы показали выше, на близких частотах данные РАТАН-600 и интегральный поток VLBI отличаются мало. Поэтому мы предполагаем, что радиосветимость на 5 ГГц обусловлена наличием джета. Для оценки мощности джета по формуле (4) мы используем радиосветимость на 4.7 ГГц: эта частота близка к 5 ГГц, кроме того, согласно нашим данным, спектральный индекс между 4.7 и 8.2 ГГц близок к нулю. Линейный регрессионный анализ наших данных согласно уравнению (3) дает следующие значения параметров: $A = 0.52 \pm 0.15$, $B = - 0.69 \pm 0.51$. Результаты теста Кендалла: коффициент корреляции: $\tau = 0.35$ и ${{p}_{{value}}} = 4.6 \times {{10}^{{ - 3}}}$ подтверждают статистическую значимость найденной корреляции.

В работе [27] изучено соотношение (3) для различных выборок, включающих ЧД звездных масс и различные классы АЯГ: от LINER до мощных радиогалактик FRII. Авторы работы [27] нашли, что параметр $A$ лежит в пределах 0.39–0.47, параметр $B$ от –0.94 до –1.37. Полученное нами значение $A$ согласуется с этими результатами, значение свободного параметра несколько больше. Отметим, что полученные нами параметры регрессионной модели хорошо согласуются с результатами [32]: $A = 0.49 \pm 0.07$, $B = 0.78 \pm 0.36$. Подчеркнем, что в работе [32] изучена выборка близких АЯГ с мощностью джета, определенной по bubbles, тогда как в [27] собраны данные о мощности джета, полученные разными способами.