Радиообзоры Дж. Кондон

Back to CATS manual [ CATS home ] [ Back to CATS list ]

1997IAUS..179...19C
Симпозиум N179 "Новые горизонты в многочастотных обзорах неба"
McLean et al. (eds) 1997 Printed in Netherlands. p.19-25.

РАДИО ОБЗОРЫ

Дж. Дж. Кондон

НРАО Шарлотсвилл, США

1. Введение

Радиообзоры играют важную роль в астрономии, и каждый обзор меняется вместе с технологией и научными требованиями. Большинство объектов изучаемых радиоастрономами сегодня были неожиданными открытиями в ранних обзорах. Фаза открытий в обзорах началась с открытия К. Янским галактического радиоизлучения и с обзора Ребера на 160 МГц, показавшего, что это излучение нетепловое. Обзоры, проведенные сразу после Второй мировой войны, обнаружили яркие дискретные источники, которые были позже отождествлены с остатками сверхновых, радиогалактиками и квазарами. Пульсары были открыты в течение обзора неба с целью поиска мерцающих источников. Лацертиды (от BL Lac) появились в ранних высокочастотных обзорах. Первый гравитационно линзированный квазар появился в большом обзоре на 960 МГц в Джодрел Бэнк, и первое наблюдение гравитационного излучения пришло от двойного пульсара, найденного попутно в пульсарном обзоре.

2. Космологическая эволюция

Сильная космологическая эволюция, явная в первых выборках, содержащих сотни внегалактических источников привела в движение вторую фазу радиообзоров. Большинство радиоисточников в выборках с ограничением потока являются внегалактическими, эволюция преобладает в их распределении красных смещений при всех минимальных потоках S_o < 1 Ян. Следовательно, маловероятно, что радиовыборки являются местными выборками ярких галактик, найденных в оптическом и ИК диапазонах:
(1) Близкие источники редки. Меньше чем 1% от 5 10⁴ радиоисточников северной полусферы с S > 25 мЯн на 4.85 ГГц ассоциируется с 10⁴ UGC галактиками, размером больше чем 1', большинство из которых находятся в пределах 100 Мпк (Кондон и др. 1991). Похоже, есть только 1% наложения этой радиовыборки с галактиками из каталога слабых источников IRAS (Мошир и др. 1992). К сожалению разъединенные выборки не способствуют многоволновой кооперации. Оптические и астрономы близкого ИК диапазона предпочитают близкие галактики, которые они могут хорошо наблюдать, в то время как радиоастрономы имеют склонность к АЯГ на краю Вселенной.
(2) Большинство радиогалактик и квазаров обнаружены вблизи их медианного красного смещения <z> =~ 0.8, почти независимо от S_o (Кондон 1989). В почти Эвклидовой оптической Вселенной, слабые объекты статистически больше удалены и имеют меньшие угловые размеры, но по сути похожи на яркие объекты. В полой оболочке радиовселенной, уменьшение S_o не дает "более глубокую" выборку; оно добавляет источники с более низкими по сути светимостями. Характерные плотности потока и угловые размеры существуют, так как детали в функциях радиосветимости и размера прямо отображаются на распределениях плотностей потока и углового размера. Например, существует переход от классических радиогалактик и квазаров к смеси галактик со вспышкой звездообразования, Сейфертов и нормальных галактик ниже S =~ 1 мЯн на 1.4 ГГц.

3. Внегалактическая радиоастрономия

Обзоры всего неба, способные обнаружить 10⁵ источников, стали практически осуществимыми с помощью многоканальных HEMT-приемников в 80-е годы. Семилучевой 4.85 ГГц радиометр НРАО был использован на 91-м телескопе в Грин Бэнк, чтобы провести GB6 обзор около 75000 источников (Грегори и др. 1996), ярче 18 мЯн в северной полусфере и на 64-м телескопе в Парксе, чтобы сделать PMN-обзоры южного неба (Райт и др. 1996). Астрономические приложения таких обзоров включали: 1) получение первых статистически полезных (N > 10²) выборок близких радиоисточников (Кондон и др. 1995), (2) открытие редких по природе объектов, таких как гравитационные линзы и (3) зондирование крупномасштабной структуры Вселенной на z=~1.

4. Новые большие обзоры в континууме

Большие обзоры апертурного синтеза, способные обнаружить 10⁶ источников, стали возможны благодаря современным компьютерным мощностям. Три из них уже ведутся: Вестерборгский обзор Северного неба (WENSS), Обзор "Слабые изображения радионеба на 20 см (FIRST) на VLA в B-конфигурации, и Обзор неба НРАО-VLA (NVSS) в VLA-конфигурации D/DnC. Четвертый, покрывающий склонение < -30^o, был предложен (Ладж и др.) на телескопе синтеза Молонгской обсерватории. Они все имеют значительно более высокую чувствительность, разрешение и координатную точность и обзоры WENSS и NVSS являются первыми обзорами источников, чувствительных и к полной интенсивности и линейной поляризации.
Обзоры, которые могут разрешить многие внегалактические источники, сталкиваются с конфликтующими требованиями по полноте и координатной точности. Такие обзоры ограничены не по плотности потока, но по поверхностной яркости (Ян/луч или К).

condon figure N1

Рисунок 1. Кумулятивная доля f(< phi_m) слабых источников с угловым размером phi_m сравнена с разрешением VLA в B-, C-, and D-конфигурациях показана на левом рисунке.
Правый рисунок отображает полноту и надежность (для C =~ R и радиуса поиска r_s = m*sigma_p) оптических отождествлений источников со средне-квадратичным отклонением неопределенности положения sigma_p ярче J = 22.5 вблизи Галактического (наверху), при |b| = 30^o, |l| = 90^o и в Галактическом балдже |b| < 30^o, |l| < 45^o (bottom).

Например, средняя поверхностная яркость спиральных галактик (расположенных к нам диском) равна 1 К на 1.4 ГГц, так что такая чувствительность необходима, чтобы обнаружить полные выборки спиральных галактик выше любого предела по потоку S_o. Рисунок 1 показывает кумулятивные доли внегалактических источников от углового размера на 1.4 ГГц при двух уровнях потока 3 и 10 мЯн. Обзоры с разрешением << 1' теряют слабые разрешенные источники. С другой стороны, шум ограничивает среднеквадратичную ошибку координат sigma_p для слабых источников до sigma_p >= sigma*theta/(2S_M), где sigma есть шум на карте, theta -- разрешение или FWHM и S_M -- пиковая плотность потока. На уровне обнаружения S_M == 5 sigma и sigma_p = theta/10. Желание провести полное и надежное отождествление с оптически слабыми объектами подталкивает к низкому sigma_p и, следовательно, к малому размеру ДН - theta. Например, sigma_p = 2.5" требуется, чтобы отождествить радиоисточники с объектами J = 22.5 (POSS II предел) на галактической широте |b| = 30^o при 90% полноте и надежности (Рис.1б), подразумевая, что требуется theta <25'' для отождествления источников на уровне предела обзора. WENSS и NVSS оптимизированы по полноте и фотометрической точности, в то время как обзор FIRST благоприятствует более высокой точности координат.

4.1. Обзор WENSS

WENSS (de Bruyn и др. 1994) будет покрывать Omega = 3.14 ср севернее склонения delta=+30^o на частоте 325 МГц и около одной трети этой площадки на частоте 610 МГц. Разрешение в обзоре составит 55" x 55" cosec(delta) на 325 МГц и 30" x 30"cosec(delta) на 610 МГц. Уровень обнаружения 5 sigma = 15 мЯн/луч на обеих частотах и предполагается обнаружить около 3 10⁵ источников. Небо покрывается мозаикой из полей разнесенных на половину ширины луча одной антенны. Каждое поле наблюдается на 18 различных часовых углах в каждой из шести конфигураций в течение шести недель. Таким образом покрытие u-v плоскости и чувствительность будут отличными, и эти данные могут представлять выборку кратковременной переменности на низких частотах. Наконец, изображения во всех параметрах Стокса (I, Q, U, V) будут давать информацию по поляризации и для дискретных источников и для диффузного Галактического излучения.

Научные цели WENSS включают несколько спектральных исследований: (1) Селектирование источников с ультракрутыми спектрами, такие как яркие радиогалактики на высоких красных смещениях, реликтовые радиоисточники в скоплениях галактик и пульсары. (2) Селектирование большой выборки источников с плоскими спектрами, чтобы использовать ее для поиска гравитационных линз. (3) Селектирование и изучение компактных источников с крутыми спектрами. В добавок WENSS был бы эффективным для нахождения гигантских (>1 Мпк) радиогалактик, излучения низкой поверхностной яркости от дисков и гало галактик и кросс-идентификации с объектами в других диапазонах.

4.2. Обзор FIRST

Обзор FIRST на 1.4 ГГц является обзором с высоким разрешением полной интенсивности в области Галактической полярной шапки. Он разработан для отождествления слабых галактик и квазаров, обнаруженных в цифровом обзоре Слоана (SDSS, Ган, 1995); для обнаружения значительного числа галактик со вспышками звездообразования и для получения карт многих протяженных внегалактических источников. 5.4''-разрешение обеспечивает, чтобы ошибка определения координат была бы меньше 1'' даже на границе чувствительности обзора, 1 мЯн/луч = 20 К. Каталог компонент из первых 1550 град^2 (75 источников на кв. градус) уже доступны on-line (Бэкер и др. 1995). В отличие от WENSS и FIRST и NVSS покрывают каждое поле в единственном мгновенном снимке, так что (u,v)-покрытие является бедным и данные должны быть обработаны с особой тщательностью, чтобы добиться максимального динамического диапазона.

4.3. Обзор NVSS

Обзор NVSS является обзором "всего неба" и покрывает Omega = 10.3 ср на delta >= -40^o мозаикой 217446 `снепшотов` в компактных D и DnC конфигурациях VLA. Главными продуктами будут (1) пакет из 2326 4^o x 4^o кубиков, имеющих три плоскости, содержащие изображения в параметрах Стокса I, Q, U, с 45''-FHWM разрешением и (2) каталог почти 2 x 10⁶ дискретных источников ярче 2.5 мЯн/луч = ~0.8 К (=~ 50 источников deg^-2). Точность определения координат будет выше 1'' для сильных источников, и выше 2.5'' для =~ 10⁶ источников ярче 5 мЯн, и около 5'' для самых слабых обнаруженных источников. Главной научной целью обзора NVSS является помочь и поддержать многоволновые исследования с помощью предоставления полных и надежных выборок источников, особенно близких источников, для использования всеми астрономами. NVSS должен обнаружить большую часть ярких галактик (например UGC-галактик), большую часть источников в IRAS FSC, и большую часть классических радиогалактик и квазаров (например, M87 на z=2). Чтобы гарантировать равный доступ члены NVSS-команды согласились использовать только электронно реализованные результаты для своих собственных исследований. Кубы изображений, покрывающих около половины области обзора сейчас доступны on-line, вместе с каталогом источников 9 x 10⁵ (Кондон и др. 1996). NVSS наблюдения будут полностью завершены в октябре 1996г.

5. Будущие обзоры

Представим себе фазовое пространство, где осями служат параметры обзоров -- чувствительность, частота, поляризация, разрешение и пр. (см. Харвит 1981). Астрономические явления рассеяны по этому фазовому пространству, некоторые еще ждут открытия. Какие области предстоит исследовать, какие будут научно интересны и как провести их наблюдения?

5.1. Спектроскопические обзоры

Недавно был предложен (Stavely-Smith et al. 1996) первый крупномасштабный (объем обзора ~= 10⁷ Мпк³ >> 10³ Мпк³ =~объему корреляции галактик) спектроскопический обзор внегалактических HI облаков. 13-лучевой приемник на 64-м телескопе в Парксе покроет южное небо с глубиной 140h^-1 Мпк и разрешением 14 угловых минут. Чувствительность на уровне 5-sigma: 20 mJy в одном 14 км/с канале соответствует пределу обнаружения HI = 10⁶ M_sun(D/Мпк)² для галактики с шириной линии HI: 200 км/с. Этот обзор заново откроет известные богатые газом галактики (карликовые галактики -- до 30 Мпк, нормальные Sc галактики -- до 45 Мпк и гигантские богатые газом галактики как Malin-1 -- до 140 Мпк) и получит данные по их HI функции масс, пространственному распределению и динамики групп и скоплений. Он должен открыть новые галактики с низкой поверхностной яркостью и любые изолированные HI облака. Если представить это в численном выражении, то они могут содержать большую часть всего нейтрального водорода во Вселенной.

Плоскость Галактики в области долгот 75^o < l < 145^o будет картографирована с разрешением 1' в HI и в континууме на частотах 408 и 1420 МГц (Normandeau et al. 1996). Данные с одного телескопа в ДРАО будут использованы для заполнения дыр в (u,v)-плоскости и восстановления очень протяженных структур.

5.2. Обзоры в континууме на частоте >> 5 GHz

Обзоры в континууме пока проведены в диапазоне от 30 МГц до 5 ГГц. Самые известные блазары были найдены в высокочастотных обзорах, чувствительных к компактным источникам с плоскими радиоспектрами. Обзоры на более высоких частотах были предложены в надежде, что они смогут обнаружить "новую популяцию" источников с колоколообразными или инверсионными спектрами, но они технически сложны. Телесный угол телескопа меняется как nu^-2, а температура системы увеличивается с частотой, так что время, необходимое для обзора области неба до данного предела по потоку, растет растет очень быстро на частотах выше 5 ГГц. Например, 100-м телескоп в Грин Бэнк (GBT) будет способен сделать обзор всего неба на частоте 15 ГГц с разрешением и чувствительностью обзора NVSS на 1.4 ГГц, но даже с семи-лучевым приемником обзор займет 5 лет непрерывных наблюдений!

Эта область фазового пространства может быть также пустой. Высокомерные радиоастрономы видят обзор IRAS на 60 мкм как радиообзор на частоте 5000 ГГц, полный до 0.28 Ян по всему небу. Гипотетические блазары со спектральными пиками между 5 и 5000 ГГц должны появляться в кросс-идентификациях IRAS-источников с радиоисточниками ярче 25 мЯн на 5 ГГц. К сожалению все IRAS-блазары в северной полусфере ярче 250 мЯн (или слабее 25 мЯн) на 5 ГГц (Кондон и др. 1995). Их отсутствие в зоне на порядок выше предела по радиопотоку предполагает, что мало нетепловых источников имеют пик яркости на коротких сантиметровых волнах. Единственная значительная новая популяция в "радио" источниках, найденная спутником IRAS, состоит из пылевых галактик. Пылевые галактики на высоких красных смещениях остаются лучшими кандидатами для обзора на самых коротких радиоволнах, в атмосферном окне на волне 0.8 мм. На частотах ниже чернотельного пика, спектры пылевых галактик и квазаров такие крутые (S_nu =~nu³), что плотность потока почти независима от красного смещения выше z =~ 1. Далекие галактики со светимостями около излома (колена) эволюционирующей функции светимости скучиваются вокруг S =~1 мЯн и подсчеты источников вблизи этой критической плотности потока могут превышать Эвклидовую экстраполяцию на два порядка величины. Браин и Лонгейр (1996) показали, что SCUBA многолучевой болометр, смонтированный на Телескопе Максвелла (JCMT), может сделать обзор 0.1 deg² до этого уровня и обнаружить до 50 галактик, достаточно, чтобы ввести полезные ограничения по ранней эволюции галактик со звездообразованием.

5.3. "Погодные" обзоры

Сильно переменные и транзиентные радиоисточники создаются рентгеновскими двойными системами, черными дырами, гамма-источниками, радиозвездами, новыми и другими экзотическими объектами в нашей Галактике. Некоторые такие источники были открыты попутно в обзорах, другие -- в систематических поисках (Грегори и Тейлор 1986), но большая часть остается неопознанными среди россыпи фоновых внегалактических радиоисточников. Известные галактические переменные имеют тенденцию быть слабыми, имеют или плоские или инвертированные радиоспектры, временной масштаб переменности меняется от часов до дней, и характеризуются циклами низкого состояния. Систематический обзор этой популяции требует повторных наблюдений с высокой чувствительностью и разрешением (чтобы избежать путаницы в Галактике и внегалактике) на короткой волне. Семилучевой приемник на волне 2 см может быть создан для GBT и использован для сканирования вдоль Галактической плоскости. При скорости сканирования 10^o мин^-1 можно было бы ежедневно строить изображение (с шагом по Найквисту), покрывающее область |b| < 1^o, 350^o < l < 260^o с FWHM-разрешением 45" и шумом 2 мЯн. Усреднение изображений N последовательных дней дало бы изображение с шумом в N^-1/2 раз более низким для постоянных источников и отделяя их можно было бы обнаружить все транзиентные источники ярче 10 мЯн плюс много более слабых. Это действительно обзор "открытий" для нового века.

References

Becker, R.H., White, R.L., and Helfand, D.J. (1995) The FIRST Survey: Faint Images of the Radio Sky at Twenty Centimeters, ApJ, 450, 559 - 577
http://sundog.stsci.edu

Blain, A.W., and Longair, M.S. (1996) Observing Strategies for Blank-field Surveys in the Submillimeter Waveband, MNRAS, 279, 847 - 858.

Condon, J.J. (1989) The 1.4 GHz Luminosity Function and Its Evolution, ApJ, 338, 13-23.

Condon, J.J., Anderson, E., and Broderick, J.J. (1995) Radio Identifications of Extragalactic IRAS Sources, A J, 109, 2318 - 2354.

Condon, J.J., Cotton, W.D,, Greisen, E.W., Yin, Q.F., Perley, R.A., Taylor, G.B., and Broderick, J.J. (1996) NRAO VLA Sky Survey,
http://www.cv.nrao.edu/~jcondon/nvss.html

Condon, J.J., Frayer, D.T., and Broderick, 3.J. (1991) UGC Galaxies Stronger Than 25mJy at 4.85 GHz, AJ, 101, 362 - 409.

de Bruyn, G., Miley, G., Tang, Y., Bremer, M., Brouw, W., Rengelink, R., Bremer, M., and Rottgering, H. (1994) The WENSS Project, Astron NFRA, August, 4-8 and http://www.strw.leidenuniv.nl/wenss/

Gregory, P.C., Scott, W.K., Douglas, K., and Condon, J.J. (1996) The GB6 Catalog of Radio Sources, ApJS, 103, 427 - 432.
http://vvw.cv.nrao.edu/~jcondon/gb6ftp.html

Gregory, P.C., and Taylor, A.R. (1986) Radio Patrol of the Northern Milky Way, A J, 92, 371-411.

Gunn, J.E. (1995) The Sloan Digital Sky Survey, BAAS, 28, 875

Harwit, M. (1981) Cosmic Discovery. Basic Books, New York.

Large, M.I., Campbell-Wilson, D., Cram, L.E., Davison, R.G., and Robertson, J.G. (1994) Increasing the Field Size of the Molonglo Observatory Synthesis Telescope, ProcASA, 11, 44 - 49.

Moshir, M., et al. (1992) Explanatory Supplement to the IRAS Faint Source Survey, Version 2 JPL D-10015 8/92, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena.

Normadeau, M., Taylor, A.R., and Dewdney, P.E. (1996) The DRAO Galactic Plane Survey Pilot Project,
http://wwvatnf.atnf.csiro.au/Research/multibeam/multibeam.html

Wright, A.E., Griffith, M.R., Hunt, A.3., Troup, E., Burke, B.F., and Ekers, R.D. (1996) The Parkes-MIT-NRAO Surveys, ApJS, 103, 145 - 172.
http://wwwpks.atnf.csiro.au/databases/surveys/pmn/pmn.html

Перевод и WEB-версия S.Trushkin (1999).