АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 11, с. 927-938

УДК 52.77

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

В НЕСКОЛЬКИХ ИСТОЧНИКАХ С ПЛОСКИМИ СПЕКТРАМИ

ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА 111 МГц

¹Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН,

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН, Пущино, Россия

²Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова,

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

Поступила в редакцию 15.03.2019 г.; после доработки 29.04.2019 г.; принята к публикации 29.04.2019 г.

Проведен поиск долговременной переменности для трех источников с плоскими спектрами. Для

поиска переменности использовались мониторинговые наблюдения, проходящие в течение 5.5 лет на

антенной решетке БСА ФИАН. У всех источников обнаружена переменность на низких частотах.

Для определения относительных изменений интенсивности использовался шумовой сигнал известной

температуры. Точность оценки плотности потока в относительных единицах достигла примерно 1%.

Изменения наблюдаемой интенсивности исследованных радиоисточников больше 6%. Вероятнее

всего найденная переменность источников B0821+394, В1812+412 и B2247+140 связана с рефрак-

ционными межзвездными мерцаниями.

DOI: 10.1134/S0004629919100062

1. ВВЕДЕНИЕ

с оценками плотности потока раз в месяц [5] по-

казали явную или очень вероятную переменность у

Впервые переменность на низких частотах на

44 источников. При этом авторами были выделены

временном масштабе порядка года была выявлена

однородные выборки. Переменность наблюдалась

Ханстедом [1] по наблюдениям на частоте 408 МГц

у 8 источников, входящих в однородную выборку

для четырех радиоисточников. Обнаружение пере-

из 32 источников с малыми угловыми размерами

менности на низких частотах было неожиданным,

так как массово наблюдаемую переменность на вы-

(т.е. 25% источников этой выборки показали пе-

соких частотах на тот момент времени объясняли

ременность) и у 23 источников, входящих в одно-

внутренними механизмами (модель адиабатически

родную выборку источников с плоскими спектрами

расширяющегося источника [2, 3]), и, согласно тео-

(т.е. 51% источников этой выборки переменные).

рии, наблюдаемая степень переменности должна

Наблюдения 412 из 2000 источников на интервале

была сильно падать к низким частотам. Измене-

14 лет на частотах 80 и 160 МГц [6] показали, что

ние наблюдаемых плотностей потока источников

47% всех источников показывают существенную

в 1.5 раза на низкой частоте противоречило этой

переменность на временном масштабе месяцы и

модели.

годы. Однако, наблюдения 811 не разрешенных

За работой [1] последовал ряд работ, в кото-

в интерферометрических наблюдениях источников

рых проверялось существование переменности на

из полной выборки источников 7С каталога, про-

низких частотах. Наблюдения на частотах 360-

веденные на близкой частоте 151 МГц, показали

385 МГц полной выборки полутора тысяч источни-

[7], что лишь 1.1% источников с интегральной

ков позволили обнаружить 5 источников с сильной

плотностью потока между 0.3 и 3 Ян имеют пере-

переменностью и, возможно, еще 17 источников

с переменностью, требующей подтверждения [4].

менность больше 15%, и нет ни одного источника

Согласно этой работе, примерно 2% источников

с плотностью потока больше 3 Ян, показываю-

полной выборки имело заметную переменность на

щего переменность больше 4%. Таким образом,

низкой частоте. Наблюдения выборки 114 источ-

ранние долговременные наблюдения, несмотря на

ников на частоте 408 МГц на пятилетнем интервале

их некоторую противоречивость, касающуюся доли

переменных источников в выборках, указывали,

^*E-mail: tyulbashevs@mail.ru

что наблюдаемая переменность на низкой частоте

927

928

ТЮЛЬБАШЕВ и др.

реальна. Оставался вопрос о природе этой пере-

размеры меньше френелевских, то межзвездные

менности.

мерцания этого компактного радиоисточника бу-

Как известно, наблюдаемая переменность мо-

дут наблюдаться независимо от других процессов.

Вклад разных видов переменности в наблюдаемый

жет быть связана как с внутренними причина-

временной ряд точек плотности потока (кривую

ми (собственная переменность), так и с внешни-

блеска) можно выявить лишь путем анализа дан-

ми причинами (межзвездные мерцания). В слу-

ных.

чае внутренней переменности должна наблюдаться

корреляция наблюдаемых рядов плотностей пото-

Отметим, что анализ наблюдений переменно-

ков на разных частотах. Ранняя проверка кор-

сти источников — одна из возможностей оценить

реляции по двум наблюдаемым источникам была

угловые размеры компонентов в источнике. На

сделана уже в первой работе с обнаружением пере-

сегодняшний день наилучшее угловое разрешение

менности на низкой частоте [1], и такой корреляции

в метровом диапазоне, достигнутое интерферо-

не было обнаружено. В работе [8] сведены много-

метрическими методами на системе апертурно-

частотные (0.4-15 ГГц) наблюдения 51 источника,

го синтеза LOFAR (http://www.astron.nl/lofar-

показывающие переменность на низкой частоте.

telescope/lofar-telescope), определяется базой

Для некоторых из источников длительность рядов

2000

километров. Например, для центральной

достигает 15 лет. Было показано возможное су-

частоты 150 МГц (длина волны 2 метра) угловое

ществование переменности на низкой частоте трех

разрешение будет ∼0.2^′′. Наблюдения рефракци-

разных классов. Первый класс источников — это

онных мерцаний на межзвездной среде дают воз-

источники, которые переменны лишь на низких

можность обнаруживать компактные компоненты

частотах и не показывают изменений плотности

радиоисточников на порядок меньшего углового

потока на частотах выше 2.3 ГГц. Второй класс —

размера, чем может быть достигнуто в реальных

источники, показывающие переменность как на

интерферометрических наблюдениях на наземных

низких, так и на высоких частотах, и достигающие

базах.

минимума переменности вблизи частоты 2.3 ГГц.

Как видно из ранних работ, характерное время

Корреляция плотностей потоков рядов наблюдений

переменности, наблюдаемой на низких частотах,

выше 2.3 ГГц и ниже 2.3 ГГц отсутствует. Тре-

может быть от нескольких месяцев до нескольких

тий класс источников — источники, которые имеют

лет. Следовательно, для массового исследования

корреляцию переменности от высоких к низким ча-

компактных радиоисточников с целью поиска их

стотам. Переменность на низкой частоте у источни-

мерцаний на межзвездной среде необходимы ряды

ков первого и второго класса хорошо объясняется

наблюдений длительностью хотя бы 5-10 лет. С

рефракционными мерцаниями на межзвездной сре-

2012 г. в Пущинской радиоастрономической об-

де [9, 10]. Коррелированная переменность считает-

серватории (ПРАО) на Большой синфазной ан-

ся связанной с внутренними процессами, происхо-

тенне (БСА ФИАН) проводятся круглосуточные

дящими в источнике, и сводится к модели облака,

многолучевые мониторинговые наблюдения на ча-

расширяющегося с релятивистской скоростью [11].

стоте 111 МГц для разных проектов. Это проект

Похожие результаты с анализом многочастотных

“Космическая погода” [13], проекты поиска пуль-

долговременных наблюдений получены и в работе

саров и быстрых транзиентов [14, 15]. Эти же

[12].

мониторинговые наблюдения позволяют поставить

Суммируя результаты, полученные в ранних ра-

задачу поиска переменности для больших выбо-

ботах, можно заключить, что переменность ис-

рок источников, включая и полные выборки. Для

точников может быть вызвана как внутренними,

проверки возможности такого поиска было взято

так и внешними факторами. Если источник имеет

несколько источников с плоскими спектрами из

достаточно малые размеры, которые сравнимы или

работы [16]. Межпланетные мерцания этих источ-

меньше френелевских размеров (a_Fr = (z/k)1/2),

ников наблюдались на БСА ФИАН, и поэтому эти

где z — расстояние до модулирующего слоя, а k —

источники заведомо имеют компактные компонен-

волновое число), будут наблюдаться мерцания на

ты с угловыми размерами меньше угловой секунды,

межзвездной среде. Если радиоисточник имеет пе-

а как показано в работе [5], половина источников

ременность, связанную с его релятивистским рас-

с плоскими спектрами показывают и переменность

на низких частотах.

ширением, то в нем должна наблюдаться корреля-

ция переменности на разных частотах, и чем ниже

Цели данного проекта — массовый поиск ком-

частота наблюдений, тем меньше относительные

пактных радиоисточников с угловыми размерами

изменения наблюдаемой плотности потока, связан-

несколько десятков миллисекунд и меньше, поиск

ные с релятивистским расширением облака. При

источников, имеющих собственную переменность

этом внутренняя переменность не отменяет воз-

на низких частотах, поиск переменных источников

можной переменности и на межзвездной среде, так

с характерными масштабами переменности меньше

как, если расширяющееся облако имеет угловые

месяца.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

929

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

температуры, что приводит к изменению общего

НАБЛЮДЕНИЙ

усиления в антенно-фидерном тракте. Сезонные

изменения высоты ступеньки в единицах АЦП

После перевода антенны БСА ФИАН с частоты

составляют примерно 25-30% от среднего уров-

102.5 МГц на частоту 111 МГц с 2003 г. были на-

ня, а ежедневные — примерно 10-15%. На рис. 2

чаты тестовые наблюдения мерцающих источников

приведен пример сезонных изменений в одном из

в 16-лучевом режиме [17]. Эти лучи перекрывали

лучей БСА ФИАН за 3 года и пример изменений

по склонениям область размером примерно в 8^◦.

наблюдаемой высоты ступеньки в этом же луче за

В 2012 г. были завершены работы по строительству

несколько дней.

дополнительной независимой диаграммы направ-

ленности, произведена замена малошумящих уси-

Так как высота калибровочной ступеньки

лителей антенны и создана дополнительная систе-

непрерывно изменяется со временем, чтобы про-

ма диаграммообразования [13]. Новая диаграмма

вести калибровку по ступеньке, нужно знать ожи-

направленности БСА ФИАН имеет 128 лучей, но

даемую высоту ступеньки в произвольном месте

на настоящий момент времени лишь 96 из них

записи. Зная координату источника по прямому

подключены к специально созданным цифровым

восхождению и расположение ступенек по мос-

приемникам. Эти лучи перекрывают склонения от

ковскому времени, можно рассчитать точное по-

-9^◦до +42^◦. Эффективная площадь антенны в

ложение источника между ступеньками и сделать

направлении на зенит после проведенных работ

линейную аппроксимацию для расчета ожидаемой

повысилась примерно до 45 000 кв. м. С середины

высоты ступеньки в месторасположении источ-

2012 г. на БСА ФИАН ведутся круглосуточные

ника. Затем для исследуемых источников можно

наблюдения в 48 лучах, а с 2013 г. — в 96 лучах.

найти их высоту в единицах АЦП и выразить ее в

В первую очередь эти наблюдения используются

единицах высоты ступеньки. Таким образом будет

для прогнозирования “Космической погоды” и дол-

произведена калибровка исследуемого источника

говременных исследований солнечной активности

по ступеньке.

[13], а также для поиска пульсаров и транзиентов

Cогласно [5] половина источников с плоскими

типа RRAT [14, 15]. Мониторинговые наблюдения

спектрами в однородной выборке показывают пе-

ведутся в 6 и 32-частотном режимах при частоте

ременность. Поэтому для отладки методики были

опроса 100 и 12.5 мс (начиная с августа 2014 г.).

взяты 3 источника с плоскими спектрами из работы

Эти же наблюдения можно использовать и для по-

иска долговременной переменности. В дополнение

[16]. Источники B0821+394/J0824+3916, B1812+

к регулярным наблюдениям есть также и нерегу-

+412/J1814+412 и B2247+140/J2250+1419, со-

лярные наблюдения участков на небе, полученные

гласно нашим ранним наблюдениям методом меж-

в режиме круглосуточного мониторинга в полосках

планетных мерцаний на частоте 102.5 МГц, имеют

шириной 8^◦ по склонению, проходившие в период

заметные компактные компоненты. Интегральная

2006-2012 гг. в 16 лучах антенны на аналоговом

плотность потока источников больше 3 Ян, что

регистраторе при постоянной времени 100 мс.

позволяет легко отделять фоновое излучение от их

Для контроля прохождения принимаемых сиг-

собственного излучения.

налов раз в

часа

раз в сутки) на вход

Вообще говоря, сделать оценку наблюдаемой

малошумящих усилителей, подключенных непо-

плотности потока исследуемого радиоисточника

средственно к выходам дипольных рядов антенны,

можно двумя разными способами. Для реализации

подается сигнал от шумового генератора (ка-

первого способа берется набор калибровочных ра-

либровочная ступенька). На рис. 1 представлена

диоисточников, имеющих известные плотности по-

эта ступенька и рядом с ней радиоисточник

тока. Для каждого из источников делается оценка

3С 310. Шумовой сигнал соответствует темпе-

его высоты в единицах АЦП, а затем высчитывает-

ратуре

2400

К с точностью 2-3% [13], и его

ся коэффициент перевода из единиц АЦП в янские

можно использовать для калибровки входящих

за данный день. Следующим шагом высчитывается

сигналов. Предполагая, что при отключении сиг-

среднее по этим коэффициентам перевода. Полу-

нала от антенны (нижняя граница ступеньки)

ченное значение этого коэффициента за данный

температура составляет 300 К, можно составить

день используется для оценки плотности потока

пропорцию перевода единиц аналого-цифрового

исследуемого источника после оценки его высоты в

преобразователя (АЦП) в единицы температур:

единицах АЦП. При этом неявно предполагается,

единица перевода есть H_{ступенькивградусах}(=

что усиление в тракте радиотелескопа в течение

= 2400-300)/Hступеньки вединицахАЦП.

дня не меняется, а ионосферные сдвиги координат

В течение суток и в течение года высота сту-

калибровочных источников несущественны. Мето-

пеньки в единицах АЦП меняется. Это связано, в

ды обработки наблюдений данных с БСА ФИАН

первую очередь, с изменением суточной и сезонной

с использованием калибровочных источников для

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

930

ТЮЛЬБАШЕВ и др.

Рис. 1. Калибровочная ступенька и радиоисточник 3С 310. Небольшая волнообразная структура на вершине 3С 310

вызвана ионосферными мерцаниями. Общая длительность записи на рисунке около 8 мин. Плотность потока радио-

источника, оцененная из интегрального спектра по базе данных NED (http://ned.ipac.caltech.edu/classic/) составляет

примерно 100 Ян.

январь 2015

(a)

(б)

январь 2016

январь 2017

28.05.2015

29.05.2015

30.05.2015

09^h

20-30.05.2015

05^h

01^h

13^h

17^h

21^h

август 2014

июль 2015

июль 2016

Рис. 2. Квазисинусоида (а), отражает высоту калибровочной ступеньки на интервале примерно 2.5 года. Ее вершины

приходятся на зимние месяцы, а минимумы на летние месяцы. В суточных изменениях (б) также видна квазисинусои-

дальная структура. Вершины этой структуры приходятся на ночные часы и на утро, а минимумы — на дневные часы и на

вечер. Метки времени на панели (б) отмечают московское время.

оценки плотностей потоков, учитывающие специ-

ницу АЦП, то есть цена деления, меняется от

фику наблюдений на антенной решетке, предназна-

сессии к сессии. В течение дня цена деления также

ченные для работы как с обычными, так и мерца-

меняется от одного калибровочного источника к

ющими радиоисточниками, используются в ПРАО

другому. Поэтому нет возможности сделать точные

уже десятки лет [18].

поправки к наблюдаемой плотности потока калиб-

ровочного источника. В дополнение, как показано

На БСА ФИАН в качестве калибровочных ис-

на рис. 2б, в течение дня само усиление на антенно-

точников обычно используются радиоисточники с

фидерном тракте может существенно изменяться,

плотностью потока от 15-20 до 100 Ян. Эти источ-

и поэтому в используемую среднюю оценку це-

ники в течение суток из-за ионосферных мерцаний

ны деления, полученную по набору калибровоч-

имеют сдвиги наблюдаемых координат по прямому

ных источников, вмешиваются плохо учитываемые

восхождению и склонению. Лучи диаграммы на-

факторы, что приводит к общим погрешностям

правленности имеют фиксированные направления

оценки плотности потока 15-20% [19]. При этом

на небе, и сдвиги координат постоянно изменяют

ожидаемые изменения плотности потока в метро-

отклик антенны на наблюдаемый радиоисточник.

вом диапазоне длин волн из-за собственной пере-

Высота источника, выраженная в янских на еди-

менности и переменности, вызванной рефракцией,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

931

на межзвездной среде могут быть существенно

кандидата в калибровочные источники просматри-

меньше 20% для подавляющей части источников

вались его РСДБ наблюдения, если таковые были,

(см. ссылки во Введении). Так как погрешности

что позволило исключить “плохие” кандидаты.

оценок плотности потока сравнимы с исследуемым

Используя калибровочную ступеньку, выража-

эффектом, обнаружение переменности затрудне-

ем плотность потока пары источников за данный

но. Поэтому нами испытан другой способ оценки

день в единицах высоты ступеньки (то есть в про-

плотности потока, ранее не использовавшийся для

межуточных единицах, связанных с градусами тем-

обработки данных, полученных на БСА ФИАН.

пературы). По возможности избавляемся от помех,

Как упоминалось выше, изменения высоты ка-

используя цифровые фильтры. Близость коорди-

либровочной ступеньки при постоянной темпера-

нат пар “калибровочный/исследуемый” источники

туре не превосходят 2-3%, поэтому высоту ка-

позволяет надеяться на то, что изменения высоты

либровочного и исследуемого источников можно

ступеньки на интервале меньше одного или двух

привязать к высоте ступеньки. Пары источников

часов малы (см. рис. 2б). Так как есть сезонные

нужно выбрать так, чтобы по прямому восхожде-

изменения высоты ступеньки, и они имеют полуго-

нию и склонению они были в пределах ±15^◦ от

довой период, можно усреднить оценки плотностей

средней координаты между двумя источниками, и

потока источников, выраженные в единицах тем-

тем самым возможные ионосферные сдвиги ко-

ператур на полугодовых интервалах, и избавиться

ординат действовали одинаковым образом на оба

от сезонной зависимости. Усреднение на интервале

источника, а “синусоидальные” изменения видимой

порядка 180 дней уменьшит погрешности оценок

плотности потока в единицах калибровочной сту-

плотности потока и, следовательно, можно будет

пеньки были синхронными. Фактически высокие

проводить поиск переменности на малых измене-

летние температуры понижают усиление в антенно-

ниях наблюдаемой плотности потока. Плотность

фидерном тракте радиотелескопа, а низкие зимние

потока калибровочного источника должна быть

константой, и отличие оценок этой плотности пото-

температуры повышают это усиление. Изменение

температуры в течение суток также понижает или

ка от среднего уровня на всем интервале, как ожи-

дается, должно быть не больше погрешностей вы-

повышает усиление в антенно-фидерных трактах.

соты калибровочных ступенек от шумового генера-

В процентном отношении эти изменения усиления

одинаковы как для ступеньки, так и для радио-

тора (2-3%). Если предположить, что возможная

источника, но в абсолютных значениях единиц

разница плотностей потока, превышающая ошиб-

АЦП они сильно расходятся.

ки измерения, связана с глобальным изменением

усиления в антенных трактах на полугодовых ин-

Предлагаемая идея обработки пары “исследуе-

тервалах, то можно провести дополнительную ком-

мый/калибровочный” источники проста. Визуаль-

пенсацию кривой блеска исследуемого источника,

но в первичных записях подбираем возможного

используя кривую блеска калибровочного источ-

кандидата в калибровочные источники. Этот ис-

ника. Сравнение кривых блеска исследуемого и

точник должен быть близок по координатам к ис-

калибровочного источников покажет как точность

следуемому источнику. Так как проводится поиск

полученных оценок, так и возможные изменения

возможной переменности, необходимо исключить

плотности потока исследуемого радиоисточника на

переменность самого кандидата в калибровочные

интервале больше года.

источники. Для исключения возможной перемен-

Проиллюстрируем пошаговую обработку на

ности кандидаты просматриваются на элонгациях

примере калибровочного источника В1007+417

25-40^◦ на предмет межпланетных мерцаний. Как

(4С+41.21: α₁₉₅₀ = 10^h07^m26^s; δ₁₉₅₀ = 41^◦47^′26^′′),

известно, межпланетные мерцания, наблюдаемые

который был парой к исследуемому источнику

в источнике в метровом диапазоне длин волн,

B0821+394. На рис. 3а-д приведены последова-

указывают на существование в нем компактных

тельные стадии его обработки. По вертикальной

компонент, имеющих угловой размер меньше 1^′′.

шкале отложена интенсивность в промежуточных

Если в калибровочном источнике есть компоненты,

единицах температуры, по горизонтальной шка-

которые мерцают на межзвездной среде, то они

ле — время в днях.

же будут мерцать и на межпланетной плазме. Об-

ратная ситуация наблюдается, когда у кандидата

На рис. 3а видны сильные помехи. Средний

в калибровочные источники не наблюдаются меж-

уровень плотности потока источника соответствует

планетные мерцания, или флуктуации плотности

примерно 165 промежуточным единицам. Также на

потока, вызванные межпланетными мерцаниями

рисунке можно увидеть слабовыраженную сезон-

ную зависимость в наблюдаемой интенсивности.

малы по сравнению с интегральной плотностью

потока. В этом случае у источника не может быть

На рис. 3б представлены данные после очистки

межзвездных мерцаний, и данный кандидат в ка-

от самых сильных помех. При уровне помех вы-

либровочные источники подходит в пару к иссле-

ше заданного значение помехи заменяется линей-

дуемому источнику. Дополнительно для каждого

ной аппроксимацией между оставшимися точками.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

933

175

170

(г)

165

160

155

Date

120

(д)

115

110

105

100

Date

Рис. 3. Окончание.

Фильтр от сильных помех запускается дважды.

записи все еще остаются помехи, представляющие

В результате сильные помехи исчезают, и на запи-

собой выбросы верх и вниз относительно видимой

си (рис. 3б) хорошо видна сезонная зависимость,

квазисинусоиды, но их количество кардинально

которая по форме, положению максимумов и ми-

уменьшилось. Оставшиеся выбросы говорят об

нимумов в точности совпадает с зависимостью,

увеличении или уменьшении наблюдаемой интен-

полученной для калибровочной ступеньки (рис. 2а).

сивности на временном интервале больше 3 дней.

Проверка показала, что в результате работы филь-

На рис. 3г показаны значения интенсивности

в условных единицах и их среднеквадратичные

тра заменяются примерно 5-10% всех точек. Так

отклонения, оставшиеся после усреднения данных

как случаются пропуски наблюдений и дни, когда

по полгода. Перед подсчетом среднеквадратичных

качество наблюдений слишком низкое, количество

отклонений в полугодовые данные вписывалась

точек в этой зависимости меньше, чем количество

методом наименьших квадратов половина периода

дней, на которых проводится анализ данных. По-

синусоиды, затем проводилось поточечное вычи-

этому на этом шаге пропущенные дни заменяются

тание этой синусоиды из полученных данных. Из

фиктивными точками, ложащимися на линейную

ряда оставшихся точек убирались все фиктивные,

зависимость между точками с реальными данными.

которые ранее добавлялись для корректной работы

На рис. 3в показана эта зависимость, проведен-

медианного фильтра. Таким образом, среднеквад-

ная через трехточечный медианный фильтр. Рас-

ратичные отклонения на полугодовом интервале

стояние между точками фильтра может задаваться

определялись лишь по реальным точкам. Общее

в программе и по умолчанию равно двум точкам.

количество оставшихся точек на полугодовом ин-

При таком шаге из зависимости исключаются лю-

тервале от 100 до 150 и, следовательно, точность

бые выбросы длительностью меньше трех дней. На

оценки плотности потока улучшается в 10-12 раз.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

934

ТЮЛЬБАШЕВ и др.

Среднее значение плотности потока в промежу-

предполагая, что плотность потока калибровочно-

точных единицах для источника 4С+41.21 оказа-

го источника является константой. Учитывая, что

лось равным 162.8 на всем интервале наблюдений.

ошибки оценок плотности потока кривых блеска в

Минимальное среднеквадратичное отклонение на

целом не превосходят 1%, в долговременных рядах

полугодовых интервалах было 1.2 условной еди-

будет легко определяться разница в 3-4% меж-

ницы, а максимальное отклонение 2.3 единицы.

ду минимальными и максимальными значениями

Таким образом, точность оценки плотности потока

плотности потока для исследуемых источников, что

составляет примерно ±1%. В то же время из рис. 3г

и будет говорить об их переменности.

видно, что усредненные за полгода значения плот-

Обработка исследуемых источников была такой

ности потока калибровочного источника имеют от-

же, как и для калибровочных источников. Кривые

клонения от среднего примерно ±5%, что находит-

блеска исследуемых источников B0821+394 (4C+

ся далеко за пределами посчитанных ошибок.

+39.23: α₁₉₅₀ = 08^h21^m37^s; δ₁₉₅₀ = 39^◦26^′28^′′),

Мы предполагаем, что в первую очередь эти

большие отклонения от среднего значения плотно-

B1812+412 (α₁₉₅₀ = 18^h12^m47^s; δ₁₉₅₀ = 41^◦12^′06^′′)

сти потока связаны с состоянием распределенной

и B2247+140

(4С+14.82: α₁₉₅₀ = 22^h47^m57^s;

системы усиления антенны. БСА ФИАН имеет

δ₁₉₅₀ = 14^◦03^′57^′′) были получены в единицах

256 малошумящих усилителей (МШУ) на входных

высоты калибровочной ступеньки. Используя базу

трактах антенны и 16 усилителей на входах мат-

данных NED (http://ned.ipac.caltech.edu/classic/),

риц Батлера, используемых для создания системы

можно оценить ожидаемую плотность потока

диаграммообразования. Поломки отдельных уси-

калибровочных источников на частоте наблюде-

лителей и длительные сроки их ремонта или замены

ний БСА ФИАН и пересчитать кривые блеска

могут приводить к такого рода отклонениям.

исследуемых источников в стандартных единицах

Однако, если есть глобальная причина, при-

плотности потока, то есть в янских. Существенная

водящая к видимым скачкам плотности потока в

часть оценок плотности потока, представленных в

условных единицах температур на полугодовых ин-

NED, сделана при помощи интерферометрических

тервалах, то она должна действовать независимо от

систем с угловым разрешением порядка угловых

того, на каких прямых восхождениях и склонениях

минут или меньше. С другой стороны, оценку

находится калибровочный источник. На рис. 3д

плотности потока на частоте

102

МГц можно

показано поведение кривых блеска трех калибро-

извлечь из каталога, полученного на антенне БСА

вочных источников. О калибровочном источнике

ФИАН (http://astro.prao.ru/db/), и, предполагая

В1007+417 было сказано выше. Калибровочный

спектральный индекс α = 1 (S ∼ ν^-α), пересчитать

источник B1754+377 (3С 364: α₁₉₅₀ = 17^h54^m03^s;

плотность потока на частоту 111 МГц. В качестве

δ₁₉₅₀ = 37^◦43^′03^′′) был парой к исследуемому ис-

калибровок брались протяженные (не мерцающие)

точнику B1812+412, а калибровочный источник

радиоисточники, и, вероятно, для некоторых из них

В2212+135 (3С 442: α₁₉₅₀ = 22^h12^m20^s; δ₁₉₅₀ =

оценки плотности потока, полученные на той же

= 13^◦35^′28^′′) был парой к В2247+140. Калибро-

самой антенне, будут более релевантными.

вочные источники В1754+377 и В2212+135 были

Для калибровочных источников оценки ожи-

обработаны так же, как В1007+417. Для удобства

даемой плотности потока на 111 МГц, интерпо-

просмотра поведения кривых блеска всех трех ис-

лированные из спектра NED и экстраполирован-

точников для каждого из них вычислялось среднее

ные из оценок каталога БСА, сильно расходят-

значение интенсивности на интервале наблюдений,

на это значение делились значения точек кривых

ся. Так для В1007+417 (S_NED = 8.9 Ян; S_BSA =

блеска, и затем полученные значения умножались

= 15.0 Ян), В1754+377 (S_NED = 8.3 Ян; S_BSA =

на 100. Таким образом, среднее значение интен-

= 12.7 Ян), В2212+135 (S_NED = 28.2 Ян; S_BSA =

сивности в условных единицах для каждой кри-

= 43.0 Ян). Перевод нормированных на темпера-

вой блеска приравнивалось к 100%. Сделанная

туру единиц АЦП в янские дает большой разброс:

перенормировка позволяет на одном рисунке и в

1 янский равен соответственно 25.4; 20.1; 20.6

одном масштабе увидеть отклонения плотностей

условных единиц, исходя из плотностей потоков

потоков в кривых блеска. Ошибки отклонений на

NED, и 14.9; 13.1; 11.7 условных единиц, исходя

полугодовых интервалах на рис. 3д не приводятся,

из плотностей потоков БСА. Очевидно, что столь

чтобы не загромождать рисунок, но в целом для

большие отличия в цене деления могут приво-

калибровочных источников В1754+377 и В2212+

дить к систематическим ошибкам в пересчитанных

+135 они такие же, как и для В1007+417.

кривых блеска исследуемых источников, хотя и

Из рис. 3д видно, что качественное поведение

не будут влиять на качественное поведение этих

кривых блеска всех трех калибровочных источни-

кривых. При получении оценок плотностей потока

ков совпадает. Поэтому можно сделать поправ-

для кривых блеска было использовано усредненное

ку плотностей потока исследуемых источников,

значение 1 Ян = 17.6 условной единицы.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

935

Таблица 1. Плотности потока исследованных компактных радиоисточников в янских

В0821+394

B1812+412

B2247+140

06.07.2012-31.12.2012

4.66

5.34

01.01.2013-01.07.2013

4.83

5.55

3.06

02.07.2013-31.12.2013

5.40

5.63

3.77

01.01.2014-01.07.2014

5.40

5.68

3.67

02.07.2014-31.12.2014

5.13

5.51

4.04

01.01.2015-01.07.2015

4.78

5.32

3.85

02.07.2015-31.12.2015

4.33

5.22

3.90

01.01.2016-01.07.2016

4.39

5.43

3.77

02.07.2016-31.12.2016

4.34

5.29

4.31

01.01.2017-01.07.2017

4.47

5.53

3.87

02.07.2017-31.12.2017

4.85

5.46

4.25

Весь интервал

4.87

5.45

3.68

В табл. 1 в первой колонке даны полугодо-

Кривые блеска для источников В0821+394 и

вые интервалы, на которых делалась оценка плот-

В1812+412 имеют явно выраженные максимумы и

ности потока. Наблюдения В2247+140 начались

характерное время переменности у этих источников

в апреле 2013 г., и соответствующий интервал

порядка 1.5 года. У источника В2247+140 харак-

был 02.04.2013-01.07.2013. В колонках 2-4 даны

терное время переменности определить трудно, так

оценки плотности потока в янских на интервалах,

как в кривой блеска наблюдаются явный подъем

приведенных в колонке 1. В последней строке при-

в 2013 г. и выход на плато. Явного уменьшения

ведена оценка средней плотности потока по всему

плотности потока, позволяющего дать оценку ха-

интервалу наблюдений. Все оценки плотностей по-

рактерного времени переменности в кривой блеска,

пока не видно.

тока даны с учетом компенсации за кривую блес-

ка соответствующих калибровочных источников.

Типичная среднеквадратичная ошибка измерений

3. АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ

оценок плотностей потока в табл. 1 не превышает

И ОБСУЖДЕНИЕ

1%, что соответствует ±0.05 Ян. Напомним также,

что систематические ошибки могут изменить зна-

Как показано в табл. 1, наблюдаемые сред-

чения плотностей потоков в 1.5 раза.

ние плотности потока на интервале

5.5

лет

для S_0821+394 = 4.87 Ян, S_1812+412

= 5.45

Ян,

Сравнение средних плотностей потока и откло-

S_2247+140 = 3.68 Ян. Эти источники наблюдались

нений от этого среднего значения показывает, что в

ранее на БСА ФИАН на частоте 102.5 МГц

процентном отношении отклонения для источника

в рамках исследований источников с плоскими

В0821+394 составляют 10%, для В1812+412 —

спектрами. Были получены следующие оценки

3%, для В2247+140 — 15%. Это однозначно гово-

плотности потока интегрального и компактного

рит о долговременной переменности всех исследо-

компонентов: В0821+394 S_int = 6.5 ± 2 Ян; S_c =

ванных радиоисточников.

= 2.5 ± 0.6 Ян; В1812+412 S_int = 10 ± 5 Ян; S_c =

= 1.7 ± 0.8 Ян; В2247+140 S_int = 5.5 ± 2 Ян; S_c =

На рис. 4 приведены кривые блеска, построен-

= 2.2 ± 0.3 Ян. Оценки интегральной плотности на

ные по значениям, приведенным в табл. 1. Светло-

111 МГц не противоречат оценкам на 102 МГц.

серым цветом показаны кривые блеска до компен-

Источник В0821+394 был отобран в список ис-

сации за скачки кривых блеска у калибровочных

точников MOJAVE [20], и на сайте http://www.phy-

источников, а черным цветом — после компенса-

ции. Видно, что исправления кривых блеска ис-

sics.purdue.edu/astro/MOJAVE/sample.html при-

следуемых радиоисточников за компенсацию, по-

ведены 8 карт этого источника. Его наблюдения

лученную по калибровочным источникам, незначи-

проводились на частоте 15 ГГц с угловым разреше-

тельные. Общие тренды, видимые в кривых блеска,

нием лучше 1 мс дуги на интервале времени 1995-

не меняются.

2013 гг. На всех картах основной вклад в плотность

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

937

потока вносит компонент, располагающийся на

Мы полагаем, что обнаруженная переменность

юго-востоке. Пиковая плотность потока в сессиях

связана с рефракционными межзвездными мерца-

изменяется в 2 раза и, как правило, она больше

ниями компактных компонентов источников. На-

1 Ян. Размер этой компоненты порядка 1-2 мсек.

блюдения рефракционных межзвездных мерцаний,

Общий размер источника меньше 5 мс. Наблюде-

связанных с долговременной переменностью на

ния на 5 ГГц [21], проведенные с близким угловым

масштабах лет, на настоящий момент времени —

разрешением, показывают похожую картину.

единственный путь обнаруживать сверхкомпакт-

У источника B1812+412 наблюдения с высоким

ные источники, имеющие размеры порядка 10 мс в

угловым разрешением немногочисленны. Согласно

метровом диапазоне длин волн. Чтобы обеспечить

работе [22] с РСДБ наблюдениями, проведенны-

такое угловое разрешение, интерферометрические

ми на частоте 5 ГГц и с угловым разрешением

системы должны иметь базы порядка нескольких

порядка миллисекунды, источник состоит из трех

десятков тысяч километров.

компонентов. Больше 80% всей энергии приходит

Сделаем грубую оценку количества радиоисточ-

из западного компонента, имеющего угловые раз-

ников, которые можно наблюдать при поиске дол-

меры 0.4 × 0.3 мс. Общая длина источника около

говременной переменности на БСА ФИАН. Пере-

10 мс. Плотность потока от всех наблюдавшихся

менность имеет смысл искать у источников, заве-

компонентов на дату наблюдений (11 июня 1993 г.)

домо имеющих компактные компоненты. Удобный

была 0.33 Ян.

предварительный отбор таких источников можно

Наблюдения B2247+140 противоречивы. Со-

сделать, используя их наблюдения методом меж-

гласно ранним наблюдениям на 5 ГГц с угловым

планетных мерцаний. Как известно, межпланетные

разрешением 100 мс и 1.5 мс [23], в источнике не

мерцания наблюдаются у источников с угловыми

наблюдается коррелированного потока на уровне,

размерами меньше 1^′′. У источников, имеющих

превышающем 100 мЯн. При этом интегральная

компоненты размером в десятки угловых миллисе-

плотность потока источника составляла 1.2 Ян.

кунд, межпланетные мерцания будут наблюдаться

В то же время MERLIN наблюдения, проходившие

как мерцания точечного источника.

на частоте 5 ГГц с угловым разрешением 90 × 39 мс

В 1993-1995 гг. на антенне БСА ФИАН был

[24], показали, что 2/3 всей энергии с РСДБ карты

сделан обзор мерцающих источников на частоте

приходит от компонента размером 18 мс. Плот-

102.5 МГц [19] в площадке 7С обзора [26], прове-

ность потока этого компонента 477 мЯн (пиковая

денного на частоте 151 МГц с угловым разрешени-

плотность потока на карте 390 мЯн). Возможно,

ем около 1^′′. Минимальные наблюдаемые плотно-

что явное противоречие между результатами этих

сти потока мерцающих радиоисточников на частоте

наблюдений связано с сильной переменностью ис-

102 МГц были примерно 150 мЯн, минимальные

точника.

интегральные плотности потока источников в 7С

Если компактные компоненты, видимые на вы-

обзоре были около 90 мЯн на 151 МГц (или

соких частотах, продолжают существовать и на

135 мЯн при переводе этой плотности потока на

частоте 111 МГц, то могут наблюдаться рефрак-

частоту 102 МГц со спектральным индексом еди-

ционные межзвездные мерцания всех трех источ-

ница). В обзоре на БСА ФИАН было зарегистри-

ников. Так как характерные времена переменности

ровано 125 компактных (мерцающих) источников,

источников порядка года, то их угловые размеры

в 7С обзоре в этой же площадке зарегистрировано

должны быть порядка десятков микросекунд. Де-

1338 источников. С учетом близкой чувствительно-

тали таких размеров в РСДБ картах исследован-

сти обзоров можно утверждать, что примерно 10%

ных источников не отмечены. Самый маленький

всех источников, наблюдаемых на низких частотах,

компонент наблюдается в источнике В1812+412.

имеют компактные компоненты, которые можно

Он имеет размер около 100 микросекунд. Анализ

обнаружить на БСА ФИАН.

возможных межзвездных мерцаний будет сделан в

В электронной версии каталога обзора, сделан-

последующей работе.

Сделаем оценки яркостной температуры, исходя

ного на радиотелескопе БСА ФИАН (http://astro.

из возможной собственной переменности источни-

prao.ru/db/), на доступных для мониторинга скло-

ков, используя стандартные формулы оценок яр-

нениях источников находится 6414 дискретных ра-

костной температуры и размера источников (см.,

диоисточников, обнаруженных при угловом раз-

например, формулы 1-4 в работе [25]). Яркост-

решении 0.5^◦ × 1^◦. Если 10% из них мерцает, то

ные температуры для исследованных источников

для исследований переменности доступно 640 ком-

получаются порядка 10¹⁷ К. Столь высокие значе-

пактных источников. При этом общее количество

ния яркостной температуры, превышающей комп-

мерцающих радиоисточников, наблюдаемых в мо-

тоновский предел на 5 порядков, говорят о том,

ниторинговых наблюдениях, существенно больше.

что собственная переменность в этих источниках

Плотность мерцающих источников на небе близка

маловероятна.

к одному источнику на квадратный градус [19, 27].

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

938

ТЮЛЬБАШЕВ и др.

Поэтому в течение года в мониторинговой площад-

C. Fanti, R. Fanti, A. Ficarra, F. Mantovani,

L. Padrielli, K. W. Weiler, and B. C. Siegmann,

ке (-9^◦ < δ < +42^◦) на БСА ФИАН наблюдается

примерно 15 000 мерцающих источников. У подав-

Astron. and Astrophys. Supp. 45, 61 (1981).

ляющей части этих источников нельзя выделить

O. B. Slee, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 235, 1313

интегральную плотность потока из-за эффекта пу-

(1988).

таницы протяженных источников, который равен

M. M. McGilchristand J. M. Riley,Monthly Not. Roy.

примерно 1 Ян, в то время как слабые мерцающие

Astron. Soc. 246, 123 (1990).

источники, наблюдаемые на БСА ФИАН, имеют

L. Padrielli, M. F. Aller, H. D. Aller, C. Fanti, et al.,

плотность потока 100 мЯн. Для исследования дол-

Astron. and Astrophys. Supp. 67, 63 (1987).

говременной переменности таких источников нуж-

N. Ya. Shapirovskaya, Sov. Astron. 22, 544 (1978).

но разрабатывать особую методику обработки.

10.

J. D. Rickett, W.A. Coles, and G. Bourgois, Astron.

and Astrophys. 134, 390 (1984).

11.

A. P. Marscher and W. K. Gear, Astrophys. J. 298, 114

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

(1985).

Получены ряды наблюдений для трех радио-

12.

K. J. Mitchell, B. Dennison, J. J. Condon,

источников с плоскими спектрами на частоте

D. R. Altschuller, H. E. Payne, S. L. O’Dell,

111 МГц и на интервале времени 5.5 лет. Раз-

and J. J. Broderick, Astrophys. J. Supp. 93, 441

работанная система калибровки наблюдений с

(1994).

использованием калибровочной ступеньки позво-

13.

В. И. Шишов, И. В. Чашей, В. В. Орешко и др.,

лила определить интегральную плотность потока

Астрон. журн. 93, 1045 (2016).

с точностью 1% от интегральной плотности пото-

14.

С. А. Тюльбашев, В. С. Тюльбашев, В. В. Орешко

ка на полугодовых интервалах. Долговременная

и С. В. Логвиненко, Астрон. журн. 93, 177 (2016).

переменность на масштабе 1.5-2 года связанная,

15.

С. А. Тюльбашев, В. С. Тюльбашев, В. М. Малофе-

по-видимому, с рефракционными межзвездными

ев и др., Астрон. журн. 95, 68 (2018).

мерцаниями, обнаружена у источников В0821+394

16.

S. A. Tyul’bashev and P. Augusto, Astron. and

и В1812+412. У источника В2247+140 также

Astrophys. 439, 963 (2005).

наблюдается переменность, но характерное время

17.

V. I. Shishov, S. A. Tyul’bashev, I. V. Chashei,

переменности на интервале 5.5 лет не определено.

I. A. Subaev, and K. A. Lapaev, Solar Phys. 265, 277

Показано, что в мониторинговой площадке мо-

(2010).

жет находиться не менее 500 компактных источ-

18.

В. С. Артюх, Астрон. журн. 58, 208 (1981).

ников, у которых можно провести поиск долговре-

19.

В. С. Артюх и С. А. Тюльбашев, Астрон. журн. 73,

менной (от 1.5 до 5.5 лет) переменности.

669 (1996).

20.

M. L. Lister, M. F. Aller, H. D. Aller, D. C. Homan,

K. I. Kellermannб et al., Astron. J. 146, 120 (2013).

ФИНАНСИРОВАНИЕ

21.

J. F. Helmboldt, G. B. Taylor, S. Tremblay,

Работа выполнена при финансировании проекта

C. D. Fassnacht, R. C. Walker, et al., Astrophys. J.

РАН КП 19-270 “Вопросы происхождения и эво-

658, 203 (2007).

люции Вселенной с применением методов назем-

22.

D. R. Henstock, I. W. Browne, P. N. Wilkinson,

ных наблюдений и космических исследований”.

G. B. Taylor, R. C. Vermeulen, et al., Astrophys. J.

Supp. 100, 1 (1995).

23.

H. Hirabayashi, E. B. Fomalont, S. Horiuchi,

БЛАГОДАРНОСТИ

J. E. J. Lovell, G. A. Moellenbrock, et al., Proc.

Выражаем благодарность Л.Б. Потаповой за

Astron. Soc. Jap. 52, 997 (2000).

помощь с оформлением рисунков, Г.Э. Тюльбаше-

24.

P. Augusto, P. N. Wilkinson, and I. W. A. Browne,

вой за создание вспомогательных программ обра-

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 299, 1159 (1998).

ботки.

25.

O. B. Slee, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 209, 215

(1984).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

26.

M. M. McGilchrist, J. E. Baldwin, J. M. Riley,

D. J. Titterington, E. M. Waldram, and P. J. Warner,

1. R. W. Hunstead, Astrophys. Lett. 12, 193 (1972).

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 246, 110 (1990).

2. I. S. Shklovsky, Nature 206, 176 (1965).

27.

В. С. Артюх, С. А. Тюльбашев и Е. А. Исаев,

3. H. van der Laan, Nature, 211, 1131 (1966).

4. W. D. Cotton, Astrophys. J. Supp. 32, 467 (1976).

Астрон. журн. 75, 323 (1998).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019