Радио - и оптические свойства блазара PKS 1614+051 на z = 3.21 Текст научной статьи по специальности «Физика»

УДК 524.883-75-76+524.883-77-56

Радио- и оптические свойства блазара PKS 1614+051 на z = 3.21

© 2024 Ю. В. Сотникова1'2*, А. Г. Михайлов1, А. Е. Вольвач3, Д. О. Кудрявцев1, Т. В. Муфахаров1,2, В. В. Власюк1, М. Л. Хабибуллина1, А. А. Кудряшова1, М. Г. Мингалиев]1'2, А. К. Эркенов1, Ю. А. Ковалев4, Ю. Ю. Ковалев5,

М. А. Харинов6, Т. А. Семенова1, Р. Ю. Удовицкий1, Н. Н. Бурсов1, С. А. Трушкин1, О. И. Спиридонова1, А. В. Попков7 4, П. Г. Цыбулев1, Л. Н. Вольвач3, Н. А. Нижельский1, Г. В.Жеканис1, К. В. Южанина1,2

1 Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия 3Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, 298409 Россия 4Астрокосмический центр Физического института им. П. Н. Лебедева РАН, Москва, 117997 Россия 5Радиоастрономический институт им. Макса Планка, Бонн, 53121 Германия 6Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, 191187 Россия 7Московский физико-технический институт, Долгопрудный, 141700 Россия Поступила в редакцию 17 сентября 2024 года; после доработки 10 октября 2024 года; принята к публикации 15 октября 2024 года

В работе представлено исследование радио- и оптических свойств HFP (high-frequency peaker) блазара PKS 1614+051 на красном смещении z = 3.21. Исследование основано на данных, охватывающих период времени с 1997 по 2024 г. Радиоданные представлены квазиодновременными измерениями на частоте 1 —22 ГГц на радиотелескопе РАТАН-600 САО РАН, данными на частотах 5 и 8 ГГц телескопов РТ-32 ИПА РАН и данными на частоте 37 ГГц телескопа РТ-22 КрАО РАН. Оптические измерения в полосе R получены с помощью 1-м телескопа Цейсс-1000 и 0.5-м телескопа AS-500/2 САО РАН; дополнительно были использованы архивные данные ZTF. Обнаружены низкая переменность (индекс переменности 0.1—0.2) и медианный спектральный максимум на частоте 4.6 ГГц, который остается неизменным в течение длительного периода мониторинга. Анализ кривых блеска в радиодиапазоне показывает значительные временные задержки (от 0.6 до 6.4 лет) между излучением на разных частотах, а также временные масштабы переменности от 0.2 до 1.8 лет в системе отсчета источника, что согласуется с характеристиками блазаров на меньших красных смещениях. Спектральное моделирование предполагает наличие как процессов синхротронного самопоглощения (SSA), так и процессов свободно-свободного поглощения (FFA). На основании модели SSA были получены оценки величины магнитного поля, которые показывают максимум около 100 мГс. Спектроскопическое исследование с помощью спектрографа SCORPIO-1 на БТА САО РАН выявило признаки направленного движения нейтральной водородной оболочки вокруг центра блазара, что подтверждает наличие достаточного количества газообразного вещества для формирования внешнего экрана FFA. Полученные результаты подчеркивают важность многоволнового и долговременного мониторинга для понимания физических механизмов, определяющих переменность блазаров на больших красных смещениях.

Ключевые слова: галактики: активные — галактики: далекие — галактики: струйные выбросы — блазары: отдельные: PKS 1614+051 — радиоконтинуум: галактики

В. Муфахаров1,2, М. Г. Мингалиев

1. ВВЕДЕНИЕ

Блазары представляют собой подкласс радиогромких квазаров, релятивистские джеты которых, усиливаемые эффектом Доплера, направлены под малым углом к лучу зрения наблюдателя (Urry and

E-mail: [email protected]

Ра^уаш, 1995). Это делает их видимыми даже на больших красных смещениях. Далекие квазары (г > 3) предоставляют информацию о росте сверхмассивных черных дыр и эволюции активных ядер галактик (АЯГ) в ранней Вселенной с возрастом 5—15% от текущего (Ап е1 а1., 2020). Пространственное распределение блазаров имеет

пик на z ~ 3 (Diana et al., 2022), и хотя число обнаруженных далеких квазаров выше этого красного смещения продолжает расти, доля далеких радиогромких квазаров все еще невелика (Bafiados et al., 2021; Ighina et al., 2023; 2024), а Поскольку морфология и кинематика джетов известна для еще более ограниченного числа далеких блазаров, то континуальные наблюдения с помощью одиночных радиотелескопов становятся важным инструментом изучения этих объектов. Детальный анализ радиоспектров далеких блазаров может помочь установить физические процессы, протекающие в них, и определить механизмы, питающие центральную машину. Многоволновой долговременный мониторинг переменности квазаров также служит полезным инструментом для исследования их физических характеристик.

Согласно каталогу BZCAT (Massaro et al., 2009), далекий (z = 3.21, Wilkes et al., 1983) источник PKS 1614+051 (или J1616+0459) представляет собой яркий радиогромкий квазар с плоским спектром (FSRQ — flat spectrum radio quasar). Кроме того, PKS 1614+051 является одним из первых известных источников с пиковым радиоспектром (PS) (O'Dea, 1990; O'Dea et al., 1991; Sotnikova et al., 2021) с максимумом на частоте 4—5 ГГц, что определяет его также как объект HFP (high-frequency peaker) (Dallacasa et al., 2000; Tinti et al., 2005; Orienti et al., 2006a). На исторических временных масштабах форма его спектра остается относительно постоянной. В рамках программы многочастотного мониторинга РАТАН-600 (Sotnikova et al., 2024) индекс переменности был определен как 0.10 на частоте 5 ГГц на масштабе наблюдений в 43 года и как 0.20 на частоте 22 ГГц. Основные механизмы, которые могут быть ответственны за пик в спектре PS-источников, включают синхротронное самопоглощение (SSA, Pacholczyk 1970; Snellen et al. 1998) и свободно-свободное поглощение (FFA, Bicknell et al., 1997). Эти процессы создают наблюдаемую антикорреляцию между частотой пика и размером источника (Fantietal., 1990; O'Dea and Baum, 1997). Согласно этой зависимости, HFP-источники являются очень компактными (размером несколько кпк), что позволяет сделать предположение об их молодости или окружении плотной средой (O'Dea and Saikia, 2021). Анализ оптических данных (Stanghellini et al., 1993; Snellen et al., 2002; Orienti et al., 2010; Husband et al., 2015) показал наличие компаньонов вблизи многих объектов HFP, расположенных в галактиках. Это подтверждает гипотезу о том, что взаимодействия между галактиками играют решающую роль в происхождении радиоизлучения от таких молодых объектов.

PKS 1614+051 интересен как далекий HFP-квазар, который может быть хорошим кан-

дидатом в очень молодые источники с возрастом 102—103 лет (Dallacasa et al., 2000). Согласно предположению о молодом возрасте HFP-квазаров (например, Blake, 1970; Phillips and Mutel, 1982), такие объекты будут эволюционировать в протяженные радиогалактики и квазары (например, FRI или FRII). Однако, поскольку пиковая форма спектра также встречается у компактных радиоисточников, таких как периодически вспыхивающие блазары, необходимо различать по-настоящему молодые компактные радиоисточники и блазары. Поэтому нужны многоволновые и долговременные исследования HFP-источников.

В этой работе представлены результаты многоволнового анализа переменности блазара PKS 1614+051 за период в 27 лет (с 1997 по 2024 г.) в системе отсчета наблюдателя. Был проведен анализ эволюции радиоспектра PKS 1614+051 на семи частотах: 1, 2, 5, 8, 11, 22 и 37 ГГц с использованием мгновенных спектров РАТАН-600 (САО РАН) и данных телескопов РТ-22 (КрАО РАН) и РТ-32 (ИПА РАН). Оптические исследования проведены с помощью спектрографа SCORPIO-1 на 6-м телескопе БТА (САО РАН), их целью было получение длинноще-левых спектров с разрешением 1 нм во всем оптическом диапазоне (380—740 нм). Переменность в оптическом фильтре R анализировалась на основе данных, полученных с 1-ми 0.5-м телескопов САО РАН и из архива данных ZTF (Bellm et al., 2019). Целью данной работы является изучение физических процессов, влияющих на переменность и спектральную эволюцию блазаров, на основе оптических ирадио- данных в широком диапазоне частот. Исследование спектральных характеристик, масштабов переменности и механизмов поглощения дает возможность понять физику джетов и роль окружающей среды в эволюции далеких блазаров.

Статья организована следующим образом: детали наблюдений и кривые блеска в радиодиапазоне описаны в разделе 2; свойства переменности представлены в разделе 3; в разделе 4 построены мгновенные радиоспектры на частотах 1 —37 ГГц с целью смоделировать их с помощью механизмов SSA и FFA и измерить переменность магнитного поля; в разделе 5 представлены результаты новых оптических исследований PKS 1614+051 с помощью спектрографа SCORPIO-1 на телескопе БТА; общие результаты работы обсуждаются в разделе 6. В данной работе мы использовали стандартную ЛCDM космологическую модель плоской Вселенной с H0 = 70 км с-1 Мпк-1, Qm = 0.3 и Qvac = 0.7, в которой 1 мсд угловой размер соответствует проекции линейного размера 7.5 пк на z = 3.21.

1.5

1.2 £ 0.9

'и с О

-о § 0.6

0.3

i 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i 1 г

37 GHz 22 GHz 11GHz 8 GHz 5 GHz 2 GHz 1 GHz

_I_I_I_I_I_i_

1995 1998 2001 2004 2007 2010 2013 2016 2019 2022 2025

Г.росЬ, уге

Рис. 1. Многоволновые кривые блеска блазара PKS 1614+051 за период 1997—2024 гг. Серый участок — период ежедневных наблюдений на 5 ГГц (см. описание наблюдений на РАТАН-600).

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

В работе представлены данные радиоизмерений в диапазоне 1—37 ГГц на временном интервале в 27 лет. Телескопы, данные которых использовались, и общие детали наблюдений приведены в таблице 1. Так как частоты наблюдений РТ-32 (5.05, 8.63 ГГц) и РАТАН-600 (4.7, 8.2 ГГц) близки, в дальнейшем анализе были приняты их округленные значения: 5 и 8 ГГц. Остальные частоты — 21.7/22.3, 11.2, 2.3, 0.96/1.2 ГГц — были также округлены: 22, 11, 2, и 1 ГГц.

Исторический радиоспектр PKS 1614+051 был построен на основе литературных источников с помощью базы данных CATS (Verkhodanov et al., 2005; 1997). Исследуемый блазар является ярким радиоисточником и наблюдался в почти 50 радиообзорах в диапазоне частот от МГц до десятков ГГц. Полное число литературных данных составляет 913 измерений. В таблице 2 представлен список основных каталогов, которые были использованы в настоящей работе (Nobs > 5).

2.1. Наблюдения в радиоконтинууме

Наблюдения на радиотелескопе РАТАН-600 проводились в период времени 1997—2024 гг. в диапазоне частот 1—22 ГГц. Часть измерений была ранее опубликована в работах Mingaliev et al. (2012), Sotnikova et а1. (2019, 2021). Мгновенные спектры РАТАН-600 были получены в течение 3—5 минут на частотах 0.96/1.1/1.2, 2.3, 4.7, 7.7/8.2, 11.2 и 21.7/22.3 ГГц (Раг^ку, 1993; Veгkhodanov, 1997; Kovalev et al., 1999; Tsybulev, 2011; Udovitskiy et а1., 2016; Tsybulev et а1., 2018; Sotnikova, 2020).

2019.4 2019.6

2019.8 2020.0 Epoch, yrs

2020.2 2020.4

Рис. 2. Кривая блеска PKS 1614+051 за 2019-2020 гг., полученная на РАТАН-600 на частоте 5 ГГц. Красная линия показывает изменение плотности потока с отрицательным наклоном -0.08 Ян год-1.

Дополнительные измерения Р^ 1614+051 на частоте 4.7 ГГц проводились ежедневно в период 31.05.2019-07.06.2020 на РАТАН-600 в режиме радиообзора. Наблюдения на трех/четырех-лучевом комплексе радиометров были проведены на частоте 4.7 ГГц (таблица 3), при этом измерения каждого из подканалов усреднялись. Данные содержат 337 эпох наблюдений (рис. 2). Среднее значение спектральной плотности потока 1.1 Ян со стандартным отклонением 0.03 Ян на 4.7 ГГц. Средние эпохи наблюдений (гггг.мм.дд и гггг.гг), значения спектральной плотности потока и их ошибки представлены в таблице 5. Подробности проведения наблюдений и обработки данных описаны в статьях Majoгova et а1. (2023) и Kudгyashova et а1. (2024).

Наблюдения на частотах 5.05 и 8.63 ГГц для

Таблица 1. Инструменты, использованные в наблюдениях

Телескоп Организация Период Диапазон

РАТАН-600 САО РАН 1997-2024 1-22 ГГц

РТ-32 ИПА РАН 2022-2024 5, 8 ГГц

РТ-22 КрАО РАН 2005-2024 37 ГГц

Цейсс-1000 САО РАН 2023-2024 R

AS-500/2 САО РАН 2023-2024 R

48-дюймовый Шмидт ZTF Palomar 2018-2023 ZTF-r

БТА CAO РАН 2024 350-750 нм

Таблица 2. Литературные данные, используемые в настоящей работе. В колонках таблицы указаны: (1) — инструмент или название каталога, (2) — период наблюдений, (3) — число измерений, (4) — частота, (5) — ссылка

Название каталога Период Nobs Частота, ГГц Ссылка

(1) (2) (3) (4) (5)

GBIMO 1988-1994 578 2.25, 8.3 Lazio et al. (2001)

CGR15 2008-2009 142 15 Richards et al. (2011)

RCSP 1980-1981 25 0.365-11.1 Bursov et al. (1996)

GPSra 2006-2010 24 1.1,2.3,4.8,7.7, 11.2,21.7 Mingaliev et al. (2012)

MGPS2 1996-1997 22 2.3,4.8, 7.7, 11.2,21.7 Murphy et al. (2007)

GLEAM 2013-2014 21 0.076-0.220 Hurley-Walker et al. (2017)

GPSDa 1998-2000 11 1.4,5.0, 8, 15,22 Dallacasa et al.(2000)

GPSTi 2000 8 1.4, 1.7,4.5, 5.0,8.1,8.5, 14.9,22.5 Tinti et al. (2005)

Kov97 1997 6 2.3, 3.9,7.7, 11.2,21.7 Kovalev et al. (1999)

РАТАН-600 2011-2016 5 1.2, 2.3,4.8,7.7, 11.2 Sotnikova et al. (2019)

РАТАН-600 2012-2020 10 2.3,4.8,7.7, 11.2, 22 Sotnikova et al. (2021)

нескольких эпох были получены с сентября 2022 г. по июль 2024 г. с использованием двух радиотелескопов РТ-32 в обсерваториях Зеленчукская и Бадары (Shuygina et al., 2019). Обе антенны и приемники имеют схожие параметры: ширина полосы принимаемых частот А/0 = 900 МГц с центральными частотами, приведенными выше; ширина диаграммы направленности на уровне половинной мощности HPBW = 7 '0 и 3 '9 соответственно; предел по плотности потока AF достигает 20 мЯн на одном скане с постоянной времени 1 с для обеих частот при оптимальных условиях наблюдений. Наблюдения были проведены в режиме сканирования по углу места и обработаны с помощью оригинального программного пакета CV (Kharinov and Yablokova, 2012) и базы данных радиометрических наблюдений. Методы проведения наблюдений и обработки данных детально описаны в Vlasyuk et al. (2023). Значения спектральной плотности потока Sv, их ошибки а и средние эпохи наблю-

дения (гггг.мм.дд и гггг.гг приведены в таблице 4, оценки плотности потока на частотах 5 и 8 ГГц представлены на рис. 1.

Наблюдения на частоте 36.8 ГГц (далее 37 ГГц) были получены с помощью радиотелескопа РТ-22. Для получения данных были использованы модуляционные приемники. Антенная температура источника измерялась как разность между сигналами радиометра в двух положениях антенны, когда радиотелескоп попеременно был сфокусирован на источнике одним либо другим приемным рупором. Наблюдения блазара состоят из 5—20 таких измерений для достижения необходимого уровня отношения сигнал/шум. Детали проведения наблюдений и обработки данных представлены в работах Sotnikova et al. (2022) и Volvach et al. (2023).

Наблюдения на РТ-22 покрывают временной интервал с мая 2005 по июнь 2024 г. Спектральные плотности потока, их ошибки и средние эпохи наблюдений представлены в таблице 6. Кривая

Таблица 3. Параметры радиометров континуума и параметры антенны для вторичных зеркал 1 и 5 РАТАН-600: центральная частота /0, ширина полосы А/о, уровень обнаружения точечного источника на единицу углового разрешения AF. FWHM — угловое разрешение вдоль оси прямых восхождений RA и склонений Dec, рассчитанное для средних углов наблюдений

/о, А/о, A F, FWHM,

ГГц ГГц мЯн луч-1 угл. сек.

Вторичное зеркало 1

22.3 2.5 50 0.17 х 1.6

11.2 1.4 15 0.34 х 3.2

8.2 1.0 10 0.47x4.4

4.7 0.6 8 0.81 х 7.6

2.25 0.08 40 1.7 х 16

1.25 0.08 200 3.1 х 27

Вторичное зеркало 5

4.40-4.55 0.15 10 1.5x35

4.55-4.70 0.15 10 1.5x35

4.70-4.85 0.15 10 1.5x35

4.85-5.00 0.15 10 1.5x35

блеска на частоте 37 ГГц представлена на рис. 1. Данные до 2012 г. были ранее опубликованы в работе Vol'vach et al. (2015).

2.2. Оптические наблюдения

Спектры PKS 1614+051 получены в ночь 14/15 июля 2024 г. в резервное время директора на 6-м телескопе (БТА) с помощью спектрографа SCORPIO-1 (Afanasiev and Moiseev, 2005). Атмосферные условия были хорошими: превосходная прозрачность, качество изображений, измеряемое как ширина звездного профиля на половине высоты на спектральном накоплении, составляло около 1'.'8 даже для воздушной массы 2.0. В спектральных наблюдениях использовалась щель шириной 1 '.'2 в сочетании с голографической решеткой с объемным фазированием 550G из стандартного набора оборудования SCORPIO-1'.

Такая настройка прибора с чипом с обратной засветкой E2V CCD 42-40 размером 2048 х 2048 пикселей в качестве детектора дают спектральное разрешение около 1 нм во всем спектральном диапазоне между 380 и 740 нм. Полная экспозиция была сформирована из трех отдельных

'https://www.sao.ru/hq/lsfvo/devices/scorpio/ scorpio.html

10-минутных экспозиций. Спектры обрабатывались с помощью пакета, описанного в работе Vlasyuk (1993). Форма спектра корректировалась с помощью наблюдений спектрофотометрических стандартов из Massey et al. (1988).

Фотометрические данные в период с февраля 2023 по сентябрь 2024 г. получены на оптических рефлекторах 1-м Цейсс-1000 и 0.5-м AS-500/2. Дополнительно были использованы архивные данные проекта ZTF за период 2018—2023 гг. Подробная информация об инструментах представлена в работах Komarov et al. (2020) и Vlasyuk et al. (2023). Основные характеристики инструментального комплекса рефлектора AS-500/2 описаны в Valyavin et al. (2022). Для улучшения эффективности исследований на 0.5-м телескопе в фокус Кассегрена в июле 2023 г. была установлена ПЗС-камера Andor IXonEM+897.

Данная ПЗС-камера размером 512 х 512 пикселей с квантовой эффективностью 90% в диапазоне 450—700 нм обеспечивает поле зрения размером 7' с шагом данных 0 '.'82 на пиксель (1пиксель = 16 мкм). Шум считывания системы 6 e-, а рабочая температура ПЗС-детектора была выбрана так, чтобы минимизировать величину темнового тока приемника. Таким образом, статистический шум от фона темного неба в широкополосных фотометрических исследованиях доминирует над шумом системы на экспозициях длительностью от 30с. Обе ПЗС-камеры оснащены аналогичными наборами светофильтров, которые близки к стандартной системе Джонсона—Казинса с учетом кривой спектральной чувствительности камер. Типичное время экспозиции в наблюдениях PKS 1614+051 составило 300 с для Цейсс-1000 и 90-120 с для AS-500/2.

Для измерений плотности потока блазара были выполнены стандартные этапы обработки, описанные в Vlasyuk (1993) и Bychkova et al. (2018). Оценки блеска источника определялись путем сравнения с потоками от вторичных стандартов в том же поле. Последние получены из измерений потоков объектов в поле PKS 1614+051 и звезд-стандартов вблизи блазаров S5 0716+71 и Ton 599 из Gonzalez-Perez et al. (2001).

Для проведения совместного анализа радио- и оптических данных наблюдения в рамках одной ночи усреднялись и пересчитывались в спектральные плотности потока с использованием констант из статьи Mead et al. (1990). Оптические данные получены в ходе 379 ночей наблюдения в период с марта 2018 г. по сентябрь 2024 г. Кривая блеска, состоящая из собственных измерений и данных ZTF, представлена на рис. 3.

Таблица 4. Измерения спектральной плотности потока блазара РК5 1614+051 на РАТАН-600 и РТ-32. В колонках таблицы указаны: (1) и (2) — дата и эпоха наблюдений в формате гггг.мм.дд и гггг.гг соответственно, (3—8) — плотности потока на частотах от 1 до 22 ГГц и их ошибки в Ян, (9) — инструмент. Приведен фрагмент, полная версия доступна онлайн в базе данных VizieR. Измерения, опубликованные в работах М^аНеу е1 а1. (2012) и БоЫкоуа е1 а1. (2019, 2021), отмечены в базе данных звездочкой

Date Epoch S22 ± о\ Su ±<т, S8 ± cr, S5 ± cr, S2±a, Si ±<r. Instrument

yyyy.mm.dd УУУУ-УУ Jy Jy Jy Jy Jy Jy

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

1997.03.18 1997.21 0.7 +0.01 0.81 + 0.01 0.69 + 0.02 0.2 + 0.02 RATAN-600

1997.06.21 1997.47 0.32 + 0.04 0.71+0.01 0.84 + 0.05 0.91 + 0.04 0.77 + 0.22 RATAN-600

1997.09.13 1997.70 0.59 + 0.12 0.82 + 0.01 0.76 + 0.03 0.78 + 0.03 RATAN-600

1997.12.10 1997.94 0.33 + 0.06 0.68 + 0.03 0.78 + 0.03 0.86 + 0.01 0.55 + 0.01 RATAN-600

1998.04.16 1998.29 0.27 + 0.08 0.59 + 0.03 0.8 + 0.02 0.97 + 0.02 0.74 + 0.03 0.16 + 0.03 RATAN-600

Таблица 5. Ежедневные измерения спектральной плотности блазара РКЗ 1614+051 РАТАН-600 в 2019—2020 гг. В колонках таблицы указаны: (1) и (2) — дата и эпоха наблюдений в формате гггг.мм.дд и гггг.гг соответственно, (3) — плотности потоков на 5 ГГц и их ошибки в Ян. Показан короткий пример; полная версия доступна онлайн в базе данных VizieR

Date Epoch S5 ± cr, Date Epoch S5 ± cr, Date Epoch S5 ± cr,

yyyy.mm.dd УУУУ-УУ Jy yyyy.mm.dd УУУУ-УУ Jy yyyy.mm.dd УУУУ-УУ Jy

(1) (2) (3) (1) (2) (3) (1) (2) (3)

2019.05.31 2019.41 1 16 + 0.01 2019.07.03 2019.50 1.14 + 0.03 2019.08 04 2019.59 1.14 + 0.01

2019.06.01 2019.42 1 18 + 0.08 2019.07.04 2019.51 1.10 + 0.01 2019.08 05 2019.59 1.12 + 0.01

2019.06.02 2019.42 1 17 + 0.01 2019.07.05 2019.51 1.14 + 0.01 2019.08 06 2019.60 1.13 + 0.01

2019.06.03 2019.42 1 15 + 0.01 2019.07.06 2019.51 1.10 + 0.01 2019.08 07 2019.60 1.14 + 0.01

2019.06.04 2019.42 1 15 + 0.01 2019.07.07 2019.52 1.10 + 0.01 2019.08 09 2019.61 1.11+0.01

2.3. Многоволновые кривые блеска

На рис. 1 представлены многоволновые кривые блеска РКЗ 1614+051 за период наблюдений с марта 1997 по июль 2024 г. в диапазоне частот 1—22 ГГц и с мая 2005 по июль 2024 г. на частоте 37 ГГц. Низкочастотные кривые блеска на 1—2 ГГц содержат продолжительные пропуски из-за сильных радиопомех, кривая блеска на 22 ГГц также имеет несколько пробелов из-за плохих условий наблюдений. Кривые блеска показывают медленное изменение спектральной плотности потока с одной большой вспышкой, которая хорошо заметна в диапазоне 5—22 ГГц и началась в конце 2009 г. На частотах 8—22 ГГц данная вспышка закончилась в середине 2022 г., а на частоте 5 ГГц вспышка до сих пор не закончилась. Для частоты 37 ГГц на рис. 1 видна иная картина: присутствует одна большая вспышка с максимальной спектральной плотностью потока £37 = 0.55 Ян в январе 2014 г. и несколько слабых, хорошо локализованных вспышек в 2009, 2020 и 2022 гг.

£ m

с 1) -о

р

2018 2019 2020 2021 2022 2023 2024 2025

КросИ, уге

Рис. 3. Оптическая кривая блеска РКЗ 1614+051 в фильтре Я за 2018—2024 гг., включающая оригинальные данные и архивные измерения 2ТК

3. АНАЛИЗ ПЕРЕМЕННОСТИ

В этом разделе проводится анализ свойств переменности с привлечением стандартных подхо-

Таблица 6. Измерения спектральной плотности потока блазара РК5 1614+051 на 37 ГГц, полученные с помощью РТ-22. В колонках таблицы указаны: (1) — эпоха гггг.мм.дд, (2) — эпоха гггг.гг, (3) — плотность потока на 37 ГГц с ошибками определения. Приведен фрагмент; полная версия доступна онлайн в базе данных VizieR

Эа1е, ЕросИ, ¿>37 ± <7, Эа1е, ЕросИ, ¿>37 + <7, Эа1е, ЕросИ, ¿>37 + <7,

yyyy.mm.dd УУУУ-УУ yyyy.mm.dd УУУУ-УУ •1у yyyy.mm.dd УУУУ-УУ •1у

(1) (2) (3) (1) (2) (3) (1) (2) (3)

2005.05.29 2005.41 0.18 + 0.06 2009.04.23 2009.31 0.32 + 0.09 2012.05.26 2012.40 0.21+0.08

2005.06.22 2005.47 0.22 + 0.08 2009.05.19 2009.38 0.31 + 0.15 2012.07.14 2012.54 0.20 + 0.07

2005.07.05 2005.51 0.21+0.05 2009.08.28 2009.65 0.29 + 0.11 2012.08.09 2012.60 0.21+0.04

2005.08.04 2005.59 0.28 + 0.07 2009.09.25 2009.73 0.30 + 0.12 2012.08.26 2012.65 0.22 + 0.08

2005.08.19 2005.63 0.25 + 0.08 2009.10.02 2009.75 0.29 + 0.09 2012.09.08 2012.69 0.23 + 0.12

дов, таких как расчет индексов переменности Vs, модуляции М и фракционной переменности , используемых для численной оценки нормированной разницы между максимумом и минимумом спектральной плотности потока; методы структурных функций (СФ) и дискретных корреляционных функций (ЭСР), позволяющие определить временные масштабы переменности, корреляции и временные задержки между вспышками на разных частотах.

3.1. Индексы переменности

Прежде всего отметим, что кривые блеска в радиодиапазоне демонстрируют только одну большую вспышку. Эта вспышка хорошо прослеживается на частотах 37 и 11 ГГц, вместе с тем она не очевидна на 22 ГГц из-за малого количества данных на этой частоте. Отличительной особенностью данной вспышки является ее долгий временной масштаб: около пяти лет на 37 ГГц, 10—15 лет на 11 и 8 ГГц, а на частоте 5 ГГц вспышка сильно растянута во времени и кривая блеска еще не вернулась к своему исходному уровню.

Индекс переменности Уз, согласно А11ег е1 а1. (1992), вычисляется по максимальному Бтах и минимальному Бт;п значениям спектральной плотности потока за все время наблюдений:

у^ _ (^тах ~ СЯщах) ~ (¿>тт + 0"5т1п) ^ | ^ (Бтах - ) + (Бт1п + )'

где ст3тах и — ошибки измерений. Неопределенность ДУз индекса переменности была рассчитана согласно выражению

ДУз =

(Бтт + Бтах)2

относительную амплитуду. Отметим, что индекс переменности Уз определяется всего лишь двумя экстремальными значениями спектральной плотности потока, вместе с тем полезно охарактеризовать переменность кривой блеска в целом, учитывая все измерения спектральной плотности потока. Для этого мы использовали фракционную переменность ^а^Ьап е1 а1., 2003), рассчитанную для каждой частоты и характеризующую уровень переменности относительно среднего значения:

V —

Р var —

'У2- ^

Б2

(3)

где У2 — дисперсия, Б — средняя спектральная плотность потока, <гегг — среднеквадратичная ошибка измерения. Неопределенность вычисляется следующим образом:

ЛР =

var -

\

2

^егг

+

^егг

N Б

(4)

Однако использовать в случае сильно

зашумленных данных невозможно, поэтому мы не смогли рассчитать для РКЗ 1614+051 на 37 ГГц. Тем не менее можно оценить уровень переменности относительно средней спектральной плотности потока Б без учета ошибок измерений, используя индекс модуляции М (КгаиБ е1 а1., 2003):

(5)

(2)

Поскольку на кривых блеска РКЭ 1614+051 присутствует только одна большая вспышка, индекс переменности можно рассматривать как ее

где стз — стандартное отклонение спектральной плотности потока.

Вычисленные значения Уз, и М представлены в таблице 7. Отметим, что уровень переменности не показывает существенной зависимости от частоты и лежит в пределах 20—30%. Значения лежат в пределах 0.1—0.2, значения М в

2

2

РАДИО- И ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА Таблица 7. Индексы переменности PKS 1614+051

Диапазон, ГГц Vs AVs M F ± var AF AF var

37 0.31 0.11 0.27 - -

22 0.29 0.08 0.23 0.12 0.04

11 0.33 0.07 0.20 0.18 0.01

8 0.33 0.04 0.18 0.16 0.07

5 0.21 0.03 0.12 0.10 0.07

2 0.38 0.05 0.16 0.09 0.02

1 0.31 0.07 0.23 0.17 0.06

Фильтр R 0.31 0.07 0.10 0.06 0.07

пределах 0.1—0.3. В оптическом диапазоне индексы Fvar и M также довольно малы: на масштабе 6 лет они составляют 0.06 и 0.10 соответственно. Известно, что рефракционные межзвездные мерцания (Refractive Interstellar Scintillations, RISS) могут приводить к переменности внегалактических радиоисточников (например, Walker, 1998; Ross et al., 2022). Мы оценили возможный вклад RISS в измеренный уровень переменности на частотах наблюдений от 1 до 37 ГГц. Переходная частота для координат PKS 1614+051 составляет 3.42 ГГц согласно коду RISS192 (Hancock et al., 2019); поэтому на частотах 1 и 2 ГГц реализуется режим сильного рассеяния, а на других частотах — режим слабого рассеяния. Для точечного источника отношение между частотой наблюдения и переходной частотой определяет уровень модуляции m спектральной плотности потока и ее временной масштаб t в указанных двух режимах, согласно формулам из Walker (1998). Учет конечных размеров источника приводит к уменьшению m и увеличению t. Наша цель заключалась в оценке максимально возможного вклада RISS в наблюдаемый уровень переменности, поэтому в качестве приближения для размера источника был выбран минимальный размер стационарного синхротрон-ного радиоисточника (Kellermann and Owen, 1988): 6S = 0min = 0.6 y/S/v, где S — спектральная плотность потока на частоте наблюдения v. В качестве S было использовано медианное значение спектральной плотности потока за время наблюдений. Для иллюстрации зависимости m = m(v, 0s) был использован следующий набор размеров источника: 0min, 2 0min, 40min, 80min и 160min. Результаты расчетов представлены на рис. 4, где также показан индекс модуляции, рассчитанный по нашим измерениям спектральных плотностей потока. Видно, что вклад RISS может быть значимым только на частотах 1 и 2 ГГц при размере источника

2https://github.com/PaulHancock/RISS19

Frequency, GHz

Рис. 4. Возможный вклад RISS как функция размера источника и частоты наблюдения. Рассчитанный по наблюдательным данным индекс модуляции M показан коричневыми треугольниками.

Qs = (1-2)0min, для более высоких частот и больших размеров источников эффектом RISS можно пренебречь.

3.2. Анализ методом структурной функции

Структурная функция (СФ) широко применяется как метод определения типичных временных масштабов в нестационарных процессах, обеспечивая количественную оценку изменчивости и понимание механизмов, вызывающих эти колебания (Heidt and Wagner, 1996). В данной работе была использована СФ первого порядка, нормированная на дисперсию ст2:

Di(t) = ({[/(t) - f (t + т)]}2), (6)

где /(t) — сигнал в момент времени t, т — задержка.

Мы применили метод, описанный в работах Simonetti et al. (1985) и Hughes et al. (1992). При составлении интервалов для k = 1,2,L начальный интервал k = 1 выбирался сопоставимым со средним временем между наблюдениями, игнорируя большие пропуски. Он составил 27—33 дня, а конечный интервал определялся с учетом общего времени наблюдений.

Мы оценили ошибки с помощью метода бут-стрепа. Для каждой частоты была сгенерирована модельная кривая блеска и сглажена с применением окна в два дня. Сглаженная кривая вычиталась из исходных данных для получения остатков. Далее остатки прибавлялись случайным образом к сглаженной кривой для генерации новых кривых блеска. Это процедура повторялась 1000 раз для

Т—'—I—1 I—'—Г-1—I—1 I—'—Г-1—I—1 I—ТГ-1—г

tg о

0.6 0.0 ^0.6 -1.2 -1.8

0.6 0.0

-1.2 -

.УН

37 GHz

J_I_I_l_l_I_I_I_I_l_l_I_I_I_I_l_l_I_I_L. J_

П—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—I—1—Г

'.4

22 GHz

J_i_I_i_I_i_I_i_I_i_I_i_I_i_L

0.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9 0.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9

~i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—г

11 GHz

j_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_J

1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9

П—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—i—1—г

0.6 0.0 0.6 1.2 1.8

. . . " • 5 GHz J_i_3_i_I_i_I_i_I_i_I_i_I_i_I_i_I_i_L_

1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9 1.2 1.5 1.8 2.1 2.4 2.7 3.0 3.3 3.6 3.9

log т, day

Рис. 5. СФ для вариаций полного потока на 2, 5, 8, 11, 22 и 37 ГГц, полученные с интерполяцией (синие) и без нее (розовые).

Таблица 8. Масштабы переменности методом СФ в системе покоя наблюдателя и источника (тоЬб, тге^ соответственно) на 2, 5, 8, 11, 22 и 37 ГГц, вычисленные для РК5 1614+051 без (т\) и с интерполяцией (т2) соответственно

Частота, ГГц 7"obs,b лет 7~rest, 1 * лет fobs,2, лет T~rest,2, лет

2 5 8 11 22 37 6.9 4.3 4.3 1.7 0.8 0.5 0.5 0.2 15.4 8.7 8.7 5.5 3.1 1.8 1.0 1.0 0.7 0.4

повторного расчета СФ, и доверительные интервалы были определены точкой, в которой отклонились только пять из смоделированных точек, давая оценку уровня достоверности 99%.

Из-за сильной неравномерности временного ряда на некоторых частотах мы построили СФ двумя способами: используя исходные кривые блеска (голубые точки на рис. 5) и интерпо-

лированные кривые (розовые точки). Мы применяли кубическую интерполяцию Эрмита для получения интерполированных кривых блеска. В большинстве случаев масштаб переменности т систематически выше для интерполированных кривых блеска (таблица 8). На 5 ГГц, где вспышка не закончилась, исходная кривая блеска не позволяет оценить временно)й масштаб переменности, а интерполированная кривая дает т0ъ8 — 15.4 лет.

Анализ показывает разные наблюдаемые масштабы переменности на 8—37 ГГц (таблица 8): от 1.7 до 6.9 лет в системе отсчета наблюдателя, что соответствует тге^ = 0.2—0.8 лет, при значении Доплер-фактора 5 = 2 (см. раздел 4.4) или Тге^ = 0.3—1.3 лет при 5 = 1.27 (Ь^аЫБ е! а1., 2018); тге^ = 5тоъ8/(1 + г). Полученные значения сопоставимы с масштабами переменности блаза-ров на промежуточных и малых красных смещениях.

Анализ методом структурной функции всегда должен применяться с осторожностью (Етта-пои1орои1о8 е! а1., 2010) из-за возможных артефактов, вызванных пропусками в данных и ограниченностью временно го ряда. Тем не менее результаты для РКЭ 1614+051 на высоких частотах (8—37 ГГц) демонстрируют реальные тренды переменности. Отсутствие характерных структур на

Таблица 9. Временные задержки между кривыми блеска на разных частотах

Пара частот, ГГц Задержка, годы DT, дни Максимум DCF и его значимость

37-22 0.8 30 0.64 + 0.28 (2а)

37-5 1.2 60 0.38 + 0.11 (2а)

22-11 3.4 90 0.68 + 0.14 (2а)

22-8 2.9 90 0.73 + 0.17 (2а)

22-5 6.4 90 0.61 +0.18 (2а)

11-8 0.6 60 0.86 + 0.16 (2а)

11-5 2.7 60 0.81+0.19(3 а)

8-5 4.4 60 0.84 + 0.19(3 а)

низких частотах (2 и 5 ГГц) отражает либо более длительные масштабы переменности по сравнению с временем наблюдений, либо недостаточно длинную выборку.

3.3. Корреляция между кривыми блеска на разных частотах

Дискретные корреляционные функции (DCF, Edelson and Krolik, 1988) рассчитаны между кривыми блеска PKS 1614+051 за 1997-2024 гг. на частотах 5, 8, 11, 22 и 37 ГГц. Метод DCF применялся аналогично работе Vlasyuk et al. (2023) с использованием программного обеспечения на основе языка Python (Robertson et al., 2015). Для разных частотных пар использовались разные ширины интервала осреднения DT — 30, 60 и 90 дней с целью получения результатов с наибольшей значимостью. Оценки уровней значимости проводились методом Монте-Карло по синтетическим кривым блеска; описание методики и соответствующее программное обеспечение представлено в работе Emmanoulopoulos et al. (2013).

Значения DCF между частотными парами по всему периоду наблюдений, имеющие уровень значимости 2а, и соответствующие временные задержки представлены в таблице 9 и на рис. 6. Получены большие временные задержки, вплоть до нескольких лет, в системе отсчета наблюдателя, что соответствует 1-1.5 годам в системе покоя источника. Минимальные задержки составили 0.6 и 0.8 года для пар «11 ГГц — 8 ГГц» и «37 ГГц — 22 ГГц». Временные задержки между кривой блеска на 22 ГГц и кривыми блеска на 11, 8 и 5 ГГц составляют от 3.4 до 6.4 года и достигают почти 4.4 года для частотной пары 8 ГГц и 5 ГГц. Результаты соответствуют сценарию, в

котором временные задержки на меньших частотах возникают в связи с большей оптической толщей вещества и большим синхротронным самопоглощением. Единственным исключением является частотная пара «37 ГГц — 11 ГГц» соответственно (см. рис. 6), где у DCF наблюдается максимум на отрицательной временно)й задержке (то есть кривая блеска на более высокой частоте выглядит запаздывающей относительно кривой блеска на более низкой частоте). Учитывая поведение остальных кривых блеска, а также значимость наблюдаемого пика на уровне 2а, мы считаем, что в приведенном примере пик является случайным.

3.4. Переменность на коротких временных масштабах

Ежедневные наблюдения на частоте 5 ГГц, проведенные с мая 2019 по июнь 2020 г., представлены на рис. 2. Кривая блеска демонстрирует медленное уменьшение спектральной плотности потока в течение года наблюдений. Максимальная спектральная плотность потока составила 1.18 ± 0.08 Ян, минимальная — 1.04 ± 0.01 Ян.

Уровень переменности данной кривой блеска достаточно мал: Vs = 0.02±0.08, Fvar = 0.020±0.001, M = 0.03. Такие малые значения означают, что вклад RISS в наблюдаемую переменность спектральной плотности потока может быть существенным на коротких временных масштабах. Для медианной спектральной плотности потока Qmin = 0.13 мсд. Уровень модуляции плотности потока m примерно 2% для размера источника 6s = 4 dmin = 0.52 мсд, что означает доминирующий вклад RISS, и около 1% для Qs = 8Qmin = 1.04 мсд в случае вклада RISS, сравнимого с внутренней переменностью. Учитывая, что временные масштабы t для RISS около 1.5—3 дней, в соответствии с вышеуказанными предположениями, они не могут быть сглажены за время наблюдения на РАТАН-600 (несколько минут). Размер источника ds = 0.5—1.0 мсд на 5 ГГц сопоставим с размерами PKS 1614+051 по данным радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) (Pushkarev and Kovalev, 2015; Koryukova et al., 2022). Можно сделать вывод, что эффекты RISS могут быть существенными для ежедневных наблюдений PKS 1614+051.

СФ первого порядка была рассчитана для двух разных случаев. Первый случай — для исходных данных (рис. 7a), второй — для кривой блеска после вычитания линейного тренда (рис. 7b), чтобы исключить тренд долговременной переменности. Начальный шаг по времени т был равен одному дню в обоих случаях. СФ для начальной кривой блеска не достигает второго плато, что означает масштабы переменности больше, чем

On CT5

> n

H

о ©

S 00 S £ m n Я S E= Б

5 ti ti m н m X

6

CD

-СУ ' So Й <u -d

I

Рч

Рч

о Q

0.6 0.4 0.2 0.0

1.0 0.5 0.0 -0.5

52000 54000 56000 58000 60000

T -'If.....;.........yq^rfws......:

------

: : 'if'!

......;..................;..................;.....Jl U •

■ \ /N/N Л УД' "<V4A'~V~v':/ JE^jfi

v —— v'^'Vs'r—^.-Ч,:

- - -

1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0

0.5

0.0 -

-------------------

!f\

.л

ivfyY:.........

Г — ...........

................

----------------;

.................... fl 'НЫл

; "-4 л

52000 54000 56000 58000 60000 MJD, days

- - -

Lag, days

1.2

1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0

t S37

S5

52000 54000 56000 58000 60000

,—

~ *ч——'

_йуЛ___ * h f r y«.». i\ V v А Ал. iLXj-V-'

V Hf-v- Tlf

\

_________

____ --------- --------

0.6 0.4 0.2 0.0 0.2

--

-1500 -1000 -500

0 500 1000 1500

Рис. 6. Плотности потоков (верхний ряд) и кросс-корреляционные функции (DCF) для различных пар кривых блеска. Синие, красные и зеленые линии обозначают уровни значимости 1 а, 2a, and 3а соответственно. Области, закрашенные голубым, показывают ошибки определения DCF. Положительные задержки соответствуют ситуации, при которой излучение на более низкой частоте (измерения, показанные оранжевым) отстает от излучения на более высокой частоте (измерения, показанные синим).

П О н X X

я о

со >

и

д

ю

>

n н

о ©

s 00

S Ч

m n я

S Б

5 ti ti m н m X tr

CD

1.0

4 0.8

-Еу

к s

5 0.6 -d

I 0A

E

0.2

0.5

Рч

и 0.0 Q

-0.5

S22

Su

) '

I

tl" •

U

м

52000 54000 56000 58000 60000

- - -

1.2 - t S22

T',, ,jW"

0.6 0.4 0.2

1.0

0.5

0.0

-

-

"ph и

52000 54000 56000 58000 60000 MJD, days

-iw+w--------—

-Mm "

■fw

V V* J

V \ i

1.2

1.0 0.8 0.6 0.4 0.2

-2000 -1000 0 1000 2000 3000 Lag, days

Рис. 6. (Продолжение).

S22 S5

.ft

Ц \

tn |t

II ,11

III'1

52000 54000 56000 58000 60000

0.5

0.0

-

■ - *

' • -v,., x : If

v-vMl

--

2000 4000

s -

И О

H

s

Л

га г> я: s

га С

со О Kc

г> н

со >

Б

Л

>

W >

X)

>

P

я

СО 4

+

0

1 Н

> Z

2

СЛ

On 00

> n

H

о ©

S 00 S £ m n Я

S Б

5 ti ti m н m X tr

CD

-t, СЛ Й О -d

I

Рч

Рч

о Q

1.2

1.0 0.8 0.6 0.4

1.0 0.5 0.0 -0.5

-1.0

S11

'4 #'*

Ж: Й

52000 54000 56000 58000 60000

- - -

1.2

1.0 0.8 0.6 0.4

1.0 0.5 0.0

-

.ft

4t

и

«»V

M

52000 54000 56000 58000 60000 MJD, days

• ^----v-V-л-

- лМ**! } -----------------------

V .Ж. - _v\/ > - > VA~

1.2

1.0 0.8 0.6

1.0 0.5 0.0

-

52000 54000 56000 58000 60000

.....• v:

-'-*4'.....—'шШЩШ—¿'-—-^"ЦгШк

Л»/ ян : *i

7f7Tp! .......

. ......V : V

Л

- - - - - -

Lag, days Рис. 6. (Продолжение).

П О н

s я о

СО А

ю

S

S

5

Рис. 7. СФ для ежедневных измерений в 2019—2020 гг. на 5 ГГц. Панель (а): СФ для исходной кривой блеска. Панель (Ь): СФ для кривой блеска с вычтенным линейным трендом.

* 1

.!? сл Й (D 43 X

Рч

0.1

Рис. 8. Широкополосный радиоспектр PKS 1614+051. Данные РАТАН-600, РТ-32 и РТ-22 получены в 1997—2024 гг. (красные точки, аппроксимированные линиями согласно SSA-модели). Измерения из базы данных CATS показаны серым цветом.

CATS

■ RATAN-600, RT-22, RT-32

/Я

IP'

"t t

0.1 1 10 Frequency, GHz

время наблюдения PKS 1614+051 (Simonetti et al., 1985). Для данных после вычитания долговременного линейного тренда СФ показывает плато T0bs ~ 100 дней (или 25 дней в системе источника). Согласно Hughes et al. (1992), наклон СФ b < 1 характеризует процесс, состоящий из фликер-шума и шума случайного блуждания (процесс длится произвольное время).

С целью поиска короткомасштабной периодичности была вычислена периодограмма Ломба—Скаргла (Lomb, 1976; Scargle, 1982). Расчеты выполнялись с помощью модуля Python GLS, разработанного Zechmeister and KUrster (2009). Периодограмма Ломба—Скаргла на частоте 5 ГГц не обнаруживает никаких значимых пиков с FAP < 1% как для случая исходных данных, так и для случая данных с вычтенным трендом.

4. МОДЕЛИРОВАНИЕ КВАЗИПЕРЕМЕННЫХ РАДИОСПЕКТРОВ

4.1. Квазиодновременные радиоспектры

С использованием измерений, полученных на нескольких телескопах, мы построили квазиодновременные спектры, которые отличаются от мгновенных спектров РАТАН-600 тем, что плотности потока усредняются внутри некоторого временно)го периода. Это позволяет скомбинировать данные, полученные в разные даты, для анализа формы спектра. Временной период должен быть достаточно коротким, обычно порядка 30 дней, чтобы спектр можно было считать стабильным внутри этого интервала.

Для получения максимального количества квазиодновременных спектров с измерениями на четырех и более частотах и, по возможности, с измерением на 37 ГГц был выбран интервал в 39 дней.

Для анализа двухкомпонентной формы спектра согласно моделям синхротронного самопоглощения (уравнение SSA-спектра из TUrler et al., 2000) и неоднородного свободно-свободного поглощения (FFA, Bicknell et al., 1997) мы далее отобрали только те спектры, где имелись измерения на частотах выше и ниже 5 ГГц. В результате суммарно было отобрано 48 спектров, где модели могут быть применены.

На рис. 8 представлен суммарный радиоспектр PKS 1614+051, включающий литературные данные (серые точки). Непрерывный спектр покрывает диапазон частот 0.07—40 ГГц и может быть описан суммой вкладов двух основных компонент. Первая — это высокочастотная компонента (HFC, Kovalev et al., 2002), преобладающая в диапазоне частот 3—40 ГГц и ассоциируемая с джетом на масштабе парсека. Свойства HFC определяются переменным спектром джета с максимумом в диапазоне 4—5 ГГц. Вторая — низкочастотная компонента (LFC) соответствует синхротронному излучению от оптически тонких протяженных, вплоть до масштабов килопарсек, структур, доминирующих на частотах менее 1 ГГц и имеющих частоту пика ниже 0.1 ГГц из-за своих характерных размеров (Slish, 1963).

4.2. Модели SSA и FFA

Полученные квазиодновременные спектры могут быть описаны несколькими моделями поглощения (см., например, Shao et al., 2022). В этой статье рассматриваются две из них: синхротронное самопоглощение (synchrotron self-absorption, SSA) и неоднородное свободно-свободное поглощение (free-free absorption, FFA).

Радиоспектр SSA характеризуется пиковой формой. Считается, что поглощение связано с высокой плотностью излучающих электронов. На частотах, где происходит самопоглощение излучения, спектр растет быстро, на более высоких частотах, где излучение оптически тонкое, спектр падает. На частоте vm, где спектральный индекс а (мы принимаем S ~ vа) меняется с отрицательного на положительный, оптическая толща Tm равна примерно единице. Предполагая однородный самопоглощающий некогерентный радиоисточник со степенным законом распределения электронов с индексом y (а = —(7 — 1)/2), можно аппроксимировать SSA-спектр как van der Laan (1966), Pacholczyk (1970), TUrler et al. (1999), Tingay and de Kool (2003):

Sv - Sm

"thick

1 — exd —Tm

v

vm

a-athick

1 — exp(—Tm)

где оптическая толща 3

1

8а

3а

1

thick

(7)

(8)

Sv — Snorm(p + 1)

x y

2.1(p+1)+a

P+l, —

-2.1

(9)

где £погт, ^р и а нормировочный параметр, частота пика и спектральный индекс соответственно. Параметр р описывает распределение поглощающих

облаков, а 7

Р + 1,

-2.1

представляет со-

Спектральный индекс а — athin предоставляет информацию о распределении излучающих частиц по энергиям, ашск < vm описывает оптически толстую часть на частотах меньше vm, на которой плотность потока Sm достигает максимума. Четыре свободных параметра, Sm, vm, ашск и ашп, получены из моделирования радиоспектра.

Процесс FFA является альтернативным объяснением пиковой природы спектра. Взаимодействие джета с внешней межзвездной средой способно формировать ионизированный экран, внешний относительно радиоисточника (Bicknell et al., 1997). Таким образом, процесс FFA может играть важную роль в условиях окружающего газа высокой плотности. Было показано, что модели неоднородного FFA успешно описывают широкополосный радиоспектр внегалактических радиоисточников (например, Ross et al., 2022; Shao et al., 2022):

бой неполную гамма-функцию порядка p + 1.

4.3. Аппроксимация моделей с помощью байесовского подхода

Хотя параметры спектра могут быть легко получены из его аппроксимации методом наименьших квадратов для нелинейных функций, этот способ не дает возможности оценить точность полученных параметров. Более надежные значения параметров вместе с ошибками их определения могут быть рассчитаны с помощью байесовской статистики.

Согласно теореме Байеса апостериорная вероятность того, что используемая модель, например формула ББЛ-модели, наилучшим образом описывается набором параметров в при наличии наблюдательных данных

1пР(в|£) ж 1пР(_0|в)+1пР(в), (10)

где Р(^|в) — правдоподобие данных при заданных параметрах в, а Р(в) — вероятность самих параметров в. Хотя точное значение последней, как правило, неизвестно, так же как и коэффициент пропорциональности в выражении (10), можно предположить некоторое априорное распределение вероятности для модельных параметров в и получить апостериорное распределение Р(в|^), которое позволит определить наилучшие параметры модели для аппроксимации данных и ошибки их определения. Априорными распределениями вероятности могут быть довольно произвольно заданные равномерные распределения для параметров моделей ББЛ или РРЛ в пределах их возможных диапазонов, например 0 < < 20 ГГц для частоты пика.

В предположении, что отклонения данных от модели распределены по нормальному закону, вероятность отклонения будет описываться гауссиа-ной, функция правдоподобия будет произведением таких вероятностей, а логарифм правдоподобия, соответственно,

ьрда) = (^Г2+1п(2тг<7?)

(11)

где уг — измерения, уг — соответствующие значения, предсказываемые моделью, а аг — ошибки измерений. Второе слагаемое под знаком суммы может быть опущено в дальнейшей оптимизации.

Как и было сказано выше, аналитическое решение для математического ожидания параметров в все же невозможно получить из выражения (10),

v

v

p

v

v

m

х

v

p

так как для этого требуется вычисление сложного многомерного интеграла. Решением является численный метод Монте-Карло с марковскими цепями (Markov chain Monte-Carlo, MCMC; например, Goodman and Weare, 2010), который позволяет сэмплировать апостериорное распределение вероятности, имея априорное распределение, функцию правдоподобия и данные (измерения). Метод картирует апостериорное распределение с помощью набора случайных блужданий, шаги которых записываются в цепочки (марковские цепи) параметров в, а вероятность конкретного значения параметра распределена в соответствии с апостериорной вероятностью. В данной работе использована MCMC-реализация из библиотеки emcee3 (Foreman-Mackey et al., 2013) и библиотеки corner4 (Foreman-Mackey, 2016) для визуализации.

Имея апостериорное распределение вероятности, представленное набором значений параметров, сохраненных в марковских цепях, можно искать наилучшие параметры для аппроксимации данных несколькими способами. Нам видится предпочтительным подход, когда наилучшие параметры определяются как медианы маргинальных апостериорных распределений вероятности, а ошибки определения — как 16-й и 84-й процентили выборки. Такие оценки оправданы для асимметричных апостериорных распределений, которые встречаются довольно часто. Мы не использовали значения параметров, соответствующие максимальному правдоподобию, поскольку этот подход не учитывает все апостериорное распределение и сильно зависит от конкретных положений точек в наблюдаемых данных, которые могут быть подвержены неучтенным случайным факторам. Максимумы маргинальных апостериорных распределений вероятности также нельзя использовать, поскольку они не учитывают корреляции между параметрами, что приводит к неудовлетворительному описанию наблюдаемого спектра в случае асимметричных апостериорных распределений. На рис. 9 показан пример байесовской аппроксимации.

На основе описанной методики, мы смоделировали квазиодновременные спектры на основе обеих моделей: SSA и неоднородное FFA. Интересно, что в случае последней модели медианы маргинальных апостериорных распределений вероятности неудовлетворительно описывают наблюдаемый спектр. Здесь единственным выходом является использование параметров с максимальным правдоподобием в качестве оптимальных (что практически идентично методу наименьших квадратов) с

3https://emcee.readthedocs.io/

https://corner.readthedocs.io/

определением ошибок параметров из байесовской аппроксимации.

Далее мы сравнили, насколько две модели соответствуют наблюдаемым данным, рассчитав коэффициент Байеса методом маргинального правдоподобия (evidence) с использованием библиотеки UltraNest5 (Buchner, 2021) и одинаковых априорных распределений вероятности для обеих моделей. Хотя коэффициент Байеса варьируется от спектра к спектру, его среднее значение близко к единице, поэтому мы не можем отдать предпочтение какой-либо конкретной модели. Принимая во внимание все вышесказанное, мы опирались на модель SSA для оценки магнитного поля.

Общие результаты моделирования квазиодновременных спектров показаны на рис. 8 и 10. На первом демонстрируется аппроксимация спектров наряду с архивными данными CATS, второй показывает вариации параметров SSA-модели со временем.

4.4. Величина магнитного поля в SSA-модели

Предполагая, что пик в спектре обусловлен синхротронным самопоглощением, можно оценить величину магнитного поля Bssa (Гс) (Slish, 1963; Verschuuret al., 1974; Marscher, 1983):

Bssa - 10-5 x b(athin)vm+ z)-1, (12)

где b(athin) — безразмерный параметр, который рассчитывался согласно формуле (А14) из работы Pushkarev et al. (2019); vm — частота пика (ГГц); в — угловой размер излучающей области (мсд); Sm — спектральная плотность потока на частоте пика (Ян), полученная в результате модельной аппроксимации, описанной выше; ö — Доплер-фактор; z — красное смещение источника. Значения Sm, vm и athin получены в результате SSA-моделирования (таблица 10). Частота пика в спектре vm лежит в диапазоне 4—6 ГГц; однако доступны лишь отдельные данные о размере источника на частоте 5 ГГц (Pushkarev and Kovalev, 2012, 2015; Koryukova et al., 2022). Размеры ядра PKS 1614+051 на 2.3 ГГц и на 8.6 ГГц составляют в2.3 = 1-42 мсд и в8.б = 0.67 мсд соответственно (Pushkarev and Kovalev, 2012). Угловой размер источника в можно оценить на основе соотношения в ~ v-к. Согласно данным из Pushkarev and Kovalev (2012) коэффициент k —-0.575. В результате получаем, что угловой размер источника лежит в пределах от 1.03 до 0.82 мсд на частотах в диапазоне vm = 4—6 ГГц (например, на 5 ГГц в5 = 0.91 мсд). Доплер-фактор можно оценить согласно Lahteenmaki and Valtaoja (1999)

5https://johannesbuchner.github.io/UltraNest/

й

<D

X

E

0.10

1.0 10.0

Sm = 0.82io.oi v, GHz

Рис. 9. Пример МСМС-аппроксимации (спектр в эпоху 1997.21). Панель (а): тонкие красные линии — модельные спектры, построенные на основе выборки параметров из апостериорного распределения вероятности; черная штриховая линия — наилучшая аппроксимация согласно медианным значениям маргинальных апостериорных распределений. Панель (Ь): соответствующая угловая диаграмма; по диагонали показаны маргинальные апостериорные распределения вероятности, в остальных клетках изображены двумерные проекции полного апостериорного распределения.

как ё = ( Ъ ] , где Ты^ — собственная яр-

костная температура источника, ТЬ,уаг — яркост-

ная температура источника в системе наблюдателя, определяемая по переменности радиоизлучения. В качестве ТЬдп мы использовали значение равновесной яркостной температуры 5 х 1010 К ^еаёИеаё, 1994), а Ть,уаг было рассчитано по кри-

вой блеска аналогично Lahteenmaki and Valtaoja (1999):

1W = 5.87 x 1021/r2^ (УГТ^ - l)2 ,

Tobs

где Л — длина волны в метрах, Sm — амплитуда вспышки в Ян, h — Hq/100 — нормированная постоянная Хаббла, T0bs — наблюдаемый масштаб переменности в днях. В этих предположениях мы

N

Е О

г s

<

-у, -у,

05

1.2 1.0 0.8

О

s

> 4

2 4

2

0

-2 150

100

50

0

- 1 1 _ » ■ 1 1 1 1 1 1 1 , 1,1, и i i

. 1 1 - „+ - J.^l - 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 (Ь) , 1,1,1,1-

- 1 1 • • ; уч - /V.] - : 1 1 п 1 "thick А у |, 1 ' | 1 | 1 А "thin , i , i i 1 i - (c) _ -

1 1 : 1ч, - , 1 1 1 #♦{ V 1 1 1 i 1 , i , i 1 H4f i i 1 1 1 1 1 1 1 f ■

1995

2000 2005

2010 2015

Epoch, yrs

2020

2025

Рис. 10. Зависимость параметров ББЛ-модели от времени. Синими символами показаны Вээа Vт, ашск и ашп, полученные на основе квазиодновременных спектров, измеренных с помощью РАТАН-600, РТ-32 и РТ-22; зелеными символами представлены значения параметров, полученные с использованием медианных значений спектральной плотности потока на 1 и 2 ГГц по данным РАТАН-600.

получили 5 « 2. Рассчитанные значения Ввва представлены в таблице 10. Как было упомянуто выше, у нас нет РСДБ-данных для расчета углового размера в и Доплер-фактора 5 для всех квазиодновременных радиоспектров. Поэтому ошибки значений магнитного поля приведены без учета этих параметров. Эволюция магнитного поля Ввва со временем представлена на рис. 10 (голубые точки). Можно отметить увеличение магнитного поля в 2005-2010 гг. и падение ^а после 2015 г. К сожалению, в период 2010-2015 гг. отсутствуют данные на 1 и 2 ГГц, необходимые для моделирования квазиодновременных радиоспектров методом, описанным в разделе 4.3. Для решения этой проблемы мы использовали медианные значения спектральной плотности потока на 1 и 2 ГГц по данным РАТАН-600 за весь период наблюдений. Такой подход обоснован тем, что спектральная

плотность потока на этих частотах, согласно кривым блеска на рис. 1, не подвержена какому-либо тренду, а литературные данные из базы данных CATS имеют близкие значения плотности потока в диапазоне 1—2 ГГц (рис. 8). Поэтому далее мы считали радиоспектр в дециметровом диапазоне неизменным. В этих предположениях было проведено моделирование квазиодновременных радиоспектров для эпох, где отсутствуют измерения на 1 —2 ГГц. В результате получено 40 дополнительных значений магнитного поля Bssa (зеленые точки на рис. 10), 13 из которых приходятся на период 2010—2015 гг. Следует отметить, что голубые и зеленые точки хорошо соответствуют друг другу. Прослеживается тенденция увеличения магнитного поля в 2010—2015 гг., достигающего максимума в 2012—2013 гг. Помимо этого, отметим увеличение Bssa в 2006—2007 гг. Периоды максимальных

Таблица 10. Параметры SSA-модели

Date Ь'т - BsSA, Date L'm - В SSA,

«thick «thin «thick «thin

УУУУ-УУ Jy ГГц mG УУУУ-УУ Jy ГГц mG

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (ID (12)

1997.21 o.82±8:8i 4 9+0-2 — 0.2 9 1+0-2 w —0.2 n 4+0-1 12l¡ 2016.81 i no + 0.09 l.UO_o.08 4.6±8'J 1 n+0.8 -L-U-o.s 1 1+0.2 31+20 01-18

1997.47 o.9i±g:8t с 1+0.7 0.3181 i fi+0.3 61±ll 2017.01 i 19+0.05 i-i-J-0.04 5.418:4З 1 Q+0.4 1 9+0-1 42111

1997.94 0 87+0'01 и-°' -0.01 с 9+0.2 —0.3 0-8181 -1-0181 57111 2017.18 1 19+0.02 • —0.02 4 6+0'2 0 7+0'3 U. 1 _o.2 -1 1+0-1 2711

1998.29 1 03+0-03 l.U,5_g Q2 3.918:1 i о+О.З I.S_0.2 -0.8181 1611 2017.22 1 П4+0'08 с 9+0-5 — 0.5 1 9+O.6 — 0.4 i 1+0.2 — 0.2 42+22 — 22

1999.28 0 85+0-01 4.418:1 1 1+0'4 — 0.2 i n+0.1 -I.U_o.2 3618 2017.32 1 ПЯ+0-02 5-418:1 0.7181 +10 0i-13

2000.27 О-ЭЗЩЦ о 7+0.1 1 1+0'2 J---1-—0.1 -1 0+ол 2111 2017.70 1 16+0'02 — 0.02 5.418:1 0.8181 _9 1+0-2 —0.2 521?

2001.21 o.87t00:« о £ + 0.6 — 1.2 i n+1-2 — 0.7 i 9+0.8 91+21 jl-36 2017.89 i i q+0.04 5 0+°'2 1 Q+0.3 — 0.2 -1.418:1 3518

2001.38 0.95±g:« о 9+0-2 1 9+1-0 i 1+0.2 —0.5 23l? 2017.98 1 ic + 0.06 4 9+0-2 — 0.2 1 4+0.7 -0.9181 I7I5

2001.73 0 93+0-06 и. JO_Q 05 о 9+0.3 — 0.2 0 9+1Л — 0.4 1 c+0-4 —0.8 27lg3 2018.39 1 19+0.05 4 ^+0-3 — 0.2 1 4+0-5 -10+0-1 * —0.2 231?

2001.93 n ОО+0.09 U-Sá-0.08 З.418:22 1 9+1-1 i"J-0.8 1 1+0-3 —0.5 2llg 2019.08 1 07+0'27 4.718'j 1 3+1'0 1 4+0.2 qq+35 — 22

2004.67 П Й1+0.03 U.8I_0 до 4.418:1 0 7+0'3 — 0.2 1 9+0-2 —0.2 451? 2019.37 1 1 6+0-05 — 0.05 4.418'j 1 9+0.9 — 0.5 i Q+0.2 * —0.4 20Í11

2004.87 п 7о+0.02 и. 1 «J_o 02 4 7+0-3 ' -0.3 0 7+0'5 U. 1 _o.2 _i й+о-3 ^-о.з 60Ц8 2020.07 1 1 9+0.08 • —0.08 с q+0.4 1 9+O-5 _i-D-0.3 45118

2005.29 0.881°:® о 7+0.5 i 4+1.0 n 7+0-1 i7lla 2020.08 1 06+°'10 4.6I8Í i 9+0-7 1 Q + 0.1 - —0.2 28111

2006.22 o.si±8:8i 4 6+0'3 0 6+0'2 — 0.1 i q+0.3 —0.3 5411? 2020.21 1 iq+0-01 4.818:1 1 1+0'3 — 0.2 1 4+0-1 -^ — 0.1 3111

2006.42 0 81+°'09 — 0.08 4 9+1-1 — 0.9 0 6+12 — 0.4 _0 7+0-4 u-' -l.i 99+38 2020.72 1 17+О.ОЗ J--1' -0.03 4 8+0'3 1 7+0.5 J• < —0.4 _1 1+0-2 — 0.2 2718

2006.53 0.8718:81 с 1+0.5 — 0.4 0 7+0'3 — 0.2 -i-i±8:i 57Щ 2020.86 1 04+0.10 4 6+0'5 — 0.4 1 6+0.8 -l-lllll ЗОЩ

2006.66 0.9618:8? о 6+0.2 — 0.2 1-418Í -0.8181 15ÍI 2021.19 1 14+0'04 q Q + 0.2 — 0.2 1 9+0-7 -o.9l8:l 1311

2007.22 0.8518:81 4 й+о-4 — 0.4 0.6181 -1.4181 59li 2023.19 1 iq+0.05 3.918:1 1 4+1.0 — 0.7 "0.918'i 1411

2007.73 О.8О18:822 с 7+0.3 0.418:1 1 7+0-1 —0.2 H2ll5i 2023.45 1 ПО+0'07 q O + 0.6 — 0.8 1 4+0-9 — 0.7 -0.918:1 14111

2008.30 О.8818:822 с 6+0-2 0.0_о 2 0 7+0-1 — 0.2 -1.418:1 801Ц 2023.66 1 ОЗ+0'04 4.218:1 1 1+0'8 — 0.4 -0.918:1 221?

2008.70 0-9018: ¿8 4 9+0-8 — 0.6 1 9+^-0 — 0.7 -o.9l8:l 27loi 2023.98 1 01+0'02 4.618:1 i-ol8:4 11+0-2 32ÍÍS

2009.95 О.9418:8З о С + О.З — 0.4 i-018:5 n 7+0-1 14lg 2024.43 1 03+0'08 4 q+0-7 — 0.5 0.8IJÍ 1 q+0.5 * —0.9 28lf8

2010.44 1 Q9+0.02 с q+0.2 o.8l81 1 q+0-2 +10 — 12 2024.49 1 ОЗ+0'02 4 9+0-6 — 0.7 0 5+0'3 — 0.2 1 9+0-2 9^+18

2015.78 1 16+0-05 с О + 1-0 °-в-0.6 o.8lJ:§ -o.8l5:I 38l33 2024.57 1 08+0-07 4 8+0'5 — 0.4 0 7+0-1 -1.618:1 38Ц?

значений магнитного поля предшествуют развитию самой большой вспышки на кривой блеска (рис. 1). Данный факт может быть свидетельством в пользу того, что энергия вспышки обеспечивается накапливающейся магнитной энергией (например, Sikora and Begelman, 2013). Механизм накопления магнитной энергии, очевидно, связан с процессами аккреции. Последующий энергетический выход вспышки может быть связан с процессом магнитного пересоединения.

5. оптическая спектроскопия

Входная щель спектрографа SCORPIO-1 была повернута на позиционный угол около 35° для того, чтобы она прошла через центры PKS 1614+051 и галактики-спутника, изученной Husband et al. (2015) в ходе контрольных исследований мульти-объектного спектрографа MUSE 8.2-м телескопа VLT. Общие спектры блазара и галактики-спутника показаны на рис. 11.

Тщательное изучение индивидуальных спектров центральной части блазара и околоядерных обла-

§

¡•У

-О

5000

4000

3000 -

2000 -

1000 -

4000

5000 6000

Wavelength, Á

7000

Рис. 11. Оптические спектры блазара РК5 1614+051 (голубой цвет) и галактики-спутника, излучающей эмиссионную линию Ьуа (зеленый цвет). Данные представлены в условных энергетических единицах. Для удобства отсчеты спектра галактики-спутника умножены на 5. Самые сильные линии обозначены вертикальными штриховыми линиями.

0

стей указало на возможные изменения профиля эмиссионной линии Ьуа (см. рис. 12а). Чтобы исследовать их пространственное поведение, мы аппроксимировали индивидуальные спектры, суммированные с шагом в 1 '.'8 вдоль щели спектрографа, комбинацией двух гауссиан, соответствующих эмиссионной и абсорбционной компонентам. Для подтверждения результата декомпозиции этой линии мы использовали также спектральные данные, полученные для РКЭ 1614+051 с прибором 8С0РР10-1 в ночь 30.06/01.07.2024 с вдвое лучшим спектральным разрешением, но с более низким отношением сигнала к шуму из-за короткого накопления. Щель при этом была ориентирована под позиционным углом 40°. Результат приведен на рис. 12Ь.

Результаты аппроксимации профилей эмиссионной линии Ьуа показаны на рис. 13, где значение красного смещения для компонент линии представлено как функция координаты вдоль щели. Красными квадратами показано красное смещение собственно самой эмиссионной компоненты для трех областей вокруг центра и двух областей галактики-спутника. Зелеными и голубыми значками показаны красные смещения абсорбционной компоненты для двух эпох — ночей 14/15.07.2024 и 30.06/01.07.2024 соответственно. Фиолетовые значки показывают точность позиционных опреде-

лений для линии ночного неба Л 5577. Результаты измерения положения эмиссионной компоненты указывают на значительную разность лучевых скоростей (около 300 км с-1 в системе отсчета блазара) для блазара и галактики-спутника, что находится в хорошем согласии с результатами предыдущих исследований (Djorgovski et al., 1985; Husband et al., 2015). Из-за недостаточно длительной (30-минутной) экспозиции мы не смогли зарегистрировать наличия протяженной эмиссионной структуры — моста, соединяющего блазар со спутником, исследованного прибором MUSE в цитируемой работе.

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Природа HFP-радиоисточников все еще до конца не ясна, и далекий блазар PKS 1614+ +051 является полезным объектом для изучения ранней стадии эволюции АЯГ. Наш анализ долговременной периодичности PKS 1614+051 показывает, что она достаточно низка (10—20%) на пиковой частоте и вблизи нее, а кривая блеска плавно изменяется на данных частотах. Положение спектрального пика относительно постоянное, оно имеет нормальное распределение с медианным значением 4.6 ГГц в течение 27-летнего периода мониторинга. Кривые блеска на частотах 5—37 ГГц

2500

2000

1500

1000

м 500

1 0 с? 2000

СЗ

| 1500 1000

500 -

_ 1 1 1 - (a) ' Center To SW " To NE "

1 , 1 , i ,

0 i—

5050

5100 5150

Wavelength, А

5200

Рис. 12. Панель (а) — три последовательных спектра центральной области РКЗ 1614+051, проинтегрированных с 1'.'8 шагом вдоль щели спектрографа, полученные в ночь 14/15.07.2024. Панель (Ь) — спектры, полученные таким же образом в ночь 30.06/01.07.2024. Спектры показаны разными цветами и отнормированы к общему максимуму для удобства сравнения.

0 2 4 6 Distance from center, arcsec

Рис. 13. Красное смещение компонент линии Ьуа: широкой эмиссии и узкой абсорбции. Для контроля показаны измерения положения линии ночного неба [01] Л 5577. Координата «0» соответствует положению центра блазара, она увеличивается по направлению к галактике-спутнику, находящейся в 5'.'4—7'.'1 от центра.

коррелируют с растущей от 0.3 до 6.4 лет с увеличением частоты задержкой, что может быть объяснено как механизмом SSA с различной непрозрачностью на низких и высоких частотах, так и разными на разных наблюдаемых частотах регионами ускорения частиц (например, Marscher and Gear, 1985).

Соотношение «наблюдаемая задержка—частота» является полезным инструментом для оценки скорости распространения возмущений вдоль джета (например, Krishna Mohana et al., 2024). Так как PKS 1614+051 является экстремально компактным и нет измерений кинематики его джета, такие измерения могли бы помочь в понимании поведения джета этого блазара на парсековых масштабах. Однако, представленный анализ методом DCF не показал четкой зависимости задержки от частоты. Используя три частоты — 5, 8 и 11 ГГц, мы можем сделать лишь грубые оценки: график зависимости задержки от частоты аппроксимирован прямыми с отрицательным наклоном около -0.6 лет ГГц-1. Обнаруженный отрицательный наклон говорит в пользу сценария, при котором задержки на меньших частотах происходят из-за большей непрозрачности, так как большее синхротронное самопоглощение наблюдается на низких частотах по сравнению с таковым на более высоких частотах.

Масштабы переменности PKS 1614+051 величиной в 0.2—1.8 лет (в системе покоя источника) на радиочастотах сопоставимы с масштабами переменности блазаров на средних и малых красных смещениях. Это значит, что для такого далекого блазара необходим более долгий в системе наблюдателя мониторинг, чтобы определить их свойства переменности. Наблюдаемый низкий уровень переменности для многих HFP может быть связан с ограниченным в системе источника временем наблюдения.

Ежедневные наблюдения на частоте 5 ГГц в 2019—2020 гг. демонстрируют малый уровень переменности Fvar = 0.02 и M = 0.03 и самый короткий временно)й масштаб переменности в rrest = 12 дней. Однако мы обнаружили, что влияние межзвездных мерцаний является существенным и сравнимым с уровнем модуляции спектральной плотности потока.

РСДБ-карты на 15 ГГц показывают, что PKS 1614+051 имеет две компоненты, которые разнесены на 1.4 мсд, с отношением спектральных плотностей потока 3.5 (Orienti et al., 2006a), в предположении морфологии ядро—джет на масштабах парсеков. Мы оценили размер излучающей области на частоте 8 ГГц следующим образом:

R < CTobs¿/(1 + z), (13)

приняв значение красного смещения z = 3.21, масштаб переменности Tobs = 6.9 лет и 5 = 3 для Доплер-фактора. Для вычисления последнего параметра мы использовали равновесную яркостную температуру Teq ~ 5 х 1010 K, следуя Readhead (1994), и оценили 5 = Tb/Teq, где Tb = 1.83 х 1011 K (Pushkarev and Kovalev, 2012). Полученное значение (R < 1.3 пк) примерно в

-1-1-1-1-1-

Peak level = 0.478 Jy/beam Rms noise = 0.3 mJy/beam P 20 Levels = 1, 3, 5, 11, 21 42, 85, 170, 339 mJy/beam

c--

СЧ m

0

20 10 0 -10 -20 RA, mas (relative to 16:16:37.5568)

Рис. 14. РСДБ-карта PKS 1614+051 на дату 13.05.2009 г. на частоте 8.6 ГГц, размещенная в базе данных atsrogeo.

два раза меньше диаметра радиоядра (2 пк), определенного на 8.6 ГГц по данным РСДБ. Его размер мы оценили по данным из статей Pushkarev and Kovalev (2012) и Koryukova et al. (2022) (0 = 0.264 ± 0.002 мсд, рис. 1).

Таким образом, комбинация особенностей переменности и постоянная пиковая форма спектра PKS 1614+051 могут быть объяснены излучением доминирующей северной компоненты, смешанной с переменным излучением более слабой южной компоненты. Высокие значения яркостной температуры на частотах 2.3 и 8.6 ГГц, оцененные как Tb - 8 х 1011 K и Tb - 2 х 1011 К в работе Pushkarev and Kovalev (2012), также свидетельствуют о доплеровском уярчении синхротронного излучения типичного для такого типа объектов, наряду с высокой (больше, чем 2%) степенью поляризации (Orienti, 2007). Результаты, полученные нами с использованием новых наблюдательных данных, говорят в пользу того, что PKS 1614+051 является HFP-блазаром.

Как следует из результатов спектроскопических исследований на БТА, положение узких линий поглощения в профилях Lya (их ширина в наших данных не отличается от ширины инструментального контура: примерно 650 и 350 км с-1 для двух ночей) показывает систематический тренд вдоль щели с юго-запада на северо-восток относительно центра блазара: примерно ± 90 и ± 45 км с-1 в системе покоя источника в обоих направлениях для разных положений щели. Эти значения схожи в пределах точности измерений. Как сделали вывод в работе

Husband et al. (2015), наличие таких проявлений может быть признаком большого облака газа или гало с радиусом 50 кпк. Наши данные показывают существование газового диска с определенным направлением движения, а не случайного движения с некоторой дисперсией скоростей. Предположение о наличии газового тора или дисковых структур было выдвинуто Orienti et al. (2006b) для объяснения наблюдаемых проявлений в экстремально молодых радиогалактиках.

Дополнительные наблюдения с другой ориентацией щели необходимы для подтверждения гипотезы о динамике нейтрального газа, и, возможно, они дадут более точную модель его происхождения. Таким образом, результат не противоречит предположению, что PKS 1614+051 является молодым объектом на стадии звездообразования из протяженного плотного газового окружения: газ направленно вращается вокруг активного ядра и производит сильные линии поглощения, которые четко видны на спектрах высокого разрешения (Bechtold, 1994).

Оптические наблюдения с помощью спектрографа SCORPIO-1 телескопа БТА позволяют нам предположить наличие направленного вращения газовой компоненты вокруг центра блазара, что может подтвердить идею молодого возраста PKS 1614+051, как это следует из его радиосвойств.

Из вышесказанного следует, что со статистической точки зрения мы не можем предпочесть SSA-модель неоднородной FFA-модели. Одной из причин этого может быть недостаток наблюдательных данных в дециметровом диапазоне, необходимых для более детального моделирования квазиодновременных радиоспектров. Другая возможная причина — сравнимый вклад двух процессов, SSA и FFA, в суммарный радиоспектр. Мы предполагаем, что результаты спектроскопических наблюдений на БТА с прибором SCORPIO-1 подтверждают наличие достаточного количества газового вещества, необходимого для формирования внешнего FFA-экрана. Магнитное поле Beq, вычисленное в предположении равнораспределения магнитной энергии и энергии аккрецирующего вещества (см., например, Miley, 1980) для PKS 1614+051 составляет 150—170 мГс и значительно превышает BSSA . Учитывая все сделанные предположения при расчетах магнитного поля, мы не можем уверенно сделать вывод о различии этих величин; тем не менее, этот результат позволяет выдвинуть предположение о сосуществовании SSA- и FFA-процессов в PKS 1614+051. Поэтому мы делаем вывод о необходимости развития комплексных моделей поглощения для описания пиковых радиоспектров как PKS 1614+051, так и других далеких квазаров и

учитывающих вклад обоих, SSA и FFA-процессов. Это предмет дальнейших исследований.

БЛАГОДАРНОСТИ Наблюдения выполнены на научном оборудовании САО РАН: радиотелескопе РАТАН-600 и оптических рефлекторах БТА, Цейсс-1000 и AS-500/2, а также на телескопе РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории РАН. Наблюдения на частотах 5.05 и 8.63 ГГц выполнены с помощью радиотелескопов РТ-32 «Бадары» и «Зеленчукская» Центра коллективного пользования РСДБ-сети «Квазар» ИПА РАН (https: //iaaras.ru/cu-center/). Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации. Обновление приборной базы осуществляется в рамках национального проекта «Наука и университеты». ВАЕ и ВЛН выражают благодарность сотрудникам отдела радиоастрономии КРАО РАН за их участие в наблюдениях. ВВВ благодарит А. Винокурова и Р. Уклеина из САО РАН за помощь в наблюдениях на SCORPIO-1. Исследование выполнено с использованием базы данных NASA/IPAC Extragalactic Database (NED); базы данных CATS, доступной на сайте Специальной астрофизической обсерватории РАН; базы данных SIMPAD, действующей в CDS, Страсбург, Франция. Использовался инструмент доступа к каталогу VizieR, CDS, Страсбург, Франция. В работе использовалась база данных astrogeo (Astrogeo VLBI FITS image database), D0I:10.25966/kyy8-yp57, которую поддерживает Леонид Петров.

ФИНАНСИРОВАНИЕ ЮЮК был поддержан в рамках проекта M2FINDERS, финансируемого Европейским исследовательским советом (ERC) по программе исследований и инноваций Европейского Союза Horizon 2020 (грантовое соглашение № 101018682T).

КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.

ДОСТУПНОСТЬ ДАННЫХ Лежащие в основе работы данные представлены в тексте статьи. Таблицы 4, 5, 6 доступны в базе данных VizieR. Архивные радиоданные представлены в базе данных CATS на сайте https:// www.sao.ru/cats/. Частично данные РАТАН-600 доступны в онлайн-каталоге BLcat на сайте https: //www.sao.ru/blcat/.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astronomy Letters

31 (3), 194 (2005). DOI: 10.1134/1. 1883351

2. M. F. Aller, H. D. Aller, and P. A. Hughes, Astrophys. J.

399, 16(1992). DOI:10.1086/171898

3. T. An, P. Mohan, Y. Zhang, et al., Nature

Communications 11, article id. 143 (2020). DOI: 10.1038/s41467-019-14093-2

4. E. Bail ados, C. Mazzucchelli, E. Momjian,

et al., Astrophys. J. 909 (1), id. 80 (2021). D0I:10.3847/1538-4357/abe239

5. J. Bechtold, Astrophys. J. Suppl. 91, 1 (1994).

D0I:10.1086/191937

6. E. C. Bellm, S. R. Kulkarni, T. Barlow, et al., Publ.

Astron. Soc. Pacific 131 (1000), 068003 (2019). D0I:10.1088/1538-3873/ab0c2a

7. G. V. Bicknell, M. A. Dopita, and C. P. O'Dea, Astron. J.

485, 112(1997). DOI:10.1086/304400

8. G. M. Blake, Astrophys. Letters 6, 201 (1970).

9. J. Buchner, The Journal of Open Source Software

6 (60), id. 3001 (2021). DOI:10.21105/joss.03001

10. N. N. Bursov, N. M. Lipovka, N. S. Soboleva, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 42, 5 (1996).

11. V. S. Bychkova, A. E. Volvach, L. N. Volvach, et al., Astrophysical Bulletin 73 (3), 293 (2018). DOI: 10.11 34/S 1990341318030033

12. D. Dallacasa, C. Stanghellini, M. Centonza, and R. Fanti, Astron. and Astrophys. 363, 887 (2000).

13. A. Diana, A. Caccianiga, L. Ighina, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 511 (4), 5436 (2022). DOI: 10.1093/ mnras/stac364

14. S. Djorgovski, H. Spinrad, P. McCarthy, and M. A. Strauss, Astrophys. J. 299, L1 (1985). DOI: 10.1086/184569

15. R. A. Edelson and J. H. Krolik, Astrophys. J. 333, 646 (1988). DOI:10.1086/166773

16. D. Emmanoulopoulos, I. M. McHardy, and I. E. Papadakis, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 433 (2), 907(2013). DOI:10.1093/mnras/stt764

17. D. Emmanoulopoulos, I. M. McHardy, and P. Uttley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 404 (2), 931 (2010). DOI:10.1111 /j. 1365-2966.2010.16328.x

18. R. Fanti, C. Fanti, R. T. Schilizzi, et al., Astron. and Astrophys. 231,333(1990).

19. D. Foreman-Mackey, The Journal of Open Source Software 1 (2), id. 24 (2016). DOI:10.21105/joss.00024

20. D. Foreman-Mackey, D. W. Hogg, D. Lang, and J. Goodman, Publ. Astron. Soc. Pacific 125 (925), 306 (2013). DOI:10.1086/670067

21. J. N. Gonzalez-Perez, M. R. Kidger, and F. Martin-Luis, Astron. J. 122 (4), 2055 (2001). DOI:10.1086/322129

22. J. Goodman and J. Weare, Communications in Applied Mathematics and Computational Science 5 (1), 65 (2010). DOI:10.2140/camcos.2010.5.65

23. P. J. Hancock, E. G. Charlton, J.-P. Macquart, and N. Hurley-Walker, arXiv e-prints astro/ph:1907.08395 (2019). D01:10.48550/ arXiv.1907.08395

24. J. Heidt and S. J. Wagner, Astron. and Astrophys. 305, 42 (1996). D0I:10.48550/arXiv.astro-ph/9506032

25. P. A. Hughes, H. D. Aller, and M. F. Aller, Astrophys. J. 396, 469(1992). D0I:10.1086/171734

26. N. Hurley-Walker, J. R. Callingham, P. J. Hancock, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 464 (1), 1146 (2017). D0I:10.1093/mnras/stw2337

27. K. Husband, M. N. Bremer, E. R. Stanway, and M. D. Lehnert, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 452 (3), 2388(2015). D0I:10.1093/mnras/stv1424

28. L. Ighina, A. Caccianiga, A. Moretti, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 519 (2), 2060 (2023). D01:10.1093/ mnras/stac3668

29. L. Ighina, A. Caccianiga, A. Moretti, et al., arXiv e-prints astro/ph:2407.04094 (2024). D01:10.48550/arXiv.2407.04094

30. K. I. Kellermann and F. N. 0wen, Galactic and Extragalactic Radio Astronomy (Springer-Verlag, Berlin and New York, 1988), pp. 563-602.

31. M. A. Kharinov and A. E. Yablokova, Trudy IPA RAN (Proceedings of IAA RAS), pp. 342-347 (2012) [in Russian].

32. V. V. Komarov, A. S. Moskvitin, V. D. Bychkov, et al., Astrophysical Bulletin 75 (4), 486 (2020). D0I:10.1134/S1990341320040112

33. T. A. Koryukova, A. B. Pushkarev, A. V. Plavin, and Y. Y. Kovalev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 515 (2), 1736(2022). D0I:10.1093/mnras/stac1898

34. Y. Y. Kovalev, Y. A. Kovalev, N. A. Nizhelsky, and A. B. Bogdantsov, Publ. Astron. Soc. Australia 19, 83 (2002). D0I:10.1071/AS01109

35. Y. Y. Kovalev, N. A. Nizhelsky, Y. A. Kovalev, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 139, 545 (1999). D0I:10.1051/aas:1999406

36. A. Kraus, T. P. Krichbaum, R. Wegner, et al., Astron. and Astrophys. 401, 161 (2003). D0I:10.1051/0004-6361:20030118

37. A. Krishna Mohana, A. C. Gupta, A. P. Marscher, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 527 (3), 6970 (2024). D0I:10.1093/mnras/stad3583

38. A. A. Kudryashova, N. N. Bursov, and S. A. Trushkin, Astrophysical Bulletin 79 (1), 36 (2024). D0I:10.1134/S1990341324700263

39. A. Lahteenmaki and E. Valtaoja, Astrophys. J. 521 (2), 493(1999). D01:10.1086/307587

40. T. J. W. Lazio, E. B. Waltman, F. D. Ghigo, et al., Astrophys. J. Suppl. 136 (2), 265 (2001). D0I:10.1086/322531

41. I. Liodakis, T. Hovatta, D. Huppenkothen, et al., Astrophys. J. 866 (2), article id. 137 (2018). D0I:10.3847/1538-4357/aae2b7

42. N. R. Lomb, Astrophys. and Space Sci. 39 (2), 447 (1976). D01:10.1007/BF00648343

43. E. K. Majorova, N. N. Bursov, and S. A. Trushkin, Astrophysical Bulletin 78 (3), 429 (2023). DOI:10.1134/S 1990341323700141

44. A. P. Marscher, Astrophys. J. 264, 296 (1983). DOI: 10.1086/160597

45. A. P. Marscher and W. K. Gear, Astrophys. J. 298, 114 (1985). DOI: 10.1086/163592

46. E. Massaro, P. Giommi, C. Leto, et al., Astron. and Astrophys. 495, 691 (2009). DOI:10.1051/0004-6361:200810161

47. P. Massey, K. Strobel, J. V. Barnes, and E. Anderson, Astrophys. J. 328, 315 (1988). DOI:10.1086/166294

48. A. R. G. Mead, K. R. Ballard, P. W. J. L. Brand, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 83, 183(1990).

49. G. Miley, Annual Rev. Astron. Astrophys. 18, 165 (1980). DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.001121

50. M. G. Mingaliev, Y. V. Sotnikova, I. Torniainen, et al., Astron. and Astrophys. 544, id. A25 (2012). DOI:10.1051/0004-6361/201118506

51. T. Murphy, T. Mauch, A. Green, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 382 (1), 382 (2007). DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.12379.x

52. C. P. O'Dea, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 245, 20P (1990).

53. C. P. O'Dea and S. A. Baum, Astron. J. 113, 148 (1997). DOI: 10.1086/118241

54. C. P. O'Dea, S. A. Baum, and C. Stanghellini, Astrophys. J. 380, 66 (1991). DOI:10.1086/170562

55. C. P. O'Dea and D. J. Saikia, Astron. Astrophys. Rev. 29 (1), article id. 3 (2021). DOI:10.1007/s00159-021 -00131-w

56. M. Orienti, PhD Thesis, (Bologna, Italy, 2007).

57. M. Orienti, D. Dallacasa, and C. Stanghellini, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 408 (2), 1075 (2010). DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17179.x

58. M. Orienti, D. Dallacasa, S. Tinti, and C. Stanghellini, Astron. and Astrophys. 450, 959 (2006a). DOI: 10.1051/0004-6361:20054656

59. M. Orienti, R. Morganti, and D. Dallacasa, Astron. and Astrophys. 457 (2), 531 (2006b). DOI: 10.1051/0004-6361:20064820

60. A. G. Pacholczyk, Radio Astrophysics. Nonthermal Processes in Galactic and Extragalactic Sources (W. H. Freeman and Co., San Francisco, 1970).

61. Y. N. Parijskij, IEEE Antennas and Propagation Magazine 35, 7 (1993). DOI:10.1109/74.229840

62. R. B. Phillips and R. L. Mutel, Astron. and Astrophys. 106,21 (1982).

63. A. B. Pushkarev, M. S. Butuzova, Y. Y. Kovalev, and T. Hovatta, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 482 (2), 2336 (2019). DOI: 10.1093/mnras/sty2724

64. A. B. Pushkarev and Y. Y. Kovalev, Astron. and Astrophys. 544, id. A34 (2012). DOI:10.1051/0004-6361/201219352

65. A. B. Pushkarev and Y. Y. Kovalev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 452 (4), 4274 (2015). DOI: 10.1093/ mnras/stv1539

66. A. C. S. Readhead, Astrophys. J. 426, 51 (1994). DOI: 10.1086/174038

67. J. L. Richards, W. Max-Moerbeck, V. Pavlidou, et al., Astrophys. J. Suppl. 194, article id. 29 (2011). D01:10.1088/0067-0049/194/2/29

68. D. R. S. Robertson, L. C. Gallo, A. Zoghbi, and A. C. Fabian, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 453 (4), 3455(2015). D0I:10.1093/mnras/stv1575

69. K. Ross, N. Hurley-Walker, N. Seymour, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 512 (4), 5358 (2022). D0I:10.1093/mnras/stac819

70. J. D. Scargle, Astrophys. J. 263, 835 (1982). DOI: 10.1086/160554

71. Y. Shao, J. Wagg, R. Wang, et al., Astron. and Astrophys. 659, id. A159(2022). D0I:10.1051/0004-6361/202142489

72. N. Shuygina, D. Ivanov, A. Ipatov, et al., Geodesy and Geodynamics 10, 150 (2019). D0I:10.1016/j.geog.2018.09.008

73. M. Sikora and M. C. Begelman, Astrophys. J. 764 (2), article id. L24 (2013). D0I:10.1088/2041-8205/764/2/L24

74. J. H. Simonetti, J. M. Cordes, and D. S. Heeschen, Astrophys. J. 296, 46(1985). D0I:10.1086/163418

75. V. I. Slish, Nature 199, 682(1963).

76. I. A. G. Snellen, M. D. Lehnert, M. N. Bremer, and R. T. Schilizzi, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 337, 981 (2002). D01:10.1046/j. 1365-8711.2002.05978.x

77. I. A. G. Snellen, R. T. Schilizzi, A. G. de Bruyn, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 131,435(1998). D0I:10.1051/aas:1998281

78. Y. Sotnikova, A. Mikhailov, T. Mufakharov, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508 (2), 2798 (2021). D0I:10.1093/mnras/stab2114

79. Y. Sotnikova, A. Mikhailov, T. Mufakharov, et al., Galaxies 12 (3), id. 25 (2024). D0I:10.3390/galaxies 12030025

80. Y. V. Sotnikova, in Proc. All-Russian Conf. on Ground-Based Astronomy in Russia. 21st Century, Nizhny Arkhyz, Russia, 2020, Ed. by I. I. Romanyuk, I. A. Yakunin, A. F. Valeev, and

D. 0. Kudryavtsev (Spec. Astrophys. 0bs. Russian Acad. Sci., Nizhnij Arkhyz, 2020), pp. 32-40 (2020). D0I:10.26119/978-5-6045062-0-2_2020_32

81. Y. V. Sotnikova, T. V. Mufakharov, E. K. Majorova, et al., Astrophysical Bulletin 74 (4), 348 (2019). D01:10.11 34/S 1990341319040023

82. Y. V. Sotnikova, T. V. Mufakharov, A. G. Mikhailov, et al., Astrophysical Bulletin 77 (3), 246 (2022). D01:10.11 34/S 1990341322030117

83. C. Stanghellini, C. P. 0'Dea, S. A. Baum, and

E. Laurikainen, Astrophys. J. Suppl. 88, 1 (1993). D0I:10.1086/191812

84. S. J. Tingay and M. de Kool, Astron. J. 126 (2), 723 (2003). D0I:10.1086/376600

85. S. Tinti, D. Dallacasa, G. de Zotti, et al., Astron. and Astrophys. 432 (1), 31 (2005). D0I:10.1051/0004-6361:20041620

86. P. G. Tsybulev, Astrophysical Bulletin 66, 109 (2011). D01:10.1134/S 199034131101010X

87. P. G. Tsybulev, N. A. Nizhelskii, M. V. Dugin, et al., Astrophysical Bulletin 73 (4), 494 (2018). D0I:10.11 34/S 1990341318040132

88. M. Turler, T. J. L. Courvoisier, and S. Paltani, Astron. and Astrophys. 349, 45 (1999). D0I:10.48550/arXiv.astro-ph/9906274

89. M. Tu rler, T. J. L. Courvoisier, and S. Paltani, Astron. and Astrophys. 361, 850 (2000). D0I:10.48550/arXiv.astro-ph/0008480

90. R. Y. Udovitskiy, Y. V. Sotnikova, M. G. Mingaliev, et al., Astrophysical Bulletin 71 (4), 496 (2016). D0I:10.1134/s 1990341316040131

91. C. M. Urry and P. Padovani, Publ. Astron. Soc. Pacific 107,803(1995). D0I:10.1086/133630

92. G. Valyavin, G. Beskin, A. Valeev, et al., Astrophysical Bulletin 77 (4), 495 (2022). D01:10.1134/S 1990341322040186

93. H. van der Laan, Nature 211 (5054), 1131 (1966). D01:10.1038/2111131a0

94. S. Vaughan, R. Edelson, R. S. Warwick, and P. Uttley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 345 (4), 1271 (2003). D0I:10.1046/j.1365-2966.2003.07042.x

95. 0. V. Verkhodanov, ASP Conf. Ser. 125, 46 (1997).

96. 0. V. Verkhodanov, S.A. Trushkin, H. Andernach, and V. N. Chernenkov, Bull. Spec. Astrophys. 0bs. 58, 118(2005).

97. 0. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, and V. N. Chernenkov, Baltic Astronomy 6, 275 (1997).

98. G. L. Verschuur, K. I. Kellermann, and V. van Brunt, Galactic and Extra-Galactic Radio Astronomy (Springer, New York, 1974).

99. V. V. Vlasyuk, Bull. Spec. Astrophys. 0bs. 36 (3), 107 (1993).

100. V. V. Vlasyuk, Y. V. Sotnikova, A. E. Volvach, et al., Astrophysical Bulletin 78 (4), 464 (2023). D0I:10.1134/s 1990341323600229

101. A. Volvach, L. Volvach, and M. Larionov, Galaxies 11 (5), 96 (2023). D01:10.3390/galaxies 11050096

102. A. E. Vol'vach, M. G. Larionov, L. N. Vol'vach, et al., Astronomy Reports 59 (2), 145 (2015). D01:10.1134/S1063772914120117

103. M. A. Walker, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 294, 307 (1998). D01:10.1046/j. 1365-8711.1998.01238.x

104. B. J. Wilkes, A. E. Wright, D. L. Jauncey, and B. A. Peterson, Publ. Astron. Soc. Australia 5 (1), 2 (1983). D0I:10.1017/S1323358000021664

105. M. Zechmeister and M. Kurster, Astron. and Astrophys. 496 (2), 577 (2009). D0I:10.1051/0004-6361:200811296

Radio and Optical Properties of the Blazar PKS 1614+051 at z = 3.21

Yu. V. Sotnikova12, A. G. Mikhailov1, A. E. Volvach3, D. O. Kudryavtsev1, T. V. Mufakharov12, V. V. Vlasyuk1, M. L. Khabibullina1, A. A. Kudryashova1, M. G. Mingalievt12, A. K. Erkenov1, Yu. A. Kovalev4, Y. Y. Kovalev5, M. A. Kharinov6, T. A. Semenova1, R. Yu. Udovitskiy1, N. N. Bursov1, S. A. Trushkin1, O. I. Spiridonova1, A. V. Popkov74, P. G. Tsybulev1, L. N. Volvach3, N. A. Nizhelsky1, G. V. Zhekanis1, and K. V. Iuzhanina12

1Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2Kazan (Volga Region) Federal University, Kazan, 420008 Russia 3Crimean Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nauchny, 298409 Russia 4Astro Space Center, Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences, Moscow, 117997 Russia 5 Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn, 53121 Germany 6Institute of Applied Astronomy, Russian Academy of Sciences, St. Petersburg, 191187 Russia 7Moscow Institute of Physics and Technology, Dolgoprudny, 141700 Russia

We present a study of the radio and optical properties of the high-frequency peaker (HFP) blazar PKS 1614+051 at z = 3.21 based on the data covering the time period of 1997-2024. The radio data are represented by the instantaneous 1-22 GHz measurements from the SAO RAS RATAN-600 radio telescope, radio telescope, the 5 and 8 GHz data from the IAA RAS RT-32 telescopes, and the 37 GHz data from the RT-22 telescope of CrAO RAS. The optical measurements in the R band were collected with the SAO RAS 1-m Zeiss-1000 and 0.5-m AS-500/2 telescopes, and the ZTF archive data. We have found low overall variability indices (0.1-0.2) and a median spectral peak at 4.6 GHz, which is stable during the long-term period of monitoring. An analysis of the radio light curves reveals significant time delays (0.6 to 6.4 yrs) between the radio frequencies along with variability timescales ranging from 0.2 to 1.8 yrs in the source's rest frame, which is similar to the blazars at lower redshifts. Spectral modeling suggests the presence of both synchrotron self-absorption (SSA) and free-free absorption (FFA) processes. Based on the SSA model, we provide estimates of the magnetic field strength which peaks at approximately 100 mG. A spectroscopic study with the BTA SCORPIO-1 spectrograph has found evidence of the regular motion of a neutral hydrogen envelope around the blazar center, which confirms the presence a sufficient amount of gaseous matter to form an external FFA screen. The results highlight the importance of multi-wavelength and long-term monitoring to understand the physical mechanisms driving the variability in high-redshift blazars.

Keywords: galaxies: active—galaxies: high-redshift—galaxies: jets—blazars: individual: PKS 1614+051—radio continuum: blazars