CC BY
1
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2024, том 79, № 1, с. 36-59
УДК 524.7-77:52-14(083.8)
РАДИОИСТОЧНИКИ ОБЗОРА НА СКЛОНЕНИИ ПУЛЬСАРА В КРАБОВИДНОЙ ТУМАННОСТИ (DEC = +22 )
© 2024 А. А. Кудряшова1*, Н. Н. Бурсов1, С. А. Tрушкин1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 10 августа 2023 года; после доработки 20 сентября 2023 года; принята к публикации 22 сентября 2023 года
Представлены результаты анализа 205 наиболее ярких источников (S > 15 мЯн), которые обнаружены в обзоре неба на склонении пульсара в Крабовидной туманности. Обзор проводился на частоте 4.7 ГГц с помощью трехлучевого комплекса радиометров, установленного в фокусе Западного сектора радиотелескопа РАТАН-600 в 2018—2019 гг. По проведенным измерениям и данным, собранным в базе астрофизических каталогов CATS, построены радиоспектры объектов. Для четверти всех обнаруженных источников данные на частоте больше 4 ГГц получены впервые, а для остальных — дополнены. Исследована переменность излучения источников на масштабах года, от суток до месяцев. Наибольшее изменение радиопотока обнаружено у блазара B2 1324+22. Поиск суточной переменности проведен у 26 наиболее ярких источников со средним значением S4.7 ~ 250 мЯн. Все источники отождествлены с объектами оптических и инфракрасных каталогов. Для 112 объектов с известным красным смещением рассчитана радиосветимость.
Ключевые слова: каталоги, обзоры — галактики: активные — радиоизлучение с непрерывным спектром: галактики
1. ВВЕДЕНИЕ
Радиообзоры неба являются основным методом исследования, который позволяет получать новую информацию о большом количестве объектов различного типа. Среди наиболее известных радиообзоров можно отметить 3C (Edge et al., 1959), 4C (Pilkington and Scott, 1965; Gower et al., 1967), Parkes (Otrupcek and Wright, 1991), GB6 (Gregory et al., 1996), TGSS (Intema et al., 2017), GLEAM (Hurley-Walker et al., 2017), VLASS (Lacy et al., 2020). Значительный вклад в изучение радиоисточников внесли обзоры больших областей неба на частоте 1400 МГц на интерферометре VLA — NVSS (Condon et al., 1998) и FIRST (Becker et al., 1994). Большую роль играют и одиночные телескопы с большой апертурой: 500-м FAST, 100-м GBT, а также РАТАН-600, которые дают новую информацию в широком диапазоне частот.
На радиотелескопе РАТАН-600 проведено несколько больших обзоров неба: Зеленчукский обзор в области склонений 0°—14° (Amirkhanyan et al., 1992), глубокий обзор «Холод» на частоте 3.9 ГГц, в результате которого получен RC каталог (Parijskij et al., 1991, 1993; Bursov, 1996; Soboleva
E-mail: [email protected]
et al., 2010), многочастотный круглосуточный обзор двухградусной околозенитной области (RZF, 5 = 41 ° 5 ± 1°) в течение десяти лет на склонении яркого источника 3C 84 (Parijskij et al., 2005).
С 2017 года на Западном секторе РАТАН-600 с помощью комплекса четырехканальных радиометров на центральной частоте 4.7 ГГц проводятся круглосуточные обзоры неба на разных склонениях. В наблюдениях измеряется антенная температура неба в зависимости от среднего звездного времени при прохождении участка неба через неподвижную диаграмму направленности (ДН) телескопа.
Здесь обсуждаются результаты исследования выборки источников, обнаруженных в обзоре на склонении одного из самых ярких объектов на небе в радиодиапазоне — Крабовидной туманности. Обнаруженные источники отождествлены методом кросс-идентификации с большим количеством радиоданных с использованием базы данных CATS (Verkhodanov et al., 2005) для построения скомпилированных радиоспектров источников. В результате обработки получены значения плотности потока источников выборки на частоте 4.7 ГГц. Используя эти данные, мы уточнили и дополнили радиоспектры источников, проанализировали кривые блеска источников на разных временных масштабах в течение года и оценили переменность
плотности потока. Для источников выборки было проведено исследование имеющихся литературных данных. Мы использовали базы астрофизичеких данных NED1), Roma-BZCAT2), VizieR3) и их инструменты. Большинство источников отождествлено с оптическим каталогом SDSS (DR16)4), а также с Gaia (DR3)5), 2MASS6) и Pan-STARRS7).
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Наблюдения осуществлялись на Западном секторе (азимут 270°) РАТАН-600 при неподвижно стоящей антенне на склонении пульсара в Крабо-видной туманности (5 = +22°00'52''). Полоса обзора неба имела площадь более 200 квадратных градусов. Расчетная высота, на которую была сфокусирована антенна Западного сектора, равнялась H0 = 32°48'47''.
Обзор проводился в течение года с 28 мая 2018 г. по 30 мая 2019 г. на комплексе из трех однотипных радиометров на центральной частоте 4.7 ГГц (Л = 6.38 см) и с полосой пропускания 600 МГц, разделенной на каналы шириной 150 МГц каждый (Tsybulev et al., 2018). Входные рупора трех радиометров располагались вдоль фокальной линии вторичного зеркала таким образом, что второй рупор находился в фокусе радиотелескопа. Система сбора данных описана в работе Tsybulev (2011). Круглосуточный обзор разделялся на часовые записи наблюдений по прямому восхождению. Методы обработки обзорных записей описаны в работе Bursov (2003).
В системе сбора частота опроса (частота кварцевого генератора) составляла изначально 490 мкс, затем, при поиске быстрых радиовсплесков (FRB), — 245 мкс и 61 мкс для разрешения гигантских импульсов у пульсара в Крабовидной туманности. При обработке для остальных радиоисточников для увеличения S/N проводилось сжатие записей до интервала времени порядка 0.097 c. При этом сама величина дискрета незначительно менялась из-за температурных дрейфов. Для достижения однородности данных проводилось их интерполирование до 0.1 c. В каналах каждого радиометра записи выравнивались к среднему значению и усреднялись, что приводило к уменьшению шумов на записях примерно в два раза. За каждый месяц наблюдений было получено около 25 качественных ежедневных записей
1)https : //ned. ipac. caltech. edu/
2)https : //www. ssdc. asi. it/bzcat5/
3)https : //vizier. cds.unistra. fr/
4)http: //cas. sdss . org/dr16/en/home . aspx
5)https : //gea.esac. esa. int/archive/
6)https : //irsa. ipac. caltech.edu/Missions/2mass .html
каждого часа наблюдений на каждом радиометре. В итоге было получено 12 среднемесячных записей в течение года. Чувствительность на выходе радиометров на частоте 4.7 ГГц достигала 3мКс-1, а при эффективной площади Западного сектора около 1000 м2 чувствительность телескопа составляла около 5мЯн/луч. Данное значение ограничено атмосферными и индустриальными шумами, а также эффектом путаницы для луча антенны, имеющего угловые размеры 1' х 35'. Особенности прохождения источников через ДН радиотелескопа в азимуте 270° при относительно большом размере вторичного зеркала пятого типа и несимметричном раскрыве антенны Западного сектора описаны в работе Majoгova et al. (2023), где показано, что это не приводит к изменению вертикального размера формы ДН на 4.7 ГГц. Для отождествления источников обзора с источниками NVSS каталога координаты последних пересчитывались по эфемеридам на видимое место с помощью программы Бур (Koгzhavin et al., 2012). Отождествление проводилось методом кросс-идентификации с учетом свойств источников и их выноса относительно центра диаграммы направленности йН, где йН = Н0 — Н8ГС.
Важной частью обработки была привязка записей по времени и по амплитуде, которые были нестабильными. Нестабильность по времени была связана прежде всего со сбоями сети и отключением электропитания. В отсутствие калибровочных сигналов, изменения температуры окружающей среды и самих радиометров, работавших в теплом режиме без термостабилизации, оказывали влияние на уровень амплитуды сигнала. Еще одним фактором нестабильности являлось изменение состояния самих радиометров со временем (электропитание, вариации СВЧ-усилителей и т.п.). Поэтому в работе амплитуда источников измерялась не в антенных температурах (Та), а в единицах измеренной амплитуды (А). Тем не менее амплитуды записей источников измерялись в единицах антенной температуры (мК). Для общей калибровки записей наблюдений по чувствительности в течение года использовались антенные температуры яркой Крабовидной туманности, которая принадлежит к первичным стандартам. Изменения амплитуды источника, как правило, связаны с изменением усиления радиометров в течение всего цикла измерений. Калибровочные кривые, полученные по источнику Крабовидная туманность, приведены на рис. 1.
При накоплении записей необходимо было учитывать изменение положения источников в течение года из-за прецессии и нутации относительно неподвижной антенны. Также вносилась коррекция в среднее звездное время из-за случавшихся сбоев привязки по GPS-передатчику. В первом случае
MJD - 58000
Рис. 1. Вариации амплитуды (A) Крабовидной туманности в обзоре на Западном секторе РАТАН-600 на
частоте 4.7 ГГц в относительных единицах.
решением проблемы было смещение записей по рассчитанным эфемеридам. Поскольку не на всех часах были яркие источники, то общая привязка записей по времени осуществлялась по средневзвешенной кривой с общей погрешностью на уровне, не превышающем 1—2 с. Это незначительно сказывалось на точности положения источников и их амплитуды при осреднении записей, так как размеры полуширины ДН по уровню половинной мощности (HPBW) были больше 5 с. Тем не менее для повышения точности измерений параметров источников (звездное время, амплитуда и полуширина) источники из часовых записей наблюдений вырезались с окном порядка одной минуты времени и проводилась коррекция их положения в соответствии с их эфемеридами.
Пример коррекции для NVS S J003147+215347 (далее для краткости названий в таблицах и на рисунках мы будем опускать акроним NVSS) со средней A = 150 мК показан на рис. 2, где на панели (а) приведены почищенные от помех записи за год наблюдений; на панели (b) — после коррекции по эфемеридам и амплитуде. Для источников с A ~ 10 мК средняя погрешность определения амплитуд после коррекции составляет около 10%.
При формировании выборки источников мы усредняли скорректированные записи за год наблюдений. Для достижения максимального отношения сигнал/шум к этим записям применялась свертка с реальной ДН, полученной по ярким источникам в каждом луче. Критерием включения источников в выборку ярких объектов было S/N > 50 при амплитуде источников A > 5 мК. В результате для всей выборки источников, расположенных не дальше |dH | < 10' от фокальной линии ДН антенны, минимальная плотность потока составила 15 мЯн.
Для привязки источников по плотности потока в зависимости от их выноса из фокуса была составлена подвыборка ярких источников со степенными спектрами, по которым строились калибровочные кривые: отношение плотности потока каждого источника на частоте обзора (S4.7) к его амплитуде (A) в зависимости от выноса источника от центра ДН каждого луча. На рис. 3 показана гистограмма распределения спектральной плотности потоков источников на 4.7 ГГц. Только один источник в выборке имеет плотность потока S4.7 > 1 Ян. Несмотря на то, что источники являются яркими — с большим S/N, — плотность потока для половины источников составляет S4.7 < 50 мЯн. На врезке показаны калибровочные кривые по плотности потока в зависимости от выноса, S4 7/Ta ~ f (dH), где Ta и A.
3. РАДИОСПЕКТРЫ
В обзоре Callingham et al. (2017) были исследованы источники с различным спектральным распределением энергии: источники с пиком на частоте порядка 1 ГГц (Gigahertz peaked spectrum, GPS), компактные источники с ультракрутым спектром (Compact steep spectrum, CSS) и источники с пиком на высоких частотах (High frequency peaked, HFP), относящиеся к классу радиоизлучающих активных ядер галактик (АЯГ), которые, как считается, являются молодыми предшественниками массивных АЯГ, таких как Центавр А и Лебедь A (O'Dea, 1998; O'Dea et al., 1991; Tinti et al., 2005; Kunert-Bajraszewska et al., 2010). Спектры источников GPS и HFP имеют заметный пик и понижение потоков по обе стороны от пика. Полагают, что источники CSS обладают свойствами, сходными с источниками GPS и HFP, но их пиковые частоты значительно ниже (Pentericci et al., 2000). Следовательно, основным различием между источниками GPS, CSS и HFP являются частота спектрального пика и размер объекта. Источники GPS и HFP имеют линейные размеры примерно 1 кпк и пиковые частоты около 1—5 ГГц и более 5 ГГц соответственно (Dallacasa et al., 2000), в то время как CSS-источники имеют линейный размер около 1—20 кпк и, как принято считать, имеют самые низкие пиковые частоты, до сотен мегагерц.
С помощью базы данных CATS источники выборки были отождествлены с источниками других радиокаталогов на различных частотах. По данным обзора и литературным данным были построены радиоспектры исследуемых объектов. Для этого использовалась программа spg из пакета FADPS (Verkhodanov et al., 1993). Как показал подсчет, данные на частоте больше 4 ГГц были впервые получены для четверти источников, а для остальной части выборки источников дополнены.
0.2 г
0.15 -
0.05 -
Sideral time
Sideral time
Рис. 2. Источник ЫУББ J003147+215347: ( в) — исходные, очищенные от помех записи за год наблюдений; (Ь) — после коррекции по эфемеридам и амплитуде.
з5 30 25 2O 15 10
25 20 y 15
1O
Т
• beam 1
■ beam 2
■ beam 3
-í
■Г"
-71
-15 -1O
-5 O 5 dH, arcmin
1O
5G iGG
Flux density, mJy
i5G
2GG
Рис. 3. Гистограмма распределения плотности потока выборки 205 источников на частоте 4.7 ГГц. На врезке представлены калибровочные кривые по плотности потока для трех радиометров.
5
O
5
O
G
Спектральный индекс рассчитывался как тангенс угла наклона прямой на графике lg v ~ lg Sv между данными NVSS на 1.4 ГГц и данными, полученными в настоящей работе на 4.7 ГГц. Ошибка спектрального индекса определялась по известным формулам.
В нашем обзоре у 16 источников частоты максимальных плотностей потоков ниже 1 ГГц, что следует, как правило, из измерений низкочастотного обзора GLEAM. Такие объекты — кандидаты в CSS-источники. Пять источников, имеющих максимум потоков в диапазоне частот 1—2 ГГц, являются кандидатами в GPS-источники. Пиковая частота NVSS J072614+215319 — 8.5 ГГц, и он, скорее всего, относится к HFP-источникам.
Источники USS (Ultra steep spectrum) опре-
деляются как компактные радиоисточники с а < —1.1 (Sv ~ Им уделялось внимание при поиске АЯГ с большим z, так как было обнаружено, что крутые спектры соответствуют самым высоким красным смещениям (Jarvis et al., 2001; De Breuck et al., 2006; Klamer et al., 2006; Bryant et al., 2009). Укручение спектральных индексов источников на низких частотах с увеличением плотности потока было приведено в работах Gopal-Krishna and Steppe, 1982, Windhorst et al., 1993, Randall et al., 2012, а также в работе Dabhade and Gopal-Krishna (2023) для 43 000 источников каталога VCSS на частоте 340 МГц. В работе Zhelenkova and Majorova (2018) построена зависимость на частоте 3.94 ГГц для 304 и 396 радиоисточников каталога RC, в которой получена
+ 1
■j
iз с
i 0
о tu о-
СЛ
о Undefined type д QSOs " ° Galaxies
о
о^ о " °
дег дд
....... +1 1 1 1 1 1 1 1 Од 1 1 1 1 1 1 о Undefined type _ a QSOs п Galaxies
д д _ Д А 0 1 0 - A Ä А п ф АдА Л А д д д
ц -i "ill* *
(а) ■ ......i о (b) . i.i.i
10
100
Flux density, mJy
1000
2 3 4 Redshift
Рис. 4. Зависимость спектральных индексов 205 источников выборки на частоте 4.7 ГГц от плотности потока и красного смещения г (Ь). Незаполненными кружками показаны источники неизвестного типа, треугольниками и квадратами — квазары и галактики соответственно.
0
1
5
6
обратная зависимость — уплощение спектральных индексов, что в основном характерно для вклада далеких и ярких квазаров. Этот же результат получен и в данной работе на частоте 4.7 ГГц (рис. 4a).
В зависимости «красное смещение — спектральный индекс» по данным нашей работы также просматривается уплощение спектральных индексов квазаров с ростом z (рис. 4b). Однако в работе Laing and Peacock (1980) на 178 МГц, с $178 > 10 Ян явно прослеживается укручение спектральных индексов с увеличением красного смещения для галактик с мощным радиоизлучением и крутыми спектрами. Это другой класс объектов с USS, High-z radio galaxies (HzRGs) — галактики с активным звездообразованием на больших z. Часть обнаруженных галактик данной работы, по-видимому, также относятся к этому классу объектов.
Распределение спектральных индексов приведено на рис. 5, его пиковое значение а & -0.9. Классификация показала, что 124 источника (60%) имеют нормальный степенной спектр (-1.1 <а< -0.5), 22 (11%) являются источниками с пиком в спектре, 25 объектов (12%) — источники с очень крутым спектром, у 26 источников (13%) спектр плоский (-0.5 < а < 0.3), три источника имеют инвертированный спектр (а > 0.3), а восемь — укручение на низких частотах.
Десять источников из самых ярких объектов выборки относится к квазарам, три — к блазарам. У 11 источников тип не определен. Среди самых известных источников нет ярких галактик. В качестве примера на рис. 6 показаны спектры 24 объектов. Синими заполненными кружками обозначены данные из CATS, а красными — измеренные
40 -30 -20 -10 -
0 —' ■_LD__UJ_LJ__LJ_LU_I_U_i_
-2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 Spectral index
Рис. 5. Гистограмма распределения спектральных индексов источников выборки на частоте 4.7 ГГц.
значения плотности потока на 4.7 ГГц по данным из настоящей работы. Они включают от одного до трех измерений, в зависимости от качества данных и выноса источников из фокуса трех радиометров. Спектры всех исследованных 205 источников приведены в Дополнительных материалах (обозначения те же, что на рис. 6).
4. ПЕРЕМЕННОСТЬ РАДИОИСТОЧНИКОВ
Впервые переменность внегалактических источников была обнаружена у яркого квазара 3С 273, в вековых оптических измерениях которого были обнаружены незначительные вариации яркости (Smith and Hoffleit, 1963). Первые свидетельства переменности радиоисточников были опубликованы в работах об источнике CTA102 на длине волны 32.5 см (Sholomitskii, 1965) и об источнике 3C273 (Dent, 1965). Модель
РАДИОИСТОЧНИКИ ОБЗОРА НА СКЛОНЕНИИ ПУЛЬСАРА В КРАБОВИДНОИ 101
сл Й <D ТЗ
¡3
100
10"
100
10"1
100
10"
: J002337+215624 101 . J003147+215347^ ^Эаа
: Й 100 та г 0 1
~ 1 10"1 : о : 1 а г.....I ........1 ........1 10"1
102 103 102 103 104
: J020007+215700 J030252+215513 101
10"1 е й - ' °§ а Л О? : 100
г <р _ Ц А " ; Ф
102 103 104 102 103 104
" J062250+220025" а О 1 : о 100 r J091224+220506_ 100
: в Г о 10"1 10"1
102 103 104
102 r J114325+220656-
101
10° "э
:.........................В :
102 103 104
1161334+220425' -
10"1 г 1
102 103 104 10^ 1183118+220012-
10"
100
102 103 104
' Л3270,0+221,050= ■8
о
Р>1 о
100
102 103 104 105
J164439+220214
10"
10"
" 9 с ;
102 103 104 J201311+220052 I
- / ф -
102 103 104 102 103 104
J013553+215816:
J043856+215157 Е
102 103 104
10"1
102 103 104 105
J141726+220539
•Ф .
100
10"1
100
10"1
103 104
J75915+215933
'ж :
102 103
J203934+215209
--■ф-
102 1 03 104
J014235+215731: 0 "
10"1
102 103 104
10 100
10"1
100
10"1
102 103 104
J060351+215937
1 -.
102 103 104
J110323+220337
103
104
100
10"1
J151105+220806
Ф>Ф : 102 103 104
J180738+220456
10"
10"1
: ф' :
102 103 104
J210908+215502
f ф f, -
>1
102 103 104
Frequency, MHz
Рис. 6. Спектры наиболее ярких источников выборки. Данные, полученные в настоящей работе на частоте 4.7 ГГц, обозначены красными кружками; литературные данные — синими открытыми кружками.
переменности при синхротронном самопоглощении в адиабатически расширяющемся источнике была описана van der Laan (1966). К настоящему моменту исследование переменности радиоисточников различными методами стало предметом широкого круга работ.
На РАТАН-600 проводится многолетний мониторинг переменности объектов различных типов. Поиском долговременной переменности и вариаций излучения на шкале от одного дня и более для источников на склонениях 4°—6° и 10°—12.5 длительное время (20 и 10 лет наблюдений соответственно) занималась группа ГАИШ МГУ (Gorshkov et al., 2008; 2013). Изучению вспы-шечной активности микроквазаров посвящен ряд работ. Trushkin et al. (2023) обнаружили эволюцию спектра вспышечного излучения Лебедь Х-3 на временной шкале, сравнимой с орбитальным периодом двойной системы. В работе Sotnikova et al. (2022) рассмотрена переменность выборки галактик с источниками гидроксильного (OH) мегамазерного излучения, измеренных на основных частотах РАТАН-600.
В данной работе мы руководствуемся двумя подходами к исследованию переменности источников выборки, рассматривая суточную переменность в течение года для подвыборки наиболее ярких источников (квазаров и блазаров) и оценивая индекс переменности при накоплении данных за каждый месяц наблюдений в течение года.
4.1. Поиск переменности слабых источников
Расчет индекса переменности на масштабах года мы выполнили для всей выборки источников. Усреднение данных во всех случаях проводилось за каждый месяц наблюдений. В итоге для каждого источника выборки была построена кривая блеска из 12 средних амплитуд и их ошибок за весь год наблюдений. Все полученные данные корректировались за изменение усиления по кривым блеска калибровочного источника «Крабовидная туманность» с последующим гаусс-анализом, рис. 1. Безразмерный индекс переменности /var мы рассчитывали по измененной формуле из Aller et al. (1992), где вместо величин плотностей потоков используются их амплитуды A. Такая замена позволяет оценить индекс переменности источников в зависимости от S/N:
j _ (Дпах — СДпах) ~ (Дмп + ^Anin) ^ (Лпах - 0"+maJ + (-4min + &Amin) '
где Amax и Amjn — максимальное и минимальное значения средних амплитуд за все месяцы наблюдения; ^Amax, 0Amin — ошибки измерений амплитуды.
>>
0.4
0.3
S 0.2 .S
> 0.1
х
0
1 0.0
-0.1
В21324+22
10 100 Amplitude, mK
Рис. 7. Индексы переменности (в безразмерных единицах) для всех 205 источников на 4.7 ГГц. Блазар B2 1324+22 на z = 1.4 с увеличенной более чем в два раза яркостью отмечен красным квадратом.
У трети источников /var был определен по наблюдениям в двух или трех лучах. Для анализа выбирались данные с максимальным значением A для источников, проходящих ближе к центру ДН входного рупора радиометра. Рассчитанные значения индекса переменности источников сведены в таблице 1 приложения.
У более слабых источников обнаруженная переменность может быть связана с неточностью измерений на уровне относительно больших шумов (S/N ~ 10—30). Поэтому для источников c A < 10 мК (30%) оценка индекса проводилась с накоплением записей до двух месяцев. Наконец, для группы источников с амплитудой менее 6 мК (15%) накопление проводилось с интервалом в три месяца. На рис. 7 приведены рассчитанные значения /var, где присутствует только одно относительно большое значение /var = 0.3. Это известный блазар NVSS J132700+221050 (B2 1324+22) на z = 1.4 с изменением плотности потока более чем в два раза в течение года. Еще пять источников имеют переменность излучения с /var ~ 0.2 с изменением амплитуды в полтора раза. Это источники NVS S J114417+220752, NVS S J141726+220539, NVS S J160203+220931, NVS S J170744+220049 и NVS S J174005+221100. Для остальных источников /var < 0.15, из чего следует, что на масштабах одного года 97% источников заметной переменностью не обладают.
4.2. Поиск переменности сильных источников
Для 26 наиболее ярких источников, проходящих относительно близко к центральному сечению ДН, были проведены более точные измерения амплитуды для поиска переменности на масштабах нескольких суток. Оптимальным по точности результата было суммирование данных за трое суток наблюдений в каждой точке кривой блеска.
9 8.5 8
7.5 7 6.5 6 5.5 5
rdr 1 □ rdr 2 v rdr 3
J] 14325+2206
300 360 420 480 540 MJD - 58000
600 660
Рис. 8. Изменение полуширины источника ЫУББ Л14325+220656 при прохождении через ДН входных рупоров трех радиометров (гёг 1, гбг2, йг3), один из которых находился в фокусе (второй).
Изначально исследование переменности источников в течение года наблюдений проводилось по их амплитуде. Однако вследствие прецессии источник меняет свое положение относительно центрального сечения ДН лучей. Значит, часть изменений A была связана с этим фактом, а не с переменностью (рис. 8).
Поэтому поиск переменности источников проводился по их интегральному излучению. Интегралы по источникам на каждой записи наблюдений определялись как сумма произведений амплитуды в каждой точке на дискрет по времени по формуле Int = ). Для устранения негауссовости
шума (помех) в кривые блеска каждого источника методом наименьших квадратов вписывался полином, относительно которого оценивались пороговые значение шума 3 а с удалением превышающих значений. Затем кривые блеска источников корректировались за сезонные температурные изменения усиления радиометров.
На рис. 9 представлены кривые блеска квазаров с плоским радиоспектром и блазаров из выборки наиболее ярких 26 источников. Как было уже сказано выше, индексы переменности этих объектов, кроме B2 1324+22, имеют небольшие значения, из чего можно заключить, что, с учетом ошибок определения плотности потока, их уровень излучения изменился не более чем в полтора раза. Тем не менее на рисунках заметны изменения яркости излучения в течение года. Так, три источника, а именно: NVSS J014235+215731, NVS S J180738+220456 и NVS S J203934+215209, вероятно, показывают периодичность на масштабах около одного года.
У источников NVSS J091224+220506, NVSS J103633+220312 и NVSS J164439+220214 отмечается рост плотности потока. У источника NVSS J013553+215816 наблюдался спад уровня
излучения с последующим подъемом через полгода наблюдений. У ЫУББ Л043856+215157 было два уярчения в течение года. Первое произошло спустя 80 дней от начала обзора, второе — спустя 200 дней после первого. У самого яркого источника обзора (5*1.4 > 1 Ян) ЫУББ Л060351+215937 (4С +22.12), кандидата в блазары (О'АЬшбсо е1 а1., 2014) со степенным спектром (а = -0.7), изменений уровня излучения не обнаружено.
5. ОПТИЧЕСКИЕ И ИНФРАКРАСНЫЕ
отождествления
Для источников выборки были проанализированы имеющиеся для них литературные данные. С этой целью методом кросс-идентификации в радиусе 15'' мы провели отождествление с источниками базы астрофизических данных VizieR, NED, Roma-BZCAT. В результате была получена информация о физических характеристиках объектов: их оптические звездные величины, красные смещения и классы объектов (квазар, блазар, галактика и т.д.).
В оптическом диапазоне большинство источников (147; 72%) отождествлено с каталогом SDSS (DR16). Поскольку обзор SDSS не покрывает всего неба, дополнительно проведено отождествление с оптическими и инфракрасными каталогами GaiaDR3, 2MASS, Pan-STARRS. С инфракрасными источниками каталога WISE отождествлены 174 источника (85%). Из каталога SDSS взяты данные о звездных величинах в оптическом диапазоне, морфологические характеристики (протяженный/точечный), для протяженных — фотометрические красные смещения. Для части объектов в каталоге имеются спектроскопические данные, в таком случае известны физические характеристики объектов (их класс: галактика либо квазар) и их спектроскопические красные смещения. Отождествление с каталогом внегалактических объектов GaiaDR3 дало значения красных смещений еще для 18 объектов. Отождествление с 2MASS вне области покрытия SDSS дало морфологию для 39 объектов. Дополнительно в каталоге Pan-STARRS вне области покрытия SDSS два источника отождествлены с пустыми полями. Всего 11 объектов выборки находятся в пустых оптических полях. Три источника расположены в оптических полях с большим количеством оптических источников каталога Pan-STARRS. Из-за большой плотности объектов на снимках и из-за отсутствия информации об их природе не удалось однозначно получить отождествление источников исследуемой выборки, попадающих в данное поле. Результаты отождествления приведены в таблице 2 (см. Приложение).
150 140 130 120 110 100
285 270 255 240
180 160 140 120 110
100
90 -
80
-1—|—I—|—I—|—I—|—I—|—I—г
1001145+215912
□ □□
чь'
□ □ [Р°П
_1_
_1_
_1_
_1_
300 360 420 480 540 600 —Г
-|-1-1-1-1-1-1-1-1-Г-
1003147+215347
опьпЧЬI лР □
п
5
_1_
_1_
А.
А.
А.
300 360 420 480 540
600
300 360 420 480 540 600
4
"1—1—I—1—I—1—Г
1030252+215513
□ □
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_|_
ш
□ 0
1400
1300
1200
300 360 420 480 540 600
-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г-
1060351+215937
£
_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_
300 360 420 480 540 600
195 180 165 150
"1—1—I—1—I—1—Г
1002337+215624
"да
_1_
_1_
□ [Р
_1_
п □□ □
_1_
□ □!? шР
_1_
_1_
150 1 1
140 -
130 - □ □
® Чи
" о™
120 □ — □
110 - I
100 . 1
300 360 420 480 540 600
"1-1-1-1-1-1-г
1013553+215816
■4
ГПШС1П □ " ^р
□ ° »«б1
_1_
А.
380 360 340 320
550 500 450 400 350 300
300 360 420 480 540 600
—|-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1—
1020007+215700
г, пп № л п
□□п®^. □ -ЕЙ Л?пп"ь □ □ □ □
300 360 420 480 540 600
_ I | I 1 1 1 ' 1 ' 1 ' 1 ' -1043856+215157 "
_ иХ) - йп - □ _ [Р □ - □ ° □ . □ — □ -
_ □ , 1 , 1 1 1,1,1 { -, 1 ,
300 360 420 480 540 600
380 _ 1 1 1 1
360 ■
340
320 - £
300 , 1 , 1
1062250+220025
□ ч»
сг щ?Ь
А.
А.
_1_
А.
300 360 420 480 540 600
МГО - 58000
Рис. 9. Суточная переменность плотности потока квазаров и блазаров на частоте 4.7 ГГц.
38Q 36Q 34Q 32Q 3QQ 28Q 26Q
6QQ 57Q 54Q 51Q 48Q
1QQQ
8QQ -
"1—1—I—1—I—1—Г
J091224+220506
uÑ s и □
_L
_L
_L
_L
_L
_L
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ —Г
"Г
DI □ „
□ ЙЪ
_L
"1—1—I—1—I—1—Г"
J110323+220337
□ CP u u
"ití, л Чш"3 Чл
_L
_L
_L
_L
,чг
_L
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ I 1 I 1 I 1 I 1 I 1 I
J132700+221050
6QQ
4QQ
Ч^р
nil □ □_ 11 □ □
□ пР
[ftü □ □ □
_1_I_I
J_
J_
_L
_L
J_
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
28Q -
26Q -
24Q ~~ □
■ чЭД
22Q □
2QQ 1
"1—1—I—1—I—1—Г
J151105+220806
□ □ D,»PdPnn □
" A4 □ D D
a^F „ □ °D n J:
_L
_L
_L
_L
_L
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
2QQ 18Q 16Q 14Q
1—1—I—1—I—1—Г
J162917+220628
Í
«L», ° □ j® □ ° щДвдр ° □ ч.
□ e^bp iflEP Qn □ □
ISO
_L
°4>n
_L
_L
_L
_L
В □
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
- 32Q - J1Q3633+22Q312 .
□ Чц ~ 3QQ - Í D □ □□ п "
ч. nï ,1,1 28Q 26Q - : п -
- 24Q -
22Q 1,1, .......~
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
9QQ 85Q 8QQ 75Q
- 1 i 1 — □ 1 ' 1 ' 1 ' 1 ' 1 ' -J114325+220655 -
« ша q qf? П D D — ÏP шй^ЪЯр f,n - r □ -
- í , i , S * -1,1,1,1,1,
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ "Г
11Q - J141725+220505 -
1QQ - Í □ п □ □ -
9Q - ., in DD|iP„„0ÄÜ%Äjn„_ -
8Q - anu° *% d d □ -" ° □ □ ■
7Q _ □ □ _
6Q , 1 , 1,1,1,1,1,
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
13Q 1 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i J161334+22Q425 "
12Q - Ъ □ —
11Q □ : Tk □ D
1QQ : j □ _ □
9Q . i , 1,1,1,1,1,
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
13Q
1 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i 1 i
12Q _ J164439+22Q214 J
11Q 1QQ " I □ □ . D " LíJ^f-^-f- « : □ inj □□□W°[¡jPCP *
□ □
9Q _ □ ■ , 1 , 1.1,1,1,1.-
3QQ 36Q 42Q 48Q 54Q 6QQ
MJD - 58GGG
Рис. 9. (Продолжение.)
46
320 г-300 -280 -260 -
Т—1—I—1—г J175915+215933
КУДРЯШОВА и н—г
др.
й
_L
_L
_L
_L
_L
_L
300 360 420 480 540 600
T
180
S
•I? 165
'in
150
¡3
E 135
"Г
i
1-1-1-1-1-1-Г"
J183118+220012
1 V
300 360 420 480 540 600
650 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 J203934+215209 "
600 □ d? -
ЕГП Цт - □ n4s™n -
550 ni-
- i п .
500 -..... ........-
300 360 420 480 540 600
240 210 180 150
150 135 120 105 160 150 140 130
1-1-1-1-1-1-Г
J180738+220456
_L
_L
_L
_L
i DD J_I_I_
300 360 420 480 540 600
300 360 420 480 540 600
1-1-1-1-1—1—г
J210908+215502
□ op D ifil □
п n ®Fb°nntf,n °
пПП|5Рп ■ ° <*ЬпЪЪ
□ D □ □□ n □
u ,
d"
_L
_L
_L
_L
_L
300 360 420 480 540 600
MJD - 58000
Рис. 9. (Продолжение.)
При наличии нескольких измерений красных смещений объектов для дальнейшего анализа предпочтение отдавалось спектроскопическому методу. Три источника имеют близкие значения измерений спектральных красных смещений в разных независимых работах. Для источника NVSS J091914+22051 в таблице 2 приведено два значения спектроскопического красного смещения, так как они отличаются существенно.
С источниками оптических каталогов SDSS (DR16), Gaia (DR3) Extragalactic, Pan-STARRS, инфракрасного 2MASS и с источниками баз данных SIMBAD, NED, Roma-BZCAT отождествлено 86% источников выборки: 44% источников являются протяженными, 42% — точечными, остальные не отождествлены. Лишь 30% источников имеют определенный физический тип. Из всей выборки: квазаров — 18%, блазаров — 6%, галактик — около 6%. Протяженные объекты, скорее всего, связаны с более слабыми или далекими галактиками. С инфракрасными данными отождествлены только 35 объектов. Для 57% из отож-
дествленных объектов известно красное смещение, спектроскопическое либо фотометрическое.
5.1. Радиосветимость источников
Для 112 объектов с известными красными смещениями рассчитана радиосветимость на частоте 4.7 ГГц. В расчетах использовалась ЛCDM космология с H0 = 67.4 км с-1 Mpc-1, Qm = 0.315 и Qa = 0.685 (Aghanim et al., 2020) для оценки радиосветимости по формуле (Condon, 1988):
Lv = 4nDjvSv (1 + z)-a-1, (2)
где v — частота наблюдений, Sv — измеренная плотность потока на частоте наблюдения, z — красное смещение, a — спектральный индекс, Di — фотометрическое расстояние (Hogg, 1999).
Значения фотометрического расстояния были получены с помощью модуля cosmology пакета astropy для языка программирования Python. Расчетные значения радиосветимости на частоте
1046|-1-
-г □ Undefined type
ä QSOs
10
о
^ 1042-w
Galaxies
10
,40 _
0.01
0.1 1 Redshift
10
Рис. 10. Светимость источников на частоте 4.7 ГГц в зависимости от красного смещения для квазаров, галактик и источников неизвестного типа.
4.7 ГГц и их ошибки приведены в таблице 3 Приложения. Точность оценки радиосветимости определяется ошибками всех входящих в уравнение величин. Самые большие ошибки светимости связаны с существенными ошибками фотометрического красного смещения.
На рис. 10 показано распределение вычисленных значений радиосветимости источников на частоте 4.7 ГГц в зависимости от красного смещения для квазаров, галактик и источников неизвестного типа. Учитывая, что объекты с низкой светимостью являются в основном протяженными, можно предположить, что эти объекты являются галактиками. Объектами с наибольшей светимостью являются далекие квазары.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
1. В обзоре за 2018—2019 гг. на Западном секторе радиотелескопа РАТАН-600 на склонении пульсара в Крабовидной туманности (Dec = 22°) на трехлучевом радиометрическом комплексе на частоте 4.7 ГГц обнаружено 205 ярких источников. Для всех источников определены средние плотности потока: за год наблюдений, за каждый из 12 месяцев и за каждые три дня для 26 наиболее ярких из них.
2. По данным, полученным в настоящей работе, а также из базы данных CATS, построены спектры всех 205 объектов выборки. Из них 124 источника (61 %) имеют степенной спектр (-1.1 < a < -0.5, Sv ~ va), 22 источника с пиковым распределением в радиоспектре — источники типа CSS — GPS с максимумом излучения 0.1—5 ГГц и, как предполагается, относятся к молодым компактным объектам; 25 источников являются источниками с USS (a < -1.1) и, вероятно, относящимися к далеким радиогалактикам в скоплениях с активным
звездообразованием, HzRGs, либо к компактным объектам типа CSS; 26 источников имеют плоский спектр (-0.5 < a < 0.3) — квазары и блаза-ры; три источника имеют инвертированный спектр (a > 0.3), возможно тепловой; восемь источников имеют подъем в спектре на низких частотах.
Для четверти источников в высокочастотной области спектра (v > 4 ГГц) данные были получены впервые, а для остальных дополнены либо уточнены. Пиковое значение распределения спектральных индексов a к -0.9.
3. В зависимости «плотность потока — спектральный индекс» прослеживается укручение спектральных индексов с уменьшением плотности потока источников, а в зависимости «красное смещение — спектральный индекс» — уплощение спектральных индексов с увеличением z, что не согласуется с такими распределениями на низких частотах. Мы полагаем, что это связано со значительным вкладом далеких квазаров с мощным радиоизлучением.
4. Получены оценки переменности источников как по индексу переменности (/var) на интервалах одного года, так и на интервале трех суток для 26 наиболее ярких источников. Оценка /var показала, что у большинства источников выборки (97%) не было значительного изменения (/var < 0.15) плотности потока. Однако блазар B2 1324+224 показал двукратное увеличение плотности потока в течение одного года (/var = 0.3). У самого яркого источника обзора (S14 > 1 Ян) NVSSJ060351+215937 (4C +22.12), кандидата в блазары, изменения в уровне излучения не обнаружено. Среди исследованных на суточную переменность источников два (NVSS J043458+215540 и NVSS J161334+220425) находятся в пустых полях SDSS. Еще для семи источников из литературы неизвестен их класс.
5. С источниками оптических каталогов SDSS (DR16), Gaia (DR3) Extragalactic, Pan-STARRS, инфракрасного 2MASS и с источниками баз данных SIMBAD, NED, Roma-BZCAT отождествлено 86% источников выборки. Протяженными являются 44% процента источников, точечными — 42%. Остальные не отождествлены. Лишь 30% источников имеют определенный физический тип. Во всей выборке: квазаров — 18%, блазаров — 6%, галактик — около 6%. Протяженные объекты, вероятно, связаны с более слабыми или далекими галактиками. Отождествлены только с инфракрасными данными 35 объектов.
ПРИЛОЖЕНИЕ
Таблица 1. Наблюдательные данные. В колонках таблицы указаны: (1) — имя объекта; (2) — номер луча, на котором источник был ближе к фокусу антенны; (3) — средняя амплитуда сигнала А; (4) — индекс переменности !уаг; (5) — плотность потока источника в NVSS каталоге £1.4; (6) — плотность потока в обзоре £4.7, (7) — спектральный индекс с измеренной ошибкой а4.7; (8) — вынос источника относительно фокальной линии ¿Н; (9) — ширина источника на уровне половинной мощности НРБШ; (10) — число измерений N (в месяцах)
ЫУББ пате Веат А -^/аг £1.4, £4.7, «4.7 ел, НРВШ, N
тЛу тЛу агстт э
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
000727+220413 1 9.9 0.14 816.2 180.0+11.8 -0.75 + 0.12 11.3 12.6 12
001145+215912 1 21.1 0.05 302.2 123.1 + 6.6 -0.74 + 0.06 3.3 8.7 12
002130+215319 3 8.1 0.02 53.6 24.3 + 3.1 -0.64 + 0.09 0.2 8.7 6
002337+215624 1 39.3 0.08 442.6 166.1 + 6.8 -0.81+0.06 -1.2 8.1 12
003147+215347 3 78.0 0.06 777.4 258.2 + 9.3 -0.86 + 0.09 0.9 8.1 12
004157+215423 2 10.3 0.02 55.5 32.2 + 2.5 -0.45 + 0.13 -1.3 9.5 12
011852+215144 2 7.8 -0.01 124.2 40.6 + 2.7 -0.92 + 0.07 -5.8 10.9 12
012428+215454 2 5.8 0.11 46.1 20.8+ 1.7 -0.63 + 0.06 -0.8 8.9 11
012729+215136 3 5.4 -0.05 56.9 17.0 + 2.7 -0.99 + 0.08 -2.9 8.6 6
013352+220125 1 5.5 0.11 113.1 53.1+4.1 -0.62 + 0.08 6.5 10.8 12
013553+215816 1 26.5 0.05 177.1 121.8 + 5.5 -0.31+0.06 1.4 7.9 12
013756+215459 2 5.5 0.08 52.5 18.9 + 2.1 -0.84 + 0.08 -0.7 10.6 5
014235+215731 1 31.9 0.12 220.5 151.7 + 7.2 -0.33 + 0.05 0.3 7.9 12
015218+220707 1 31.2 0.12 1041.6 900.3 + 32.1 -0.10 + 0.04 15.5 12.1 12
015641+215651 2 9.5 0.04 107.1 36.8 + 2.5 -0.88 + 0.07 2.3 9.0 12
020007+215700 2 88.4 0.11 1010.8 340.4+ 12.1 -0.89 + 0.02 1.6 8.5 12
020434+215328 3 25.6 0.03 190.4 76.5 + 4.0 -0.75 + 0.29 -0.9 8.3 12
021018+215908 1 11.8 0.06 162.8 45.1 + 3.4 -1.06 + 0.08 1.9 7.7 9
022110+215551 2 7.9 0.07 74.1 27.4 + 2.3 -0.81+0.08 -0.2 7.9 4
022754+215451 2 18.0 0.02 158.9 59.4 + 3.4 -0.80 + 0.03 -1.8 7.9 12
023001+215304 3 13.5 0.06 147.6 42.4 + 3.4 -1.03 + 0.06 -1.6 8.8 12
023004+215909 1 14.8 0.05 69.8 65.5 + 6.5 -0.00 + 0.07 2.0 8.0 12
023349+215317 3 24.1 -0.00 213.3 72.5 + 3.9 -0.89 + 0.04 -1.2 8.5 12
024928+215441 1 9.7 0.07 155.8 50.9 + 3.2 -0.92 + 0.06 -5.2 10.3 11
030252+215513 2 24.6 0.12 130.3 88.4 + 4.3 -0.29 + 0.05 -2.9 8.0 11
031619+215555 3 11.0 0.05 123.2 38.5 + 2.4 -0.85 + 0.07 1.4 7.1 10
032313+215724 1 5.6 0.03 91.4 23.6 + 2.1 -1.10 + 0.09 -2.4 7.5 6
033524+215521 3 11.2 0.07 113.3 31.6 + 2.4 -1.04 + 0.07 0.5 7.3 10
035142+215749 3 13.4 0.12 58.8 68.0 + 3.5 0.13 + 0.06 4.5 8.2 10
035933+215457 1 19.9 0.12 383.6 203.0+ 11.6 -0.52 + 0.06 -6.3 13.2 12
040036+215408 3 6.4 0.06 84.2 21.1+2.5 -1.14 + 0.07 -3.4 11.0 6
040755+215100 3 7.6 0.07 211.9 47.6 + 3.1 -1.20 + 0.07 -7.9 12.7 12
041555+215800 2 7.1 0.04 51.2 27.4 + 2.2 -0.51+0.08 -0.3 8.6 6
041913+220304 1 5.3 0.07 106.9 40.1 + 3.1 -0.71+0.08 4.8 10.2 6
042211+220241 1 5.0 0.02 86.7 33.8 + 2.7 -0.72 + 0.08 4.0 9.7 6
043312+215529 3 11.3 0.09 97.9 31.9 + 4.2 -0.92 + 0.07 -1.2 7.9 12
043458+215540 3 18.3 0.04 169.3 55.7 + 3.3 -0.82 + 0.05 -0.8 12.2 12
043507+215511 3 18.3 0.05 138.5 59.4 + 3.1 -0.70 + 0.05 -1.7 12.2 12
Таблица 1. (Продолжение)
ЫУББ пате Веат А -Д'аг ¿51.4, тЛу ¿4.7, тЛу «4.7 ¿Н, агстт НРВШ, э N
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
043856+215157 3 90.2 0.07 991.1 434.1 ± 14.9 -0.17 + 0.04 -5.9 12.8 12
044655+215448 3 6.7 0.08 67.7 20.2 + 2.0 -0.99 + 0.07 -2.3 8.7 6
045004+215814 3 8.5 0.07 99.9 31.1+2.3 -0.96 + 0.08 3.1 10.4 12
052948+215521 155.0+11.7 -0.30 + 0.06
060019+220715 1 20.4 0.08 582.4 180.6 + 9.7 -0.91+0.06 6.4 12.3 12
060351+215937 1 246.3 0.02 2779.0 1269.8 + 42.8 -0.64 ± 0.04 -5.6 10.1 12
060640+215939 3 10.6 0.05 150.2 32.4 + 2.1 -1.05 + 0.07 0.7 8.7 12
062240+215752 3 10.6 0.11 98.5 29.1+2.2 -1.00 + 0.08 -2.1 8.6 6
062250+220025 3 113.6 0.06 1064.4 327.6+ 12.9 -0.97 + 0.05 1.9 7.9 12
062727+220051 1 5.6 0.09 136.5 30.8 + 4.2 -0.97 + 0.07 -4.7 8.9 5
063017+215630 3 29.9 0.02 432.2 110.0 + 6.1 -1.13 + 0.05 -4.3 11.0 12
063101+215642 3 34.6 0.05 346.2 120.7 + 5.9 -0.46 + 0.05 -4.4 11.7 12
063446+220640 1 8.9 0.06 161.5 75.6 + 4.8 -0.62 + 0.06 5.6 11.1 6
063727+220237 1 11.2 0.08 141.9 46.7 + 3.0 -0.92 + 0.06 -0.9 8.8 12
064711+215825 3 11.5 0.01 130.1 33.3 + 2.5 -1.12 + 0.06 -1.3 8.4 11
065630+220308 2 5.4 0.05 76.4 26.0 + 2.3 -0.88 ± 0.08 3.1 12.0 6
070714+220459 1 6.7 0.09 111.1 30.0 + 2.2 -1.08 + 0.08 0.5 7.5 12
072300+215925 3 5.5 0.08 57.5 16.4 + 2.3 -1.02 + 0.08 -2.1 8.5 3
072319+220100 3 22.0 0.09 127.0 66.9 + 3.7 -0.57 + 0.06 0.4 8.1 6
072351+220241 2 10.0 0.00 57.7 33.5 + 2.5 -0.43 + 0.07 -0.1 8.7 6
072543+220352 3 7.0 -0.01 59.9 37.5 + 2.7 -0.35 + 0.06 4.9 8.5 6
072614+215319 3 40.8 0.08 246.9 442.0 + 30.1 0.48 + 0.06 -11.8 17.4 12
072820+215306 3 21.0 0.04 471.6 248.0 + 23.7 -0.53 + 0.05 -12.2 16.0 12
073556+220848 1 7.5 0.01 234.9 72.4 + 4.9 -0.97 + 0.07 6.5 10.7 6
074642+220024 3 5.3 -0.05 48.6 15.4 + 2.0 -0.94 ± 0.08 -2.1 9.0 10
075706+215424 3 8.3 0.01 185.3 72.8 + 4.7 -0.77 + 0.07 -10.1 12.7 6
081212+220024 3 13.7 0.04 83.9 32.7 + 2.5 -0.77 + 0.08 -2.8 8.5 12
081725+215840 3 5.6 0.01 86.9 24.6 + 2.1 -1.04 + 0.08 -5.6 10.1 6
082353+220041 3 5.1 0.05 53.3 15.4 + 2.5 -1.02 + 0.08 -2.4 7.8 6
085037+220615 2 10.3 0.04 113.6 47.4 + 3.3 -0.72 + 0.07 3.4 9.2 11
090614+220010 3 38.5 0.06 516.9 153.2 + 9.4 -0.75 + 0.06 -5.9 11.7 12
091224+220506 2 91.9 0.08 145.0 316.0 + 25.1 0.64 ± 0.08 -0.4 9.2 12
091914+220519 3 26.1 0.09 149.8 85.2 + 4.1 -0.47 + 0.04 3.1 8.6 12
092045+220433 3 21.5 0.07 75.7 58.4 + 3.0 -0.21 +0.07 1.8 8.4 12
092601+220136 3 24.7 0.10 211.2 76.4 + 4.4 -0.82 + 0.06 -2.9 9.0 12
094736+220136 3 10.5 0.08 47.0 33.0 + 2.2 -0.29 + 0.05 -2.9 9.9 12
094836+220053 3 25.2 0.10 282.8 88.8 + 4.6 -0.96 + 0.07 -4.0 10.6 12
101104+220805 1 12.4 0.06 155.5 57.0 + 3.3 -0.83 + 0.05 -0.3 7.9 12
101401+215825 3 7.1 0.04 205.9 56.1 + 3.9 -1.07 + 0.07 -9.4 12.8 5
102016+220940 1 11.6 0.05 53.5 61.4 + 3.6 0.11+0.06 2.2 9.4 12
102154+215930 3 70.4 0.06 1686.6 427.6+ 15.4 -1.11 +0.04 -7.7 13.9 12
102408+220347 3 14.8 -0.00 203.8 60.0 + 5.3 -1.01+0.09 -0.9 8.7 12
Таблица 1. (Продолжение)
ЫУББ пате Веат А -Д'аг ¿51.4, тЛу ¿4.7, тЛу «4.7 ел, агстт НРВШ, э N
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
103633+220312 3 67.1 0.11 260.9 265.0 + 23.0 0.01+0.02 -1.8 8.9 12
103943+215743 3 16.7 0.02 388.1 155.4 + 7.8 -0.74 + 0.04 -10.5 15.1 12
104254+220127 3 11.1 0.02 86.5 42.2 + 2.9 -0.59 + 0.06 -4.6 11.0 12
104702+221033 1 10.3 0.12 141.6 66.5 + 4.2 -0.63 + 0.07 3.7 9.1 12
105234+220602 2 5.2 0.05 46.5 18.0 + 2.5 -0.78 + 0.08 -0.4 10.8 4
105430+221055 1 7.4 0.10 65.4 51.5 + 4.5 -0.19 + 0.07 4.2 8.9 6
105435+220011 3 6.0 0.03 114.5 30.7 + 2.1 -1.08 + 0.07 -6.6 12.3 4
110025+220156 3 7.2 0.13 75.5 27.8 + 2.4 -0.82 + 0.07 -4.7 9.6 4
110323+220337 3 174.6 0.03 518.7 517.0+ 16.9 0.01+0.03 -2.0 7.6 12
112119+215947 3 13.1 0.08 210.6 84.7 + 4.7 -0.75 + 0.05 -8.1 12.2 12
112829+220729 3 20.5 0.06 172.2 85.0 + 6.2 -0.58 + 0.03 4.1 9.9 12
113033+215728 3 21.2 0.11 568.2 237.1 + 10.1 -0.67 + 0.10 -11.8 15.7 12
114325+220656 2 224.9 0.14 3129.2 823.4 + 24.3 -1.10 + 0.01 0.1 8.9 12
114417+220752 2 13.0 0.17 93.6 52.8 + 3.2 -0.51+0.04 1.6 9.2 12
114821+220825 2 19.7 0.11 235.1 72.8 + 3.9 -0.97 + 0.04 2.5 9.1 12
115311+220654 1 7.6 -0.01 101.7 30.4 + 2.7 -1.00 + 0.07 -3.1 9.8 12
121156+220455 3 5.9 0.02 48.8 17.3+ 1.9 -0.85 + 0.08 -0.3 8.7 6
125433+221103 1 7.2 0.11 101.2 44.8 + 3.1 -0.67 + 0.07 3.2 9.8 6
130253+220758 2 6.7 0.03 47.7 26.2 + 2.0 -0.49 + 0.08 1.8 10.2 6
130651+221119 1 11.7 0.02 210.4 79.1+4.5 -0.81+0.06 4.0 10.4 12
131128+220306 3 5.4 0.07 65.2 16.7 + 2.0 -1.06 + 0.08 -2.7 8.7 6
132700+221050 1 112.7 0.29 850.5 689.7 + 41.0 -0.15 + 0.05 3.3 9.3 12
132749+220503 1 16.9 0.08 309.4 100.0 + 4.6 -0.93 + 0.05 -5.9 12.1 12
133212+220549 2 13.3 0.09 150.1 45.2 + 3.2 -0.99 + 0.05 -1.6 8.2 12
133629+221033 1 7.0 0.14 60.9 40.2 + 2.8 -0.34 + 0.07 2.8 7.8 6
133928+220822 2 6.0 0.04 58.1 26.6+ 1.8 -0.64 + 0.08 2.5 8.3 6
135116+221110 1 5.9 0.00 111.7 38.8 + 2.9 -0.87 + 0.08 3.8 9.7 4
135313+220540 3 5.1 0.03 43.5 16.7 + 2.1 -0.78 + 0.08 1.3 11.7 4
140808+220155 3 13.8 0.01 149.2 48.5 + 5.8 -0.92 + 0.13 -3.7 9.7 12
141242+215939 3 13.2 0.10 217.4 60.0 + 7.1 -0.86 + 0.20 -7.2 11.8 12
141351+220647 2 6.6 0.11 60.6 22.9 + 2.0 -0.79 + 0.09 0.9 8.1 5
141619+220840 1 5.8 0.04 103.6 26.7+ 1.9 -1.12 + 0.07 0.8 8.0 6
141726+220539 2 25.1 0.17 55.3 85.5 + 4.2 0.51+0.05 -1.2 8.0 12
143106+220505 2 7.2 0.10 60.3 25.1 + 1.9 -0.66 + 0.07 -2.0 8.5 6
143249+220759 1 13.5 0.05 207.8 64.5 + 3.9 -0.95 + 0.05 -0.4 8.4 12
144057+220142 3 8.4 0.06 118.1 29.6 + 2.2 -1.12 + 0.07 -4.0 8.4 6
144924+221206 1 8.3 0.11 291.0 74.4 + 5.2 2.07 + 0.09 6.2 12.1 12
150123+221122 1 5.2 0.05 183.7 50.9 + 4.0 -1.06 + 0.08 6.6 9.9 5
151105+220806 1 53.6 0.14 411.6 239.2+ 10.3 -0.45 + 0.03 1.4 8.0 12
151319+220255 3 10.9 0.09 99.4 40.6 + 3.0 -0.74 + 0.07 -0.6 8.3 12
151830+220313 3 17.4 0.08 91.6 42.7 + 3.0 -0.63 + 0.07 -0.1 8.3 12
152224+215808 3 17.2 0.09 338.7 91.8 + 5.4 -1.06 + 0.07 -8.2 9.6 12
Таблица 1. (Продолжение)
ЫУББ пате Веат А -Д'аг ¿>1.4, тЛу ¿>4.7, тЛу «4.7 ел, агстт НРВШ, э N
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
153343+220725 1 5.7 0.07 113.0 25.6 + 2.0 -0.48 + 0.08 0.5 8.6 6
153652+220207 3 8.6 0.07 68.2 25.9 + 2.2 -0.67 + 0.08 -1.5 9.8 6
154535+220400 2 6.2 0.06 66.8 21.6+ 1.9 -0.93 + 0.07 -2.0 7.0 4
154631+215741 3 24.7 0.12 427.9 164.9 + 5.3 -0.79 + 0.06 -8.9 11.9 12
155354+215927 3 47.0 0.08 530.7 222.4 + 8.6 -0.69 + 0.05 -6.1 10.0 12
155513+215939 3 5.4 -0.05 115.1 24.0+ 1.7 -1.26 + 0.08 -5.7 12.9 6
155630+220729 1 8.2 0.06 209.8 36.8 + 2.8 -1.40 + 0.07 0.5 17.2 6
155644+220658 1 8.2 0.09 142.7 34.8 + 2.6 -1.16 + 0.07 -0.4 17.2 11
160203+220931 1 9.3 0.19 274.8 79.0 + 4.8 -1.03 + 0.06 5.6 11.6 6
160317+215841 3 10.1 0.05 140.8 42.4 + 2.7 -0.99 + 0.06 -5.3 10.4 12
161105+220709 1 20.3 0.11 324.1 104.6+5.7 -0.93 + 0.06 2.1 8.9 12
161334+220425 1 26.3 0.07 181.0 109.3 + 4.7 -0.41+0.03 -2.5 8.8 12
161423+220020 3 15.0 0.03 162.6 46.1+3.3 -1.04 + 0.05 -2.7 8.3 12
161759+220136 3 5.6 -0.08 33.4 16.2+ 1.8 -0.59 + 0.08 -0.7 7.7 5
161847+215921 3 9.2 0.09 79.0 33.7 + 2.5 -0.69 + 0.06 -4.3 10.5 12
162110+215739 3 6.5 0.12 88.6 33.8 + 2.5 -0.53 + 0.07 -6.7 10.7 6
162917+220628 1 36.9 0.12 175.5 170.0+11.0 -0.06 + 0.04 0.8 8.2 12
164255+221226 1 7.3 0.10 249.6 117.4 + 8.0 -0.62 + 0.07 10.3 12.8 6
164439+220214 2 28.0 0.09 153.2 102.8 + 4.7 -0.33 + 0.04 -2.8 8.0 12
164631+215857 3 8.6 0.12 94.1 35.9 + 2.3 -0.79 + 0.07 -4.9 10.0 6
164819+220114 2 11.7 0.07 85.8 31.9 + 2.6 -0.81+0.06 -4.4 8.3 12
170251+220532 1 8.7 0.06 101.3 43.3 + 2.5 -0.70 + 0.06 1.6 9.9 6
170744+220049 3 15.1 0.19 49.0 41.4 + 3.3 -0.13 + 0.09 0.3 8.3 12
171332+215557 3 21.4 0.13 88.6 124.0 + 5.8 0.28 ± 0.05 -7.4 11.8 12
171611+215214 3 21.8 0.04 716.0 297.6+ 13.9 -0.69 + 0.05 -13.3 17.0 12
172003+215847 3 19.0 0.06 248.3 57.5 + 3.4 -1.22 + 0.05 -2.9 8.0 12
172655+220102 3 18.0 0.08 114.1 65.5 + 3.7 -0.46 + 0.05 0.7 8.2 12
174005+221100 1 18.6 0.19 344.7 180.0+ 15.7 -0.54 + 0.12 10.3 8.6 12
174306+215932 3 14.6 0.08 136.3 52.8 + 3.4 -0.78 + 0.07 -1.7 9.3 12
174525+215703 3 8.2 0.04 94.2 39.1 + 3.1 -0.72 + 0.08 -5.7 8.8 6
174536+220340 1 16.1 0.12 292.2 64.7 + 3.6 -1.24 + 0.05 -1.4 7.9 12
175011+215734 3 10.0 0.03 81.3 28.5 + 2.5 -0.86 + 0.07 -4.8 7.3 6
175915+215933 2 60.9 0.11 529.0 280.1 + 10.6 -0.53 + 0.04 -4.8 9.0 12
180127+215732 3 6.8 0.02 73.2 20.6+ 1.9 -1.04 + 0.07 -2.4 7.9 12
180738+220456 1 31.8 0.11 68.2 187.4+11.0 0.83 + 0.05 3.1 9.1 12
181307+215430 3 9.3 0.03 198.0 60.6 + 3.7 -0.97 + 0.06 -7.2 10.6 6
181725+215845 3 7.5 0.02 57.1 23.9+ 1.8 -0.71+0.09 -0.5 8.1 6
182812+215519 3 6.3 0.06 104.4 29.4 + 2.3 -1.04 + 0.07 -6.0 8.6 6
183118+220012 3 37.0 0.06 461.5 153.3 + 7.8 -0.91+0.05 1.8 9.2 12
184035+215744 2 9.0 0.00 96.6 43.0 + 3.9 -0.66 + 0.07 -5.2 11.2 6
184839+220118 2 6.5 0.04 136.1 23.9 + 2.2 -1.32 + 0.09 0.8 9.3 6
185423+215858 2 6.0 0.04 39.8 22.9+ 1.8 -0.42 + 0.08 -3.3 8.2 4
КУДРЯШОВА и др. Таблица l. (Продолжение)
NVSS name Beam А -^var £1.4, mJy S4.7, mJy «4.7 dH, arcmin HPBW, s N
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
191619+215719 3 5.2 0.08 70.1 15.2 + 2.6 -1.09 + 0.08 -0.5 7.7 4
191640+220459 1 5.3 -0.04 136.1 45.0 + 3.6 -0.91+0.08 5.6 11.1 4
192622+215620 3 10.0 0.03 69.5 32.4 + 2.8 -0.64 + 0.07 -1.9 7.5 6
193239+215747 3 5.4 -0.01 31.7 16.4 + 2.5 -0.54 + 0.08 0.4 8.5 4
193453+215701 3 54.8 0.11 264.1 216.6 + 8.3 -0.72 + 0.06 -0.5 21.4 12
195455+215957 1 6.9 -0.02 52.3 29.2 + 2.5 -0.35 + 0.07 -2.7 8.5 6
195607+215941 1 14.1 0.10 96.8 60.0 + 3.5 -0.39 + 0.04 -2.8 8.4 12
201311+220052 1 36.6 0.07 211.0 172.4 + 8.1 -0.18 + 0.03 1.3 8.2 12
201553+215655 3 5.1 -0.08 43.9 16.7 + 2.2 -0.79 + 0.08 1.3 11.5 4
202545+215836 2 13.1 0.10 163.4 47.5 + 3.4 -0.99 + 0.05 0.8 8.4 12
203307+215905 2 19.6 0.07 229.8 77.5 + 4.2 -0.89 + 0.04 1.6 9.4 12
203334+215934 1 27.5 0.08 225.9 107.8 + 4.9 -0.61+0.04 -0.8 7.9 12
203732+215303 3 26.8 0.06 552.9 145.8 + 9.0 -1.00 + 0.07 -4.9 8.8 12
203934+215209 2 68.3 0.06 369.9 569.0 + 23.1 0.36 + 0.02 -9.4 13.4 12
204007+215319 3 5.9 0.05 86.2 21.9 + 2.1 -1.12 + 0.08 -4.4 10.3 6
205826+215819 2 26.6 0.07 307.6 105.9 + 4.8 -0.88 + 0.05 0.4 8.9 12
210908+215502 3 44.0 0.08 199.2 143.4 + 5.5 -0.27 + 0.04 0.2 8.0 12
211032+215830 1 20.4 0.12 193.0 86.2 + 4.0 -0.67 + 0.03 -0.5 7.7 12
212301+215047 3 11.2 0.13 141.2 54.7 + 4.2 -0.78 + 0.08 -6.5 10.8 12
213057+214926 3 6.7 0.06 168.1 47.6+3.3 -1.04 + 0.07 -8.7 10.8 6
213649+215701 2 4.0 -0.08 55.3 18.1 + 1.8 -0.91+0.08 0.2 10.6 4
213735+215738 2 9.5 0.08 53.9 45.2 + 2.8 -0.14 + 0.06 1.2 9.7 12
214732+215434 3 11.4 0.08 32.0 33.2 + 2.4 0.04 + 0.06 -0.5 8.2 12
221213+215521 2 16.4 0.07 102.8 40.0 + 3.3 -0.77 + 0.06 -0.9 8.3 12
221828+215633 2 6.4 0.04 63.6 22.9 + 2.3 -0.83 + 0.09 1.0 8.5 6
222059+215222 3 7.6 0.04 71.7 24.7 + 2.3 -0.86 + 0.09 -2.5 8.2 6
222928+215435 3 5.4 0.00 49.2 17.2 + 2.3 -0.86 + 0.08 1.0 9.0 6
223659+215318 3 7.2 0.03 81.9 25.2 + 2.1 -0.97 + 0.08 -1.1 9.2 6
224128+220019 1 5.0 -0.07 123.0 33.3 + 2.7 -1.07 + 0.08 3.9 9.6 4
225825+215251 3 5.7 0.05 48.3 16.7+ 1.7 -0.87 + 0.08 -1.8 8.6 6
231559+215435 2 10.0 0.07 150.0 33.6 + 2.3 -1.22 + 0.07 -1.2 9.7 12
232439+215548 2 12.5 0.07 118.7 45.1 + 3.0 -0.80 + 0.05 0.7 9.1 12
233611+215005 3 9.8 -0.03 146.5 41.1+2.9 -1.00 + 0.08 -5.2 9.4 12
233724+215847 2 8.6 0.13 105.7 59.0 + 3.7 -0.43 + 0.07 5.5 11.6 12
233930+215630 1 13.0 0.03 133.8 53.5 + 3.3 -0.62 + 0.06 -1.5 8.3 12
234025+215509 2 8.0 -0.03 42.2 28.1+2.1 -0.30 + 0.08 -0.3 8.0 5
234516+215141 3 20.7 0.01 200.0 64.0 + 3.2 -0.94 + 0.05 -2.7 8.7 12
234706+215251 3 8.0 0.06 100.4 23.2 + 2.0 -1.11 +0.06 -1.1 8.6 6
234749+220016 1 14.4 0.08 442.6 107.5 + 5.6 -1.17 + 0.04 4.7 11.3 12
235240+215735 2 5.4 -0.00 169.6 27.1 + 3.1 -1.45 + 0.08 3.4 12.6 6
235913+215732 1 6.8 0.03 98.8 30.1+2.1 -0.98 + 0.07 0.3 7.3 6
Таблица 2. Кросс-отождествление источников выборки с оптическими каталогами. В колонках указаны: (1) — имя источника; (2) — красное смещение, пометка s — спектроскопическое, p — фотометрическое; (3) — физический тип объекта согласно общепринятым сокращениям: QSO — квазар, BLLac — блазар, FSRQ — квазар с плоским радиоспектром, G — галактика, BClG — большой кластер галактик, GinCl — галактика в кластере, GinGroup — галактика в группе; SNR — остаток сверхновой; (4) — оптический морфологический тип объекта: Pt — точечный, Ext — протяженный, VisS — источник в поле с большой плотностью оптических объектов
NVSS name Redshift Class Optical type NVSS name Redshift Class Optical type
(1) (2) (3) (4) (1) (2) (3) (4)
J000727+220413 0.559 s [4] QSO[3] Ext 5] J042211+220241 0.885 p [5] - Ext
J001145+215912 1.064 s [4] QSO [4] Pt 5] J043312+215529 - - EF
J002130+215319 1.824 s [5] QSO [2, 5] Pt 5] J043458+215540 - - Pt 7]
J002337+215624 0.169 s [5] - Ext 5] J043507+215511 - - Pt 7]
J003147+215347 0.891 p [5] - Ext 5] J043856+215157 0.140 p [5] - Ext 5]
J004157+215423 0.612 p [5] - Ext 5] J044655+215448 - - Pt 5]
J011852+215144 - - EF 5] J045004+215814 0.280 p [5] - Ext 5]
JO 12428+215454 0.671 s [5] - Ext 5] J052948+215521 0.280 p [5] - Ext 5]
JO 12729+215136 0.560 p [5] - Ext 5] J060019+220715 - - Pt 5]
JO 13352+220125 1.455 s [5] QSO [2, 5] Ext 5] J060351+215937 - BLLac [2] Pt 5]
JO 13553+215816 3.372 [3] QSO [2] Pt 5] J060640+215939 - - Pt 7]
JO 13756+215459 - - Ext 5] J062240+215752 - - Pt 7]
J014235+215731 2.047 s [5, 4] QSO[5] Pt 5] J062250+220025 - - Pt 7]
JO 15218+220707 1.321 s [5] BLLac [2] Pt 5] J062727+220051 - - Pt 7]
JO 15641 +215651 0.646 p [5] - Ext 5] J063017+215630 - - Pt 7]
J020007+215700 - - Pt 5] J063101+215642 - - Ext 7]
J020434+215328 0.843 p [5] - Ext 5] J063446+220640 - - Pt 5]
J021018+215908 - - EF 5] J063727+220237 - - Pt 5]
J022110+215551 0.575 p [5] - Ext 5] J064711+215825 - - Pt 5]
J022754+215451 0.100 p [5] Galaxy [2] Ext 5] J065630+220308 - Galaxy [2] Pt 7]
J023001+215304 0.581 p [5] - Ext 5] J070714+220459 - - VisS
J023004+215909 0.529 s [4] BLLac [2] Pt 7] J072300+215925 - - Pt 7]
J023349+215317 0.300 p [5] - Ext 5] J072319+220100 0.176 p [3] Galaxy [3] Pt 7]
J024928+215441 - - EF 6] J072351+220241 0.128 s [4] QSO [4] Pt 7]
J030252+215513 - - Pt 7] J072543+220352 - QSO [4] Pt 7]
J031619+215555 - - Pt 7] J072614+215319 1.882 s [4, 3] FSRQ [1] Pt 7]
J032313+215724 - - VisS J072820+215306 5.844 s [4] QSO [4] Pt 7]
J033524+215521 - - EF 6] J073556+220848 - - Pt 5]
J035142+215749 - - Pt 7] J074642+220024 - - EF 5]
J035933+215457 - - Pt 7] J075706+215424 - - Pt 5]
J040036+215408 - - Pt 7] J081212+220024 1.106 s [5] QSO[2,3,4,5] Pt 5]
J040755+215100 - - Pt 7] J081725+215840 - - Ext 5]
J041555+215800 - - Pt 7] J082353+220041 - - Pt 5]
J041913+220304 0.363 p [5] - Ext J085037+220615 1.570 s [5] QSO [2] Pt 5]
Таблица 2. (Продолжение)
NVSS name Redshift Class Optical type NVSS name Redshift Class Optical type
(1) (2) (3) (4) (1) (2) (3) (4)
J090614+220010 0.520 s [5] Galaxy [2] Ext [5] J132700+221050 1.398 s [5] BFFac[2]
J091224+220506 0.993 s [5] QSO [2, 3,4] Pt [5] - FSRQ [1] Pt 5]
J091914+220519 1.55 s [5] QSO[5] Pt [5] J132749+220503 1.100s 5] QSO [2, 4, 5] Pt 5]
2.25 s [4] J133212+220549 0.505 p 5] - Ext 5]
J092045+220433 0.034 s [2] GinGroup[2] Ext [5] J133629+221033 - - Pt 5]
J092601+220136 0.622 p [5] - Ext [5] J133928+220822 2.323 s 5] QSO [2, 5] Pt 5]
J094736+220136 0.570 p [5] - Ext [5] J135116+221110 1.574 s 5] QSO [2, 4, 5] Pt 5]
J094836+220053 0.716 s [5] QSO[5, 2, 3] Ext [5] J135313+220540 0.615 p 5] - Ext 5]
J101104+220805 - - Pt [5] J140808+220155 0.587 p 5] - Ext 5]
J101401 +215825 0.305 p [5] - Ext [5] J140808+220155 0.587 p 5] - Ext 5]
J102016+220940 0.314 s [5] QSO[5] Ext [5] J141242+215939 0.408 p 5] - Ext 5]
- BLLac[2] J141351+220647 0.360 p 5] - Ext 5]
J102154+215930 0.740 p [5] RadioG [2] Ext [5] J141619+220840 - - EF
J102408+220347 0.140 p [5] - Ext [5] J141726+220539 0.563 p 5] - Ext 5]
J103633+220312 0.595 s [5] BLLac[2] Pt [5] J143106+220505 0.713 p 5] - Ext 5]
J103943+215743 0.612 s [5] Galaxy [5] Ext [5] J143249+220759 - - Pt 5]
J104254+220127 0.705 p [5] - Ext [5] J144057+220142 0.080 p 5] - Ext 5]
J104702+221033 0.035 p [5] STAR [2] Ext [5] J144924+221206 - - Pt 5]
J105234+220602 - - VisS [5] J150123+221122 0.688 p 5] - Ext 5]
J105430+221055 4.161 s [4] BLLac[l, 2] Pt [5] J151105+220806 0.586 p 5] - Ext 5]
- Galaxy [4] J151319+220255 0.850 p 5] - Ext 5]
- QSO [4] J151830+220313 0.681 p 5] - Ext 5]
J105435+220011 - - EF J152224+215808 - - EF
J110025+220156 0.621 p [5] - Ext [5] J153343+220725 - - Ext 5]
J110323+220337 - - EF J153652+220207 0.230 p 5] Galaxy [2] Ext 5]
J112119+215947 - - Ext [5] J154535+220400 0.218 p 5] - Ext 5]
J112829+220729 0.691 p [5] - Ext [5] J154631+215741 0.734 s 3] - Ext 5]
J113033+215728 0.399 s [5] Galaxy [5] Ext [5] J155354+215927 0.745 s 3] - Ext 5]
J114325+220656 0.824 s [3] QSO[3] Ext [5] J155513+215939 - - Pt 5]
J114417+220752 0.575 s [5] BC1G[2] Ext [5] J155630+220729 0.682 p 5] - Ext 5]
J114821+220825 0.800 p [5] - Ext [5] J155644+220658 0.929 p 5] - Ext 5]
J115311+220654 0.415 p [5] - Ext [5] J160203+220931 0.555 p 5] - Ext 5]
J121156+220455 0.117 p [5] - Ext [5] J160317+215841 0.662 p 5] Galaxy [2] Ext 5]
J125433+221103 0.509 s [5] BLLac[2] Pt [5] J161105+220709 - - Ext 5]
- Galaxy [5] J161334+220425 - - EF
J130253+220758 0.332 p [5] - Ext [5] J161423+220020 0.829 p 5] - Ext 5]
J130651+221119 0.421 p [5] - Ext [5] J161759+220136 0.418 p 5] - Ext 5]
J131128+220306 0.475 p [5] - Ext [5] J161847+215921 0.334 s 5] BFFac[l] Pt 5]
Таблица 2. (Продолжение)
NVSS name Redshift Class Optical type NVSS name Redshift Class Optical type
(1) (2) (3) (4) (1) (2) (3) (4)
J162110+215739 0.689 p [5] - Ext [5] J201311+220052 - QSO [4] Pt 7]
J162917+220628 - - Ext [5] J201553+215655 - - Pt 7]
J164255+221226 0.834 p [5] - Ext [5] J202545+215836 - - Pt 7]
J164439+220214 0.492 s [4] QSO [4] Pt [5] J203307+215905 2.413 s [4] QSO [4] Pt 7]
J164631+215857 0.358 s [3] Galaxy [2] Ext [5] J203334+215934 - - Pt 7]
- QSO[3] J203732+215303 - - Pt 7]
J164819+220114 - Pt [5] J203934+215209 2.782 s [4] QSO [2, 4] Pt 7]
J170251+220532 0.535 p [5] - Ext [5] J204007+215319 - - Pt 7]
J170744+220049 1.593 s [5] QSO [2, 5] Pt [5] J205826+215819 - - Pt 7]
J171332+215557 2.646 s [4] QSO [4] Pt [5] J210908+215502 2.359 s [4] QSO [2, 4] Pt 5]
J171611+215214 2.380 s [4] FSRQ[1] Ext [5] J211032+215830 - - Pt 7]
BLLac[2] J212301+215047 - - Pt 5]
J172003+215847 0.228 p [5] - Ext [5] J213057+214926 - - Pt 7]
J172655+220102 - - Pt [7] J213649+215701 - - VisS
J174005+221100 1.403 s [4,3] QSO [2] Pt [7] J213735+215738 0.193 p [5] Galaxy [4] Pt 5]
J174306+215932 - Ext [3] J214732+215434 - QSO [4] Ext 5]
J174525+215703 - - Pt [7] J221213+215521 0.584 p [5] - Pt 5]
J174536+220340 - - Pt [7] J221828+215633 - - Ext 5]
J175011+215734 - - Pt [7] J222059+215222 0.375 p [5] QSO [2] Ext 5]
J175915+215933 - - VisS J222928+215435 - - Ext 5]
J180127+215732 - - Pt [7] J223659+215318 0.450 p [5] - Ext 5]
J180738+220456 0.798 s [2] QSO [2] Pt [5] J224128+220019 0.537 p [5] - Ext 5]
FSRQ[1] J225825+215251 0.672 p [5] - Pt 5]
J181307+215430 - QSO[5] Pt [5] J231559+215435 1.170 s [5] QSO [2, 5] Ext 5]
J181725+215845 - - Pt [5] J232439+215548 0.438 p [5] - Ext 5]
J182812+215519 - - Ext [5] J233611+215005 - - Pt 5]
J183118+220012 0.977 s [4] QSO [2, 4] Ext [5] J233724+215847 2.218 s [5] QSO [2, 4, 5] Pt 5]
J184035+215744 - - Pt [7] J233930+215630 - - Ext 5]
J184839+220118 - - Pt [7] J234025+215509 0.416 s [5] GinCl[2] Pt 5]
J185423+215858 - - Pt [7] J234516+215141 0.583 s [5] QSO [2, 4, 5] Pt 5]
J191619+215719 - - Pt [7] J234706+215251 - - EF 5]
J191640+220459 - - Pt [7] J234749+220016 - - Ext 5]
J193453+215701 - SNR[2] Ext [7] J235240+215735 0.855 p [5] - Ext 5]
J195455+215957 - - Pt [7] J235913+215732 0.704 s [5] Galaxy [5] Ext 5]
J195607+215941 - - Pt [7]
Ссылки: [1] — Roma-BZCAT, [ 2] — SIMBAD, [ 3] — NED, [ 4] — GaiaDR3 Extra-galactic, [ 5] — SDSS DR16, [ 6] — Pan-STARRS, [7] — 2MASS.
Таблица 3. Радиосветимость источников обзора. Указаны расчетные величины светимости с ошибками и относительные ошибки радиосветимости АЬ в процентах
NVSS name Luminosity, ergs 1 (AL, %) NVSS name Luminosity, erg s 1 (AL, %)
J000727+220413 (1.0 + 0.1) X 043 (10) J104702+221033 (9.3+ 18.8 X 039 (20)
J001145+215912 (3.1 + 0.2) X 043 (6) J105430+221055 (1.1 + 0.2) X 044 (18)
J002130+215319 (1.9 + 0.3) X 043 (16) J110025+220156 (2.1 + 0.4) X 042 (19)
J002337+215624 (6.4 + 0.2) X 041 (3) J112829+220729 (7.2 + 2.1) X 042 (29)
J003147+215347 (4.6+ 1.0) X 043 (22) J113033+215728 (6.0 + 0.4) X 042 (7)
J004157+215423 (1.9 + 0.5) X 042 (26) J114325+220656 (1.4 + 0.04)x 044 (3)
JO 12428+215454 (1.7 + 0.1) X 042 (6) J114417+220752 (2.8 + 0.2) X 042 (7)
JO 12729+215136 (1.1 + 0.7) X 042 (64) J114821+220825 (1.1 + 0.4) X 043 (36)
JO 13352+220125 (2.5 + 0.3) X 043 (12) J115311+220654 (9.4 + 5.0) X 041 (53)
JO 13553+215816 (2.2 + 0.2) X 044 (9) J121156+220455 (3.0 + 2.1) X 040 (70)
J014235+215731 (1.1 + 0.08 X 044 (7) J125433+221103 (2.0 + 0.2) X 042 (10)
JO 15218+220707 (2.2 + 0.1) X 044 (5) J130253+220758 (4.1+2.9) X 041 (71)
JO15641 +215651 (3.1 + 1.5) X 042 (48) J130651+221119 (2.4 + 2.4) X 042 (10)
J020434+215328 (1.1 + 0.3) X 042 (27) J131128+220306 (7.3 + 4.3) X 041 (59)
J022110+215551 (1.7 + 0.8) X 042 (47) J132700+221050 (1.9 + 0.1) X 044 (5)
J022754+215451 (7.4 + 3.0) X 040 (41) J132749+220503 (3.1 + 0.2) X 043 (6)
J023001+215304 (3.0+ 1.4) X 042 (47) J133212+220549 (2.2 + 0.4) X 042 (18)
J023004+215909 (2.4 + 0.3) X 042 (13) J133928+220822 (3.6 + 0.4) X 043 (11)
J023349+215317 (1.0 + 0.4) X 042 (40) J135116+221110 (2.7 + 0.3) X 043 (11)
J041913+220304 (8.2 + 2.1) X 042 (26) J135313+220540 (1.2 + 0.9) X 042 (75)
J042211+220241 (5.4+1.2) X 042 (22) J140808+220155 (3.3+ 1.2) X 042 (36)
J043856+215157 (1.0 + 2.1) X 042 (210) J141242+215939 (1.7 + 0.8) X 042 (47)
J045004+215814 (3.8 + 2.4) X 041 (63) J141351+220647 (4.7 + 4.2) X 041 (89)
J072319+220100 (2.7 + 0.1) X 040 (4) J141726+220539 (2.8 + 0.6) X 042 (21)
J072351+220241 (6.8 + 0.3) X 040 (4) J143106+220505 (2.4 + 0.6) X 042 (25)
J072614+215319 (1.1 + 0.1) X 044 (9) J144057+220142 (2.4+1.5) X 040 (63)
J072820+215306 (1.9 + 0.2) X 045 (И) J150123+221122 (5.5 + 2.1) X 042 (38)
J081212+220024 (9.2 + 0.9) X 042 (10) J151105+220806 (1.3 + 0.8) X 043 (62)
J085037+220615 (2.9 + 0.3) X 043 (10) J151319+220255 (6.0 + 2.4) X 042 (40)
J090614+220010 (7.3 + 0.5) X 042 (7) J151830+220313 (3.6+ 1.3) X 042 (36)
J091224+220506 (2.6 + 0.3) X 043 (12) J153652+220207 (1.9 + 0.3) X 041 (16)
J091914+220519 (8.7 + 0.6) X 043 (7) J154535+220400 (1.5 + 0.7) X 041 (47)
J092045+220433 (4.4 + 4.4) X 039 (100) J154631 +215741 (1.8 + 0.1) X 043 (6)
J092601+220136 (5.7 + 0.9) X 042 (16) J155354+215927 (2.4 + 0.1) X 043 (4)
J094736+220136 (1.6+ 1.0) X 042 (63) J155630+220729 (4.6+ 1.9) X 042 (41)
J094836+220053 (9.9 + 0.7) X 042 (7) J155644+220658 (8.4+1.9) X 042 (23)
J101401 +215825 (8.6 + 6.4) X 041 (74) J160203+220931 (4.9 + 3.0) X 042 (61)
J102016+220940 (7.3 + 0.5) X 041 (7) J160317+215841 (4.0+ 1.6) X 042 (40)
J102154+215930 (5.6 + 2.1) X 043 (38) J161423+220020 (7.7+ 1.7) X 042 (22)
J102408+220347 (1.6+ 1.8) X 042 (120) J161759+220136 (4.4 + 3.6) X 041 (82)
J103633+220312 (1.2 + 0.1) X 043 (8) J161847+215921 (5.7 + 0.5) X 041 (9)
J103943+215743 (1.1 + 0.06 X 043 (5) J162110+215739 (2.8+ 1.9) X 042 (68)
J104254+220127 (3.7 + 0.6) X o42 (16) J164439+220214 (3.6 + 0.2) X О42 (6)
Таблица 3. (Продолжение)
NVSS name Luminosity, ergs 1 (AL, %) NVSS name Luminosity, erg s 1 (AL, %)
J164255+221226 (1.6+0.4) xlO43 (25) J213735+215738 (2.1 + 1.1) xlO41 (52)
J164631+215857 (7.3 + 0.5) xlO41 (7) J221213+215521 (2.5 + 0.5) xlO42 (20)
J170251+220532 (2.1+0.5) xlO42 (24) J222059+215222 (5.7 + 2.5) xlO41 (44)
J170744+220049 (1.5 + 0.2) xlO43 (13) J223659+215318 (9.3+ 1.5) xlO41 (16)
J171332+215557 (6.7 + 0.5) xlO43 (7) J224128+220019 (2.0 + 0.9) xlO42 (45)
J171611+215214 (4.5 + 0.3) xlO44 (7) J225825+215251 (1.5 + 0.9) xlO42 (60)
J172003+215847 (4.6+7.2) xlO41 (157) J231559+215435 (1.5 + 0.1) xlO43 (7)
J174005+221100 (7.2+ 1.0) xlO43 (14) J232439+215548 (1.5+ 1.3) xlO42 (87)
J180738+220456 (9.6+0.6) xlO42 (6) J233724+215847 (5.6+0.6) xlO43 (11)
J183118+220012 (3.5 + 0.2) xlO43 (6) J234025+215509 (6.8 + 0.6) xlO41 (9)
J203307+215905 (1.5 + 0.1) xlO44 (7) J234516+215141 (4.3 + 0.3) xlO42 (7)
J203934+215209 (3.0 + 0.1) xlO44 (3) J235240+215735 (6.3+ 1.6) xlO42 (25)
J210908+215502 (1.3 + 0.07)xl044 (5) J235913+215732 (3.3 + 0.3) xlO42 (9)
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ИНФОРМАЦИЯ
Дополнительные материалы, представленные онлайн, включают спектры 205 источников.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдательные данные получены на уникальной научной установке — радиотелескопе РАТАН-600 САО РАН. 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». Исследование выполнено с использованием базы данных NASA/IPAC Extragalactic Database (https:// ned.ipac.caltech.edu/); базы данных CATS, доступной на сайте Специальной астрофизической обсерватории РАН; базы данных SlMBAD, действующей в CDS, Страсбург, Франция. Использовался инструмент доступа к каталогу VizieR, CDS, Страсбург, Франция. Авторы благодарны рецензенту за конструктивные замечания, которые способствовали улучшению статьи, и редакции журнала за техническую поддержку в процессе ее подготовке.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Работа выполнена в рамках государственного задания САО РАН, утвержденного Министерством науки и высшего образования Российской Федерации.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы данной работы заявляют, что у них нет конфликта интересов.
ДОСТУПНОСТЬ ДАННЫХ
Таблицы 1, 2 и 3 доступны также на сайте VizieR.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. N. Aghanim et al. (Plank Collab.), Astron. and
Astrophys. 641, id. A6 (2020). D01:10.105l/0004-6361/201833910
2. M. F. Aller, H. D. Aller, and P. A. Hughes, Astrophys. J.
399, 16(1992). D0I:10.1086/171898
3. V. R. Amirkhanyan, A. G. Gorshkov, and
V. K. Konnikova, Astron. Zh. 69, 225 (1992).
4. R. H. Becker, R. L. White, and D. J. Helfand, ASP Conf.
Ser., 61, 165(1994).
5. J. J. Bryant, J. W. Broderick, H. M. Johnston, et al.,
Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394 (4), 2197 (2009). D0I:10.1111 /j. 1365-2966.2009.14500.x
6. N. N. Bursov, N. M. Lipovka, N. S. Soboleva, et al.,
Bull. Spec. Astrophys. Obs. 42, 5(1996)
7. N. N. Bursov, PhD Thesis (Special Astrophysical
0bservatory of the Russian Academy of Sciences, Nizhnij Arkhyz, 2003) [ in Russian].
8. J. R. Callingham, R. D. Ekers, B. M. Gaensler,
et al., Astrophys. J. 836 (2), article id. 174 (2017). DOI: 10.3847/1538-4357/836/2/174
9. J. J. Condon, Galactic and Extragalactic Radio
Astronomy, 2nd ed. (Berlin and New York, SpringerVerlag, 1988) pp. 641-678.
10. J. J. Condon, W. D. Cotton, E. W. Greisen, et al., Astron. J. 115 (5), 1693(1998). D0I:10.1086/300337
11. M.J. Cruz, M. J. Jarvis, K. M. Blundell, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373 (4), 1531 (2006). D0I:10.1111/j.1365-2966.2006.11101.x
12. P Dabhade and Gopal-Krishna, Astron. and Astrophys. 675, L3 (2023). D0I:10.1051/0004-6361/202346593
58
KW^moBA h Ap.
13. R. D'Abrusco, F. Massaro, A. Paggi, et al., Astrophys. J. Suppl. 215, 14 (2014). D01:10.1088/0067-0049/215/1/14
14. D. Dallacasa, C. Stanghellini, M. Centonza, and R. Fanti, Astron. and Astrophys. 363, 887 (2000). D0I:10.48550/arXiv.astro-ph/0012428
15. C. De Breuck, I. Klamer, H. Johnston, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 366 (1), 58 (2006). D0I:10.1111/j.1365-2966.2005.09799.x
16. W. A. Dent, Science 148 (3676), 1458 (1965). DOI: 10.1126/science.148.3676.1458
17. D. O. Edge, J. R. Shakeshaft, W. B. McAdam, J. E. Baldwin, S. Archer, Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37 (1959).
18. Gopal-Krishna and H. Steppe, Astron. and Astrophys. 113, 150(1982).
19. A. G. Gorshkov, V. K. Konnikova, and M. G. Mingaliev, Astronomy Reports 52 (4), 278 (2008). D0I:10.1134/S1063772908040033
20. A. G. Gorshkov, V. K. Konnikova, and M. G. Mingaliev, Astronomy Reports 57 (5), 344 (2013). D0I:10.1134/S1063772913040057
21. J. F. R. Gower, P. F. Scott, and D. Wills, Memoirs of the Royal Astronomical Society, 71, 49 (1967).
22. P. C. Gregory, W. K. Scott, K. Douglas, and J. J. Condon, Astrophys. J. Suppl. 103, 427 (1996). D0I:10.1086/192282
23. D. W. Hogg, arXiv e-prints astro-ph/9905116 (1999). D0I:10.48550/arXiv.astro-ph/9905116
24. 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
25. H. T. Intema, P. Jagannathan, K. P. Mooley, and D. A. Frail, Astron. and Astrophys. 598, id. A78 (2017). D0I:10.1051/0004-6361/201628536
26. M. J. Jarvis, S. Rawlings, C. J. Willott, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 327 (3), 907 (2001). D0I:10.1046/j. 1365-8711.2001.04778.x
27. I. J. Klamer, R. D. Ekers, J. J. Bryant, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 371 (2), 852 (2006). D01:10.1111/j.1365-2966.2006.10714.x
28. A. N. Korzhavin, V. N. L'vov, S. K. Tokhchukova, and S. D. Tsekmeister, Astrophysical Bulletin 67 (2), 225 (2012). D01:10.1134/S 1990341312020095
29. M. Kunert-Bajraszewska, M. P. Gawronski, A. Labiano, and A. Siemiginowska, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 408 (4), 2261 (2010). D0I:10.1111/j.1365-2966.2010.17271.x
30. M. Lacy, S. A. Baum, C. J. Chandler, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 132, 1009 (2020). D0I:10.1088/1538-3873/ab63eb
31. R. A. Laing and J. A. Peacock, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 190, 903 (1980). D0I:10.1093/mnras/190.4.903
32. E. K. Majorova, N. N. Bursov, and S. A. Trushkin, Astrophysical Bulletin 78 (3), 269 (2023). D01:10.1134/S 1990341323700141
33. C. P. O'Dea, Publ. Astron. Soc. Pacific 110 (747), 493 (1998). D01:10.1086/316162
34. C. P. O'Dea, S. A. Baum, and C. Stanghellini, Astrophys. J. 380, 66(1991). D0I:10.1086/170562
35. R. E. Otrupcek and A. E. Wright, Publ. Astron. Soc. Australia 9 (1), 170 (1991). DOI: 10.1017/S1323358000025443
36. I. N. Parijskij, N. N. Bursov, N. M. Lipovka, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 87, 1 (1991).
37. Y. N. Parijskij, N. N. Bursov, N. M. Lipovka, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 98, 391 (1993)
38. Y. Parijskij, N. Bursov, A. Berlin, et al., Gravitation and Cosmology 10, 1 (2005). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0508065
39. L. Pentericci, J. D. Kurk, H. J. A. Rottgering, et al., Astron. and Astrophys. 361, L25 (2000). DOI:10.48550/arXiv.astro-ph/0008143
40. J. D. H. Pilkington and J. F. Scott, Memoirs of the Royal Astronomical Society 69, 183 (1965).
41. K. E. Randall, A. M. Hopkins, R. P. Norris, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 421 (2), 1644 (2012). DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.20422.x
42. G. B. Sholomitskii, Astron. Zh. 42, 673(1965).
43. H. J. Smith and D. Hoffleit, Nature 198 (4881), 650 (1963). DOI: 10.1038/198650a0
44. N. S. Soboleva, E. K. Majorova, O. P. Zhelenkova, et al., Astrophysical Bulletin 65 (1), 42 (2010). DOI:10.1134/S1990341310010050
45. Y. V. Sotnikova, T. V. Mufakharov, A. G. Mikhailov, et al., Astrophysical Bulletin 77 (3), 246 (2022). DOI:10.1134/S1990341322030117
46. S. Tinti, D. Dallacasa, G. de Zotti, et al., Astron. and Astrophys. 432 (1), 31 (2005). DOI:10.1051/0004-6361:20041620
47. S. A. Trushkin, A. V. Shevchenko, N. N. Bursov, et al., Astrophysical Bulletin 78 (2), 225 (2023). DOI:10.1134/S1990341323020116
48. P. G. Tsybulev, Astrophysical Bulletin 66 (1), 109 (2011). DOI:10.1134/S 199034131101010X
49. P. G. Tsybulev, N. A. Nizhelskii, M. V. Dugin, et al., Astrophysical Bulletin 73 (4), 494 (2018). DOI:10.1134/S1990341318040132
50. H. van der Laan, Nature 211 (5054), 1131 (1966). DOI: 10.1038/2111131a0
51. O. V. Verkhodanov, B. L. Erukhimov, M. L. Monosov, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 36, 132 (1993).
52. O. V. Verkhodanov, S. A. Trushkin, H. Andernach and V. N. Chernenkov, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 118 (2005). DOI:10.48550/arXiv.0705.2959
53. R. A. Windhorst, E. B. Fomalont, R. B. Partridge, and J. D. Lowenthal, Astrophys. J. 405, 498 (1993). DOI:10.1086/172382
54. O. P. Zhelenkova and E. K. Majorova, Astrophysical Bulletin 73 (2), 142 (2018). DOI: 10.1134/S 1990341318020037
Radio Sourses of the Survey on the Declination of the Pulsar in the Crab Nebula (Dec = +22°)
A. A. Kudryashova1, N. N. Bursov1, and S. A. Trushkin1
1Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
The results of the analysis of 205 brightest sources (S > 1 5 mJy), which were found in the sky survey at the declination of the pulsar in the Crab Nebula, are presented. The survey was conducted at a frequency of 4.7 GHz using a three-beam radiometer complex installed in the focus of the Western Sector of the RATAN-600 radio telescope in 2018—2019. Based on the measurements taken and the data collected in the CATS astrophysical catalog database, the radio spectra of the objects were constructed. For a quarter of all detected sources, data at frequencies above 4 GHz were obtained for the first time, and for the rest they were supplemented. The variability of radiation sources on the scales of the year, from days to months, has been studied. The greatest change in the radio flux was found in the blazar B2 1324+22. The search for daily variability was carried out for 26 of the brightest sources with an average value of S4.7 ~ 250 mJy. All sources are identified with objects from optical and infrared catalogs. The radio luminosity was calculated for 112 objects with known redshifts.
Keywords: catalogs, surveys, continuous spectrum radio emission: galaxies, galaxies: active
