CC BY
35
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 3, с. 289-295
УДК 524.7:520.84
МНОГОВОЛНОВЫЕ КВАЗИОДНОВРЕМЕННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ШЕСТИ БЛАЗАРОВ С НИЗКОЧАСТОТНЫМ МАКСИМУМОМ СИНХРОТРОННОЙ КОМПОНЕНТЫ
©2015 Т. В. Муфахаров1*, Ю. В. Сотникова1, М. Г. Мингалиев1'2, А. К. Эркенов1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия Поступила в редакцию 1 апреля 2015 года; принята в печать 18 мая 2015 года
Проведена оценка частоты максимума синхротронной компоненты (^реак) спектрального распределения энергии шести блазаров. Эти объекты были выбраны нами по литературным данным как кандидаты в сильно низкочастотные блазары (^реак < 1013 Гц). Квазиодновременные наблюдения на телескопах Цейсс-1000 и РАТАН-600 позволили построить спектральное распределение энергии исследуемых объектов и оценить положение частоты максимума синхротронной компоненты. В результате для трех источников (РК5 0446+11, [НВ89] 1308+326 и 3С 345) подтвердилась их классификация как сильно низкочастотных, для остальных трех блазаров расчеты показали ^реак > 1013 Гц.
Ключевые слова: квазары — лацертиды — галактики: ядра — галактики: джеты — радиоконтинуум: галактики
1. ВВЕДЕНИЕ
Блазары являются относительно небольшим, около 1 % по численности, подклассом галактик с активными ядрами (АЯГ), который характеризуется направленностью джета под небольшим углом к наблюдателю на Земле [1]. В спектральном распределении энергии (SED) блазаров имеются два характерных компонента: низкочастотный, с максимумом в оптической или рентгеновской области спектра, и высокочастотный, с максимумом в гамма-диапазоне. Объясняется их происхождение синхротронным излучением и действием обратного комптоновского эффекта [2], а соответствующие пиковые частоты обозначаются как vpeak и vpCak. По положению vpeak блазары делят на высоко-и низкочастотные: при vpeak > 1016'5 Гц называют блазарами с высокочастотным максимумом син-хротронного излучения (high synchrotron peaked, HSP), если vpeak < 1014'5 Гц — относят к блазарам с низкочастотным максимумом (low synchrotron peaked, LSP) [3]. Блазары, у которых vpeak <
1013 Гц, иногда еще называют «сильно» низкочастотными (VLSP), то есть их пик синхротронной компоненты SED приходится на ИК/мм-диапазон
* E-mail: [email protected]
спектра [4]. В работах по определению частоты максимума синхротронного излучения блазаров лишь примерно у 10% из них обнаруживается ^реак < 1013 Гц, т.е. таких блазаров, и в особенности лацертид, очень мало. Например, в работе №ерро1а е1 а1. VLSP-блазаров только 3% [5]. По данным каталога BLcat (включает в себя лацертиды, наблюдавшиеся на РАТАН-600), примерно 10% объектов можно классифицировать как VLSP-блазары [6]. Типичное значение ^реак для квазаров с плоским радиоспектром определено как 1013Л ± 0Л Гц, а для лацертид значение этого параметра на порядок больше [7].
Определение частоты максимума синхротрон-ного излучения, а с ним и типа блазара, является важной задачей для исследователей феномена АЯГ, так как этим параметром определяются виды излучений в джете, физические процессы и состояние вещества в области излучения (плотность среды, степень прозрачности для различных видов излучений).
Сегодня многие наземные и космические телескопы проводят наблюдения АЯГ. За многие годы собран обширный наблюдательный материал в различных диапазонах излучения. Для изучения характеристик АЯГ, анализируя широкодиапазонное спектральное распределение энергии, желательно использовать одновременные эксперимен-
290 МУФАХАРОВ и др.
Таблица 1. Выборка исследуемых VLSP-кандидатов
Name RA (2000.0) Dec (2000.0) z ig^peak
PKS 0336-01 03h39m30®9 -01°46'36" 0.852 12.68
PKS 0446+11 04h49m07®7 + ll°21/29" 1.207 12.80
PKS 0528+134 05h30m56®4 + 13°31/55" 2.060 11.96
[НВ89] 1308+326 13h10m28®6 +32°20/44" 0.998 12.68
ЗС 345 16h42m58®8 +39°48/37" 0.592 12.78
PKS 2230+11 22h32m36®4 + 11°43/51" 1.037 12.86
тальные данные во всех рассматриваемых диапазонах, что, к сожалению, не всегда возможно.
Наблюдаются случаи изменения ^реак во время вспышек, это может привести к изменению классификации блазаров. Например, у объекта 4С +49.22 во время вспышки в гамма-диапазоне частота максимума синхротронной компоненты изменилась с 1012 Гц на 1014 Гц [8]. Случай этого источника может служить примером «переходного» типа блазаров в рамках актуальной упрощенной модели последних лет, в которой тип блазара и его радиосветимость не зависят от величины ^реак, а определяются степенью активности радиогалактики I или FRП) [9, 10]. Чуть менее драматичный случай изменения ^реак отмечен у блазара РКЭ 1510—089, у которого примерно за неделю эта частота увеличилась с 1.5 х 1013 до 6.5 х 1013 Гц [ 11 ].
Основной целью данной работы является определение частоты максимума синхротронной компоненты SED шести блазаров, которые были нами определены как кандидаты в VLSP-блазары по неодновременным данным из литературы. Использование квазиодновременных наблюдательных данных (полученных в течение 1—3 недель) в оптическом (В, V, Д-фильтры) и радиодиапазоне (4.8—21.7 ГГц) позволит достовернее определить частоту максимума синхротронной компоненты, которая находится между этими диапазонами (в ИК/мм-области).
2. ВЫБОРКА VLSP-БЛАЗАРОВ
В последние годы на радиотелескопе РАТАН-600 ведется систематический мониторинг блазаров, создан и пополняется каталог объектов типа BLLaceгtae,1 наблюдающихся на РАТАН-600 [6]. На основе этого списка была создана выборка блазаров для оптического мониторинга на телескопе Цейсс-1000 в 2014 г. Среди источников этой выборки есть шесть, которые можно
1http://www.sao.ru/blcat/
отнести к VLSP-подклассу. Предварительная оценка ^peak проводилась нами с использованием
веб-инструмента SED Builder,2 разработанного для построения и анализа SED блазаров по архивным данным различных обзоров во всех диапазонах частот (от радио до гамма). На странице веб-сервиса SED Builder имеется встроенная возможность аппроксимации данных полиномом и вычисления необходимого нам параметра ^peak.
Исследуемая выборка представлена в таблице 1, где указаны экваториальные координаты (на эпоху 2000.0), красное смещение3 и предварительно оцененная нами частота максимума синхротронной компоненты ^peak.
3. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА 3.1. Радиодиапазон
В нашей работе мы использовали наблюдения, проведенные на радиотелескопе РАТАН-600 САО РАН в феврале, марте, июле и декабре 2014 г. на частотах 4.8, 7.7, 11.2 и 21.7 ГГц. Каждый источник наблюдался от пяти до двенадцати раз на каждой частоте. Описание методики наблюдений и обработки с использованием штатного комплекса радиометров можно найти в работе [12]. Наблюдательные данные обработаны с помощью штатного пакета FADPS [13]. Стандартные ошибки определения плотности потока равны: на частотах 4.8 и 7.7 ГГц — 3-5%, на частоте 11.2 ГГц — 4-10%, на частоте 21.7 ГГц — 10-14%. Средние значения измеренных плотностей потока для исследуемых блазаров приведены в таблице 2.
33.2. Оптический диапазон
Фотометрические наблюдения проводились на 1-м телескопе Цейсс-1000 САО РАН в фильтрах
2http://tools.asdc.asi.it/
3Данные из NED: http://ned.ipac.caltech.edu/
МНОГОВОЛНОВЫЕ КВАЗИОДНОВРЕМЕННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ШЕСТИ БЛАЗАРОВ 291 Таблица 2. Плотности потоков для исследуемых объектов на четырех радиочастотах
Name Date Î21.7GHz, Jy ill.2GHz, ^У ^7.7 GHz, Jy F4.8 GHz, Jy
PKS 0336-01 Dec 7-12 1.570 + 0.194 1.860 + 0.180 - 2.230 + 0.096
PKS 0446+11 Feb 12—Mar 8 0.634 + 0.078 0.782 + 0.031 - 0.694 + 0.021
PKS 0528+134 Feb 12—Mar 8 0.811 + 0.116 1.193 + 0.048 - 1.424 + 0.043
[НВ89] 1308+326 May 27-31 1.74 + 0.07 2.14 + 0.11 2.14 + 0.11 1.92 + 0.23
ЗС 345 Jul 7-12 5.669 + 0.538 5.704 + 0.285 - 5.846 + 0.234
PKS 2230+11 Dec 7-12 2.571 + 0.315 3.260 + 0.241 - 4.207 + 0.181
B, V (системы Джонсона), R (системы Казин-са) в феврале, мае, июле и ноябре 2014 г. Использовался штатный CCD-приемник EEV42-40 (2048x2048 пикселей) с азотным охлаждением. Получены три изображения исследуемых объектов в каждом фильтре, продолжительность экспозиции составила от 30 до 300 с в зависимости от яркости источника. Средний размер звездных изображений был около 2"—3" при хороших астроклиматических условиях. Все необходимые процедуры обработки производились с применением стандартных процедур в программе Maxim DL. В качестве объектов сравнения были выбраны звезды близкого цвета и яркости, расположенные в поле ПЗС-матрицы. Межзвездная экстинкция, таким образом, была одинаковой для опорного и исследуемого объекта и не требовала дополнительного учета. Средние значения стандартной ошибки определения звездной величины составили: в фильтре B — 0.8%, в фильтре V — 0.7%, в фильтре R — 0.4%. Для перехода от видимых звездных величин в плотности потока использовалась стандартная формула:
mi - m2 = -2.5 lg ^ .
J2
Здесь m1,m2 — звездные величины исследуемого и калибровочного объектов, f1,f2 — их плотности потока, соответственно. Если взять калибровочную плотность потока (fo), при которой звездная величина равна нулю (m = 0), т.е. записать
m-2 = 0, f2 = fo ,
то получим
mi = -2.5 lg^-,
fo
и искомая плотность потока
— mi
fi = Ю- fo •
Значения f0 взяты из работы Бесселя [14] и представлены в таблице 3 для каждого фильтра. Ре-
Таблица 3. Параметры фильтров и калибровочные значения плотности потока из [14]
Filter A, nm v, Hz /0, Jy
В 440 6.81 x 1014 4260
V 550 5.45 x 1014 3640
R 640 4.68 x 1014 3080
зультаты фотометрии исследуемых объектов приведены в таблице 4.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ
Результаты наблюдений в радио- и оптическом диапазонах (плотности потока и звездные величины) приведены в таблице 2 и таблице 4. Использовав измерения, полученные на РАТАН-600 и Цейсс-1000, мы построили спектральные распределения энергии шести исследуемых блазаров (показаны на рисунке).
Излучение блазаров в диапазоне от радио до оптического (иногда и до рентгеновского) определяется механизмом синхротронного излучения релятивистских частиц в магнитном поле [15—18]. Широкодиапазонный спектр на этом участке, с доминирующим синхротронным излучением, имеет степенной вид [19]; в исследованиях синхротронной компоненты для ее описания (например, нахождения экстремума) используют полином второй или третьей степени [5, 20—23].
При аппроксимации SED на участке 108—1015 Гц (синхротронная компонента) мы использовали полином второй степени — параболу:
^ (уР) = А + ВV) + СV)2 .
Для оценки частоты максимума синхротронной компоненты SED использовалось программное обеспечение для анализа данных и построения графиков OгiginLab. Результаты измерения vpeak для
13
12
W 11
ie io
8
1 1 1 1 1 1 1 1 . PKS 0336-01 1 1 1 1 1 1 1 1 1
:
МУФАХАРОВ и др. 12
—I—1—I—1—r
PKS 0446+11
~y—1—I—1—I—1—I—1—r
11 -
N T
â 10 О)
5 9
8
8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
log v, [Hz] log v, [Hz]
12 —1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1— 13
-.—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—|-
PKS 0528+134
11 -
N I
10 -
e
8
_l_I_I_I_I_I_L.
-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-
[HB89]1308+326
12 -
M1 11
io
8 9 10 11 12 13 14 15 16 log v, [Hz]
9 -
8_1_I_1_I_1_I_1_I_1_I_1_I_1_I_i-
8 9 10 11 12 13 14 15 16 logv, [Hz]
1-1-1-1-1-Г"
PKS 2230+11
—1—I—1—I—1—r-
_l_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L.
8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 logv, [Hz]
Спектральное распределение энергии для исследованных блазаров по данным Цейсс-1000 и РАТАН-600 и аппроксимация синхротронной компоненты параболой.
исследуемых блазаров представлены в таблице 5. FSRQ) [24], с доминирующим радиоядром. Судя
Далее приводятся комментарии по каждому из по кривой блеска этого объекта, представленной на
рассмотренных источников. сайте виртуальной обсерватории СПбГУ4 в конце
2014 г. наблюдались изменения звездной величины
4.1. PKS 0336-01 в Д-фильтре приблизительно с 15m7 до 17m2. В
Этот объект относят к квазарам с плоским -
радиоспектром (Flat-Spectrum Radio Quasar, http://lacerta.astro.spbu.ru/
Таблица 4. Звездные величины и соответствующие значения плотностей потока в различных фильтрах для исследуемых объектов
Name Date B, mag V, mag R, mag В, mJy V, mJy R, mJy
PKS 0336-01 Nov 19 17.65 + 0.12 17.54 + 0.09 17.21 + 0.05 0.36 + 0.0025 0.364 + 0.0018 0.384 + 0.0012
PKS 0446+11 Feb 2 18.14 + 0.15 18.16 + 0.13 18.61 + 0.10 0.229 + 0.0019 0.206 + 0.0015 0.106 + 0.0006
PKS 0528+134 Feb 2 - - 19.27 + 0.08 - - 0.0576 + 0.0002
[HB89] 1308+326 May 28 18.64 + 0.09 18.33 + 0.12 17.70 + 0.05 0.145 + 0.0007 0.176 + 0.001 0.245 + 0.0007
ЗС 345 Jul 24 18.37 + 0.26 18.18 + 0.20 17.76 + 0.07 0.185 + 0.0026 0.202 + 0.0023 0.231 + 0.0009
PKS 2230+11 Nov 19 17.39 + 0.10 16.78 + 0.07 16.50 + 0.06 0.457 + 0.0025 0.734 + 0.0031 0.739 + 0.0026
октябре этого года была зафиксирована вспышка в гамма-диапазоне [25], но в оптическом диапазоне в этот же период активности не было [26]. Спустя несколько недель в ближнем ИК-диапазоне было отмечено резкое поярчание этого объекта [27]. По данным мониторинга обсерватории Owens Valley Radio Observatory (OVRO),5 в конце 2014 г. плотность потока была относительно стабильной на 15 ГГц (примерно 2.4 Ян).
Наши наблюдения в оптическом диапазоне проводились 19 ноября 2014 г., наблюдения в радиодиапазоне — с 7 по 12 декабря 2014 г. При аппроксимации спектра параболой мы определили lg ^peak = 13.45 (четыре точки, приведенный к числу степеней свободы показатель xt = 0.0058), что несколько больше оцененной по архивным данным величины lg ^peak = 12.68.
Таблица 5. Результаты измерения ^peak для исследуемых блазаров (SAO); приведены также оценки по архивным данным (archive). Знаком «плюс» отмечены блазары, подтвержденные нами как VLSP
Name ig^peak VLSP
archive SAO
PKS 0336-01 12.68 13.45 -
PKS 0446+11 12.80 13.47 -
PKS 0528+134 11.96 12.66 +
[HB89] 1308+326 12.68 12.77 +
3C345 12.78 12.55 +
PKS 2230+11 12.86 13.46 -
4.2. PKS 0446+11
В каталоге Veron-Cetty и Veron классифицируется как объект типа BLLacertae [28]. Оптический спектр практически без линий [29], радиоспектр плоский [24]. По данным мониторинга OVRO, в радиодиапазоне в начале 2014 г. наблюдалось очередное повышение активности. Отметим, что характерным для PKS 0446+11 является достаточно медленный подъем (и угасание) на кривой блеска в радиодиапазоне во время активности, максимум достигается на временном масштабе порядка года. В течение 1—2 недель изменение плотности потока не превышает 10%.
Наши наблюдения в оптическом диапазоне проводились 2 февраля 2014 г., наблюдения в радиодиапазоне проводились с 12 февраля по 8 марта 2014 г. Из построенного SED видно (см. рисунок), что положение точек в оптическом диапазоне
5http://www.astro.caltech.edu/ovroblazars/data/
/data.php
повлияло на проведение аппроксимирующей кривой таким образом, что максимум оказался выше ожидаемой величины. По архивным данным с использованием веб-сервиса SED Builder получено lg ^peak = 12.80. Используя собственные измерения, мы определили lg ^peak = 13.47 (шесть точек, XV = 0.055).
4.3. PKS 0528+134
У этого блазара наблюдается джет в радиодиапазоне [30], в литературе классифицируется как FSRQ [24].
Наблюдения в оптическом диапазоне проводились 2 февраля, а в радиодиапазоне — с 12 февраля по 8 марта 2014 г. Объект удалось наблюдать только в Д-фильтре (3 экспозиции по 300 с), в остальных фильтрах за время 600 с не удалось накопить достаточное число фотонов для оценки звездной величины. В ноябре также делалась
294
МУФАХАРОВ и др.
попытка фотометрии этого источника, но он по-прежнему находился в слабом состоянии (слабее 19 звездной величины в Д-фильтре).
При аппроксимации спектра параболой мы определили ^ vpeak = 12.66 (четыре точки,
X2 = 0.0015). По архивным данным,
^ак = 11.96.
4.4. [НВ89]1308+326
Объект типа BLLaceгtae, со слабыми эмиссионными линиями, родительская галактика не обнаруживается [31, 32]. В середине апреля 2014 г. отмечена сильная вспышка в гамма-диапазоне [33], но последующее наблюдение в оптическом диапазоне не выявило отличия от обычного состояния [34]. В первой половине 2014 г. состояние объекта можно считать активным в радиодиапазоне (по данным мониторинга ОУНО, плотность потока на 15 ГГц — около 0.5 Ян).
Наблюдения в оптическом диапазоне проводились 28 мая 2014 г. Наблюдения в радиодиапазоне проводились пять раз с 27 по 31 мая 2014 г. Нами получено значение ^ vpeak = 12.77 (семь точек,
X2 = 0.0017), что хорошо согласуется с результатом определения по архивным данным — ^ vpeak = = 12.68.
4.5. 3С 345
Этот объект относят к FSRQ-блазарам [24], с доминирующим радиоядром [35]. В оптическом диапазоне в 2014 г. этот блазар находился в спокойном состоянии, чуть ярче 18 звездной величины в Д-фильтре (данные с сайта виртуальной обсерватории СПбГУ), в радиодиапазоне продолжилось небольшое понижение яркости, начавшееся в 2013 г. — приблизительно с 6 до 5 Ян (мониторинг OVRO).
Наблюдения в оптическом диапазоне проводились 24 июля 2014 г., наблюдения в радиодиапазоне проводились за две недели до этого, с 7 по 12 июля 2014 г. При аппроксимации спектра параболой мы определили ^ vpeak = 12.55 (четыре точки, х2 = 0.0071). По архивным данным, vpeak = 12.78. Второй случай в нашей выборке, когда оцененное по нашим квазиодновременным данным значение очень близко (и даже чуть меньше) к определенному по архивным данным.
4.6. PKS 2230+11
По наблюдательным проявлениям классифицируется как типичный блазар [36] и как квазар с сильной поляризацией в оптическом диапазоне (более 3%) [28]; наблюдается джет в радиодиапазоне [30]. При проведении многоволнового мониторинга 2005 г. было отмечено существенное изменение вида SED этого блазара во время вспышки [36]. Из SED в этой работе можно визуально оценить, что величина ^peak уменьшилась примерно на порядок по мере распространения активности в низкочастотную область спектра. Судя по кривой блеска этого объекта, представленной на сайте виртуальной обсерватории СПбГУ, в конце 2014 г. была небольшая вспышка в оптическом диапазоне — уярчение примерно на одну звездную величину в Д-фильтре (в сравнении со спокойным состоянием в середине года). Возможно, такая активность связана со вспышкой в гамма-диапазоне, отмеченной в это же время года (в конце октября) [37].
Наши наблюдения в оптическом диапазоне проводились 19 ноября 2014 г., наблюдения в радиодиапазоне проводились спустя три недели, с 7 по 12 декабря 2014 г. При аппроксимации спектра параболой мы определили lg ^peak = 13.46 (четыре точки, X2 = 0.0015). По архивным данным, lg ^peak = = 12. 86.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В данной работе представлены новые наблюдательные данные в радио и оптическом диапазоне для шести блазаров, которые по архивным неодновременным данным относятся к VLSP-типу ^^ < 1013 Гц). Мы оценили значение параметра vpeak по квазиодновременным наблюдениям телескопов Цейсс-1000 и РАТАН-600, разница в наблюдательных эпохах составила не более 2—3 недель. В результате, для источников Р^ 0446+11, [НВ89] 1308+326 и 3С345 подтвердилась их классификация по vpeak как VLSP.
Для остальных трех блазаров (Р^0336—01, Р^ 0446+11 и Р^ 2230+11), наши расчеты показали vpeak > 1013 Гц. Мы получили очень близкое к оцененному по архивным данным значение vpeak для [НВ89] 1308+326 и 3С 345.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность О. Спиридоновой, М. Габдееву и А. Москвитину за помощь в
проведении наблюдений на Цейсс-1000. Наблюдения проведены при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение №14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004). Работа частично выполнена за счет средств субсидии, выделенной в рамках государственной поддержки Казанского (Приволжского) федерального университета в целях повышения его конкурентоспособности среди ведущих мировых научно-образовательных центров.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. C. M. Urryand P. Padovani, Publ. Astron. Soc. Pacific 107,803(1995).
2. R. M. Sambruna, L. Maraschi, and C. M. Urry, Astrophys. J. 463,444(1996).
3. P. Padovani and P. Giommi, Astrophys. J. 444, 567 (1995).
4. S. Anton and I. W. A. Browne, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 356, 225 (2005).
5. E. Nieppola, M. Tornikoski, and E. Valtaoja, Astron. and Astrophys. 445, 441 (2006).
6. M. G. Mingaliev, Y. V. Sotnikova, R. Y. Udovitskiy, et al., Astron. and Astrophys. 572, A59 (2014).
7. P. Giommi, G. Polenta, A. Lahteenmaki, et al., Astron. and Astrophys. 541, A160 (2012).
8. S. Cutini, S. Ciprini, M. Orienti, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 445, 4316 (2014).
9. P. Giommi, P. Padovani, G. Polenta, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 420, 2899 (2012).
10. P. Giommi, P. Padovani, and G. Polenta, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431, 1914(2013).
11. F. D'Ammando, C. M. Raiteri, M. Villata, et al., Astron. and Astrophys. 529, A145 (2011).
12. M. G. Mingaliev, Y. V. Sotnikova, I. Torniainen, et al., Astron. and Astrophys. 544, 1 (2012).
13. O. V. Verkhodanov, ASP Conf. Ser. 125, 46(1997).
14. M. S. Bessell, Publ. Astron. Soc. Pacific 91, 589 (1979).
15. J. N. Bregman, A. E. Glassgold, P. J. Huggins, et al., Nature 293,714(1981).
16. C. M. Urry and R. F. Mushotzky, Astrophys. J. 253, 38(1982).
17. C. D. Impey and G. Neugebauer, Astron. J. 95, 307 (1988).
18. A. P. Marscher, ASP Conf. Ser. 144,25(1998).
19. G. B. Rybicki and A. P. Lightman, Radiative Processes in Astrophysics (1979).
20. A. Comastri, S. Molendi, and G. Ghisellini, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 277, 297 (1995).
21. H. Kubo, T. Takahashi, G. Madejski, et al., Astrophys. J. 504,693(1998).
22. A. A. Abdo, M. Ackermann, I. Agudo, et al., Astrophys. J. 716,30 (2010).
23. Planck Collaboration, J. Aatrokoski, P. A. R. Ade, et al., Astron. and Astrophys. 536, A15 (2011).
24. S. E. Healey, R. W. Romani, G. B. Taylor, et al., Astrophys. J. Suppl. 171, 61 (2007).
25. S. Ciprini, The Astronomer's Telegram, No. 6568 (2014).
26. R. Nesci, The Astronomer's Telegram, No. 6577 (2014).
27. L. Carrasco, A. Porras, E. Recillas, et al., The Astronomer's Telegram, No. 6662 (2014).
28. M.-P. Veron-Cetty and P. Veron, Astron. and Astrophys. 455, 773 (2006).
29. J. P. Halpern, M. Eracleous, and J. R. Mattox, Astron. J. 125, 572 (2003).
30. F. K. Liu and Y. H. Zhang, Astron. and Astrophys. 381,757(2002).
31. M. Stickel, J. W. Fried, and H. Kuehr, Astron. and Astrophys. Suppl. 98, 393(1993).
32. J. K. Kotilainen, T. Hyvonen, and R. Falomo, Astron. and Astrophys. 440, 831 (2005).
33. B. Sara, The Astronomer's Telegram, No. 6068 (2014).
34. R. Nesci, A. Caravano, and L. Villani, The Astronomer's Telegram, No. 6072 (2014).
35. R. A. Laing, J. M. Riley, and M. S. Longair, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 204, 151 (1983).
36. U. Bach, C. M. Raiteri, M. Villata, et al., Astron. and Astrophys. 464, 175(2007).
37. S. Cutini, The Astronomer's Telegram, No. 6631 (2014).
Multifrequency Quasi-Simultaneous Observations of Six Low-Synchrotron Peaked Blazars
T. V. Mufakharov, Yu. V. Sotnikova, M. G. Mingaliev, and A. K. Erkenov
We made an estimation of the synchrotron peak frequency (^peak) of the spectral energy distribution (SED) for six blazars. These objects were selected as very-low-synchrotron peaked (VLSP) blazar candidates (with fpeak < 1013 Hz). We have built the SED of the studied objects using quasi-simultaneous observations on the SAO RAS Zeiss-1000 and RATAN-600 telescopes and made an estimation of the synchrotron peak frequency. As a result, three sources (PKS 0446+11, [HB89] 1308+326, and 3C 345) were confirmed as VLSP, for the three remaining blazars the calculations have shown vpeak > 1013 Hz.
Keywords: quasars: general—BLLacertae objects: general—galaxies: nuclei—galaxies: jets—radio continuum: galaxies
