LeMMINGs. II. المسح الإرثي بـ e-MERLIN للمجرات القريبة. أعمق رؤية راديوية لعينة Palomar على مقياس البارسك.

الملخص

نقدم الإصدار الثاني من صور راديوية عالية الدقة ($\le 0.2$ ثانية قوسية) عند تردد 1.5 غيغاهرتز لـ 177 مجرة قريبة من عينة Palomar، رُصدت بمصفوفة e-MERLIN ضمن مسح LeMMINGs (Legacy e-MERLIN Multi-band Imaging of Nearby Galaxy Sample). وبضم هذه الأهداف إلى أهداف الإصدار الأول من بيانات LeMMINGs البالغ عددها 103، نحصل على عينة كاملة من 280 مجرة محلية نشطة (LINER وSeyfert) وغير نشطة (مجرات Hii ومجرات خطوط الامتصاص، ALG). يمثل هذا البرنامج الكبير أعمق مسح راديوي للكون المحلي، حتى $\gtrsim$10^17.6 W Hz^-1، بصرف النظر عن نوع المجرة المضيفة أو نوع نواتها: فقد كشفنا انبعاثاً راديوياً بمستوى $\gtrsim$0.25 mJy beam^-1 في 125/280 مجرة (44.6 في المائة)، وبأحجام نموذجية قدرها $\lesssim$100 pc. ومن بين هذه الأهداف البالغ عددها 125، تُظهر 106 أهداف نواة تتطابق مع النواة البصرية ضمن 1.2 ثانية قوسية. وعلى الرغم من أن معظم ما رصدناه كان نوى، فإن نحو ثلث المجرات المكتشفة يُظهر مورفولوجيات نفاثية. تتراوح لمعانات النوى الراديوية المكتشفة في العينة بين $\sim$10³⁴ و10⁴⁰ erg s^-1. وتعد LINERs وSeyferts أكثر المصادر لمعاناً، في حين أن مجرات Hii هي الأضعف. تُظهر LINERs بُنى راديوية شبيهة بـ FR I يتركز سطوعها قرب النواة، بينما تبدي Seyferts أعلى نسبة من المورفولوجيات المتماثلة. وتمتلك غالبية مجرات Hii نواة راديوية منفردة أو بُنى ممتدة معقدة، يُحتمل أنها تخفي انفجاراً نجمياً نووياً و/أو نواة نشطة ضعيفة (وتُظهر سبع منها نفاثات واضحة). أما ALGs، التي توجد عادة في مجرات إهليلجية متطورة، فمع أنها الأقل عدداً فإنها تعرض في المتوسط أكثر البُنى الراديوية لمعاناً، على نحو مشابه لـ LINERs.

1 المقدمة

تدعم الدراسات الرصدية فكرة التطور المشترك بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة (SMBHs) ومجراتها المضيفة (مثلاً Heckman & Best 2014). فالعلاقات التجريبية بين كتلة الثقب الأسود (M_BH) وكل من تشتت السرعات النجمية ولمعان انتفاخ المجرة المضيفة (مثلاً Ferrarese & Merritt 2000; Gebhardt et al. 2000; Tremaine et al. 2002) تمثل مؤشرات على نمو مترابط بين الثقب الأسود فائق الكتلة ومجرته المضيفة. وتوفر هذه العلاقات بعض أبسط القيود على نماذج تشكل الثقوب السوداء فائقة الكتلة والمجرات وتطورها (مثلاً Menci et al. 2004). غير أن هذه القيود الرصدية ما تزال غير محكمة (مثلاً Graham & Scott 2013; Shankar et al. 2013; Shankar et al. 2016, 2019 والمراجع الواردة فيها)، ولا سيما عند القيم المنخفضة لـ M_BH، حيث تصبح قياسات الكتلة الديناميكية أصعب على نحو متزايد (Peterson, 2014). ويحول عدم اليقين هذا عند الكتل المنخفضة دون معايرة سليمة لعلاقات القياس ولوصفات نمو منظومة الثقب الأسود فائق الكتلة والمجرة المستخدمة في النماذج شبه التحليلية والعددية (Shankar et al., 2012; Barausse et al., 2017).

إن توافق دالة الكتلة المتراكمة، المستخرجة من حجج معادلة الاستمرارية لكل من M_BH وتوزيع اللمعان النووي، مع دالة كتل الثقوب السوداء المحلية المشتقة من علاقات القياس المحلية، يشير بقوة إلى أن كل المجرات المحلية الضخمة مرت في ماضيها بحلقة رئيسية واحدة على الأقل من نشاط النوى المجرية النشطة (AGN) (مثلاً Soltan 1982). كما يدعم الرأي القائل إن الغالبية العظمى من المجرات المحلية تؤوي ثقباً أسود فائق الكتلة مركزياً (مثلاً Aller & Richstone 2002; Marconi et al. 2004; Shankar et al. 2004). ويُعد كشف نشاط AGN في مركز مجرة دليلاً كافياً لتأكيد وجود SMBH. وقد تبيّن أن توزيع نسبة إدنغتون في المجرات المحلية عريض جداً، وغالبيته دون حد إدنغتون، ويمتد إلى معدلات إدنغتون شديدة الانخفاض ($\sim$10^-6، مثلاً Kauffmann & Heckman 2009; Schulze & Wisotzki 2010). ولذلك يُتوقع أن يكون قسم كبير من الثقوب السوداء منخفضة الكتلة، الموجودة في مجرات منخفضة الكتلة، ضمن أخفت النوى المجرية النشطة لمعاناً، وبأدنى معدلات تراكم ونسب إدنغتون، وبمخرجات نووية شديدة الضعف (مثلاً Ho 1999, 2008; Panessa et al. 2007). وتُعرّف هذه النوى المجرية النشطة منخفضة اللمعان (LLAGN) تقليدياً بأن لمعانات H$\alpha$ فيها تبلغ $\le$ 10⁴⁰ erg s^-1 (Ho et al., 1997). وهي مهيمنة عددياً في الكون المحلي (Nagar et al., 2002; Filho et al., 2006; Saikia et al., 2018) وتشمل الفئتين الرئيسيتين من المجرات النشطة، LINERs وSeyferts، اللتين تميزهما خطوط الانبعاث البصرية (Heckman, 1980). وبينما تُظهر مجرات Seyfert دلائل واضحة متعددة النطاقات على نشاط الثقب الأسود (أي خطوط انبعاث عريضة وأطياف أشعة سينية صلبة، Maoz 2007; Ho 2008)، فإن الأصل الفيزيائي للمحرك المركزي في LINERs ما يزال موضع نقاش: هل هو نجمي أم غير نجمي (SMBH أو صدمات أو نجوم حارة؛ انظر Ho et al. 1993 للمراجعة)؟ والتفسير الشائع هو أن قرص تراكم كفؤاً إشعاعياً ينسجم مع خواص Seyferts عالية الطاقة، في حين أن LINERs، وهي عادة أخفت، قد تُغذّى بقرص تراكم غير كفؤ إشعاعياً (Kewley et al., 2006; Maoz, 2007; Ho, 2008; Heckman & Best, 2014).

ومع ذلك فإن رؤيتنا للنشاط النووي في الكون المحلي جزئية ومتحيزة نحو المجرات الضخمة والساطعة وغير المحتجبة. وبناء على ذلك، لا تزال الدراسات التفصيلية والكاملة لتجمعات المجرات النشطة منخفضة السطوع ومنخفضة الكتلة في الكون المحلي قليلة. ويمكن للمجرات الضعيفة بصرياً أو غير النشطة أن تخفي ثقوباً سوداء فائقة الكتلة خاملة أو ذات تراكم ضعيف، تفوتها الإحصاءات الحالية للثقوب السوداء المحلية. بل إن المجرات المكوّنة للنجوم، مع أن مناطق Hii المغبرة تهيمن على ميزان طاقتها، وكذلك الأجسام شديدة الاحتجاب ذات الكثافات العمودية العالية، قد تخفي جسماً مدمجاً في مراكزها يمكن أن يكشف عن دلائل ضعيفة للنشاط في النطاقات البصرية وتحت الحمراء والسينية (مثلاً Reines et al. 2013; Reines et al. 2016; Chen et al. 2017; Marleau et al. 2017; Girichidis et al. 2020). كما أن نشاط الثقب الأسود حدث متقطع؛ فقد تمر المجرات بفترات من الخمول النووي ضمن دورة نشاطها، حيث ينطفئ خرجها البصري عملياً ويصبح الثقب الأسود فائق الكتلة ساكناً (مثلاً Woltjer 1959; Marconi et al. 2004; Morganti 2017).

أفضل وسيلة لتجاوز هذا الانحياز نحو المجرات الساطعة والضخمة هي الرصد الراديوي، لأنه لا يُحجب بالمواد المتداخلة، وبذلك يسمح بمعاينة مراكز المجرات نفسها بطريقة أقل تحيزاً (رغم مشكلات العتامة في النطاق الراديوي، مثل الامتصاص الذاتي السنكروتروني والامتصاص الحر-الحر). وتتيح الأرصاد الراديوية دراسة طيف واسع من الظواهر الفيزيائية الفلكية، من العمليات المرتبطة بتكوّن النجوم وتطورها وموتها (مثل المستعرات العظمى، SN)، إلى التراكم على الثقوب السوداء فائقة الكتلة. ففي العمليات النجمية ينتج الإشعاع الحراري وغير الحراري عن المقذوفات النجمية (مثل بقايا المستعرات العظمى، SNR) وعن التأين الضوئي؛ أما في SMBHs النشطة فتتنافس آليات عديدة باعثة للراديو (انظر Panessa et al. 2019 للمراجعة): النفاثات (Padovani, 2016; Blandford et al., 2019)، ورياح القرص (Zakamska & Greene, 2014)، أو الهالات التاجية المتدفقة النشطة مغناطيسياً (Laor & Behar, 2008). وتوفر الأرصاد الراديوية أفضل مؤشر منفرد للفصل بين مكونات تشكل النجوم (SF) ومكونات AGN، مثل المورفولوجيا واللمعان ودرجة حرارة السطوع.

تصلح المصفوفات الراديوية ذات الخطوط القاعدية الطويلة لكشف الخرج النووي الضعيف في LLAGN. وعند تطبيقها على المجرات القريبة، توفر هذه المراصد دقة على مقياس البارسك لازمة لعزل الانبعاث النووي منخفض السطوع، المشابه لانبعاث Sgr A*، عن الانبعاث الأوسع انتشاراً في المجرة المضيفة. وبفضل خطوطها القاعدية الطويلة الممتدة عبر المملكة المتحدة وعرض نطاقها الكبير، تُعد e-MERLIN من أفضل المصفوفات الراديوية لكشف البنى المدمجة، مثل نوى AGN والانفجارات النجمية النووية والنفاثات، في مجرات الكون القريب. ومن شأن دراسة راديوية عميقة لعينة كاملة من LLAGN بدقة ملي ثانية قوسية وحساسية $\mu$Jy بمصفوفة e-MERLIN أن تنشئ إحصاءً لمكونات المجرات على عمق غير مسبوق وبدقة خطية على مقياس البارسك. وهذا هو هدف مسح LeMMINGs (Legacy e-MERLIN Multi-band Imaging of Nearby Galaxy Sample) (Beswick et al., 2014). ولتقليل الانحياز ضد AGN النشطة بصرياً كما في دراسات سابقة، اخترنا عينة المجرات القريبة المحدودة بالقدر التي اختارها Ho et al. (1997)، والمعروفة عموماً باسم «عينة Palomar». لهذه العينة مسافة وسيطة قدرها $\sim$20 Mpc، وهي كاملة إحصائياً من دون أي قيد أو انحياز مفروض راديوياً. وهي إلى حد بعيد أكثر العينات رصداً عبر نطاقات موجية مختلفة (Spitzer, Herschel, HST، ومع تغطية كاملة بـ Chandra وVLA). وتضم جميع الفئات الطيفية البصرية (LINER وSeyfert ومجرات مكوّنة للنجوم ومجرات غير نشطة بصرياً) والأنماط المورفولوجية للمضيف (مجرات مبكرة ومتأخرة النوع)، وتشمل مجالاً واسعاً من كتل الثقوب السوداء (من ثقوب سوداء متوسطة الكتلة إلى أضخم ثقوب سوداء في الكون المحلي، 10⁴ -10⁹ M_⊙) ومعدلات التراكم ($\sim$10^-6 -10^-1 بوحدات إدنغتون، Connolly et al. 2016).

قُدمت أرصاد النطاق L (1.5 GHz) لأول 103 مجرة من مشروع LeMMINGs في الإصدار الأول للبيانات بواسطة Baldi et al. (2018) (وسنشير إليه فيما بعد بـ Paper I). ومن النتائج التي عُرضت هناك كشف بنى نفاثية على مقياس البارسك في مجرات غير نشطة، وصولاً إلى M_BH $\sim$10⁶ M_⊙، مما يشير إلى وجود SMBH نشط (ولو على نحو ضعيف) في مراكز المجرات المحلية بصرف النظر عن فئتها البصرية. ونستكمل هنا عينة LeMMINGs الكاملة بعرض صور المجرات المتبقية البالغ عددها 177 عند 1.5 GHz، ثم ندرس المسح بضم إصداري البيانات معاً. وتناقش هذه الورقة النتائج الأساسية المتعلقة بالخواص الراديوية لهذه المجموعة من المجرات القريبة.

تنظم هذه الورقة على النحو الآتي. في القسم 2 نعرض مشروع LeMMINGs والعينة، والتصنيف البصري المحدث للعينة الفرعية المكوّنة من 177 مجرة. ونشرح الأرصاد ومعايرة البيانات الراديوية في القسم 3. أما تحديد النوى الراديوية والخواص الراديوية العامة للعينة الفرعية فيردان في القسم 4. ونناقش النتائج ودلالات الانبعاث الراديوي لمسح LeMMINGs بأكمله (280 مجرة) في القسم 5، ثم نعرض خلاصة الاستنتاجات في القسم 6.

Figure 1: مخططات تشخيصية مبنية على الأطياف البصرية (وتسمى مخططات BPT، Baldwin et al. 1981): log([O III]/H$\beta$) مقابل $a$) log([N II]/H$\alpha$)، و$b$) log([S II]/H$\alpha$)، و$c$) مقابل log([O I]/H$\alpha$)، و$d$) مؤشر نسب الخطوط (أي متوسط نسب الخطوط؛ انظر التعريف في Paper I). تمثل نقاط البيانات المجرات البالغ عددها 122 التي تتوافر لها بيانات خطوط انبعاث مأخوذة من Ho et al. (1997) (أما المصادر 55 المتبقية فصُنفت اعتماداً على بيانات من الأدبيات الحديثة؛ انظر الجدول LABEL:table1). في اللوحات الثلاث الأولى أُخذت الخطوط المتصلة التي تفصل مجرات Hii وLINER وSeyferts من Kewley et al. (2006). أما الخطوط المتقطعة بين Seyferts وLINERs في اللوحات الأربع فتفصل بين الفئتين وفق المخطط الذي قدمه Buttiglione et al. (2010). في اللوحة $a$، صُنفت المصادر الواقعة بين الخط المتصل والخط المنقط-المتقطع على أنها مجرات انتقالية بواسطة Ho et al. (1997)، ونعيد هنا تصنيفها إلى مجرات LINER أو Hii اعتماداً على المخططات الأخرى (’$b$’ و’$c$’). ونمثل LINERs بمثلثات زرقاء، وSeyferts بمعينات حمراء، ومجرات Hii بمربعات برتقالية. ولعدد من المجرات تصنيفات تختلف عن تصنيفات Ho et al. (1997) بسبب استخدام المخططات التشخيصية المحدثة (انظر الجدول LABEL:table1).

2 عينة Palomar ومسح LeMMINGs

2.1 اختيار العينة

تمثل عينة هذا المسح مجموعة فرعية من Revised Shapley-Ames Catalog of Bright Galaxies وSecond Reference Catalogue of Bright Galaxies ($\delta >0^{\circ }$ وB${}_T{}^{}\le$ 12.5، Sandage & Tammann 1981; de Vaucouleurs et al. 1976)، وقد رُصدت أصلاً بواسطة Ho et al. (1995) باستعمال تلسكوب Hale ذي القطر 5m في مرصد Palomar (Filippenko & Sargent, 1985) لتنفيذ حملة طيفية عميقة. واستخرج Ho et al. خطوط الانبعاث البصرية (H$\beta$ و[O III] و[O I] و[N II]، H$\alpha$ وثنائية [S II]) من أطيافها، واستخدموا نسب خطوط الانبعاث لتصنيفها إلى Hii أو Seyfert أو LINER أو مجرة انتقالية (انظر القسم 2.2 للتصنيف المحدث).

المجرات التي يكون فيها SMBH النشط مصدر التأين الضوئي الرئيس هي Seyferts وLINERs، وتمثلان على التوالي $\sim$11 و$\sim$19 في المائة من عينة Palomar. أما المجرات غير النشطة فهي مجرات Hii ($\sim$42 في المائة من عينة Palomar)، حيث تقوم مناطق تشكل النجوم الغنية بالنجوم الفتية الضخمة بتأيين الغاز المحيط أساساً، ومجرات خطوط الامتصاص (ALG، $\sim$14 في المائة) وهي مجرات غير نشطة بصرياً. ولا تُظهر هذه الأخيرة خطوط انبعاث واضحة، وتوجد عادة في مجرات مبكرة النوع. وقد أدخل Ho et al. (1993) فئة إضافية أسموها المجرات الانتقالية ($\sim$14 في المائة). وهي مصادر تحمل خواصاً مركبة من مجرات LINER وHii معاً، ويستند تصنيفها إلى مخطط تشخيصي واحد ([O III]/H$\beta$ مقابل [N II]/H$\alpha$؛ المخطط ’$a$’ في الشكل 1).

يركز مسح LeMMINGs على عينة فرعية من كتالوج Palomar الأصلي، وتحديداً المجرات ذات الميل $>$ 20^∘ (280 هدفاً)، لضمان رؤية جيدة (أو تغطية جيدة لمستوى uv-) وإمكانية رصدها بمصفوفة e-MERLIN على مدى واسع من زاوية الساعة. وصُمم المسح لتنفيذ أرصاد ضحلة عند 1.5 و5 GHz من دون أكبر هوائيات e-MERLIN، أي تلسكوب Lovell. كما رُصدت عدة مجرات بعمق أكبر ضمن LeMMINGs (أي مع تضمين تلسكوب Lovell): M 82 (Muxlow et al., 2010)، وIC 10 (Westcott et al., 2017)، وNGC 4151 (Williams et al., 2017)، وNGC 5322 (Dullo et al., 2018)، وM 51b (NGC 5195، Rampadarath et al. 2018)، وNGC 6217 (Williams et al., 2019).

في Paper I أتاحت دقة مقدارها 150 mas كشف انبعاث راديوي عند 1.5 GHz على مقاييس بارسكية، بحساسية بلغت $\sim$75 $\mu$Jy beam^-1. وقد كشفنا 46 في المائة (47/103) من الأهداف المرصودة، وقسنا أبعاداً راديوية نموذجية قدرها $\lesssim$100 pc ولمعانات راديوية في المجال $\sim$10³⁴-10⁴⁰ erg s^-1. وقياساً على Paper I، نعرض هنا أرصادنا للمجرات المتبقية من Palomar، وعددها 177، عند 1.5 GHz، وهي مدرجة في الجدول LABEL:table1.

2.2 التصنيف البصري المنقح

في حين تُظهر Seyferts خطوط تأين عالٍ تدل على التأين الضوئي بواسطة نواة نشطة، فإن نسب خطوط الانبعاث النموذجية في LINERs يمكن إعادة إنتاجها إما بتأين ضوئي ناجم عن AGN، أو بإثارة تصادمية بفعل الصدمات، أو بتأين ضوئي بفعل نجوم ما بعد AGB، أو بمزيج من انفجار نجمي وصدمات ناجمة عن اندماج (Allen et al., 2008; Sarzi et al., 2010; Capetti & Baldi, 2011; Singh et al., 2013; Rich et al., 2014). إضافة إلى ذلك، ليست المجرات الانتقالية فئة محددة تعريفاً محكماً، إذ تمثل مزيجاً من التأين الضوئي المرتبط بتشكل النجوم ومن AGN ضعيفة. لذلك يلزم فصل موثوق وواضح بين الفئات المختلفة من أجل تفسير فيزيائي أدق لكل فئة. ولهذا الغرض، وقياساً على ما أنجزناه في إصدار البيانات الأول (Paper I)، نراجع التصنيفات البصرية التي أجراها Ho et al. (1997) باستخدام أحدث المخططات التشخيصية الطيفية المبنية على معايير Kewley et al. (2006) وButtiglione et al. (2010). استخدم الأول مجرات SDSS ذات خطوط الانبعاث ومخططات BPT (Baldwin et al., 1981) لتصنيف مجرات AGN هادئة راديوياً في معظمها، في حين استخدم الثاني أطيافاً بصرية لمجرات راديوية من Revised Third Cambridge Catalogue (3CR، Bennett 1962، أي AGN راديوية صاخبة فقط) حصل عليها بتلسكوب Telescopio Nazionale Galileo. ويختلف مخطط Ho et al. قليلاً في فصل Seyferts وLINERs عن مخططي Kewley et al. (2006) وButtiglione et al. (2010): فـ Seyferts بحسب Ho et al. (1997) ذات log([O III]/H$\beta$) $>$ 0.5 تُعاد الآن إلى فئة LINERs. واستخدمنا كذلك «مؤشر نسب الخطوط» الذي قدمه Buttiglione et al. (2010)، وهو متوسط ثلاث نسب لخطوط منخفضة التأين، للحصول على فصل أكثر متانة بين LINERs وSeyferts. كذلك اخترنا حذف فئة المجرات الانتقالية، بتصنيف المجرة المعنية إما LINER وإما Hii اعتماداً على المخططات التشخيصية الأخرى (المخططان ’b’ و’c’ في الشكل 1). وأخيراً صُنّف كل هدف على أنه Hii أو LINER أو Seyfert اعتماداً على مخططين تشخيصيين على الأقل إذا تعارض المعيار الثالث مع المعيارين الآخرين (انظر Paper I لمزيد من التفاصيل).

من بين المجرات 177، تُظهر 122 مجرة أربعة خطوط انبعاث مكتشفة على الأقل (أي ذات لايقين خطي أصغر من 50 في المائة في Ho et al. 1997)، وهو ما يكفي لضمان تصنيف موثوق في مخططات BPT (الشكل 1). أما المصادر المتبقية وعددها 55 فصُنفت اعتماداً على أطياف حديثة مأخوذة من الأدبيات (انظر الملاحظات في الجدول LABEL:table1). وقد أسفرت مراجعة التصنيف استناداً إلى الأطياف البصرية عن عينة نهائية مكونة من 89 مجرة Hii، و60 LINERs، و14 Seyferts، و14 ALGs.

وعند النظر إلى النمط المورفولوجي للمجرات، فإن معظم المصادر هي مجرات متأخرة النوع (LTGs، أي مجرات حلزونية وغير منتظمة، $\sim$71 في المائة)، مع نسبة أصغر من المجرات مبكرة النوع (ETGs، أي الإهليلجية والعدسية). وتوجد LINERs وALGs غالباً في ETGs، أما Seyferts فلها مورفولوجيات مبكرة ومتأخرة النوع، في حين أن مجرات Hii هي في معظمها أنظمة متأخرة النوع (انظر القسم 5 لمزيد من التفاصيل).

3 الأرصاد واختزال البيانات

ترد معلومات تفصيلية عن أرصاد e-MERLIN عند 1.5 GHz في Paper I. وقد رُصدت العينة الفرعية المعروضة في هذا العمل بين آذار/مارس 2017 وآذار/مارس 2019، موزعة على كتل رصدية تضم عادة 10 أهداف، جُمعت بحسب مطالعها المستقيمة لتقليل حركة التلسكوبات 7.

كانت استراتيجية الرصد مطابقة لتلك المستخدمة لمجرات Paper I: إذ اتبعت الهدف ومعاير الطور في ست زيارات (دورات) على الأقل لزيادة تغطية مستوى uv- ضمن الزمن المخصص. وكانت دورة الهدف ومعاير الطور تستغرق عادة $\sim$10 دقيقة، منها $\sim$3 دقيقة على معاير الطور و$\sim$7 دقيقة على الهدف. واختيرت معايرات الطور من قوائم معايرات VLBA (Beasley et al., 2002) و/أو من أحدث كتالوج RFC، بحيث تكون غير محلولة على مقاييس الخطوط القاعدية لـ e-MERLIN. أما معاير ممر النطاق (OQ 208) ومعاير التدفق (3C 286) فكانا يُرصدان عادة لبضع دقائق لكل منهما. وفي هذا العمل نعرض بيانات سبع عشرة كتلة جدولة تضم مجرات Palomar البالغ عددها 177 والمعروضة هنا (الجدول LABEL:table1).

3.1 معايرة البيانات والتصوير باستخدام CASA

على خلاف Paper I، حيث أُنجز اختزال البيانات باستخدام حزمة البرمجيات AIPS، عُيّرت البيانات هنا باستخدام CASA (McMullin et al., 2007)، أي حزمة Common Astronomy Software Applications. وقد حفّز هذا التحول إصدار خط أنابيب CASA الخاص بـ e-MERLIN في الوقت الذي نُفذت فيه الأرصاد المعروضة في هذه الورقة تقريباً. وسنعرض في القسم 3.2 الفروق بين حزمتي البرمجيات.

يحوّل خط أنابيب CASA ملفات الرصد ذات الصيغة ‘fitsidi’ إلى مجموعات قياس CASA (‘MS’)؛ ثم يجري وسماً أولياً a priori للبيانات، مثل حذف الدقائق الأولى حين لا تكون كل الهوائيات قد بدأت تتبع المصدر، ووسم حواف النطاق الرصدي والنوافذ الطيفية، وتطبيق أي وسوم صادرة عن المرصد.

يعاني النطاق L العريض بعرض 512 MHz من تداخل قوي للترددات الراديوية (RFI) بسبب مصادر متعددة، مثل أجهزة المودم والأقمار الصناعية والهواتف المحمولة والرادارات. لذلك يجب إزالة RFI منذ البداية للوصول إلى أعلى حساسية ممكنة. يستخدم خط أنابيب CASA برنامج AOFlagger (Offringa et al., 2012) الذي يحسب عتبة حدية استناداً إلى البيانات الخام، بحيث تُوسم تلقائياً كل حالات RFI التي تتجاوزها وتُزال لاحقاً من مجموعة البيانات. ولإزالة أي RFI ضعيف المستوى (إذ يُتوقع أن تكون أرصاد الأهداف خافتة في ذاتها)، نفحص البيانات أيضاً بمهمة CASA CASA ‘plotms’، فنرسم مطال وطور المرئيات بدلالة الزمن والقناة/التردد لكشف أي ارتفاعات مفاجئة في المطال، أو انقطاعات، أو فترات ذات طور معدوم. وقد قدّرنا أن البيانات الموسومة تمثل عادة $\sim$15-20 في المائة من البيانات الخام.

ثم جرى تربيع البيانات ترددياً بعامل أربعة لتقليل حجم البيانات وتسريع المعايرة من دون فقدان معلومات مهمة يمكن أن تؤثر في أهدافنا العلمية. وبعد ذلك يتيح خط الأنابيب للمستخدم إضافة أي وسوم يدوية إضافية قبل متابعة معايرة البيانات كما يأتي. أولاً، ضُبط تدفق المعاير الرئيس 3C 286 باستخدام نموذج عبر ‘setjy’. تلا ذلك معايرة التأخير والطور فقط بمهمة ‘gaincal’، باستخدام فاصل حلول قدره $\sim$10 s. ثم أُجريت معايرة المطال والطور بفاصل حلول مقداره 2-3 دقيقة في المطال والطور. وأنشئ جدول أولي لاستجابة ممر النطاق لمراعاة تغير الحساسية عبر النطاق باستخدام مهمة ‘bandpass’. في هذه المرحلة أُنجز تعريف آلي إضافي للشواذ في مستوى الزمن-التردد الدالة على RFI وإزالتها بواسطة مهمة ‘flagdata’ (بنمط ‘tfcrop’). وبعد ذلك نُقل مقياس كثافة التدفق الخاص بـ 3C 286 إلى المعاير الثانوي ومصادر الهدف باستخدام ‘fluxscale’، مع مراعاة أن 3C 286 محلول جزئياً عند أطول الخطوط القاعدية لـ e-MERLIN. ثم أُعيد حساب جدول ممر النطاق النهائي باستخدام المعلومات الطيفية المستخلصة من الخطوة السابقة. وأُعيد حساب حلول الطور والمطال النهائية بعد تصحيح ممر النطاق. وكانت حلول الطور محصورة عادة ضمن $\pm$20^∘ بغض النظر عن الخط القاعدي، بينما أظهرت حلول المطال تغيرات نموذجية ضمن المجال 10$-$20 في المائة. ثم طُبقت جداول حلول الطور والمطال على البيانات. ونُفذت خطوة أخيرة من وسم البيانات باستخدام ‘flagdata’ (نمط ‘tfcrop’) ضمن خط الأنابيب لإزالة أي RFI من حقول الأهداف. وطُبقت حلول معايرة المطال والطور وجدول ممر النطاق على البيانات من أجل تقييم جودة البيانات باستخدام ‘possm’. وتُنتج مخططات تشخيصية وتُرفع إلى ‘weblog’ يتيح فحص جودة المعايرة بعرض مخططات مثل نسبة الوسم لكل هوائي في كل خطوة، وجداول المعايرة في كل خطوة، وصور المعايرات والأهداف. وفُحصت هذه المخططات بحثاً عن أي مؤشرات إلى RFI متبق أو حلول ضعيفة في جداول المعايرة، مع إمكانية تشغيل خط الأنابيب مجدداً بعد التربيع بإدخال وسوم يدوية، بغرض إزالة أي مقاطع رديئة الجودة من البيانات. وبعد فحص المخططات التشخيصية واستئصال RFI يدوياً في حقول الأهداف، فُصلت هذه الحقول من مجموعة القياس المعايرة لإنشاء ملف بيانات وحيد المصدر أكثر ملاءمة لمرحلة التصوير. وفي المحصلة حقق الإجراء بأكمله خطأ معايرة أقصاه 20 في المائة في النطاق L.

أُنجز أيضاً تصوير بيانات e-MERLIN (Stokes I) ضمن بيئة CASA، باستخدام مهمة ‘tclean’ على مجموعات البيانات «المفصولة» والمعايرة كما وُصف أعلاه. وتتيح هذه المهمة استخدام نمط إزالة الالتفاف ‘mtmfs’، الذي يسمح بإعادة بناء الصور من المرئيات بمنهج متعدد الحدود (ومتعدد المقاييس) ومتعدد الترددات (Rau & Cornwell, 2011). وبعد تحويل المرئيات فوريرياً إلى صورة، تُنظف الصورة، أي تزال عنها الالتفافات عملياً وبصورة شبه متزامنة عند عدد صغير من المقاييس المميزة، مع أخذ الاعتماد الترددي غير المعدوم للانبعاث في النطاقات الفرعية المختلفة في الحسبان. استخدمنا ثلاثة مقاييس مختلفة: أصغر مقياس موصى به هو 0 (مصدر نقطي)، والثاني بحجم الحزمة المركبة، والثالث يساوي 3-5 ضعف الحزمة المركبة. وبما أن الحجم الاسمي للحزمة في أرصاد e-MERLIN للنطاق L هو 150 mas، استخدمنا حجماً خلوياً قدره 50 mas وضبطنا مصفوفة المقاييس المقابلة على [0, 3, 10] بكسل. وأُنتجت الصور بترجيح طبيعي للخطوط القاعدية، مع رسم حقل من 1024 $\times$ 1024 بكسل ($\sim$0.85 دقيقة قوسية $\times$ $\sim$0.85 دقيقة قوسية، أي 0.73 دقيقة قوسية²، وهو ما يقابل مساحة $\sim$11.6 kpc² عند المسافة الوسيطة للعينة).

بالنسبة إلى الأهداف ذات كثافات التدفق الأكبر من 5 mJy، أجرينا بضع جولات من المعايرة الذاتية في الطور، وجولة أخيرة في الطور والمطال، باستخدام أزمنة تكامل مقدارها 1-2 دقيقة وباستعمال عتبة دنيا قدرها 3-$\sigma$ لقبول الحلول. وقد زاد هذا الإجراء نسبة الإشارة إلى الضجيج في الخرائط النهائية وخفف تشتت حلول الطور والكسب. كما صُورت المصادر الساطعة في الحقول بالتوازي مع الأهداف باستخدام حقول صغيرة منفصلة متمركزة في مواقعها، مما خفض مستوى الفصوص الجانبية ومساهمتها في أرضية الضجيج الفعالة في حقول الأهداف.

أُنشئت عدة صور بدقات مختلفة لاستكشاف وجود انبعاث راديوي منتشر منخفض السطوع، وللكشف المحتمل عن الهدف في حال عدم ظهوره عند الدقة الكاملة. واستُحصلت الخرائط منخفضة الدقة باستخدام قيم مختلفة لمعامل ‘uvtaper’ في ‘tclean’. ويحدد هذا المعامل عرض الدالة الغاوسية في مستوى uv- لتخفيض وزن مساهمة الخطوط القاعدية الأطول. واخترنا قيماً بين 300 و750 k$\lambda$. وكلما كانت الغاوسية أضيق أُعطي وزن أقل للخطوط القاعدية الأطول، وبالتالي انخفضت دقة الخرائط الناتجة. وتوافق قيمة 300 k$\lambda$ حجماً للحزمة أكبر عادة بنحو $3-4$ مرات (أي $0.45-0.6$ ثانية قوسية) من الحجم المحقق عند الدقة الكاملة. فضلاً عن ذلك، تعتمد الدقة الزاوية للصور بقوة على تغطية مستوى uv-، ومن ثم على إدراج بيانات الهوائيات السبعة كلها. ولذلك يمكن أن يؤدي الوسم الشديد للبيانات إلى تدهور الدقة. ويتراوح مجال أحجام الحزمة المستعادة بين 0.12 و0.50 ثانية قوسية عند الدقة الكاملة.

يعرض الشكلان 6 و7 (وستتاح المجموعات الكاملة لأشكال المصادر المحددة وغير المحددة ضمن البيانات التكميلية على الإنترنت) الخرائط كاملة الدقة ومنخفضة الدقة (المستدقة في uv) للمصادر المكتشفة. ولكل مجرة مكتشفة نقدم صورة أو صورتين مستدقتين في uv، اختيرتا من بين الصور المستحصلة بأكبر معاملات ‘uvtaper’ (عادة 750-500 k$\lambda$) والتي اعتُبرت الأنسب لإظهار البنية الراديوية. وتتميز الصور الراديوية بمجال ديناميكي كبير يبرز جودتها. وفي جزء صغير من المصادر (في الكتلتين 08 و12)، تكون جودة الصورة متواضعة، غالباً بسبب «انقطاع» أحد الهوائيات، لكنها تبقى كافية لأغراض مسحنا (انظر الجدول LABEL:table1).

لتحليل معاملات المصادر في الخرائط الراديوية استخدمنا ‘imfit’، وهي جزء من ‘viewer’ في CASA، وتلائم غاوسيات ثنائية الأبعاد لتوزيع الشدة داخل منطقة يختارها المستخدم تفاعلياً على الخريطة، فتوفّر موضع المصدر وحجمه بعد إزالة التفاف الحزمة وكثافة تدفق الذروة وكثافة التدفق المتكاملة وزاوية الموضع (PA) (وكلها مدرجة في الجدولين LABEL:tabdet وLABEL:tabsfr). ومع أن هذا الإجراء صالح للمكونات المدمجة أو المحلولة جزئياً، فإن طريقة بسيطة لتقدير السطوع الكلي لمكون ممتد تتمثل في تحديد المنطقة المحيطة بالشكل غير المنتظم للمصدر تفاعلياً. وبالمثل نقدر ضجيج rms في الخرائط باختيار منطقة حول الهدف خالية من أي مصدر باعث مهم. وتُظهر الخرائط ضجيج rms فعالاً يتراوح بين $\sim$30 و250 $\mu$Jy beam^-1. وتشير القيم الأعلى إلى أن المصادر الأكثر سطوعاً تحدها هنا القدرة الديناميكية للبيانات. ومن الأمثلة القصوى على ذلك ألمع مصدر في عينتنا، NGC 1275، بكثافة تدفق متكاملة قدرها 47.1 Jy وضجيج rms فعال قدره 156 mJy beam^-1، أي مجال ديناميكي يقارب 300:1 (الجدول LABEL:contours).

3.2 AIPS مقابل CASA

Figure 2: توزيع ضجيج rms الفعال للبيانات (103 هدفاً) المعروضة في Paper I بعد معايرتها وتصويرها باستخدام AIPS (خط أسود متصل)، وللبيانات المعروضة هنا (177 هدفاً) بعد معايرتها وتصويرها باستخدام CASA (خط أحمر متقطع). وتبيّن نتيجة اختبار KS أن التوزيعَين لا ينتميان إلى مجتمعين أصليين مختلفين عند مستوى ثقة أكبر من 95. أما الأهداف الأربعة ذات ضجيج rms فعال أعلى من 300 $\mu$Jy beam^-1 فهي مأخوذة من صور يحدها المجال الديناميكي، ولذلك لم تُرسم.

نظراً إلى أن هذا المسح الإرثي عولج بتقنيتين قائمتين على برمجيتي AIPS وCASA، فلا بد من مقارنة معايرة البيانات والنتائج بين الإجراءين. ونعرض هنا الفروق الرئيسة وأوجه التشابه المهمة بين Paper I وهذا العمل:

• عُيّرت البيانات وصُورت بكل من CASA وAIPS (Paper I) بعد تربيع متساو في التردد و/أو الزمن (إلى قنوات بعرض 0.5 MHz وتكاملات قدرها 2 ثانية) قبل إجراءات المعايرة.

• كل من ‘SERPENT’، وهو كود الوسم الآلي (Peck & Fenech, 2013) المكتوب بلغة ParselTongue (Kettenis et al., 2006) والمستخدم في Paper I، وAOFlagger يعتمدان خوارزميات متشابهة لتقييم جودة البيانات ووسم أي حالات من RFI. غير أن النسخة المحدثة من AOFlagger أكثر كفاءة من روتين SERPENT، لأن النصوص البرمجية الباحثة عن RFI ضعيف المستوى حُسنت.

• في Paper I بدأت إجراءات المعايرة بملاءمة إزاحات التأخير بين الهوائيات البعيدة باستخدام مهمة AIPS ‘FRING’. ولم يصبح إجراء ملاءمة الأهداب متاحاً في CASA إلا حديثاً، وهو ملائم أهداب عام مبني على Python (المهمة ‘fringefit’، van Bemmel et al. 2019) طُور خصيصاً لمقاييس التداخل ذات الخطوط القاعدية الطويلة. ويطبّق خط أنابيب e-MERLIN الخاص بـ CASA تصحيحاً مبسطاً للتأخير مبنياً على الهوائيات. كذلك، وبما أن e-MERLIN تستخدم ساعة مركزية واحدة، بخلاف مصفوفات VLBI، فلا يلزم عملياً أي تصحيح إضافي للمعدل.

• استُخدمت كل نافذة طيفية في معايرة المطال والطور، باستثناء قنواتها الطرفية الأكثر ضجيجاً. ففي Paper I استخدمنا نسبة 80 في المائة المركزية من القنوات كما يوصي دليل e-MERLIN، بينما يستخدم خط أنابيب CASA نسبة 90 في المائة الداخلية.

• خضعت البيانات المنشورة في Paper I لعدة جولات من المعايرة الذاتية بالطور فقط على معايرات الطور، ثم لجولة أخيرة من المعايرة الذاتية في الطور والمطال. وينفذ خط أنابيب e-MERLIN الخاص بـ CASA معايرة ذاتية على المعايرات، لكنه يفترض افتراضاً افتراضياً نموذج مصدر نقطي بدلاً من إنشاء خرائط تكرارية كما في AIPS. وفي الافتراض التقليدي بأن بنية معاير الطور يهيمن عليها مصدر نقطي مدمج، يكون الروتينان متكافئين عملياً.

• في تقنية التصوير، تستخدم مهمة AIPS ‘imagr’ طريقة Högbom للتنظيف (Högbom, 1974)، وهي إزالة التفاف مباشرة بطرح ألمع النقاط في الخريطة حتى لا يبقى إلا خريطة يغلب عليها الضجيج. أما إزالة الالتفاف المستخدمة في ‘tclean’ بنمط ‘mtmfs’ فتتيح تركيباً متعدد الترددات لبيانات النطاق العريض. وتوفر مهمة AIPS ‘imagr’ أيضاً خياراً مبسطاً متعدد المقاييس في مرحلة التنظيف، غير أن CASA ‘tclean’ تمنح تحكماً أفضل بمعاملات إزالة التفاف الصورة.

• لاستخراج معاملات المصدر من المكونات المكتشفة، تعمل مهمة AIPS ‘jmfit’ ومهمة CASA ‘imfit’ بطريقة متشابهة، وذلك بملاءمة غاوسية ثنائية الأبعاد 2-D عبر المصدر.

Figure 3: خرائط راديوية (بترجيح طبيعي) لـ NGC 5194 للمقارنة بين المعايرة والتصوير المنجزين باستخدام AIPS (اللوحات اليسرى، مأخوذة من Paper I) وباستخدام CASA (اللوحات اليمنى). تعرض اللوحات العليا الدقة الكاملة، واللوحات الوسطى عند 750k$\lambda$ (وتمثل الصناديق المناطق المبينة في اللوحات العليا عند الدقة الكاملة)، واللوحات السفلى عند 500k$\lambda$ مع حزم استعادة متطابقة. يبلغ ضجيج rms في خرائط CASA مقدار 68 $\mu$Jy beam^-1، في حين يبلغ في خرائط AIPS مقدار 78 $\mu$Jy beam^-1. مستويات الكنتور هي 3$\times$rms$\times$N، حيث N = [-1,1,2,4]، و[-1,1,2,3,6]، و[-1,1,2,2.5,3.3,5,8] على التوالي لمجموعات اللوحات الثلاث من الأعلى إلى الأسفل.

فيما يلي نقارن بين الطريقتين. أولاً نقارن ضجيج rms المستحصل عليه للصور الراديوية للمصادر 103 من Paper I بتلك التي عُيّرت في هذا العمل. يبين الشكل 2 توزيعي ضجيج rms. والقيمتان الوسيطتان للتوزيعين متشابهتان، 81 و84 $\mu$Jy beam^-1، في Paper I وفي هذا العمل على التوالي. كما نطبق اختبار Kolmogorov-Smirnov (KS) لعينتين لمقارنة التوزيعين التراكميين لمجموعتي البيانات. ويؤكد هذا الاختبار عدم وجود فرق ذي دلالة بين توزيعي ضجيج rms في العينتين.

إضافة إلى ذلك، وكاختبار آخر، عايرنا باستخدام CASA كتلة رصدية عشوائية مختارة ذات جودة جيدة، LEM 10، سبق نشرها في Paper I. شغلنا خط أنابيب CASA على مجموعة البيانات مع ضبط خطوات المعايرة ووسم إضافي لحالات RFI والمرئيات الضجيجية. وأعادت مجموعة البيانات المعايرة مستوى ضجيج rms أخفض، قدره $\sim$68 $\mu$Jy beam^-1، من القيمة $\sim$78 $\mu$Jy beam^-1 المحققة بروتين AIPS. وبقيت الأهداف التي لم تُكشف باستخدام AIPS غير مكتشفة أيضاً باستخدام CASA (NGC 4914، NGC 5055، NGC 5112، وNGC 5297). وتتوافق حزم الاستعادة المستحصلة بالطريقتين. أما الأهداف المكتشفة (NGC 5005، NGC 5194، NGC 5195، NGC 5377، وNGC 5448) فتُظهر بُنى راديوية مشابهة، لكنها غير متطابقة، لتلك المحددة في خرائط AIPS (انظر الفقرة التالية والشكل 3 للمقارنة التفصيلية). وعند الدقة الكاملة، تبلغ كثافات تدفق الذروة للمكونات غير المحلولة (مع حزم مركبة متطابقة) عادة $\sim$87 في المائة من التقديرات المستحصلة بمهمة AIPS ‘imagr’. أما في الخرائط منخفضة الدقة فالفرق غير مهم. وتتوافق التدفقات المتكاملة للبنى الممتدة مع القياسات المستحصلة باستخدام AIPS. ومن حيث البنى المحلولة، أدى التصوير عريض النطاق باستخدام CASA إلى سمات انبعاث أكثر تحديداً، مما خفف الخلط بين الآثار الضجيجية ومناطق الانبعاث الحقيقية. ومن المرجح أن الفروق الظاهرة بين الإجراءين تعود إلى جانبين: i) يوفر برنامج AOFlagger وسماً أفضل للبيانات المتأثرة بـ RFI، فينتج مستوى ضجيج rms أخفض؛ ii) يستكشف التركيب متعدد المقاييس ومتعدد الترددات في مهمة CASA ‘tclean’ الخصائص المكانية والطيفية الموجودة في البيانات بدقة أكبر من مهمة CASA ‘imagr’. كذلك قد يكون لمسارات المعايرة الذاتية المختلفة في الإجراءين أثر صغير في المجال الديناميكي للهدف نفسه، إذا كان الجسم مكتشفاً بقوة (نسبة إشارة إلى ضجيج عالية) ويمكن إجراء معايرة ذاتية له. وعلى العكس، فإن تعذر المعايرة الذاتية بسبب ضعف الهدف أو عدم كشفه قد يؤثر كثيراً في مستويات الضجيج في الخريطة، وربما يسهم في اختلاف مستويات الضجيج الملحوظة بين الخرائط المنتجة باستخدام CASA وAIPS.

يعرض الشكل 3 مثالاً لمجموعتين من الصور الراديوية للمجرة NGC 5194 استُحصلتا من البيانات الخام نفسها بعد معايرتها وتصويرها بالحزمتين البرمجيتين. وكما نوقش أعلاه، فمن المحتمل أن البنى الأكثر وضوحاً (مثل حافة الفص الراديوي الجنوبي) وضجيج rms الأخفض في صور CASA لهذا الهدف ناتجان عن اجتماع خطوات مختلفة في الإجراءين. ويوضح هذا المثال مستوى موثوقية البنى منخفضة السطوع المرصودة في خرائط عينتنا، وينبه إلى ضرورة الحذر في تفسير البنى الضعيفة للمصادر، سواء استُحصلت بمعايرة ذاتية أم من دونها.

نستنتج أن تقنيتي معايرة البيانات والتصوير القائمتين على AIPS وCASA تعطيان نتائج متسقة من حيث كثافات التدفق ومناطق الانبعاث المكتشفة، مع فروق طفيفة تبقى ضمن خطأ معايرة التدفق المطلق البالغ 20 في المائة.

4 النتائج

4.1 الخرائط الراديوية ومعاملات المصادر

بما أن أحد الأهداف الرئيسة لمسح LeMMINGs هو دراسة الانبعاث عند 1.5 GHz المنسوب إلى SMBH المركزي، فقد فحصنا أعمق منطقة في كل مجرة في الصور كاملة الدقة والصور المستدقة عند $uv$ قرب التحديد البصري/تحت الأحمر للنواة المفترضة. وعملياً بحثنا عن انبعاث راديوي ذي دلالة؛ أي إننا نعد مكوناً مصدرياً مكتشفاً إذا كانت كثافة تدفقه أعلى من 3$\sigma$ من الضجيج المحلي، قياساً على Paper I. وفي حالات الانبعاث المنتشر الضعيف أو عدم الكشف، نستخرج حداً أعلى قدره 3$\sigma$ لكثافة تدفق النواة عند الدقة الكاملة. ونلاحظ أيضاً أن الحزم الأكبر في الخرائط المستدقة عند $uv$ قد تُظهر مكونات إضافية لا تظهر عند الدقة الكاملة بسبب زيادة نسبة الإشارة إلى الضجيج.

يبلغ وسيط ضجيج rms في الصور النهائية ذات الترجيح الطبيعي وعند الدقة الكاملة 84$\mu$Jy beam^-1، مع وسيط لنسبة كثافة تدفق الذروة إلى ضجيج rms يساوي خمسة. وكشفنا انبعاثاً راديوياً في 78 من أصل 177 هدفاً، بكثافات تدفق $\gtrsim$0.25 mJy. ولهذه المصادر اشتققنا أيضاً كثافات التدفق لنظائرها في الخرائط المستدقة عند $uv$. وترد معاملات المصادر (مثل تدفق الذروة/التدفق المتكامل، والمحورين الكبير والصغير بعد إزالة التفاف الحزمة، والموضع) للمصادر المكتشفة في الجدولين LABEL:tabdet وLABEL:tabsfr. كما ترد مستويات الكنتور ومعاملات الحزمة المستعادة في الجدول LABEL:contours. أما الأجسام المتبقية وعددها 99، فلم يُكشف فيها أي انبعاث راديوي مهم (عند مستوى $>$ 3$\times$rms) في الحقول المصورة، لا عند الدقة الكاملة ولا عند الدقة المنخفضة.

تتنوع مورفولوجيا البنى الراديوية المكتشفة، من نوى غير محلولة على مقاييس بارسكية إلى بُنى نفاثية وممتدة ومعقدة. وتكشف الصور منخفضة الدقة عموماً مورفولوجيا أكثر امتداداً من الصور كاملة الدقة. وتتراوح أحجام البنى الراديوية من 150 mas عند أصغر المقاييس للمصادر غير المحلولة إلى 17 ثانية قوسية في مصادر مثل NGC 5548 ($\sim 6$ kpc). وبمتوسط حجم للبنى الراديوية في المسح يبلغ 0.5 ثانية قوسية، أي حجماً فيزيائياً قدره $\sim$3 - 550 pc (والوسيط $\sim$100 pc)، فإن معظم المصادر محلولة جزئياً أو غير محلولة. وتُدرج جميع الأحجام الراديوية للمصادر المحلولة في الجدولين LABEL:tabdet وLABEL:tabsfr.

وبالتوافق مع Paper I، نعرّف النواة الراديوية في كل مصدر بأنها المكون المركزي غير المحلول، الذي قد يرتبط بـ SMBH نشط أو بمنطقة تشكل نجمي نووية. وقد استخدمنا المورفولوجيات الراديوية الخاصة بكل مصدر، مقترنة بالمركز البصري للمجرة المأخوذ من NASA Extragalactic Database (NED)، لتقدير المسافة بين النواة الراديوية والمركز البصري. ففي المصادر ذات البنية المتماثلة نُسند المكون المركزي غير المحلول إلى النواة الراديوية، أما في المصادر غير المتماثلة فنستخدم ألمع مكون. وتعد المسافة بين مركز المجرة البصري وأقرب مكون راديوي محتمل المعيار الرئيس لتحديد النواة (انظر مزيداً من التفاصيل في Paper I).

أُجريت سابقاً عدة أرصاد VLA لمجموعات فرعية من عينة Palomar، وكان هدفها النهائي دراسة النشاط النووي، ونجحت في كشف نوى راديوية في مراكز المجرات بدقة $\sim$1–2 ثانية قوسية (e.g. Nagar et al., 2002; Filho et al., 2000; Nagar et al., 2005). ويتطابق موضع نواة VLA عادة مع المركز البصري للمجرة ضمن عرض حزمة VLA. ويضع هذا التطابق المكاني حدوداً عليا لنصف القطر حول المركز البصري الذي يمكن أن يوجد فيه SMBH نشط.

لم تفصل أرصاد VLA السابقة نوى e-MERLIN مكانياً، وعلى العكس تفقد e-MERLIN جزءاً من الانبعاث الراديوي الممتد الظاهر في خرائط VLA. ويرجع ذلك أيضاً إلى الخطوط القاعدية الأطول في مصفوفة e-MERLIN، التي تجعل الدقة الزاوية لـ e-MERLIN أفضل بنحو خمسة أضعاف من معظم مسوح VLA السابقة. غير أن هذه الدقة الأعلى تجعل تحديد الموضع الصحيح للـ SMBH الباعث راديوياً داخل عرض حزمة VLA حول مركز المجرة البصري أكثر تعقيداً من دون تموضع أدق، مثل VLBI. لذلك تؤدي الأسترومترية البصرية وأسترومترية e-MERLIN دوراً حاسماً في تعيين موضع SMBH النشط. وتُضبط أسترومترية e-MERLIN على الإطار المرجعي السماوي الدولي بدقة تبلغ بضعة 10 mas. ونشير إلى أن لايقين الموضع أصبح الآن تهيمن عليه لايقينية المواضع البصرية. فالتموضعات البصرية المطلقة التي يوفرها NED تحدها الرؤية الجوية وملف الضوء عبر المنطقة النووية كما ترصده التلسكوبات البصرية المفهرسة في NED. وتشير مواضع أهداف NED عادة إلى دقة موضعية لمسح Two Micron All Sky Survey، أي $\sim$0.3 – 0.5 ثانية قوسية. وبالنظر إلى الأسترومترية النسبية البصرية-الراديوية، والأخطاء المنهجية، وإمكان تدهور دقة/أسترومترية e-MERLIN بسبب انخفاض جودة مرجع الطور و/أو انخفاض نسبة الإشارة إلى الضجيج في بعض المصادر، اعتمدنا 1.5 ثانية قوسية إزاحة قصوى محافظة عن النواة البصرية للبحث عن نواة راديوية في خرائط e-MERLIN، قياساً على Paper I.

في 66 من أصل 78 مصدراً مكتشفاً في العينة المعروضة في هذا العمل، حُددت نوى راديوية واضحة ضمن 1.2 ثانية قوسية من المركز البصري للمجرة؛ وسنشير إليها باسم المصادر «المحددة» (انظر القسم 4.2). أما في 12 من أصل 78 مصادر مكتشفة، فلا يمكن ربط المصدر الراديوي بوضوح بنواة المجرة، إما لأن الفصل البصري-الراديوي يبلغ $>$2 ثانية قوسية أو لأن هناك مكونات راديوية متعددة ضمن 1 ثانية قوسية من المركز البصري. وإلى جانب ذلك، تكشف ثلاث مجرات لها نواة محددة مكتشفة (NGC 2832، NGC 3077، NGC 4111) بُنى إضافية ساطعة بوضوح في الحقل، مرتبطة بمجرات مرافقة أو بمصادر أخرى ذات طبيعة ملتبسة (وتسمى «محددة+غير محددة»). وقد أُطلق هنا على هذه المصادر 15 (12 مجرات + 3 مصادر في حقول ثلاث مجرات محددة) اسم «غير محددة» فيما بعد (انظر القسم 4.3). وترد وسوم تحديد النواة للعينة في الجدول LABEL:table1 وتُوصف بالتفصيل في الأقسام الفرعية التالية.

4.2 المصادر المحددة

تُعرض الخرائط كاملة الدقة ومنخفضة الدقة للمجرات المكتشفة والمحددة البالغ عددها 66 في الشكل 6، إلى جانب الجداول التي تضم خصائص المصادر (الجدول LABEL:tabdet)، والكنتورات الراديوية وحزم الاستعادة (الجدول LABEL:contours).

وللتحقق من أن المصادر «المحددة» حقيقية، حسبنا احتمال كشف مصدر راديوي أعلى من حد كشف مسح LeMMINGs البالغ 0.25 mJy ضمن مساحة سماوية معينة. واستخدمنا توزيع أعداد المصادر المستحصل من برنامج SuperCLASS الإرثي بـ e-MERLIN عند 1.4 GHz (Battye et al., 2020) على مساحة $\sim$1 درجة مربعة متمركزة حول العنقود الفائق Abell 981، وذلك لتوفير حد أعلى لعدد مصادر الخلفية المسببة للالتباس. ونجد أنه عند رصد 177 مجرة، لا يقع إحصائياً أكثر من مصدر راديوي غير مرتبط واحد ضمن نصف قطر دائري قدره $\sim$2.6 ثانية قوسية من المركز البصري. وبناء على ذلك، يمكن بدرجة ثقة عالية ربط مصدر راديوي مكتشف داخل فتحة دائرية نصف قطرها 1.2 ثانية قوسية بالنواة البصرية المركزية، مثل SMBH.

كُشفت نوى راديوية عند الدقة الكاملة في كل المصادر المحددة 66، باستثناء NGC 4369، وهي غير مكتشفة عند الدقة الكاملة لكنها تُظهر نواة راديوية متطابقة مع مركز المجرة البصري في الصور الراديوية منخفضة الدقة. وتمتلك معظم العينة كثافات تدفق ذروية للنواة قدرها $\sim$1 mJy beam^-1. وألمع مصدر هو NGC 1275 إذ تبلغ كثافة تدفق الذروة فيه 10.5 Jy beam^-1. ويمكن عد معظم المكونات المركزية غير محلولة أو مدمجة، لأن أحجام المصادر بعد إزالة التفاف الحزمة أصغر بكثير من حجم الحزمة. وفي هذه المصادر تكون كثافات تدفق الذروة للمكونات الراديوية النووية متفقة عادة مع كثافات التدفق المتكاملة ضمن عامل $\sim$2. أما المصادر التي تكون فيها كثافات التدفق المتكاملة أكبر بكثير من كثافات تدفق الذروة فتتضمن مصادر ممتدة أو ذات مكونات متعددة.

في 17 من المصادر المحددة، تُرصد بُنى راديوية ممتدة واضحة، وفسرناها على نحو مفضل بأنها ناشئة من نفاثة مدمجة. وهناك أسباب عدة تجعل النفاثات المدمجة أسهل كشفاً: فالدقة المكانية العالية (150 mas)، وغياب المسافات القصيرة في مصفوفة e-MERLIN، واستخدام تصوير اللقطات في برنامج LeMMINGs، مما ينتج تغطية uv- متناثرة، كلها عوامل تؤدي إلى فقدان الحساسية للانبعاث المنتشر منخفض السطوع، كالانبعاث المتوقع من قرص مجري (Brown & Hazard, 1961; Kennicutt, 1983) (انظر القسم 6.3 للمناقشة). ونقدر، استناداً إلى خصائص أرصادنا (تشكيل المصفوفة وتصوير اللقطات)، أن e-MERLIN قد تزيل مكانياً ما يصل إلى 75 في المائة من البنية الراديوية المكتشفة بـ VLA بدقة 1 ثانية قوسية: واستناداً إلى دراسات VLBI وVLA السابقة (مثلاً Hummel et al. 1982; Falcke et al. 2000; Nagar et al. 2005; Panessa & Giroletti 2013)، تتأثر LINERs بهذه المشكلة أقل من Seyferts ومجرات Hii، التي ترتبط عموماً بانبعاث راديوي ممتد ومنخفض السطوع أكثر مما في LINERs. غير أن هذا التفسير لا يستبعد احتمال أن ينشأ الانبعاث الراديوي من انبعاث راديوي مدمج مرتبط بتشكل نجمي حول نووي (مثلاً Linden et al. 2020) أو من قرص حول نووي (مثلاً Carilli et al. 1998).

قُسمت المصادر المحددة 66 إلى خمس فئات متميزة بناءً على مورفولوجيتها الراديوية في الخرائط كاملة الدقة ومنخفضة الدقة معاً (الجدول LABEL:table1)، على غرار Paper I. وتُعرض المورفولوجيات الخمس أدناه:

• نواة/نواة–نفاثة، موسومة بالحرف A (49 مجرات): تُظهر هذه المصادر نوى ساطعة غير محلولة أو محلولة قليلاً، وغالباً ما تُظهر بروزاً (Conway et al., 1994). وقد تصطف بعض المكونات الراديوية في اتجاه النفاثة المحتملة نفسه. ومن الأمثلة NGC 1161 وNGC 1275.

• نفاثة أحادية الجانب، موسومة بالحرف B (3 مجرات): تُظهر النفاثات أحادية الجانب بنية نفاثية ممتدة وغير متماثلة بوضوح، مع مكونات متعددة في اتجاه واحد تظهر عند دقات مختلفة، وربما تنتج من التوجيه النسبي للنفاثة. ومن الأمثلة NGC 5322.

• مصدر ثلاثي، موسوم بالحرف C (8 مجرات): تمتلك المصادر الثلاثية ثلاثة مكونات مصطفة. وتُفسر هذه المكونات على أنها النواة الراديوية والنفاثات/الفصوص المجاورة. وقد تبدو هذه المصادر في الصور منخفضة الدقة كنفاثتين متناظرتين. ومن الأمثلة NGC 4036 وNGC 4589.

• ثنائي الفصوص، موسوم بالحرف D (0 مجرات): تمتلك هذه المصادر فصين راديويين كبيرين على مقاييس ممتدة، إما في الصور كاملة الدقة أو منخفضة الدقة (انظر NGC 5005 من Paper I). وقد يحدث تداخل مع مورفولوجيات النمط C إذا كان المصدر الثلاثي يتضمن فصين راديويين ضعيفين غير محلولين (انظر NGC 3348).

• نفاثة+معقد، موسوم بالحرف E (6 مجرات): تُظهر هذه المصادر مورفولوجيا راديوية معقدة ذات مكونات عدة مبعثرة حول نواة. وقد تخفي نفاثة محتملة تتفاعل مع الوسط بين النجمي (ISM)، أو قد تمثل منطقة ممتدة لتشكل النجوم. ومن الأمثلة NGC 1186 وNGC 2964.

ولتمييز العينة الراديوية بصورة إضافية، سنسمي المصادر الراديوية التي تُظهر مورفولوجيات «شبيهة بالنفاثات» (مثل المصادر أحادية الجانب وثنائية الجانب والثلاثية وثنائية الفصوص) «نفاثية» فيما بعد، وتلك التي لا تُظهر نفاثة واضحة «غير نفاثية». ونلاحظ أن التصنيف الراديوي قد يكون ملتبساً بسبب انخفاض سطوع البنى الراديوية.

4.3 المصادر غير المحددة: مصادر خلفية، M 82 وArp 299

تُعد خمسة عشر مصدراً (12 مجرات و3 مصادر راديوية ظهرت في ثلاث مجرات محددة النواة) «غير محددة». وتشمل البيانات التكميلية على الإنترنت الخرائط كاملة الدقة ومنخفضة الدقة لهذه المصادر «غير المحددة» (للكنتورات الراديوية وحزم الاستعادة انظر الجدول LABEL:contours)، كما ترد معاملات مصادرها الراديوية في الجدول LABEL:tabsfr.

تُظهر سبعة أجسام مصادر راديوية خارج النواة، أبعد من 4 ثانية قوسية عن المركز البصري وقد تصل إلى $\sim$38 ثانية قوسية، لكنها لا تزال واقعة ضمن الامتداد البصري للمجرة. وتتراوح مورفولوجيتها بين مكونات مدمجة متعددة، ومصادر مزدوجة/ثلاثية، ومكون مفرد غير محلول على مقياس نموذجي قدره بضع ثوان قوسية وبكثافات تدفق منخفضة (1 mJy beam^-1). وطبيعة هذا الانبعاث خارج النووي ملتبسة: فقد يكون مرتبطاً بمناطق تشكل النجوم أو بـ AGN خلفية. وباستخدام النهج نفسه المتبع في القسم 4.2 يمكن تقدير احتمال وقوع مصادر راديوية ضمن نصفي قطر 4 ثانية قوسية و38 ثانية قوسية (أي الإزاحات المقاسة أعلاه)، ومن ثم تقدير ما إذا كان من المحتمل أن تكون مرتبطة بالنواة. ويبلغ العدد المتوقع للمصادر غير المرتبطة المكتشفة داخل هذين النصفي القطرين 3.8 و65.2 على التوالي، مما يشير إلى أن المصادر خارج النواة قد تكون أجساماً خلفية. ومع ذلك لا نستطيع استبعاد احتمال أن تكون هذه المصادر خارج النواة تابعة للمجرة المعنية.

تُظهر خمس مجرات عدة مكونات في المنطقة النووية (4 ثانية قوسية)، ولذلك يصعب تحديد النواة على نحو لا لبس فيه (NGC 2750، NGC 3034، NGC 3690، NGC4631 وNGC 5012). وتكشف الخرائط منخفضة الدقة لـ NGC 2750 وNGC4631 وNGC 5012 عن بضعة مكونات قرب المركز البصري. أما حالتا NGC 3034 وNGC 3690 فتستحقان اهتماماً أكبر، وتعرضان أدناه.

NGC 3034 (M 82) مجرة مغبرة مكوّنة للنجوم، ولا توجد حتى الآن دلائل واضحة على نواة نشطة فيها. ونكشف مزيجاً من SNe وSNRs ومناطق Hii، سبق تحديدها بواسطة (e-)MERLIN (مثلاً Muxlow et al. 1994; Beswick et al. 2006; Fenech et al. 2008, 2010; Muxlow et al. 2010; Gendre et al. 2013; Varenius et al. 2015 والمراجع فيها). ومن بين البقايا النجمية نجد SN 2008iz، وهو ألمع مصدر في صور LeMMINGs لـ M 82، وله لمعان ذروي قدره $\sim$60 mJy عند 1.5 GHz (حقبة 19 نيسان/أبريل 2017). وقد فُسر هذا المصدر الراديوي الساطع بأنه انبعاث سنكروتروني صادر عن صدمة SN متمددة تصطدم بوسط كثيف متكتل (Brunthaler et al., 2010; Kimani et al., 2016). ومن المصادر اللافتة أيضاً في خريطة e-MERLIN لـ M 82 المصدر 41.95+575، الذي يملك بنية ثنائية الفصوص عند دقة VLBI، وتناقص بمعدل $\sim$8 في المائة سنوياً خلال العقود 5 الماضية. ومن ثم قد يكون 41.95+575 بقايا انفجار أشعة غاما بدلاً من SNR تقليدية (Muxlow et al., 2005). وتغيب عن خريطتنا عدة مصادر خافتة ( بضعة أجزاء دون mJy) كُشفت في أرصاد راديوية سابقة، بسبب انخفاض الحساسية والدقة، مثل الثنائيات السينية (XRB)، ولا سيما المصدر العابر الذي اكتشفه Muxlow et al. (2010) عند RA 09h55m52.5083s، Dec. +69^∘40$\mathrm{″}$45$\stackrel{\prime \prime }{.}$410 (J2000).

NGC 3690، وهو نظام متفاعل معروف أيضاً باسم Arp 299 (أو Mrk 171)، يمثل حالة مثيرة للاهتمام مكوّنة من مجرتين: العضو الشرقي والأكثر سطوعاً NGC 3690A، والعضو الغربي NGC 3690B. ونستخدم الاسمين Arp 299-A وArp 299-B للإشارة إلى NGC 3690A وNGC 3690B على التوالي، وفق التسمية المستخدمة في الشكل 1 من Romero-Cañizales et al. 2011. وفي خرائطنا بـ e-MERLIN كشفنا ثلاثة مصادر تقابل i) Arp 299-A، وii) Arp 299-B، وiii) Arp 299-C، الذي قد يكون مجرة قمرية مشاركة في حدث الاندماج أو منطقة قوية لتشكل النجوم خارج النواة ومرتبطة بالنظام المندمج (Tarchi et al., 2011). وقد أُكدت هذه المصادر ودُرست على نطاق واسع في أرصاد راديوية مستمرة وطيفية، وأرصاد تحت حمراء وسينية سابقة (انظر Alonso-Herrero et al. 2000; Pérez-Torres et al. 2009; Tarchi et al. 2011; Romero-Cañizales et al. 2011; Bondi et al. 2012; Romero-Cañizales et al. 2014; Kankare et al. 2014; Anastasopoulou et al. 2016 والمراجع فيها). وعلى وجه التحديد، حُل Arp299-A إلى عدة مكونات بواسطة VLBI: مصنع فائق الغزارة للمستعرات العظمى (Neff et al., 2004; Pérez-Torres et al., 2009; Ulvestad, 2009)، وLLAGN (Pérez-Torres et al., 2010). كما حُل Arp 299-B إلى مكونين رئيسيين: B1، الذي يضم مصنعاً آخر للمستعرات العظمى وإن كان أقل تطرفاً من الموجود في Arp-299A (Ulvestad, 2009; Romero-Cañizales et al., 2011; Sliwa et al., 2012)، وAGN (مكتشفاً في الأشعة السينية الصلبة، Ptak et al. 2015) ومصدراً عابراً ساطعاً (Arp299-B AT1؛ Mattila et al. 2018)؛ وB2 (Neff et al., 2004; Alonso-Herrero et al., 2000)، وهو مكون أضعف لم تُرصد فيه مصادر راديوية مدمجة. وأظهرت أرصاد VLBI وتحت الحمراء اللاحقة للمصدر العابر AT1 في نواة Arp 299-B زيادة في اللمعان على مدى عدة سنوات، ثم عُرف لاحقاً بأنه حدث تعطيل مدي نفاثي (TDE؛ Mattila et al. 2018 والمراجع فيها). ولم نفصل نواة Arp 299-B إلى مكوناتها المدمجة، لكننا كشفناها بوضوح بكثافة تدفق قدرها 14.1 mJy (في 18 نيسان/أبريل 2017)، ولذلك فمن المرجح أننا رصدنا الانبعاث الراديوي المتأخر لـ AT1 عند 1.5 GHz، مع الانبعاث الساكن لمضيفه Arp 299-B. ولم يُكشف اثنان من المستعرات العظمى المعروفة العديدة في هذا النظام، SN 2010O وSN 2010P (Romero-Cañizales et al., 2011; Romero-Cañizales et al., 2014; Kankare et al., 2014)، في خريطتنا، مع حد أعلى لكثافة التدفق قدره 0.6 mJy beam^-1. ويبدو أن الأرصاد الحالية والسابقة لـ NGC 3690 تؤكد أن الانفجار النجمي وAGN يمكن أن يتعايشا في هذا النظام المندمج، كما أشار مثلاً Pérez-Torres et al. (2010) وRomero-Cañizales et al. (2011).

وخلاصة القول، يجدر التنبيه إلى أن مستوى التباس المصادر مرتفع في NGC 3690 وكذلك في M 82 (وربما في مصادر أخرى من عينتنا) حتى عند دقة e-MERLIN، حيث يُحتمل أن تكون العمليات النجمية وعمليات SMBH مطمورة في مناطق مغبرة ويصعب فصلها ضمن بضع عشرات من البوارسك في مركز مجرة محتجبة.

ثلاث مجرات (NGC 2832 وNGC 3077 وNGC 4111) حُددت نواها، لكنها تُظهر مصادر راديوية إضافية في الحقل. فعلى سبيل المثال تكشف الخريطة الراديوية لـ NGC 2832 المكون الراديوي النووي لمرافقتها NGC 2831. أما المصدر الراديوي خارج النواة في NGC 3077 فهو مرشح لأن يكون SNR (Rosa-González, 2005; Leonidaki et al., 2010).

4.4 المجرات غير المكتشفة

لم تُكشف معظم عينة LeMMINGs (99/177). كما أن الغالبية العظمى من مصادرنا غير المكتشفة لم تُكشف أيضاً في حملات VLA السابقة (Nagar et al., 2002; Nagar et al., 2005). ومع ذلك توجد مجرات لم يكشف e-MERLIN فيها أي نواة، بينما كُشفت نواتها بواسطة VLA (مثل NGC 3780)، والعكس بالعكس (مثل NGC 6340)، وذلك عند ترددات راديوية مختلفة (1 – 15 GHz) وفي حقب رصدية مختلفة.

ومن المهم التأكيد أن المجرات غير المكتشفة، وكذلك «غير المحددة»، قد لا تزال تخفي AGN. فالثقوب السوداء فائقة الكتلة النشطة الباعثة للراديو قد تكون دون حد كشف مسح LeMMINGs، أو غير محددة ضمن البنى الأكثر تعقيداً المذكورة أعلاه (انظر مثلاً حالتي M 82 وArp 299). وقد يفسر أيضاً تغير النوى الراديوية على مقياس زمني من بضع سنوات، والتراكم المتقطع على الثقب الأسود، والخمول النووي المتوقع ضمن دورة نشاط نموذجية قدرها $\lesssim$10⁸ سنة، عدم كشفها الحالي (مثلاً Mundell et al. 2009; Morganti 2017; Alexander et al. 2020). وستتيح أرصاد e-MERLIN المستقبلية عند 5 GHz لأهداف LeMMINGs، بدقة وحساسية أعلى، تحديد النواة بدقة أكبر مما تسمح به بيانات النطاق L.

Figure 4: كثافة تدفق النواة الراديوية (F_core بوحدة mJy beam^-1، اللوحة العليا) ولمعانها (L_core، متكامل عبر نطاق e-MERLIN L، 1.244 – 1.756 GHz، بوحدة erg s^-1، اللوحة السفلى) بدلالة المسافة (Mpc) للعينة الكاملة. تمثل الخطوط المتقطعة حد كثافة التدفق 3$\sigma$ لهذا المسح (0.25 mJy beam^-1) واللمعان الموافق، في اللوحتين العليا والسفلى على التوالي. وتدل الرموز في وسيلة الإيضاح على حالة الكشف (دوائر مفتوحة لغير المكتشفة ونجوم ممتلئة للمكتشفة) وعلى الفئة البصرية (Seyferts باللون الأحمر، وLINERs بالأزرق الفاتح، ومجرات Hii بالأصفر، وALGs بالأخضر). وبالنسبة إلى المصادر الراديوية غير المحددة (مثلثات زرقاء متجهة يساراً) وغير المكتشفة، ينبغي فهم القيم على محور y على أنها حدود عليا. ويمثل شريط الخطأ النموذجي في كثافات التدفق واللمعانات 20 في المائة من القيم. ولتحويل اللمعانات الراديوية من erg s^-1 إلى W Hz^-1 عند 1.5 GHz، يجب طرح المقدار +16.18 من لوغاريتم اللمعانات المعروضة في الرسم.

5 مسح LeMMINGs الإرثي الكامل

فيما يلي نعرض توزيعات التدفق واللمعان الراديويين، والمورفولوجيا الراديوية، ودرجات حرارة السطوع للعينة الكاملة من مجرات LeMMINGs، بضم إصدار البيانات الأول (Paper I) إلى الأرصاد المعروضة في هذا العمل. وستُعرض النتائج العلمية المفصلة لعينة LeMMINGs الكاملة ولكل فئة بصرية في أوراق لاحقة.

في كامل المسح الإرثي كشف e-MERLIN انبعاثاً راديوياً في 125 هدفاً (عادة عند مستوى بضعة mJy) على مقاييس من بضع عشرات البوارسك ضمن عينة كاملة إحصائياً من 280 مجرة قريبة ($\sim$44.6 في المائة). ويبلغ حد كثافة التدفق 3$\sigma$ لهذا المسح $\sim$0.25 mJy beam^-1، ويمتد مجال كثافات تدفق الذروة المكتشفة F_core على ثلاثة رتب مقدار، من جزء من mJy إلى بضعة Jy beam^-1. وقد كُشفت المجرات حتى $\sim$100 Mpc (الشكل 4، اللوحة العليا)، لكن نسبة الكشوف الراديوية تزداد مع المسافة إلى الأهداف؛ إذ كُشف فقط $\sim$20 في المائة من المجرات الأقرب من $\sim$20 Mpc (المسافة الوسيطة للعينة)، مقابل $\sim$40 في المائة ضمن 50 Mpc. ويُعرض مخطط لمعان النواة (F_core متكاملاً عبر نطاق e-MERLIN L، 1.244 – 1.756 GHz) L_core مقابل المسافة في برنامج LeMMINGs في الشكل 4 (اللوحة السفلى). وتقع المصادر المحددة فوق المنحنى الأسود المنقط الموافق لعتبة الكشف كما في اللوحة العليا من الشكل 4، بينما تتوزع المصادر غير المكتشفة وغير المحددة حول المنحنى.

تتراوح لمعانات النوى بين $\sim$10^33.8 و10⁴⁰ erg s^-1 ($\sim$10^17.6 - 10^23.8 W Hz^-1)، أو حتى 10³² erg s^-1 عند تضمين حدودنا العليا للنوى غير المكتشفة. ونحصل على قيمة وسطى خاضعة للرقابة بطريقة Kaplan-Meier (Kaplan & Meier, 1958) مقدارها 1.5$\times$10³⁴ erg s^-1. واللمعانات الراديوية للمجرات 177 المعروضة في هذا العمل (الجدول LABEL:table1) مشابهة لتلك الخاصة بالمجرات 103 من Paper I. وبالمقارنة مع مسوح Palomar السابقة، يقدم إرث LeMMINGs أعمق مسح، إذ يمتد إلى لمعانات أدنى بعامل لا يقل عن 10 مقارنة بالمسوح السابقة (Nagar et al., 2002; Filho et al., 2006; Panessa & Giroletti, 2013). ويصل إلى عمق مشابه لمسح Palomar عند 15 GHz الذي أجراه Saikia et al. (2018)، غير أن عملنا يتناول عينة أكبر من المجرات النشطة وغير النشطة وعند ترددات أدنى. وبرنامجنا الإرثي حساس لمصادر أكثر لمعاناً من Sgr A* بنحو عامل 100 ($\sim$1 Jy، $\sim$10^15.5 W Hz^-1، Krichbaum et al. 1998)، ويمثل أعمق مسح راديوي للكون المحلي عند 1.5 GHz.

Table 5: تفصيل التصنيف الطيفي–المورفولوجي الراديوي لعينة LeMMINGs.

		optical class
	radio class	LINER	ALG	Seyfert	Hii	Tot
core identified	core/core–jet (A)	37 (29)	3 (0)	6 (6)	18 (14)	64 (49)
	one-sided jet (B)	2 (2)	0 (0)	1 (1)	2 (0)	5 (3)
	triple (C)	13 (4)	2 (1)	3 (2)	4 (1)	22 (8)
	doubled-lobed (D)	3 (0)	0 (0)	1 (0)	0 (0)	4 (0)
	jet+complex (E)	1 (0)	0 (0)	1 (0)	9 (6)	11 (6)
	Tot core-identified	56 (35)	5 (1)	12 (9)	33 (21)	106 (66)
	unidentified	2 (1)	2 (1)	1 (0)	14 (10)	19 (12)
	Tot detected	58(36)	7(2)	13(9)	47(31)	125(78)
	undetected	36 (24)	21 (12)	5 (5)	93 (58)	155 (99)
	Tot	94 (60)	28 (14)	18 (14)	140 (89)	280 (177)

ملاحظات. تُقسم العينة إلى فئات مورفولوجية راديوية (نواة/نواة-نفاثة، نفاثة أحادية الجانب، مصدر ثلاثي، مصدر ثنائي الفصوص، ومصدر معقد) وفئات طيفية بصرية (LINER وALG وSeyfert ومجرات Hii) استناداً إلى الكشف الراديوي، أو تحديد النواة، أو عدم الكشف. وتتعلق الأعداد بعينة LeMMINGs الكاملة (280 جسماً)، في حين تتعلق الأعداد بين قوسين بالعينة الفرعية البالغ عددها 177 مجرة المعروضة هنا.

يلخص الجدول 5 أعداد المجرات ذات النواة المحددة، والمصادر ذات النواة غير المحددة، والمصادر غير المكتشفة، موزعة بحسب الفئات البصرية. تمتلك Seyferts أعلى معدل كشف (13/18، $\sim$72.2 في المائة) في العينة، وهو عدد أكثر متانة من ذلك المقاس في إصدار البيانات الأول بسبب ضعف تمثيل هذه الفئة هناك (4 Seyferts فقط في Paper I). وهذه النسبة مشابهة لمعدل الكشف الراديوي المقاس في Seyferts من النمط-1 (72 في المائة) في دراسات VLA السابقة (Ho, 2008). أما LINERs فلها أكبر عدد من الكشوف، 58/94، أي $\sim$61.7 في المائة، وهي نسبة تقارب ما تحقق في Paper I وما حُصل عليه في دراسات VLA السابقة لـ LINERs من النمط-1، 63 في المائة، (Ho, 2008). ومع ذلك نلاحظ أن معدلات الكشف الراديوي لدينا في AGN من النمط II أعلى مما قيس في دراسات VLA السابقة (Ho, 2008). وتملك مجرات Hii معدل كشف أصغر، 47/140 ($\sim$33.6 في المائة)، أما ALG فمعدل الكشف فيها أدنى أيضاً، 7/28 (25 في المائة). وإجمالاً، فإن 106/280، أو $\sim$37.9 في المائة من المصادر المكتشفة، محددة النواة؛ وهناك 19 مصادر مكتشفة (اثنان ALG، وSeyfert واحدة، واثنان LINERs، وأربع عشرة مجرة Hii) غير محددة. وتكون الكسور النهائية للنوى الراديوية المحددة كما يأتي: LINERs 56/94 ($\sim$59.6 في المائة)، وSeyferts 12/18 ($\sim$66.7 في المائة)، وALGs 5/28 ($\sim$17.9 في المائة)، ومجرات Hii 33/140 ($\sim$23.6 في المائة).

تغطي عينة LeMMINGs جميع الأنماط المورفولوجية الراديوية ضمن كل الفئات البصرية (انظر الجدول 5). كما أن الفئات الراديوية التي توحي بوجود نفاثة راديوية (B وC وD) تشمل جميع الفئات البصرية. وتُظهر LINERs طيفاً من المورفولوجيات، لكنها تُرصد غالباً كبنى نواة/نواة–نفاثة وبنى ثلاثية، على غرار ALGs. أما Seyferts فتغطي كامل التنوع المورفولوجي، مع أعلى نسبة من البنى النفاثية الممتدة بين الفئات. وعلى النقيض تُظهر مجرات Hii أساساً نوى مدمجة أو بُنى ممتدة معقدة.

على الرغم من أن مجرات Hii تُصنف بأنها مكوّنة للنجوم بناء على موقعها في مخططات BPT، فإن وجود نفاثة في هذه المصادر غير مستبعد. ففي الواقع توجد سبع مجرات Hii من LeMMINGs تُظهر مورفولوجيات واضحة «شبيهة بالنفاثات»، ونشير إليها باسم مجرات Hii النفاثية. وأحد هذه المصادر NGC 3665، الذي يُظهر مورفولوجيا راديوية من نوع Fanaroff-Riley I (FR I) ممتدة على $\sim$3 kpc في مقاييس VLA (Parma et al., 1986). وتبدو NGC 3504 ممتدة في خرائط VLBI مع نواة مقدارها 3 mJy beam^-1 (Deller & Middelberg, 2014). أما NGC 7798 فتُظهر فقط نواة ساطعة ($\sim$6 mJy) عند 8.5 GHz بواسطة VLA (Schmitt et al., 2006). وتُظهر NGC 2782 مصدراً راديوياً ممتداً يطابق رصداً سابقاً بـ e-MERLIN ذا نواة ممدودة (كثافة تدفق ذروية 1.4 mJy beam^-1، وهي أدنى من القيمة التي كشفناها 2.5 mJy beam^-1)، وقد حُل في أرصاد EVN إلى مورفولوجيا نفاثتين متناظرتين (كثافة تدفق ذروية 0.4 mJy beam^-1، Krips et al. 2007). أما الانبعاث الراديوي في مجرات Hii غير النفاثية المتبقية فأغلب الظن أنه مرتبط بتشكل النجوم لا بنفاثة (نوى مفردة أو مورفولوجيات معقدة).

درجة حرارة السطوع (T_B) هي درجة الحرارة اللازمة لجسم أسود (حراري) ليولد الشدة النوعية نفسها المرصودة من المصدر النقطي. وفي الظواهر الفيزيائية الفلكية، يمكن تفسير الانبعاث الراديوي دون 10⁵ K بمساهمة كبيرة من الانبعاث الحر-الحر (Condon et al., 1991)، أما فوق 10⁶ K فيلزم انبعاث سنكروتروني من جسيمات نسبية (مثل النفاثات أو AGN) لتفسير درجات السطوع العالية (Condon, 1992). وباستخدام نصف عرض الحزمة عند دقة e-MERLIN عند 1.5 GHz حجماً مفكوكاً للنوى (انظر الجدول LABEL:table1)، فإن كثافة تدفق مقدارها $\gtrsim$5 mJy beam^-1 توافق T_B $\gtrsim$10⁶ K (Paper I). وتحقق إحدى وعشرون مجرة من LeMMINGs هذا الشرط، وهي مرتبطة بكل أنواع المورفولوجيات الراديوية المرصودة، ومعظمها LINERs. وتعكس درجات حرارة السطوع عموماً توزيع كثافة التدفق. غير أن T_B الأدنى من 10⁶K لا تستبعد أصلاً مرتبطاً بـ SMBH للانبعاث الراديوي، إذ إن LLAGN الضعيفة تصدر سطوعاً منخفضاً. وتلزم أرصاد VLBI لتقديم قياس متين لدرجات حرارة سطوع النوى.

Figure 5: توزيع اللمعان الراديوي (erg s^-1) مقسماً بحسب الفئة البصرية (الشكل العلوي) ونوع المضيف المورفولوجي (الشكل السفلي). تُعرض توزيعات لمعان النواة الراديوية واللمعان الراديوي الكلي بالمدرجين ذوي الخط المتصل والخط المتقطع على التوالي. وتبيّن اللوحة السفلى من الشكل العلوي توزيع حدود اللمعان الراديوي العليا $3\sigma$ للمصادر غير المكتشفة وغير المحددة. ويمثل المدرج الممتلئ المصادر 177 المعروضة في هذا العمل. ولتحويل اللمعانات الراديوية من erg s^-1 إلى W Hz^-1 عند 1.5 GHz، يجب طرح المقدار +16.18 من لوغاريتم اللمعانات المعروضة في الرسم.

تُعرض توزيعات اللمعان لعينة LeMMINGs في الشكل 5: كل من لمعانات الذروة للنوى الراديوية واللمعانات الكلية (L_Tot) المتكاملة على منطقة الانبعاث الراديوي، مقسمة بحسب الفئة البصرية (اللوحة العليا) ونوع المضيف (اللوحة السفلى). وللنوى المكتشفة لمعان متوسط (غير خاضع للرقابة) قدره 10^36.10±0.11 erg s^-1. وبوجه عام تعد LINERs بين أكثر مصادر العينة لمعاناً، بقيمة وسطى خاضعة للرقابة مقدارها 1.8$\times$10^35±0.24 erg s^-1. وتُظهر Seyferts أكبر متوسط لمعان للنواة (2.6$\times$10^35±0.26 erg s^-1). وعلى النقيض تمتلك مجرات ALG وHii أدنى متوسطات قدرة نووية خاضعة للرقابة، عند 5.0$\times$10^34±0.30 و3.1$\times$10^34±0.17 erg s^-1 على التوالي. ومع ذلك، عندما تُكتشف ALGs فإنها تُظهر أعلى لمعانات نووية، $>$10³⁶ erg s^-1. وتمتلك المجرات غير المكتشفة/غير المحددة حدوداً عليا للمعان الراديوي بين 10³² و10³⁷ erg s^-1، مع لمعان راديوي وسيط قدره 9.06$\times$10^34±0.07 erg s^-1. ولا تعود اللمعانات الوسيطة المختلفة للفئات البصرية إلى اختلافات في الحساسيات أو المسافات، لأن المصادر موزعة عشوائياً في حجم المسح ورُصدت في ظروف متشابهة.

وعلى غرار لمعانات النوى، فإن اللمعانات الكلية المقدرة من الصور الراديوية منخفضة الدقة للمجرات 177 الموصوفة في هذا العمل (الجدول LABEL:table1) تقارب القيم المستحصلة من العينة الفرعية الأولى في Paper I (الشكل 5): فالوسيط هو 4$\times$10³⁶ erg s^-1. وتتساوى اللمعانات الكلية مع لمعانات النوى عندما تكون النواة غير محلولة، وقد تزيد عليها حتى عامل 100 في حالة الانبعاث الممتد الساطع (انظر الجدول LABEL:table1). ومرة أخرى تعد LINERs وSeyferts أقوى المصادر الراديوية، بينما تكون مجرات Hii الأضعف. وتتغير هيمنة النواة، المعرفة بأنها نسبة قدرة النواة الراديوية إلى كثافة التدفق الكلية، من فئة إلى أخرى لكنها ذات تباين واسع: LINERs وALGs هي الأكثر هيمنة نووياً ($\sim$75 في المائة)، تليها Seyferts بهيمنة نووية معتدلة ($\sim$40 في المائة)، في حين تمتلك مجرات Hii أصغر هيمنة نووية ($\sim$35 في المائة) (الشكل 5، اللوحة العليا). وفي المتوسط تسهم النواة الراديوية بنصف الانبعاث الراديوي الكلي.

Table 6: تفصيل التصنيف الطيفي–المضيف–الراديو لعينة LeMMINGs.

		optical class
host type	LINER	ALG	Seyfert	Hii	Tot
elliptical	14 (11)	13 (3)	0 (0)	0 (0)	27 (14)
lenticular	29 (21)	14 (2)	6 (3)	6 (2)	55 (28)
Tot ETG	43 (32)	27 (5)	6 (3)	6 (2)	82 (42)
spirals	50 (23)	1 (0)	12 (9)	122 (29)	185 (61)
irregular	1 (1)	0 (0)	0 (0)	12 (2)	13 (3)
Tot LTG	51 (24)	1 (0)	12 (9)	134 (31)	198 (64)
Tot	94 (56)	28 (5)	18 (12)	140 (33)	280 (106)

ملاحظات. تُقسم العينة إلى أنماط مجرية (إهليلجية وعدسية [ETG]، وحلزونية وغير منتظمة [LTG]) وفئات طيفية بصرية (LINER وALG وSeyfert ومجرات Hii) بحسب كشفها الراديوي. وتتعلق الأعداد بين قوسين بالعينة الفرعية المكونة من 106 مجرة ذات نواة محددة.

من حيث الفئات المورفولوجية للمضيف (انظر الجدول 6)، وعلى الرغم من أن المجرات الحلزونية هي أكثر أنماط المضيف وفرة في عينة LeMMINGs (185/280، $\sim$66 في المائة)، فإن نحو 33 في المائة من المجرات الحلزونية كُشفت فيها نوى راديوية، وترتبط بكل أنواع المورفولوجيا الراديوية. وتستضيف الحلزونيات المكتشفة Seyferts وLINERs ومجرات Hii بترتيب تنازلي في الكسر الراديوي. ومن بين المجرات غير المنتظمة 13 في عينتنا، كُشفت ثلاث نوى في مسحنا الراديوي وتستضيف LINER أو مجرات Hii. وعلى العكس، فإن الإهليلجيات والعدسيات هي أكثر المصادر الراديوية كشفاً ($\sim$51 في المائة)، وترتبط عادة بالمورفولوجيات الراديوية النفاثية. وتمتلك LINERs في ETGs أعلى كسر لكشف النواة. وخلاصة ذلك أن نحو ثلث LTGs (الحلزونية وغير المنتظمة) ونصف ETGs (الإهليلجية والعدسية) كُشف في مسحنا. ومن حيث اللمعانات الراديوية، يبين الشكل 5، اللوحة السفلى، توزيع اللمعان الراديوي بحسب نوع المضيف. وتُظهر الإهليلجيات والعدسيات أعلى اللمعانات الراديوية ($\sim$10^35-40 erg s^-1). أما المجرات الحلزونية فلها لمعانات راديوية متوسطة قدرها $\sim$10³⁶ erg s^-1. وتمتلك المجرات غير المنتظمة أدنى اللمعانات النووية والكلية.

6 المناقشة

6.1 CASA مقابل AIPS

نعرض في هذا العمل أرصاد e-MERLIN لـ 177 مجرة من Palomar ضمن مسح LeMMINGs. وقد عُيّرت البيانات باستخدام CASA، بخلاف المصادر 103 المعروضة في Paper I التي حُللت باستخدام AIPS. ولا يختلف توزيع ضجيج rms في الخرائط الناتجة المعروضة هنا إحصائياً عن القيم المستحصلة باستخدام AIPS. غير أنه في كتلة رصدية واحدة عُيّرت بكلتا الحزمتين البرمجيتين، كان ضجيج rms الناتج من CASA أدنى من الناتج من AIPS، بينما اتفقت كثافات التدفق المتكاملة المستخلصة من الخرائط ضمن خطأ معايرة قدره 20 في المائة. كما نلاحظ فروقاً هامشية في البنى منخفضة السطوع بين الخرائط المنشأة بإجرائي AIPS وCASA، إذ تُظهر الأخيرة بُنى راديوية أوضح من الأولى. ويعني ذلك ضرورة توخي الحذر عند تفسير المصادر الراديوية الخافتة.

قد يؤدي فرق محتمل في ضجيج rms بين تقنيتي المعايرة إلى إزاحة حد الكشف 3$\sigma$ بحيث تُكشف مجرات أكثر في عينة CASA. غير أن ذلك لا ينسجم مع كون كسر كشف المجرات المرسومة بـ AIPS (45.6 في المائة) أعلى قليلاً منه في هذا العمل الذي استخدمنا فيه CASA (44.6 في المائة). ومع ذلك، إذا عُدت إحصاءات الكشف هذه توزيعاً ثنائياً، فإن كسور الكشف في العينتين الفرعيتين المعروضتين في Paper I وهنا متسقة في ما بينها ضمن $\lesssim$1 في المائة. وخلاصة القول إن طريقتي المعايرة تنتجان عموماً كثافات تدفق وبنى راديوية متسقة، مما يقلل أي انحياز محتمل في النتائج.

6.2 الخصائص العامة للمسح

يمثل مسح LeMMINGs أعمق دراسة راديوية للكون المحلي كما تمثله عينة مجرات Palomar، إذ يبلغ متوسط ضجيج rms فيه $\sim$0.8 mJy beam^-1. والأهم أن عينة LeMMINGs تختبر النشاط على مقاييس بارسكية في كل أنماط المجرات، بصرف النظر عن الخواص النووية المحددة بنسب خطوط الانبعاث البصري. وتجعل هذه السمة مسح LeMMINGs غير منحاز إلى وجود SMBH نشط، ومختلفاً عن البرامج السابقة التي ركزت جزئياً على Seyferts وLINERs وحدها.

من العينة الكاملة البالغ عددها 280 مجرة Palomar، كُشف 125 مصدراً ($\sim$44.6 في المائة). وهذا يقابل معدل كشف قريباً من حملات VLA/VLBA السابقة لمجرات Palomar النشطة (انظر Ho 2008 للمراجعة). ففي 106/280 ($\sim$37.9 في المائة) من العينة كُشف انبعاث راديوي ضمن 1.2 ثانية قوسية من المركز البصري للمجرات، وربما يعود إلى نواة نشطة باعثة للراديو.

ليست المقارنة المباشرة مع الدراسات الراديوية السابقة بسيطة، لأننا أعدنا تصنيف كل المجرات استناداً إلى مخططات BPT المحدثة. ومع ذلك فإن أكثر من نصف LINERs وSeyferts، أي المجرات النشطة ذات خطوط الانبعاث في عينتنا، تُظهر نواة راديوية مدمجة أو بُنى نفاثية. وكانت حملات VLA السابقة التي استهدفت المجرات النشطة قد كشفت انبعاثاً راديوياً في نحو نصفها (مثلاً Nagar et al. 2000)، مع كسر كشف أوضح في Seyferts وAGN من النمط I عموماً. كما أن ربع المصادر المكتشفة التي لا تحددها نسب خطوط الانبعاث على أنها مُغذاة بـ SMBH نشط تُظهر بُنى نفاثية واضحة (أحادية الجانب، ونفاثات مزدوجة، ومصادر ثلاثية وثنائية الفصوص)، باستثناء ذات المورفولوجيا المعقدة. وهذا يدعم فكرة أن ربع مجرات Palomar على الأقل ($\sim$28.6 في المائة) يصدر انبعاثاً راديوياً على مقاييس بارسكية قد يرتبط بـ LLAGN. وإذا أدرجنا المصادر ذات المورفولوجيا الراديوية المعقدة التي يمكن أن تخفي انبعاثاً نفاثياً، وكذلك مجرات Hii ذات النواة-النفاثة، فإن الكسر المحتمل لـ LLAGN الباعثة للراديو يرتفع إلى الثلث ($\sim$32.5 في المائة).

أشيع مورفولوجيا راديوية مرصودة في مجرات LeMMINGs ذات الانبعاث الراديوي المركزي المكتشف هي مورفولوجيا النواة/النواة–النفاثة (64/106). وهذا غير مفاجئ، إذ إن الدقة العالية لـ e-MERLIN يمكن أن تفك مكانياً بعض الانبعاث المنتشر المرتبط بالنفاثات ومناطق تشكل النجوم. ويمكن بحث طبيعة هذه المكونات الراديوية غير المحلولة، سواء كانت قاعدة نفاثة راديوية غير محلولة أم منطقة تشكل نجمي نووية على مقاييس 100 pc، باستخدام مؤشرات إضافية مثل لمعانات [O III] والأشعة السينية عندما لا تظهر بُنى واضحة شبيهة بالنفاثات. وسنناقش أصل النوى الراديوية بحسب كل فئة بصرية في أوراق لاحقة.

نصف المجرات مبكرة النوع (الإهليلجية والعدسية) في عينة LeMMINGs يستضيف مصدراً راديوياً متطابقاً مع المركز البصري، ويُفسر بأنه SMBH نشط. أما في المجرات متأخرة النوع (الحلزونية وغير المنتظمة)، فإن $\sim$32 في المائة منها يضم SMBH مركزياً نشطاً وباعثاً للراديو. وكمياً ينخفض كسر الكشف مع الأنماط اللاحقة في تصنيف هابل، إذ لا يُكشف إلا $\sim$17 في المائة من مجرات Sc–Sd. وبذلك يتفق مسح LeMMINGs مع النتائج الأساسية للدراسات الراديوية السابقة للمجرات القريبة (Ho & Ulvestad, 2001; Ulvestad & Ho, 2001a; Nagar et al., 2005; Ho, 2008)، التي كشفت نوى راديوية ذات طيف مستو في مراكز المجرات الضخمة غالباً (وعادة مبكرة النوع) (Sadler et al., 1989; Wrobel & Heeschen, 1991; Capetti et al., 2009; Miller et al., 2009; Nyland et al., 2016).

6.3 الدليل الراديوي على تشكل النجوم النووي

في مسحنا الإرثي لا يُظهر إلا عدد قليل من المجرات دلائل على اندفاعات شديدة من تشكل النجوم، استناداً إلى الخواص الراديوية. وأوضح الأمثلة هما المجرتان/النظامان المعروفان M 82 وArp 299. ولا تُظهر سوى ثلاثة مصادر (NGC 4013، NGC 4102، وNGC 5273) بوضوح انبعاثاً راديوياً منتشراً منخفض السطوع، متوافقاً مع قرص أو حلقة نجمية، على غرار ما يُتوقع من مجرات مكوّنة للنجوم ممتدة ومنتشرة (Muxlow et al., 2010; Murphy et al., 2018; Herrero-Illana et al., 2017). وكُشفت مكونات راديوية منفردة في مراكز معظم مجرات Hii. ونلاحظ مع ذلك أن المورفولوجيات الراديوية المعقدة، والمصادر غير المحددة خارج النواة، والمجرات غير النفاثية قد تخفي مناطق تشكل نجمي نووية. فضلاً عن ذلك، قد تنشأ المورفولوجيات الملتبسة (انظر مثلاً NGC 2964، NGC 2273، NGC 2639) من تفاعل نفاثة مع وسط بين نجمي كثيف، وهو ما قد يحفز بدوره تشكل النجوم (Silk, 2005; Gaibler et al., 2012).

ويرجع على الأرجح الكسر المنخفض جداً من مناطق تشكل النجوم الواضحة في مسحنا إلى تغطية $u-v$ المتناثرة للأرصاد، بسبب الخطوط القاعدية الطويلة لـ e-MERLIN وتقنية تصوير اللقطات في برنامجنا. فبالنسبة إلى معظم العينة، الواقعة أبعد من $\sim$4 Mpc، تكون الترددات المكانية التي تغطيها e-MERLIN مناسبة لكشف SN/SNR ومناطق Hii الفتية اللامعة والمدمجة ( 400–500 yr، Westcott et al. 2017)، لكنها غير ملائمة لكشف انبعاث راديوي منتشر منخفض السطوع (T_B 10⁵ K) وهو نموذجي في SNR القديمة. وعند مسافات $\lesssim$4 Mpc، تلزم بيانات VLA لدراسة مجمعات Hii المنتشرة طويلة العمر، التي كانت ستُفقد مكانياً باستخدام e-MERLIN. وقد قدرنا أن أرصاد e-MERLIN يمكن أن تفقد ما يصل إلى 75 في المائة من البنى الراديوية المكتشفة بـ VLA بدقة 1 ثانية قوسية. ولذلك فإن إضافة بيانات ذات مسافات قصيرة (VLA) إلى مرئيات e-MERLIN ستزيد القدرة على كشف انبعاث أكثر انتشاراً وأقل سطوعاً سطحياً من نواتج تشكل النجوم. ومن شأن أرصاد راديوية عميقة مخصصة بـ e-MERLIN، مقترنة بمجموعات بيانات ذات خطوط قاعدية أقصر لمناطق تشكل نجوم مدمجة، على غرار ما أُنجز في M 82 (Wills et al., 1999; Muxlow et al., 2010)، أن تشخص طبيعة الانبعاث الراديوي في مجرات Hii. وسيكون ذلك هدف أحد أعمالنا المستقبلية.

7 الخلاصة والاستنتاجات

تعرض هذه الورقة الإصدار الثاني من بيانات مسح e-MERLIN الإرثي، LeMMINGs، الهادف إلى دراسة عينة من المجرات القريبة 280 (النشطة والهادئة). ونعرض هنا أرصاد 177 مصدراً من عينة Palomar (Ho et al., 1997) عند 1.5 GHz. وبضم هذا الإصدار إلى الإصدار الأول (Baldi et al., 2018)، يمثل المسح الكامل أعمق رؤية راديوية وأقلها انحيازاً لنوى المجرات في الكون المحلي (110 Mpc)، إذ يبلغ حساسية $\sim$0.80 mJy beam^-1 ودقة زاوية $\sim$150 mas، تقابل مقياساً فيزيائياً قدره $\lesssim$100 pc. وكشف هذا البرنامج عن مجموعة كبيرة من LLAGN المحلية الباعثة للراديو والانفجارات النجمية النووية ($\lesssim$10^17.6 W Hz^-1).

بعد تحديث التصنيفات الطيفية البصرية للمجرات 280 في المسح، تتكون العينة الكاملة من 94 LINERs، و18 Seyferts، و140 مجرات Hii، و26 ALG.

كشف مسحنا الراديوي انبعاثاً راديوياً مهماً بكثافات تدفق $\gtrsim$0.25 mJy في المنطقة الداخلية (0.73 arcmin²) من 125 مجرة (44.6 في المائة): 58/94 LINERs، و16/18 Seyferts، و47/140 مجرات Hii، و7/28 ALGs. وفي 106 من 125 مصادر مكتشفة حددنا النواة داخل البنية الراديوية، متطابقة مكانياً مع مركز المجرة البصري. كما فصلنا بُنى راديوية على مقياس البارسك ذات تنوع مورفولوجي واسع: نواة/نواة–نفاثة، ونفاثة أحادية الجانب، ومصادر ثلاثية، ونفاثات مزدوجة، وثنائية الفصوص، وأشكال معقدة بأحجام 3 – 6600 pc. وتعد النوى المدمجة (64/106) المورفولوجيا الأكثر شيوعاً. وهناك 31 مصادر ذات نفاثات واضحة، نصفها تقريباً (18/31) من LINERs. وقد يكون كسر النفاثات أعلى لأن المورفولوجيات المعقدة (11/106) قد تخفي نفاثات منتشرة تتفاعل مع ISM، كما يُرى في LLAGN القريبة والمجرات المكوّنة للنجوم (مثلاً Mould et al. 2000; Croft et al. 2006; Gaibler et al. 2012).

فُسرت النوى الراديوية المكتشفة بأنها علامة على نشاط نووي، وتتراوح لمعاناتها بين $\sim$10³⁴ و10⁴⁰ erg s^-1. وتوضح النهاية الدنيا لهذا المجال عمق المسح، وهو أعمق مما حققته المسوح الراديوية السابقة، $\sim$10³⁵ erg s^-1 (Nagar et al., 2005; Filho et al., 2006). أما اللمعانات الراديوية الكلية، المحددة بدمج البنى الراديوية الممتدة، فتبلغ في المتوسط ضعف لمعانات النوى الراديوية، مع أنها قد تصل إلى 100 أمثال لمعان النواة في المصادر النفاثية وذات المورفولوجيات المعقدة.

أما من حيث نوع المضيف، فقد كُشف نحو نصف المجرات مبكرة النوع وثلث المجرات متأخرة النوع في مسحنا. وترتبط المصادر النفاثية عادة بالإهليلجيات والعدسيات أو الحلزونيات ذات الانتفاخ المسيطر.

استناداً إلى الخواص الراديوية وحدها (درجات حرارة السطوع واللمعانات والمورفولوجيات) وإلى التصنيف الطيفي، يرجح أن أصل الانبعاث الراديوي في مجرات LeMMINGs يعود إلى SMBHs نشطة في ثلث العينة، وبالتحديد ضمن المجتمع العام من LINER وSeyferts. وعلى العكس، فإن تشكل النجوم هو العملية الفيزيائية الأرجح لإنتاج الانبعاث الراديوي في مجرات Hii. أما في ALG فطبيعة الانبعاث الراديوي أكثر إثارة للجدل، لكن غياب دلائل واضحة على تشكل النجوم يرجح أصلاً مرتبطاً بـ AGN. ومع ذلك فإن إضافة بيانات متعددة النطاقات إلى التحليل الراديوي ستساعد على معالجة مسألة طبيعة الانبعاث الراديوي في كل مجرة على حدة، وستكون موضوع أوراق لاحقة.

تكشف LINERs بُنى ضيقة يتناقص سطوعها سريعاً مع ازدياد المسافة عن النواة، أي مورفولوجيا مضاءة النواة، مشابهة للمجرات الراديوية الصغيرة من نوع FR I. وهي تمتلك أعلى درجات حرارة السطوع (بعضها $>$10⁶ K)، وهي بين أكثر المجرات لمعاناً، مما يشير إلى انبعاث سنكروتروني من نفاثة نسبية (ربما معتدلة النسبية). وتميل إلى السكن في الإهليلجيات والعدسيات، في تشابه آخر مع AGN الراديوية الصاخبة التقليدية (Heckman & Best, 2014).

أما Seyferts فتُظهر أعلى كسر من الكشوف ومن التدفقات الراديوية ثنائية الفصوص، بما يشبه مورفولوجيا «إضاءة الحواف» المرصودة في Seyferts القريبة الهادئة راديوياً (مثلاً Kukula et al. 1995; Wrobel 2000). وهي، مع LINERs، من أكثر مصادر العينة لمعاناً، وتوجد في كلا نمطي المجرات لكن بتواتر أعلى في الأنماط المتأخرة. وعلى غرار الاستنتاج في Paper I بخصوص Seyferts، فإن مورفولوجيتها الراديوية المتماثلة (ثنائية الجانب) وارتباطها بالحلزونيات يستحضران «نموذج الدوران» (Wilson & Colbert, 1995; Sikora et al., 2007; Tchekhovskoy et al., 2010; Dotti et al., 2013)، الذي يقترح أن SMBHs في المجرات الحلزونية/القرصية قد تمتلك، في المتوسط، دورانات أخفض من SMBHs في المجرات الإهليلجية العملاقة. وقد فُسرت هذه الحجة على أنها أحد الشروط المحتملة التي تمنع إطلاق نفاثات أسرع في المجرات متأخرة النوع مقارنة بمبكرة النوع، مع أنها ما تزال موضع نقاش واسع.

نرصد عادة نوى مجرات Hii، بدرجات حرارة سطوع 10⁶ K وأحجام دون كيلوبارسك، وهي على الأرجح تمثل انفجارات نجمية نووية مشابهة للمجرات المحلية المكوّنة للنجوم (مثلاً Herrero-Illana et al. 2017). ومع أن هذه الفئة تضم الأجسام الأقل لمعاناً، فإن مجموعة فرعية صغيرة من سبع مجرات Hii ترتبط ببنى نفاثية مضاءة النواة شبيهة بالنفاثات المرصودة في LINERs. ويشير هذا الارتباط إلى وجود SMBH نشط، تطغى عليه بصرياً عملية تشكل النجوم النووية، لكنه قادر على دعم إطلاق نفاثة. وما تزال هذه المجرات المكوّنة للنجوم ذات النوى النشطة منسجمة مع صورة LLAGN (Nagar et al., 2001; Ulvestad & Ho, 2001b). كذلك تمتلك مجرات Hii أعلى نسبة من المورفولوجيات المعقدة والمكونات المتعددة (انظر M 82 وArp 299)، ويرجح ارتباطها بتشكل نجمي منتشر ومصانع للمستعرات العظمى.

لم يُكشف إلا 7 من أصل 28 من ALGs، ولا تكشف إلا 2 منها عن نفاثات واضحة. وترتبط عادة بإهليلجيات ضخمة، وعند كشفها تكون أكثر المصادر لمعاناً. وتشبه خواصها الراديوية وخواص مضيفاتها خواص مجتمع LINER (Baldi & Capetti, 2010). ويتسق غياب نواة ذات خطوط انبعاث واضحة وانخفاض نشاطها الراديوي مع صورة مجتمع من مجرات متطورة ذات SMBHs ساكنة تنشط أحياناً نشاط AGN (Morganti, 2017).

تشير المكونات النووية التي كشفها مسحنا بـ e-MERLIN إلى أن النوى الراديوية على مقاييس بارسكية، التي أمكن الآن فصلها بخلاف المسوح الراديوية السابقة، تمثل الأجزاء الرئيسة والأكثر سطوعاً من المجرة كلها. وفي ثلث النوى يمكن إسناد الانبعاث على الأرجح إلى SMBH مركزي نشط في طور تراكم منخفض و/أو إلى قرص ذي كفاءة إشعاعية منخفضة، كما هو متوقع في LLAGN قادرة على إطلاق نفاثات بارسكية (Ho, 2008; Mezcua & Prieto, 2014). غير أن من الواضح أن النوى الراديوية دون mJy قد تخفي كلاً من تشكل نجمي قوي وSMBH نشط منخفض السطوع (Padovani, 2016)، حتى في طور توهج أو خفوت للتراكم، كما في حالة TDE المرصودة في هدفنا NGC 3690 (Arp 299، Mattila et al. 2018). ولذلك، وبعد فصل نشاط تشكل النجوم عن نشاط SMBH وتقييم أصل الانبعاث الراديوي في مراكز مجراتنا، ستستخدم أوراق LeMMINGs اللاحقة البيانات البصرية والسينية مع أرصادنا الراديوية لمعالجة مسائل فيزيائية فلكية مفتوحة: علاقة القرص بالنفاثة في LLAGN (Merloni et al., 2003)، وإسهام تشكل النجوم (العمليات النجمية والثنائيات السينية XRBs) في نطاق GHz، وإمكان تغير النوى بسبب ظواهر عابرة (Mundell et al., 2009; Alexander et al., 2020).

الشكر والتقدير

يشكر المؤلفون الحكم المجهول على تعليقاته المفيدة التي أسهمت في تحسين المخطوطة. يقر AA وMAPT بالدعم المقدم من MCIU الإسبانية عبر المنحة PGC2018-098915-B-C21، وبالدعم المقدم من وكالة الدولة للبحوث التابعة لـ MCIU الإسبانية عبر جائزة “Center of Excellence Severo Ochoa” لمعهد Instituto de Astrofísica de Andalucía (SEV-2017-0709). ويقر B.T.D بالدعم المقدم من زمالة ما بعد الدكتوراه الإسبانية ‘Ayudas 1265 para la atracción del talento investigador. Modalidad 2: jóvenes investigadores.’ الممولة من Comunidad de Madrid بموجب المنحة رقم 2016-T2/TIC-2039. كما يقر B.T.D بالدعم من منحة ‘Ayudas para la realización de proyectos de I+D para jóvenes doctores 2019.’ الممولة من Comunidad de Madrid وUniversidad Complutense de Madrid بموجب المنحة رقم PR65/19-22417. ويقر J.H.K. بالدعم المالي من برنامج الاتحاد الأوروبي Horizon 2020 للبحث والابتكار، بموجب اتفاقية منحة Marie Skłodowska-Curie رقم 721463 لشبكة SUNDIAL ITN، ومن وكالة الدولة للبحوث (AEI-MCINN) التابعة لوزارة العلوم والابتكار الإسبانية ضمن منحة "The structure and evolution of galaxies and their central regions" ذات المرجع PID2019-105602GB-I00/10.13039/501100011033، ومن مشروع IAC P/300724 الممول من وزارة العلوم والابتكار عبر ميزانية الدولة، ومن إدارة الاقتصاد والمعرفة والتوظيف في جزر الكناري عبر الميزانية الإقليمية للجماعة ذاتية الحكم. يشكر JSG جامعة Wisconsin-Madison ومؤسستها على دعم هذا البحث من خلال كرسي Rupple Bascom. ويقر FS بدعم جزئي من زمالة Leverhulme Trust Research. ويقر CGM بالدعم المقدم من University of Bath ومن Jim وHiroko Sherwin. تعد e-MERLIN مرفقاً وطنياً تديره University of Manchester في Jodrell Bank Observatory بالنيابة عن STFC، وهي جزء من UK Research and Innovation.

توفر البيانات

البيانات التي تستند إليها هذه الورقة متاحة للعامة من أرشيف e-MERLIN. وتتوفر منتجات الصور المعايرة عند طلبها من المؤلف المراسل طلباً معقولاً. وستُستضاف هذه المنتجات، إلى جانب منتجات أخرى لمسح LeMMINGs، علناً بالاقتران مع منشورات قادمة.

أفضل طريقة لإدخال المراجع هي استخدام BibTeX:

الانتماءات

¹ Istituto di Radioastronomia - INAF, Via P. Gobetti 101, I-40129 Bologna, Italy
² School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK
³ Dipartimento di Fisica, Universitá degli Studi d Torino, via Pietro Giuria 1, 10125 Torino, Italy
⁴ INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, via Fosso del Cavaliere 100, I-00133 Roma, Italy
⁵ Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK
⁶ Department of Physics, University of Oxford, Denys Wilkinson Building, Keble Road, Oxford, OX1 3RH, UK
⁷ Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, AL10 9AB, UK
⁸ Departamento de Astrofisica y Ciencias de la Atmosfera, Universidad Complutense de Madrid, E-28040 Madrid, Spain
⁹ Instituto de Astrofisica de Canarias, Via Lactea S/N, E-38205, La Laguna, Tenerife, Spain
¹⁰ Departamento de Astrofisica, Universidad de La Laguna, E-38206, La Laguna, Tenerife, Spain
¹¹ Jeremiah Horrocks Institute, University of Central Lancashire, Preston PR1 2HE, UK
¹² Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory, 43992 Onsala, Sweden
¹³ Instituto de Astrofisica de Andalucía (IAA, CSIC), Glorieta de la Astronomía s/n, 18008-Granada, Spain
¹⁴ Netherlands Institute for Radio Astronomy, ASTRON, Dwingeloo, The Netherlands
¹⁵ UK ALMA Regional Centre Node, Jodrell Bank Centre for Astrophysics
¹⁶ AIM/CEA Paris-Saclay, Université de Paris, CNRS, F-91191 Gif-sur-Yvette, France
¹⁷ Station de Radioastronomie de Nançay, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Univ. Orléans, 18330 Nançay, France
¹⁸ Department of Physics & Astronomy, University College London, Gower Street, London WC1E 6BT, UK
¹⁹ Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison, Madison, Wisconsin, USA
²⁰ Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, 19 J. J. Thomson Avenue, Cambridge CB3 0HE, UK
²¹ Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, AZ 85721-0065, USA
²² George P. and Cynthia W. Mitchell Institute for Fundamental Physics & Astronomy, Texas A&M University, College Station, TX USA
²³ Max-Planck-Institut f’́ur Radioastronomie, Auf dem H’́ugel 69, 53121 Bonn, Germany
²⁴ Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University, P.O. Box 9010, 6500 GL Nijmegen, The Netherlands
²⁵ Department of Physics, Box 41051, Science Building, Texas Tech University, Lubbock, TX 79409-1051, US
²⁶ Department of Physics, University of Bath, Claverton Down, Bath, BA2 7AY, UK
²⁷ International Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab, 670 N. A’ohoku Pl, Hilo, HI 96720 USA
²⁸ Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica, 11F of Astronomy-Mathematics Building,AS/NTU No. 1, Sec. 4, Roosevelt Rd, Taipei 10617, Taiwan, R.O.C
²⁹ Center for Astro, Particle and Planetary Physics, New York University Abu Dhabi, PO Box 129188, Abu Dhabi, UAE
³⁰ School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, UK
³¹ Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, Durham DH1 3LE.

Appendix A البيانات الراديوية

نعرض في الملحق A الصور الراديوية للمجرات المكتشفة من Palomar، وعددها 78 (من أصل 177) والمدروسة هنا: الشكل 6 للمجرات 66 التي حددنا فيها النواة، والشكل 7 للمجرات 15 التي لم نحدد فيها نواة. ويسرد الجدول LABEL:tabdet والجدول LABEL:tabsfr معاملات المصادر للمكونات الراديوية المكتشفة في الصور، للمصادر المحددة وغير المحددة على التوالي. ويعرض الجدول LABEL:contours الكنتورات الراديوية وخواص حزم الاستعادة للخرائط الراديوية لكل المجرات المكتشفة.

Figure 6: خرائط e-MERLIN الراديوية عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. تُعرض لكل مجرة لوحتان: تبين اللوحة العليا الخريطة كاملة الدقة، بينما تبين اللوحة السفلى الخريطة منخفضة الدقة المستحصلة بمقياس استدقاق $uv$ مكتوب داخل اللوحة (بوحدة k$\lambda$)، وكلها على المقياس الفيزيائي نفسه. وتُعرض لأربع مجرات (NGC 3516، NGC 4036، NGC 5322، وNGC 5548) خريطة راديوية ثالثة توافق خريطة أدنى دقة (انظر المقياس ومعاملات الخريطة في الجدول LABEL:contours). وتظهر حزمة الاستعادة على هيئة قطع ناقص ممتلئ في أحد أركان كل خريطة. وترد مستويات الكنتور للخرائط في الجدول LABEL:contours. وتشير العلامات $\times$ إلى مركز المجرة البصري المأخوذ من NED، بينما يحدد الرمز $+$ موضع النواة الراديوية إذا حُددت. وتعرض اللوحات العليا التصنيفات البصرية (LINER وSeyfert وHii وALG) والتصنيفات الراديوية (A وB وC وD وE؛ انظر القسم 4.2 للوصف) للمصادر. وتتاح المجموعات الكاملة للأشكال على الإنترنت.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 6: خرائط e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة والمحددة النواة. انظر الصفحة الأولى من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 7: صور e-MERLIN الراديوية عند 1.5 GHz للمجرات المكتشفة التي لم تُحدد فيها نواة راديوية. تُعرض لكل مجرة لوحتان: تبين اللوحة العليا الخريطة كاملة الدقة، بينما تبين اللوحة السفلى الخريطة منخفضة الدقة المستحصلة بمقياس استدقاق في مستوى uv مكتوب داخل اللوحة (بوحدة k$\lambda$). وتكون خرائط كل مصدر عموماً على المقياس الفيزيائي نفسه. وتظهر حزمة الاستعادة على هيئة قطع ناقص ممتلئ في أحد أركان كل خريطة. وترد مستويات الكنتور في الجدول LABEL:contours. وتشير العلامات $\times$ إلى مركز المجرة البصري المأخوذ من NED، بينما يحدد الرمز $+$ موضع النواة الراديوية إذا حُددت. وتعرض اللوحات العليا التصنيفات البصرية (LINER وSeyfert وHii وALG) والتصنيفات الراديوية (A وB وC وD وE؛ انظر القسم 4.2 للوصف) للمصادر.

Figure 7: صور e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات غير المحددة. انظر الصفحة الأخيرة من هذا الشكل للتفاصيل.

Figure 7: صور e-MERLIN عند 1.5 GHz للمجرات غير المحددة. انظر الصفحة الأخيرة من هذا الشكل للتفاصيل.

Table 7: الخواص البصرية والراديوية للعينة.

Name	RA	DEC	D	Hubble	class	class	LEM	Q	Beam	PA	rms	det	morph	log Lcore	log Ltot
(1)	(2)	(3)	(4)	(5)	(6)	(7)	(8)	(9)	(10)	(11)	(12)	(13)	(14)	(15)	(16)
			Mpc	type	Ho97	BPT			arcsec2	degree	$\mu$Jy/b			erg s-1	erg s-1
NGC 783	02 01 06.61	+31 52 56.8	68.1	SAc	H	H	MISC1	+	0.22$\times$0.12	34.5	53	U	$-$	36.12	$-$
IC 239	02 36 27.82	+38 58 09.1	16.8	SAB(rs)cd	L2::	Ha	TEST	++	0.19$\times$0.12	40.0	63	U	$-$	34.98	$-$
NGC 1003	02 39 17.03	+40 52 21.3	10.7	SA(s)cd	ALG	Hb,c	TEST	++	0.19$\times$0.12	46.5	62	U	$-$	34.58	$-$
NGC 1023	02 40 24.01	+39 03 47.7	10.5	SB(rs)0-	ALG	ALGb	TEST	++	0.19$\times$0.12	42.7	63	U	$-$	34.57	$-$
NGC 1058	02 43 30.01	+37 20 28.7	9.1	SA(rs)c	S2	L	TEST	++	0.21$\times$0.12	41.0	57	U	$-$	34.41	$-$
NGC 1156	02 59 42.85	+25 14 28.4	6.4	IB(s)m	H	H	TEST	++	0.22$\times$0.12	33.5	64	U	$-$	34.15	$-$
NGC 1161	03 01 14.17	+44 53 50.7	25.9	SA0	T1.9:	L	TEST	++	0.18$\times$0.12	55.8	67	I	A	36.57	36.69
NGC 1167	03 01 42.34	+35 12 19.9	65.3	SA0-	S2	L	TEST	++	0.20$\times$0.20	0	2700	I	A	39.65	39.76
NGC 1169	03 03 34.76	+46 23 10.7	33.7	SAB(r)b	L2	Ld	TEST	++	0.20$\times$0.11	48.3	75	U	$-$	35.66	$-$
NGC 1186	03 05 30.85	+42 50 07.7	35.4	SB(r)bc:	H	H	TEST	++	0.18$\times$0.12	52.3	65	I	E	35.91	36.78
NGC 1275	03 19 48.16	+41 30 42.1	70.1	Pec cD	S1.5	Le	TEST	++	1.00$\times$0.33	-41.6	156000	I	A	40.97	41.62
IC 342	03 46 48.51	+68 05 46.0	3.0	SAB(rs)cd	H	H	26	+	0.33$\times$0.20	-57.3	150	unI	$-$	33.86	$-$
IC 356	04 07 46.88	+69 48 44.7	18.1	SA(s)ab pec	T2	Hb	26	+	0.33$\times$0.20	-54.5	113	I	A	35.52	35.74
NGC 1569	04 30 49.19	+64 50 52.5	1.6	IBm	H	H	26	+	0.33$\times$0.20	-50.1	110	unI	$-$	33.18	$-$
NGC 1560	04 32 49.09	+71 52 59.2	3.0	SA(s)d spin	H	H	26	+	0.26$\times$0.17	-53.7	95	I	A	33.78	34.12
NGC 1961	05 42 04.61	+69 22 42.3	53.1	SAB(rs)c	L2	Lf	26	+	0.29$\times$0.18	-35.8	126	I	A	37.15	37.25
NGC 2146	06 18 37.71	+78 21 25.3	17.2	SB(s)ab pec	H	H	26	+	0.27$\times$0.18	-23.7	134	I	E	36.34	36.86
UGC 3714	07 12 32.68	+71 45 01.9	40.9	S? pec	H	H	26	+	0.30$\times$0.19	-17.9	89	U	$-$	35.90	$-$
NGC 2336	07 27 03.66	+80 10 42.0	33.9	SAB(r)bc	L2/S2	L	26	+	0.27$\times$0.20	-11.7	90	U	$-$	35.75	$-$
NGC 2366	07 28 51.85	+69 12 31.1	2.9	IB(s)m	ALG	Hf,g	26	+	0.32$\times$0.19	-11.8	96	U	$-$	33.64	$-$
IC 467	07 30 18.40	+79 52 21.1	27.4	SAB(s)c:	H:	H	26	+	0.26$\times$0.19	-15.7	90	unI	$-$	35.56	$-$
NGC 2403	07 36 51.40	+65 36 09.2	4.2	SAB(s)cd	H	H:f	24	+	0.15$\times$0.15	84.9	97	U	$-$	33.96	$-$
NGC 2549	08 18 58.35	+57 48 10.9	18.8	SA(r)0 spin	ALG	ALGf	24	+	0.16$\times$0.15	-85.9	95	U	$-$	35.26	$-$
NGC 2683	08 52 41.35	+33 25 18.5	5.7	SA(rs)b	L2/S2	L	MISC2	+	0.26$\times$0.18	22.8	48	I	A	34.49	34.65
NGC 2685	08 55 34.75	+58 44 03.9	16.2	(R)SB0+pec	S2/T2:	L	MISC2	+	0.19$\times$0.14	36.4	47	U	$-$	34.82	$-$
NGC 2750	09 05 47.89	+25 26 14.5	38.4	SABc	H	H	28	+	0.19$\times$0.14	33.0	72	unI	$-$	35.76	$-$
NGC 2742	09 07 33.58	+60 28 45.8	22.2	SA(s)c:	H	H	24	+	0.15$\times$0.15	-55.9	88	U	$-$	35.37	$-$
NGC 2770	09 09 33.62	+33 07 24.3	29.6	SA(s)c:	H	H	28	+	0.18$\times$0.13	46.8	61	U	$-$	35.46	$-$
NGC 2768	09 11 37.50	+60 02 14.8	23.7	E6:	L2	Lg	24	+	0.15$\times$0.15	88.6	122	I	A	37.10	37.19
NGC 2776	09 12 14.53	+44 57 17.6	38.7	SAB(rs)c	H	H	MISC2	+	0.21$\times$0.13	32.9	51	U	$-$	35.61	$-$
NGC 2782	09 14 05.12	+40 06 49.1	37.3	SAB(rs)a pec	H	H	MISC2	+	0.24$\times$0.15	31.5	51	I	A	36.79	37.16
NGC 2787	09 19 18.54	+69 12 11.6	13.0	SB(r)0+	L1.9	L	24	+	0.16$\times$0.15	-53.8	141	I	A	36.28	36.41
NGC 2832	09 19 46.88	+33 44 59.4	91.6	E+2:	L2::	Lb	28	+	0.18$\times$0.14	50.3	70	I+unI	A	36.83	37.05
NGC 2859	09 24 18.53	+34 30 47.5	25.4	(R)SB(r)0+	T2:	L	28	+	0.17$\times$0.14	53.2	59	U	$-$	35.31	$-$
NGC 2903	09 32 10.11	+21 30 03.0	6.3	SAB(rs)bc	H	H	28	+	0.19$\times$0.13	30.7	97	U	$-$	34.32	$-$
NGC 2950	09 42 35.12	+58 51 04.4	23.3	(R)SB(r)0	ALG	ALG	24	+	0.15$\times$0.14	53.5	100	U	$-$	35.47	$-$
NGC 2964	09 42 54.23	+31 50 50.2	21.9	SAB(r)bc:	H	H	28	+	0.17$\times$0.16	57.5	90	I	E	36.03	36.97
NGC 2977	09 43 46.80	+74 51 34.9	40.9	SAb:	H	H	24	+	0.16$\times$0.15	-58.3	91	U	$-$	35.91	$-$
NGC 2976	09 47 15.46	+67 54 59.0	2.1	SAc pec	H	H	23	++	0.24$\times$0.19	48.5	74	U	$-$	33.24	$-$
NGC 3003	09 48 36.05	+33 25 17.4	24.4	SAbc?	H	H	28	+	0.17$\times$0.16	82.6	59	U	$-$	35.28	$-$
NGC 2985	09 50 22.23	+72 16 4.0	22.4	R’)SA(rs)ab	T1.9	Lh	24	+	0.16$\times$0.15	-54.9	91	I	A	35.81	36.03
NGC 3031	09 55 33.17	+69 03 55.1	1.4	SA(s)ab	S1.5	Lf,g,h	23	++	0.25$\times$0.21	61.5	178	I	A	35.50	35.54
NGC 3027	09 55 40.63	+72 12 12.8	19.5	SB(rs)d:	H	H	24	+	0.16$\times$0.15	-52.1	95	U	$-$	35.29	$-$
NGC 3034	09 55 52.43	+69 40 46.9	5.2	IA0 spin	H	H	23	++	0.24$\times$0.20	60.1	131	unI	$-$	34.28	$-$
NGC 3043	09 56 14.85	+59 18 25.6	39.1	SAb: spin	H	H	24	+	0.15$\times$0.14	72.4	99	U	$-$	35.91	$-$
NGC 3073	10 00 52.20	+55 37 07.9	19.3	SAB0-	H	Hi	22	+	0.29$\times$0.25	66.6	91	U	$-$	35.26	$-$
NGC 3077	10 03 19.10	+68 44 1.6	2.1	I0 pec	H	H	23	++	0.24$\times$0.19	46.6	88	I+unI	A	33.32	34.35
NGC 3079	10 01 57.80	+55 40 47.2	20.4	SB(s)c spin	S2	Li	22	+	0.30$\times$0.25	64.7	257	I	C	37.27	37.75
NGC 3162	10 13 31.59	+22 44 15.2	22.2	SAB(rs)bc	H	H	16	++	0.20$\times$0.19	-64.6	58	U	$-$	35.19	$-$
NGC 3147	10 16 53.62	+73 24 02.3	40.9	SA(rs)bc	S2	L	23	++	0.23$\times$0.19	51.9	99	I	A	37.36	37.51
NGC 3185	10 17 38.56	+21 41 17.8	21.3	(R)SB(r)0/a	S2:	S	16	++	0.20$\times$0.20	-60.5	58	U	$-$	35.15	$-$
NGC 3190	10 18 05.63	+21 49 55.6	22.4	SA(s)a pec spin	L2	L	16	++	0.20$\times$0.20	-81.0	77	U	$-$	35.32	$-$
NGC 3193	10 18 24.88	+21 53 38.3	23.2	E2	L2:	L	16	++	0.21$\times$0.20	-84.5	59	U	$-$	35.23	$-$
NGC 3245	10 27 18.39	+28 30 26.8	22.2	SA(r)0?	T2:	Hi	16	++	0.19$\times$0.17	39.1	70	I	E	35.71	36.36
IC 2574	10 28 23.62	+68 24 43.4	3.4	SAB(s)m	H	H	23	++	0.24$\times$0.19	46.3	74	U	$-$	33.66	$-$
NGC 3254	10 29 19.92	+29 29 39.2	23.6	SA(s)bc	S2	S	16	++	0.19$\times$0.17	42.4	62	U	$-$	35.27	$-$
NGC 3301	10 36 56.03	+21 52 55.8	23.3	(R’)SB(rs)0/a	L2	Lj	16	++	0.21$\times$0.18	26.8	74	I	A	35.70	35.86
NGC 3310	10 38 45.86	+53 30 11.9	18.7	SAB(r)bc pec	H	H	22	+	0.27$\times$0.23	69.4	101	I	A	35.60	36.20
NGC 3344	10 43 31.15	+24 55 20.0	6.1	(R)SAB(r)bc	H	H	16	++	0.20$\times$0.17	32.1	64	U	$-$	34.11	$-$
NGC 3359	10 46 36.86	+63 13 27.3	19.2	SB(rs)c	H	H	23	++	0.25$\times$0.20	40.6	81	U	$-$	35.21	$-$
NGC 3348	10 47 10.00	+72 50 22.8	37.8	E0	ALG	ALG	23	++	0.23$\times$0.19	56.7	78	I	C	36.59	36.73
NGC 3395	10 49 50.11	+32 58 58.3	27.4	SAB(rs)cd: pec	H	H	MISC2	+	0.24$\times$0.15	37.3	52	U	$-$	35.32	$-$
NGC 3448	10 54 39.20	+54 18 17.5	24.5	IA0	H	H	22	+	0.27$\times$0.22	71.5	86	I	A	35.55	36.35
NGC 3486	11 00 23.87	+28 58 30.5	7.4	SAB(r)c	S2	S	16	++	0.19$\times$0.17	41.0	62	U	$-$	34.26	$-$
NGC 3504	11 03 11.21	+27 58 21.0	26.5	(R)SAB(s)ab	H	H	16	++	0.22$\times$0.19	-77.4	57	I	A	37.30	37.65
NGC 3516	11 06 47.49	+72 34 06.9	38.9	(R)SB(s)0:	S1.2	S	23	++	0.23$\times$0.19	50.9	97	I	C	36.84	36.95
NGC 3556	11 11 30.97	+55 40 26.8	14.1	SB(s)cd spin	H	H	22	+	0.26$\times$0.23	73.1	78	U	$-$	34.92	$-$
NGC 3610	11 18 25.27	+58 47 10.6	29.2	E5:	ALG	ALG	22	+	0.26$\times$0.22	82.7	79	U	$-$	35.56	$-$
NGC 3613	11 18 36.11	+58 00 00.0	32.9	E6	ALG	ALG	22	+	0.26$\times$0.22	80.9	84	U	$-$	35.69	$-$
NGC 3631	11 21 02.87	+53 10 10.5	21.6	SA(s)c	H	H	19	++	0.19$\times$0.15	-45.2	67	U	$-$	35.23	$-$
NGC 3646	11 21 43.08	+20 10 10.4	56.8	SA:(r)bc pec ring	H/T2:	L	12	m	0.62$\times$0.24	-39.2	55	U	$-$	35.98	$-$
NGC 3642	11 22 17.89	+59 04 28.3	27.5	SA(r)bc:	L1.9	Lh	22	+	0.27$\times$0.22	79.9	87	U	$-$	35.55	$-$
NGC 3690	11 28 32.30	+58 33 43.0	40.4	IBm pec	H	H	22	+	0.28$\times$0.21	88.2	184	unI	$-$	36.21	$-$
UGC 6484	11 29 11.76	+57 07 55.4	32.4	SB(rs)c	H	H	22	+	0.26$\times$0.23	78.4	82	U	$-$	35.67	$-$
NGC 3718	11 32 34.85	+53 04 04.5	17.0	SB(s)a pec	L1.9	Lk	20	+	0.33$\times$0.20	4.1	86	I	A	36.78	36.78
NGC 3729	11 33 49.32	+53 07 32.0	17.0	SB(r)a pec	H	H	20	+	0.31$\times$0.20	2.6	86	I	A	35.85	36.34
NGC 3738	11 35 48.79	+54 31 26.0	4.3	IAm	H	H	20	+	0.31$\times$0.19	2.8	78	U	$-$	33.89	$-$
NGC 3735	11 35 57.30	+70 32 08.1	41.0	SAc: spin	S2:	S	23	++	0.23$\times$0.19	52.4	79	I	A	36.24	36.50
NGC 3756	11 36 48.02	+54 17 36.8	23.5	SAB(rs)bc	H	H	20	+	0.31$\times$0.20	-177.7	66	U	$-$	35.29	$-$
NGC 3780	11 39 22.36	+56 16 14.4	37.2	SA(s)c:	L2::	Li	20	+	0.22$\times$0.15	-45.6	80	U	$-$	35.78	$-$
NGC 3813	11 41 18.66	+36 32 48.5	26.4	SA(rs)b:	H	H	13	+	0.20$\times$0.19	38.8	90	U	$-$	35.53	$-$
NGC 3838	11 44 13.76	+57 56 53.6	24.6	SA0/a?	ALG	ALGk	20	+	0.32$\times$0.21	-154.9	84	unI	$-$	35.44	$-$
NGC 3884	11 46 12.18	+20 23 29.9	91.6	SA(r)0/a	L1.9	L	12	m	0.41$\times$0.41	0.0	167	I	A	37.79	37.80
NGC 3900	11 49 09.46	+27 01 19.3	29.4	SA(r)0+	L2:	ALG	12	m	0.50$\times$0.17	-41.7	91	U	$-$	35.63	$-$
NGC 3898	11 49 15.37	+56 05 03.7	21.9	SA(s)ab	T2	Lb,k	20	+	0.30$\times$0.19	-175	75	I	A	35.84	36.11
NGC 3917	11 50 45.43	+51 49 28.8	17.0	SAcd:	T2:	L	19	++	0.19$\times$0.15	-44.1	70	U	$-$	35.04	$-$
NGC 3941	11 52 55.36	+36 59 10.8	18.9	SB(s)0	S2:	Sb	13	+	0.20$\times$0.19	41.1	90	I	A	35.46	35.70
NGC 3945	11 53 13.73	+60 40 32.0	22.5	(R)SB(rs)0+	L2	L	21	++	0.17$\times$0.14	33.5	75	I	C	35.77	35.86
NGC 3953	11 53 48.92	+52 19 36.4	17.0	SB(r)bc	T2	L	19	++	0.19$\times$0.15	-43.8	76	U	$-$	35.07	$-$
NGC 3963	11 54 58.71	+58 29 37.1	42.7	SAB(rs)bc	H	H	20	+	0.24$\times$0.15	-42.8	76	I	A	36.03	36.09
NGC 3982	11 56 28.13	+55 07 30.9	17.0	SAB(r)b:	S1.9	S	20	+	0.18$\times$0.12	-60.6	106	I	A	36.15	36.36
NGC 3992	11 57 35.98	+53 22 28.3	17.0	SB(rs)bc	T2:	Lb,l	19	++	0.19$\times$0.15	-43.9	76	U	$-$	35.07	$-$
NGC 3998	11 57 56.13	+55 27 12.9	21.6	SA(r)0?	L1.9	L	20	+	0.32$\times$0.20	-4.0	272	I	A	37.98	37.98
NGC 4026	11 59 25.19	+50 57 42.1	17.0	SA0 spin	ALG	Lb,m,n	19	++	0.20$\times$0.15	-40.6	83	U	$-$	35.11	$-$
NGC 4036	12 01 26.75	+61 53 44.8	24.6	SA0-	L1.9	L	21	++	0.17$\times$0.14	34.7	74	I	C	35.99	36.94
NGC 4041	12 02 12.20	+62 08 14.0	22.7	SA(rs)bc:	H	H	21	++	0.17$\times$0.15	30.1	71	I	E	35.50	36.51
NGC 4062	12 04 03.83	+31 53 44.9	9.7	SA(s)c	H	H	13	+	0.21$\times$0.19	52.6	85	U	$-$	34.63	$-$
NGC 4088	12 05 34.19	+50 32 20.5	17.0	SAB(rs)bc	H	H	19	++	0.20$\times$0.14	-44.0	81	U	$-$	35.10	$-$
NGC 4096	12 06 01.13	+47 28 42.4	8.8	SAB(rs)c	H	H	19	++	0.20$\times$0.16	-49.5	81	U	$-$	34.53	$-$
NGC 4100	12 06 08.45	+49 34 57.7	17.0	(R’)SA(rs)bc	H	H	19	++	0.20$\times$0.16	-55.9	83	I	A	35.36	35.76
NGC 4102	12 06 22.99	+52 42 39.9	17.0	SAB(s)b?	H	H	19	++	0.20$\times$0.15	-42.9	91	I	E	35.91	37.55
NGC 4111	12 07 03.13	+43 03 56.6	17.0	SA(r)0+: spin	L2	L	15	+	0.40$\times$0.23	16.1	102	I+unI	A	35.41	35.83
NGC 4125	12 08 06.02	+65 10 26.9	24.2	E6 pec	T2	Lb	21	++	0.17$\times$0.13	34.5	73	U	$-$	35.36	$-$
NGC 4136	12 09 17.69	+29 55 39.4	9.7	SAB(r)c	H	H	13	+	0.22$\times$0.20	30.1	90	U	$-$	34.66	$-$
NGC 4138	12 09 29.78	+43 41 07.1	17.0	SA(r)0+	S1.9	L	15	+	0.43$\times$0.24	17.5	125	U	$-$	35.29	$-$
NGC 4143	12 09 36.06	+42 32 03.0	17.0	SAB(s)0	L1.9	L	15	+	0.42$\times$0.20	9.7	117	I	B	36.13	36.22
NGC 4144	12 09 58.60	+46 27 25.8	4.1	SAB(s)cd? spin	H	H	15	+	0.39$\times$0.20	-176.5	115	U	$-$	34.02	$-$
NGC 4145	12 10 01.52	+39 53 01.9	20.7	SAB(rs)d	T2:	Hi	14	++	0.26$\times$0.17	39.3	66	U	$-$	35.18	$-$
NGC 4151	12 10 32.58	+39 24 20.6	20.3	(R’)SAB(rs)ab:	S1.5	S	14	++	0.26$\times$0.16	38.8	201	I	C	37.75	38.35
NGC 4150	12 10 33.65	+30 24 05.5	9.7	SA(r)0?	T2	L	13	+	0.22$\times$0.20	34.3	82	U	$-$	34.62	$-$
NGC 4157	12 11 04.37	+50 29 04.8	17.0	SAB(s)b? spin	H	H	19	++	0.19$\times$0.16	-51.2	76	U	$-$	35.07	$-$
NGC 4162	12 11 52.47	+24 07 25.2	38.5	(R)SA(rs)bc	H	H	12	m	0.57$\times$0.18	-39.3	120	unI	$-$	35.98	$-$
NGC 4169	12 12 18.78	+29 10 45.9	50.4	SA0	S2	S	13	+	0.22$\times$0.20	37.1	88	U	$-$	36.08	$-$
NGC 4183	12 13 16.88	+43 41 54.9	17.0	SA(s)cd? spin	H	H	15	+	0.41$\times$0.19	10.4	96	U	$-$	35.17	$-$
NGC 4203	12 15 05.06	+33 11 50.4	9.7	SAB0-:	L1.9	L	13	+	0.22$\times$0.18	54.7	142	I	A	36.09	36.11
NGC 4214	12 15 39.17	+36 19 36.8	3.5	IAB(s)m	H	H	13	+	0.22$\times$0.19	49.9	80	U	$-$	33.72	$-$
NGC 4217	12 15 50.90	+47 05 30.4	17.0	SAb spin	H	H	15	+	0.46$\times$0.26	8.0	85	I	C	35.23	35.96
NGC 4220	12 16 11.71	+47 52 59.7	17.0	SA(r)0+	T2	L	15	+	0.38$\times$0.21	6.8	83	I	A	35.25	35.72
NGC 4236	12 16 42.12	+69 27 45.3	2.2	SB(s)dm	H	H	21	++	0.16$\times$0.12	25.0	71	unI	$-$	33.27	$-$
NGC 4244	12 17 29.66	+37 48 25.6	3.1	SA(s)cd: spin	H	H	13	+	0.20$\times$0.20	33.7	86	I	A	33.83	33.94
NGC 4242	12 17 30.18	+45 37 09.5	7.5	SAB(s)dm	H::	H:i	15	+	0.42$\times$0.25	8.3	86	unI	$-$	34.42	$-$
NGC 4245	12 17 36.77	+29 36 28.8	9.7	SB(r)0/a:	H	H	12	m	0.56$\times$0.18	-38.9	87	U	$-$	34.64	$-$
NGC 4251	12 18 08.25	+28 10 31.4	9.7	SB0? spin	ALG	ALG	12	m	0.57$\times$0.18	-39.5	90	U	$-$	34.66	$-$
NGC 4258	12 18 57.50	+47 18 14.3	6.8	SAB(s)bc	S1.9	S	15	+	0.42$\times$0.25	-176.3	87	I	A	34.93	35.06
NGC 4274	12 19 50.59	+29 36 52.1	9.7	(R)SB(r)ab	H	Lb,o	12	m	0.55$\times$0.19	-39.3	83	U	$-$	34.62	$-$
NGC 4278	12 20 06.82	+29 16 50.7	9.7	E1+	L1.9	L	12	m	0.32$\times$0.32	-38.8	110	I	A	37.61	37.63
NGC 4291	12 20 18.20	+75 22 15.0	29.4	E	ALG	ALG	21	++	0.16$\times$0.12	26.5	68	U	$-$	35.50	$-$
NGC 4314	12 22 31.82	+29 53 45.2	9.7	SB(rs)a	L2	Ld,p	12	m	0.52$\times$0.20	-38.7	89	U	$-$	34.65	$-$
NGC 4346	12 23 27.94	+46 59 37.8	17.0	SA0 spin	L2::	Lm	15	+	0.39$\times$0.22	6.1	123	U	$-$	35.28	$-$
NGC 4369	12 24 36.20	+39 22 58.8	21.6	(R)SA(rs)a	H	H	MISC1	+	0.19$\times$0.17	78.1	38	I	A	35.18	35.40
NGC 4395	12 25 48.86	+33 32 48.9	3.6	SA(s)m:	S1.8	S	13	+	0.22$\times$0.18	56.2	110	I	A	34.17	34.39
NGC 4414	12 26 27.10	+31 13 24.7	9.7	SA(rs)c?	T2:	Lb,c	12	m	0.49$\times$0.19	-39.8	94	U	$-$	34.68	$-$
NGC 4449	12 28 11.10	+44 05 37.1	3.0	IBm	H	H	14	++	0.24$\times$0.17	35.8	79	U	$-$	33.58	$-$
NGC 4448	12 28 15.43	+28 37 13.1	9.7	SB(r)ab	H	H	11	++	0.23$\times$0.20	53.5	58	U	$-$	34.47	$-$
NGC 4460	12 28 45.56	+44 51 51.2	8.1	SB(s)0+? spin	H	H	14	++	0.25$\times$0.17	34.6	65	U	$-$	34.36	$-$
NGC 4485	12 30 31.13	+41 42 04.2	9.3	IB(s)m pec	H	Hq	MISC1	+	0.19$\times$0.16	69.1	45	U	$-$	34.32	$-$
NGC 4490	12 30 36.24	+41 38 38.0	7.8	SB(s)d pec	H	Hf,g	14	++	0.25$\times$0.16	32.8	66	U	$-$	34.33	$-$
NGC 4494	12 31 24.10	+25 46 30.9	9.7	E1+	L2::	Lm	11	++	0.23$\times$0.20	49.3	67	I	A	34.69	34.92
NGC 4559	12 35 57.65	+27 57 36.0	9.7	SAB(rs)cd	H	H	11	++	0.22$\times$0.20	52.5	61	U	$-$	34.49	$-$
NGC 4565	12 36 20.78	+25 59 15.6	9.7	SA(s)b? spin	S1.9	S	11	++	0.22$\times$0.20	44.4	68	I	A	35.20	35.31
NGC 4589	12 37 25.00	+74 11 30.9	30.0	E2	L2	L	21	++	0.16$\times$0.12	30.9	85	I	C	37.45	37.60
NGC 4605	12 39 59.38	+61 36 33.1	4.0	SB(s)c pec	H	H	21	++	0.17$\times$0.13	46.3	69	U	$-$	33.77	$-$
NGC 4618	12 41 32.85	+41 09 02.8	7.3	SB(rs)m	H	H	14	++	0.25$\times$0.16	33.2	66	U	$-$	34.28	$-$
NGC 4648	12 41 44.39	+74 25 15.4	27.5	E3	ALG	ALG	21	++	0.16$\times$0.12	29.8	70	U	$-$	35.45	$-$
NGC 4631	12 42 08.01	+32 32 29.4	6.9	SB(s)d spin	H	H	11	++	0.21$\times$0.20	77.9	77	unI	$-$	34.30	$-$
NGC 4656	12 43 57.73	+32 10 05.3	7.2	SB(s)m pec	H	H	11	++	0.21$\times$0.20	70.1	74	U	$-$	34.32	$-$
NGC 4750	12 50 07.27	+72 52 28.7	26.1	(R)SA(rs)ab	L1.9	L	21	++	0.16$\times$0.12	27.2	61	I	A	35.84	36.17
NGC 4725	12 50 26.58	+25 30 02.9	12.4	SAB(r)ab pec	S2:	S	11	++	0.21$\times$0.20	70.9	73	U	$-$	34.78	$-$
NGC 4736	12 50 53.06	+41 07 13.7	4.3	(R)SA(r)ab	L2	Lc,r	14	++	0.25$\times$0.16	33.1	91	I	A	34.82	35.29
NGC 4800	12 54 37.80	+46 31 52.2	15.2	SA(rs)b	H	H	14	++	0.24$\times$0.16	33.9	66	U	$-$	34.91	$-$
NGC 4793	12 54 40.62	+28 56 19.2	38.9	SAB(rs)c	H	H	11	++	0.21$\times$0.19	73.5	74	U	$-$	35.78	$-$
NGC 4826	12 56 43.64	+21 40 58.7	4.1	(R)SA(rs)ab	T2	Lb,r	11	++	0.22$\times$0.20	46.4	74	I	A	33.88	34.93
NGC 5012	13 11 37.04	+22 54 55.8	40.4	SAB(rs)c	T2	L	11	++	0.23$\times$0.20	42.5	79	unI	$-$	35.84	$-$
NGC 5033	13 13 27.47	+36 35 38.2	18.7	SA(s)c	S1.5	L	MISC1	+	0.18$\times$0.16	52.7	54	I	A	36.04	36.42
NGC 5204	13 29 36.51	+58 25 07.4	4.8	SA(s)m	H	H	08	m	0.34$\times$0.21	29.8	112	U	$-$	34.14	$-$
NGC 5308	13 47 00.43	+60 58 23.4	32.4	SA0- spin	ALG	ALG	08	m	0.31$\times$0.21	34.2	116	U	$-$	35.82	$-$
NGC 5322	13 49 15.27	+60 11 25.9	31.6	E3+	L2::	Ls	08	m	0.31$\times$0.22	33.0	117	I	B	36.96	37.51
NGC 5354	13 53 26.70	+40 18 09.9	32.8	SA0 spin	T2/L2:	L	MISC1	+	0.19$\times$0.16	67.1	74	I	A	36.94	36.97
NGC 5457	14 03 12.54	+54 20 56.2	5.4	SAB(rs)cd	H	H	08	m	0.36$\times$0.18	19.9	120	U	$-$	34.28	$-$
NGC 5473	14 04 43.23	+54 53 33.5	33.0	SAB(s)0-:	ALG	ALG	08	m	0.36$\times$0.18	20.1	112	U	$-$	35.82	$-$
NGC 5474	14 05 01.61	+53 39 44.0	6.0	SA(s)cd pec	H	H	08	m	0.39$\times$0.20	15.7	124	U	$-$	34.38	$-$
NGC 5485	14 07 11.35	+55 00 06.1	32.8	SA0 pec	L2:	Lt	08	m	0.30$\times$0.30	27.1	178	I	A	36.44	36.44
NGC 5548	14 17 59.53	+25 08 12.4	67.0	(R’)SA(s)0/a	S1.5	S	MISC1	+	0.21$\times$0.14	-161.6	63	I	B	36.96	37.61
NGC 5585	14 19 48.20	+56 43 44.6	7.0	SAB(s)d	H	H	08	m	0.38$\times$0.18	28.5	128	U	$-$	34.53	$-$
NGC 5631	14 26 33.30	+56 34 57.5	32.7	SA(s)0	S2/L2:	Lm	08	m	0.38$\times$0.18	31.0	135	U	$-$	35.89	$-$
NGC 5678	14 32 05.61	+57 55 17.2	35.6	SAB(rs)b	T2	H	08	m	0.39$\times$0.18	34.3	125	U	$-$	35.93	$-$
NGC 6217	16 32 39.20	+78 11 53.4	23.9	(R)SB(rs)bc	H	H	06	+	0.17$\times$0.14	72.4	102	I	A	35.66	36.59
NGC 6207	16 43 03.75	+36 49 56.7	17.4	SA(s)c	H	H	06	+	0.22$\times$0.17	76.6	95	U	$-$	35.19	$-$
NGC 6236	16 44 34.65	+70 46 48.8	23.3	SAB(s)cd	H	H	06	+	0.18$\times$0.15	65.9	85	U	$-$	35.40	$-$
NGC 6340	17 10 24.85	+72 18 16.0	22.0	SA(s)0/a	L2	L	06	+	0.17$\times$0.15	69.8	84	I	A	35.53	36.03
NGC 6412	17 29 37.51	+75 42 15.9	23.5	SA(s)c	H	H	06	+	0.17$\times$0.14	80.9	84	U	$-$	35.40	$-$
NGC 6503	17 49 26.43	+70 08 39.7	6.1	SA(s)cd	T2/S2:	Lr	06	+	0.18$\times$0.14	71.4	100	U	$-$	34.30	$-$
NGC 6482	17 51 48.81	+23 04 19.0	52.3	E:	T2/S2::	Lb	06	+	0.19$\times$0.16	51.3	112	I	A	36.37	36.74
NGC 6643	18 19 46.41	+74 34 06.1	25.5	SA(rs)c	H	H	06	+	0.17$\times$0.15	82.9	84	U	$-$	35.47	$-$
NGC 6654	18 24 07.57	+73 10 59.6	29.5	(R’)SB(s)0/a	ALG	ALG	06	+	0.17$\times$0.15	81.0	87	U	$-$	35.61	$-$
NGC 6689	18 34 50.25	+70 31 26.1	12.2	SAd? spin	H	L	06	+	0.18$\times$0.14	80.2	89	U	$-$	34.85	$-$
NGC 7080	21 30 01.95	+26 43 04.1	64.1	SB(r)b	H	H:	MISC1	+	0.31$\times$0.15	4.3	54	I	A	36.50	36.91

وصف الأعمدة: (1) اسم المصدر؛ (2)-(3) موضعا RA وDEC (J2000.0) من NED، باستخدام صور بصرية أو تحت حمراء؛ (4) المسافة (Mpc) من Ho et al. (1997)؛ (5) النمط المورفولوجي للمجرة كما يورده RC3 (de Vaucouleurs et al., 1991)؛ (6) التصنيف الطيفي البصري بحسب Ho et al. (1997): H=Hii، وS=Seyfert، وL=LINER، وT=جسم انتقالي، وALG=مجرة خطوط امتصاص. ويدل الرقم الملحق بحرف الفئة على نوع AGN (بين 1 و2)؛ أما رتب الجودة فتعطى بالرمزين ’:’ و’::’ للتصنيف غير المؤكد وشديد اللايقين، على التوالي. وتعطى تصنيفات مزدوجة لبعض الحالات الملتبسة، حيث تمثل الخانة الأولى الاختيار المعتمد؛ (7) التصنيف الطيفي البصري اعتماداً على مخططات BPT وعلى الأدبيات. انظر الملاحظات الخاصة بالتصنيف المستند إلى الأدبيات؛ (8) كتلة رصد LeMMINGs؛ (9) جودة البيانات الخام والمعايرة: ‘++’ = ممتازة؛ ‘+’ = جيدة؛ ‘m’ = متوسطة؛ (10) حجم حزمة الاستعادة في الخريطة كاملة الدقة بوحدة ثانية قوسية؛ (11) زاوية PA (بالدرجات) في الخريطة كاملة الدقة؛ (12) rms في الخريطة كاملة الدقة بوحدة $\mu$Jy beam^-1؛ (13) حالة الكشف الراديوي للمصدر: ‘I’ = مكتشف ومحدد النواة؛ ‘U’ = غير مكتشف؛ ‘unI’ = مكتشف لكن النواة غير محددة؛ ’I+unI’ = مكتشف ومحدد النواة مع مصدر/مصادر إضافية مجهولة في الحقل؛ (14) الفئة المورفولوجية الراديوية: A = نواة/نواة–نفاثة؛ B = نفاثة أحادية الجانب؛ C = مصدر ثلاثي؛ D = مصدر ثنائي الفصوص؛ E = نفاثة+معقد (انظر القسم 4.2)؛ (15)-(16) لوغاريتم لمعان النواة الراديوية واللمعان الكلي (erg s^-1). ولتحويل اللمعانات الراديوية من erg s^-1 إلى لمعانات أحادية اللون (W Hz^-1) عند 1.5 GHz، يجب طرح المقدار +16.18 من لوغاريتم اللمعانات المعروضة في الجدول.
ملاحظات: تقابل الحروف المنشورات الآتية: $a$ Keel (1983)؛ $b$ van den Bosch et al. (2015)؛ $c$ Moustakas & Kennicutt (2006)؛ $d$ Florido et al. (2012)؛ $e$ Buttiglione et al. (2010)؛ $f$ Gavazzi et al. (2013)؛ $g$ Heckman (1980)؛ $h$ Balmaverde & Capetti (2013)؛ $i$ SDSS؛ $j$ Gavazzi et al. (2018)؛ $k$ Cazzoli et al. (2018)؛ $l$ Shields et al. (2007)؛ $m$ Nyland et al. (2016)؛ $n$ Serra et al. (2008)؛ $o$ Wegner et al. (2003)؛ $p$ Pismis et al. (2001)؛ $q$ Kennicutt (1992)؛ $r$ Lira et al. (2007)؛ $s$ Baldi & Capetti (2009)؛ $t$ García-Lorenzo et al. (2015).

Table 8: خصائص المصادر المكتشفة والمحددة النواة.

	Full resolution								Low resolution
name	comp	${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$	PAd	rms	$\alpha$(J2000)	$\delta$(J2000)	Fpeak	Ftot		$u-v$	${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$	PAd	rms	Fpeak	morph/size
		arcsec2	deg	mJy/b			mJy/b	mJy		k$\lambda$	arcsec2	deg	mJy/b	mJy/b
NGC 1161	core	0.06$\times$0.01	53.7	0.067	03 01 14.173	44 53 50.66	3.09$\pm$0.07	3.13		500	0.430.26	-53.7	0.066	3.00$\pm$0.07	core (A)
				0.067	03 01 14.242	44 53 50.77	0.22			500	0.690.26	139.8	0.066	0.61$\pm$0.08
	Tot													4.1$\pm$0.2
NGC 1167	core	0.08$\times$0.07	19	2.7	03 01 42.331	35 12 20.30	580.1$\pm$10.0	695		500	0.20$\times$0.10	114	3.1	618$\pm$11	core-jet (A) 1$\mathrm{″}\to$310pc
		0.35$\times$0.14	113	2.7	03 01 42.361	35 12 20.10	49.0$\pm$11.0	121		500			3.1	75
				2.7	03 01 42.226	35 12 21.65	30	121		500	0.18$\times$0.10	113	3.1	20$\pm$5
	Tot													755$\pm$28
NGC 1186	core	0.260.16	134.4	0.065	03 05 30.951	42 50 07.95	0.36$\pm$0.07	0.71		750	0.450.18	129.7	0.067	0.61$\pm$0.07	complex (E) multi-components 2.5$\mathrm{″}\to$423pc
		0.330.11	61.0	0.065	03 05 30.874	42 50 08.08	0.20			750	0.290.16	61	0.067	0.27$\pm$0.07
		0.180.14	150	0.065	03 05 30.965	42.50.07.36	0.22			750	0.320.18	143	0.067	0.29$\pm$0.08
		0.19$\times$0.06	91	0.065	03 05 30.823	42 50 08.86	0.26$\pm$0.08	0.40		750	0.320.17	131	0.067	0.28$\pm$0.08
		0.160.12	48	0.065	03 05 30.796	42 50 08.24	0.34$\pm$0.09	0.38		750	0.390.16	128	0.067	0.31$\pm$0.08
		0.260.06	142	0.065	03 05 30.852	42 50 07.64	0.20			750	0.62$\times$0.04	124	0.067	0.24$\pm$0.08
	Tot													2.7$\pm$0.1
NGC 1275	core	0.21$\times$0.10	143.3	156	03 19 48.161	41 30 42.04	10500$\pm$160	11160		750	0.34$\times$0.13	159	216	105700$\pm$310	core-jet (A) 2$\mathrm{″}\to$664pc
	Tot													47136$\pm$2500
IC 356	core	0.31$\times$ 0.15	126	0.108	04 07 46.890	69 48 44.70	0.56$\pm$0.11	0.43		300	0.40$\times$ 0.31	169	0.070	0.22$\pm$0.07	core (A)
				0.108	04 07 46.953	69 48 45.09	0.36			300	0.72$\times$ 0.56	99	0.070	0.32$\pm$0.08
	Tot													0.93$\pm$0.20
NGC 1560	core	0.20$\times$0.14	27	0.102	04 32 49.008	71 52 59.67	0.37$\pm$0.10	0.64		300	0.49$\times$ 0.03	45	0.075	0.53$\pm$0.04	core (A)
	Tot													0.81$\pm$0.10
NGC 1961	core	0.14$\times$0.08	121	0.126	05 42 04.638	69 22 42.38	2.81$\pm$0.16	3.46		300	0.28$\times$0.08	13.6	0.085	3.12$\pm$0.10	core (A)
	Tot													3.5$\pm$0.2
NGC 2146	core	0.09$\times$0.04	32	0.263	06 18 37.589	78 21 24.25	4.10$\pm$0.27	4.61		300	0.19$\times$0.10	135	0.134	4.23$\pm$0.17	one-sided jet (B) 1.5$\mathrm{″}\to$87pc
		0.56$\times$0.36	152	0.263	06 18 37.771	78 21 23.62	1.75$\pm$0.27	8.87		300	0.72$\times$0.42	68.2	0.131	2.52$\pm$0.06
	Tot													13.7$\pm$1.0
NGC 2683	core	0.240.16	27.1	0.048	08 52 41.302	33 25 18.75	0.53$\pm$0.05	0.56		500	0.330.31	114	0.044	0.46$\pm$0.06	core (A)
		0.280.15	49.2	0.048	08 52 41.266	33 25 19.23	0.21$\pm$0.05	0.21		500	0.370.28	87	0.044	0.24$\pm$0.06
	Tot													0.76$\pm$0.08
NGC 2768	core	0.06$\times$0.05	144	0.186	09 11 37.414	60 02 14.86	12.63$\pm$0.39	14.26		500	0.12$\times$0.05	152	0.180	13.13$\pm$0.26	core (A)
	Tot													15.2$\pm$0.6
NGC 2782	core	0.28$\times$0.09	2.8	0.051	09 14 05.104	40 06 49.23	2.46$\pm$0.07	4.78		750	0.37$\times$0.14	3.2	0.048	2.72$\pm$0.09	core-jet? (A)
	Tot													5.8$\pm$0.1
NGC 2787	core	0.14$\times$0.02	153	0.127	09 19 18.599	69 12 11.64	6.11$\pm$0.28	8.44		750	0.14$\times$0.03	144	0.140	6.64$\pm$0.16	core-jet? (A)
	Tot													8.5$\pm$0.3
NGC 2832	core	0.180.04	21	0.070	09 19 46.851	33 44 59.02	0.45$\pm$0.07	0.69		500	0.25$\times$0.15	6.1	0.086	0.50$\pm$0.09	core (A)
	Tot													0.75$\pm$0.10
NGC 2964	core	0.22$\times$0.12	43.7	0.090	09 42 54.220	31 50 50.34	1.24$\pm$0.09	2.54		500	0.31$\times$0.20	77	0.104	1.32$\pm$0.10	elongated
		0.33$\times$0.25	78	0.090	09 42 54.146	31 50 49.99	0.54$\pm$0.09	2.24		500	0.46$\times$0.21	49.3	0.104	1.05$\pm$0.10	star-forming region? (E) 5.5$\mathrm{″}\to$578pc
				0.090	09 42 54.287	31 50 50.10	0.48			500	0.52$\times$0.32	67	0.104	0.65$\pm$0.10
	Tot													10.8$\pm$0.5
NGC 2985	core	0.11$\times$0.07	87	0.096	09 50 22.184	72 16 44.21	0.72$\pm$0.10	0.75		500	0.28$\times$0.04	83.8	0.113	0.74$\pm$0.11	core (A)
	Tot													1.18$\pm$0.16
NGC 3031	core	0.08$\times$0.04	13	0.334	09 55 33.174	69 03 55.04	90.3$\pm$2.4	97.9		500	0.06$\times$0.04	6	0.370	93.6$\pm$1.0	core (A)
	Tot													98$\pm$5
NGC 3077	core	0.25$\times$0.17	109	0.092	10 03 19.097	68 44 02.37	0.60$\pm$0.09	1.27		500	0.26$\times$0.10	100	0.100	0.74$\pm$0.10	core (A)
		0.34$\times$0.21	152	0.092	10 03 19.122	68 44 02.04	0.27$\pm$0.09	0.73		500	0.48$\times$0.14	6.9	0.100	0.40$\pm$0.10
	Tot													2.1$\pm$0.3
NGC 3079	core	0.25$\times$0.03	168	0.630	10 01 57.806	55 40 47.26	25.2$\pm$0.8	41.1		300	0.40$\times$0.23	159	1.278	31.0$\pm$1.3	triple source (C) 2.5$\mathrm{″}\to$210pc
		0.54$\times$0.22	12.1	0.630	10 01 57.798	55 40 46.32	5.1$\pm$0.8	16.7		300	0.60$\times$0.37	19.4	1.278	9.70$\pm$1.3
		0.43$\times$0.20	144.5	0.630	10 01 57.774	55 40 48.02	5.1$\pm$0.9	10.0		300			1.278	8.0
	Tot													75$\pm$3
NGC 3147	core	0.19$\times$0.07	16	0.137	10 16 53.651	73 24 02.69	7.71$\pm$0.28	10.38		750	0.22$\times$0.08	15	0.122	7.90$\pm$0.28	core (A)
	Tot													10.7$\pm$0.6
NGC 3245	core	0.25$\times$0.21	39	0.070	10 27 18.386	28 30 26.63	0.58$\pm$0.07	1.55		300	0.69$\times$0.32	143	0.046	1.02$\pm$0.06	complex (E) 2.5$\mathrm{″}\to$268pc
		0.43$\times$0.16	81	0.070	10 27 18.406	28 30 26.40	0.30$\pm$0.07	1.03		300				0.25
	Tot													2.6$\pm$0.3
NGC 3301	core	0.240.20	139	0.075	10 36 56.039	21 52 55.51	0.52$\pm$0.08	0.73		750	0.29$\times$0.06	137	0.067	0.52$\pm$0.07	core (A)
	Tot													0.75$\pm$0.13
NGC 3310	core	0.39$\times$0.30	27	0.110	10 38 45.865	53 30 12.06	0.64$\pm$0.11	1.83		750	0.48$\times$0.43	54	0.102	0.66$\pm$0.10	core (A)
	Tot													2.53$\pm$0.38
NGC 3348	core	0.09$\times$0.03	59	0.087	10 47 10.032	72 50 22.67	1.50$\pm$0.09	1.51		750	0.09$\times$0.04	68.3	0.083	1.52$\pm$0.08	triple source (C) 1.2$\mathrm{″}\to$228pc
		0.19$\times$0.06	146	0.087	10 47 09.948	72 50 22.94	0.32$\pm$0.10	0.37		750	0.41$\times$ 0.21	130	0.083	0.34$\pm$0.08
		0.30$\times$ 0.19	121	0.087	10 47 10.104	72 50 22.29	0.28$\pm$0.09	0.36		750	0.450.20	108	0.083	0.32$\pm$0.08
	Tot													2.1$\pm$0.2
NGC 3448	core	0.36$\times$0.09	1.3	0.079	12 54 39.266	54 18 15.73	0.33$\pm$0.08	0.66		300	0.400.29	167	0.092	0.51$\pm$0.09	core + components? (A)
		0.56$\times$0.10	81	0.079	12 54 39.225	54 18 21.05	0.40$\pm$0.08	0.99		300	0.560.37	101	0.092	0.59$\pm$0.09
		0.250.20	63	0.079	12 54 39.258	54 18 21.91	0.42$\pm$0.08	0.43		300			0.092	0.29
	Tot													2.1$\pm$0.2
NGC 3504	core	0.32$\times$0.13	63	0.057	11 03 11.249	27 58 21.47	15.93$\pm$0.50	34.43		500	0.34$\times$0.13	62.4	0.071	20.85$\pm$0.57	core-jet? (A)
	Tot													35.7$\pm$2.0
NGC 3516	core	0.18$\times$0.06	30	0.103	11 06 47.465	72 34 07.26	2.55$\pm$0.12	3.11	{220pt	500	0.18$\times$0.04	25	0.200	2.72$\pm$0.20	twin jets (C) 9$\mathrm{″}\to$1.6kpc
										300	0.12$\times$0.07	44	0.149	2.70$\pm$0.16
		0.97$\times$0.53	3	0.103	11 06 47.555	72 34 09.26	0.39$\pm$0.10	5.11	{220pt	500	2.5$\times$0.81	179	0.200	0.79$\pm$0.21
										300	1.16$\times$0.47	177	0.149	2.70$\pm$0.16
		0.65$\times$0.30	47	0.103	11 06 47.233	72 34 09.13	0.47$\pm$0.10	2.68	{220pt	500	0.68$\times$0.42	37	0.200	0.62$\pm$0.20
										300	0.62$\times$0.39	34	0.149	0.65$\pm$0.17
	Tot													3.26$\pm$0.32
NGC 3718	core	0.330.20	4.6	0.086	11 32 34.852	53 04 04.53	11.62$\pm$0.10	11.65		500	0.490.35	175.8	0.094	11.55$\pm$0.12	core (A)
	Tot													11.7$\pm$0.2
NGC 3729	core	0.42$\times$0.25	103	0.086	11 33 49.382	53 07 32.13	1.37$\pm$0.11	4.17		500	0.44$\times$0.29	122	0.097	2.23$\pm$0.10	core (A)
	Tot													4.2$\pm$0.1
NGC 3735	core	0.22$\times$0.06	8.5	0.088	11 35 57.216	70 32 07.81	0.57$\pm$0.09	0.93		750	0.29$\times$0.17	40	0.085	0.59$\pm$0.09	core (A)
	Tot													1.05$\pm$0.15
NGC 3884	core	0.660.26	138	0.145	11 46 12.181	20 23 29.93	4.09$\pm$0.20	4.10		750	0.480.38	130	0.173	2.63$\pm$0.20	core (A)
	Tot													4.2$\pm$0.2
NGC 3898	core	0.27$\times$0.14	4.8	0.075	11 49 15.236	56 05 04.38	0.80$\pm$0.08	1.31		500	0.42$\times$0.23	152	0.082	0.92$\pm$0.08	core (A)
	Tot													1.5$\pm$0.1
NGC 3941	core	0.25$\times$0.08	94	0.090	11 52 55.368	36 59 11.41	0.45$\pm$0.09	0.79		500	0.250.24	0.0	0.085	0.54$\pm$0.08	core (A)
	Tot													0.79$\pm$0.11
NGC 3945	core	0.190.14	10	0.075	11 53 13.612	60 40 32.13	0.65$\pm$0.08	0.68		300	0.440.39	24	0.083	0.63$\pm$0.08	triple source (C) 1.3$\mathrm{″}\to$122pc
				0.075	11 53 13.675	60 40 31.85	0.23			300	0.790.24	178.9	0.083	0.30$\times$0.08
	Tot													0.8$\pm$0.1
NGC 3963	core	0.240.12	153.4	0.076	11 54 58.738	58 29 36.40	0.33$\pm$0.08	0.35		500	0.670.26	168.6	0.088	0.35$\pm$0.09	core (A)
	Tot													0.38$\pm$0.10
NGC 3982	core	0.230.14	138.2	0.106	11 56 28.140	55 07 30.91	2.73$\pm$0.11	4.30		500	0.15$\times$0.08	172.7	0.106	3.82$\pm$0.11	core (A)
	Tot													4.4$\pm$0.4
NGC 3998	core	0.330.19	175.5	0.272	11 57 56.133	55 27 12.93	113.9$\pm$1.4	114.2		500	0.73$\times$0.32	174	0.136	112.5$\pm$2.4	core (A)
	Tot													114.5$\pm$2.6
NGC 4036	core	0.28$\times$0.03	58.3	0.074	12 01 26.743	61 53 44.56	0.90$\pm$0.08	1.71	{220pt	500	0.340.26	54.5	0.079	1.19$\pm$0.09	twin jets (C) 5$\mathrm{″}\to$500pc
										300	0.440.34	33.7	0.079	1.10$\pm$0.08
	blob W	0.14$\times$0.05	14.8	0.074	12 01 26.478	61 53 44.02	2.41$\pm$0.1	3.36	{220pt	500	0.13$\times$0.02	9.2	0.079	2.97$\pm$0.09
										300	0.440.39	178.9	0.079	3.06$\pm$0.08
	blob E			0.074	12 01 27.135	61 53 45.38	0.30		{220pt	500	0.52$\times$0.22	1.8	0.079	0.60$\pm$0.10
										300	0.54$\times$0.21	179	0.079	0.60$\pm$0.09
	Tot													8.0$\pm$0.2
NGC 4041		0.25$\times$0.12	18	0.071	12 02 12.253	62 08 14.33	0.42$\pm$0.07	0.96		500	0.49$\times$0.31	10.2	0.073	0.63$\pm$0.07	complex (E) 1.3$\mathrm{″}\to$117pc
	core	0.20$\times$0.14	85	0.071	12 02 12.279	62 08 13.94	0.34$\pm$0.07	0.57		500	0.37$\times$0.22	97.1	0.073	0.51$\pm$0.07
		0.200.13	55.7	0.071	12 02 12.352	62 08 13.62	0.27$\pm$0.07	0.29		500	0.350.24	69.1	0.073	0.24$\pm$0.07
		0.190.14	33	0.071	12 02 12.084	62 08 14.45	0.27$\pm$0.07	0.29		500	0.29$\times$0.26	-27.2	0.073	0.24$\pm$0.07
	Tot													3.5$\pm$0.2
NGC 4100	core	0.30$\times$0.09	96.5	0.083	12 06 08.440	49 34 56.46	0.44$\pm$0.08	1.02		750	0.30$\times$0.07	104	0.083	0.53$\pm$0.08	core (A)
	Tot													1.1$\pm$0.1
NGC 4102	core	0.51$\times$0.32	139	0.123	12 06 23.077	52 42 39.76	1.55$\pm$0.14	9.40		500	0.49$\times$0.34	158	0.148	2.26$\pm$0.16	extended star forming region
		0.39$\times$0.27	110	0.123	12 06 23.008	52 42 39.13	0.82$\pm$0.12	3.84		500	0.33$\times$0.33	31	0.148	1.68$\pm$0.15
		0.60$\times$0.36	49	0.123	12 06 23.059	52 42 40.69	0.87$\pm$0.12	7.57		500	0.81$\times$0.39	69	0.148	1.45$\pm$0.17	(E) 3.5$\mathrm{″}\to$238pc
		0.23$\times$0.17	93	0.123	12 06 22.982	52 42 38.56	0.77$\pm$0.13	1.87		500	0.57$\times$0.28	98	0.148	1.26$\pm$0.16
	Tot													68.1$\pm$0.7
NGC 4111	core	0.43$\times$0.14	43	0.102	12 07 03.136	43 03 56.45	0.49$\pm$0.10	0.91		500	0.56$\times$0.36	52	0.110	0.44$\pm$0.11	core (A)
	Tot													1.30$\pm$0.22
NGC 4143	core	0.310.22	20.0	0.117	12 09 36.070	42 32 03.05	2.63$\pm$0.13	2.59		500	0.670.45	26.9	0.117	2.32$\pm$0.14	one-sided jet (B) 1.5$\mathrm{″}\to$117pc
		0.560.17	8.4	0.117	12 09 36.122	42 32 03.16	0.93$\pm$0.12	1.07		500	0.51$\times$0.13	22	0.117	0.96$\pm$0.04
	Tot													3.2$\pm$0.3
NGC 4151		0.53$\times$0.29	86.9	0.201	12 10 32.426	39 24 20.66	10.48$\pm$0.55	51.7		500	0.57$\times$0.30	85.9	0.237	16.77$\pm$0.79	twin jets (C) 4$\mathrm{″}\to$328pc
		0.37$\times$0.21	50.7	0.201	12 10 32.507	39 24 30.88	20.08$\pm$0.73	57.4		500	0.47$\times$0.22	56.0	0.237	29.59$\pm$0.14
		0.22$\times$0.12	73	0.201	12 10 32.542	39 24 21.01	32.5$\pm$1.3	55.0		500	0.53$\times$0.12	79.2	0.237	41.12$\pm$0.63
	core	0.10$\times$0.05	75.3	0.201	12 10 32.582	39 24 21.07	75.99$\pm$0.58	86.2		500	0.14$\times$0.06	76.2	0.237	81.57$\pm$0.34
		0.37$\times$0.20	63	0.201	12 10 32.654	39 24 21.35	8.67$\pm$0.57	24.2		500	0.49$\times$0.25	74.2	0.237	12.11$\pm$0.42
	Tot													302$\pm$12.5
NGC 4203	core	0.08$\times$0.04	0.0	0.115	12 15 05.055	33 11 50.39	7.36$\pm$0.17	7.65		500	0.280.23	0.0	0.115	7.56$\pm$0.18	core (A)
	Tot													7.7$\pm$0.3
NGC 4217	core	0.55$\times$0.07	0.4	0.085	12 15 50.792	47 05 30.70	0.33$\pm$0.09	0.49		300	0.780.36	175	0.110	0.37$\pm$0.11	triple source? (C) 3$\mathrm{″}\to$246pc
				0.085	12 15 50.846	47 05 29.56	0.26			300	1.11$\times$0.47	163	0.110	0.48$\pm$0.07
	Tot													1.74$\pm$0.20
NGC 4220	core	0.26$\times$0.13	4.4	0.087	12 16 11.709	47 52 59.02	0.34$\pm$0.09	0.49		300	0.980.37	169.3	0.101	0.33$\pm$0.10	core + components? (A)
		0.35$\times$0.14	10	0.087	12 16 11.947	47 53 01.89	0.33$\pm$0.09	0.53		300	0.770.39	10	0.101	0.42$\pm$0.10
	Tot													1.02$\pm$0.11
NGC 4244	core	0.21$\times$0.15	158	0.089	12 17 29.764	37 48 26.89	0.39$\pm$0.09	0.63		500	0.39$\times$0.30	165	0.074	0.51$\pm$0.08	core (A)
	Tot													0.51$\pm$0.09
NGC 4258	core	0.27$\times$0.09	170	0.101	12 18 57.503	47 18 14.35	1.03$\pm$0.10	1.29		750	0.27$\times$0.10	11	0.094	1.08$\pm$0.09	core-jet? (A)
	Tot													1.37$\pm$0.19
NGC 4278	core	0.09$\times$0.04	142	0.824	12 20 06.825	29 16 50.73	239.1$\pm$1.8	251		750	0.12$\times$0.05	150	0.974	240.2$\pm$1.7	core (A)
	Tot													254$\pm$4
NGC 4369	core			0.038	12 24 36.273	39 22 58.81	0.12			300	0.40$\times$0.20	52	0.043	0.18$\pm$0.05	core (A)
	Tot													0.30$\pm$0.07
NGC 4395	core	0.14$\times$0.08	114	0.107	12 25 48.876	33 32 48.74	0.64$\pm$0.11	0.84		500	0.19$\times$0.11	59	0.099	0.71$\pm$0.10	core-jet? (A)
	Tot													1.05$\pm$0.16
NGC 4494	core	0.280.20	49	0.067	12 31 24.032	25 46 30.04	0.29$\pm$0.07	0.34		750	0.26$\times$0.23	58	0.071	0.34$\pm$0.07	core (A)
	Tot													0.49$\pm$0.08
NGC 4565	core	0.190.23	63	0.068	12 36 20.780	25 59 15.61	0.93$\pm$0.07	0.94		500	0.21$\times$0.05	59	0.074	0.99$\pm$0.08	core (A)
	Tot													1.2$\pm$0.1
NGC 4589	core	0.16$\times$0.12	37.6	0.085	12 37 24.988	74 11 30.89	17.51$\pm$0.09	18.0		750	0.070.04	0.0	0.200	17.35$\pm$0.06	triple source (C)
		0.15$\times$0.09	92.0	0.085	12 37 25.057	74 11 30.89	2.80$\pm$0.20	4.9		750	0.200.16	0.0	0.200	1.80$\pm$0.12
		0.160.12	30.9	0.085	12 37 24.890	74 11 30.89	1.82$\pm$0.13	1.93		750	0.12$\times$0.09	117	0.200	3.39$\pm$0.15	0.7$\mathrm{″}\to$94pc
	Tot													24.51$\pm$1.59
NGC 4750	core	0.23$\times$0.05	179	0.061	12 50 07.315	72 52 28.64	0.57$\pm$0.06	1.11		500	0.26$\times$0.07	7	0.063	0.80$\pm$0.06	core (A)
	Tot													1.2$\pm$0.1
NGC 4736	core	0.20$\times$0.17	100	0.087	12 50 53.018	41 07 13.53	1.97$\pm$0.10	3.78		500	0.23$\times$0.12	100	0.097	2.62$\pm$0.12	core + components? (A) 2$\mathrm{″}\to$70pc
		0.250.14	31.2	0.087	12 50 53.070	41 07 12.89	0.75$\pm$0.09	0.66		500	0.20$\times$0.05	33.1	0.097	0.68$\pm$0.12
		0.72$\times$0.05	24.4	0.087	12 50 53.076	41 07 14.47	0.57$\pm$0.09	1.53		500	0.670.23	22.8	0.097	0.77$\pm$0.12
	Tot													5.85$\pm$0.15
NGC 4826	core	0.35$\times$0.15	170	0.074	12 56 43.655	21 40 58.58	0.25$\pm$0.07	0.64		300	0.51$\times$0.34	33	0.080	0.67$\pm$0.08	core + components (A) 5$\mathrm{″}\to$230pc
		0.40$\times$0.16	125	0.074	12 56 43.408	21 41 00.88	0.51$\pm$0.07	1.39		300	0.25$\times$0.12	91	0.080	0.74$\pm$0.08
		0.260.19	110	0.074	12 56 43.670	21 41 03.66	0.73$\pm$0.07	0.77		300	0.340.39	122	0.080	0.60$\pm$0.10
	Tot													2.83$\pm$0.14
NGC 5033	core	0.19$\times$0.09	21.1	0.054	13 13 27.471	36 35 37.92	1.73$\pm$0.08	2.90		500	0.17$\times$0.14	15	0.063	2.18$\pm$0.08	core + components? (A) 1.5$\mathrm{″}\to$110pc
		0.15$\times$0.08	44	0.054	13 13 27.523	36 35 38.29	0.52$\pm$0.06	0.77		500	0.17$\times$0.09	49	0.063	0.56$\pm$0.08
		0.580.13	152	0.054	13 13 27.478	36 35 38.02	0.29$\pm$0.07	0.67		500	0.48$\times$0.09	162	0.063	0.38$\pm$0.08
	Tot													4.20$\pm$0.20
NGC 5322		0.74$\times$0.22	154	0.117	13 49 15.170	60 11 29.45	0.38$\pm$0.08	0.83	{220pt	500	0.64$\times$0.28	5.6	0.134	0.52$\pm$0.05	one-sided jet (B) 14.5$\mathrm{″}\to$1.8kpc
										300			0.099	0.6
	core	0.14$\times$ 0.03	0.0	0.117	13 49 15.265	60 11 25.94	5.13$\pm$0.12	5.35	{220pt	500	0.16$\times$0.07	16	0.134	4.90$\pm$0.13
										300	0.19$\times$0.08	4.6	0.099	5.02$\pm$0.11
		0.310.22	0.0	0.117	3 49 15.279	60 11 25.29	1.17$\pm$0.08	1.27	{220pt	500	0.340.16	0.0	0.134	1.26$\pm$0.08
										300	0.66$\times$0.04	156	0.099	1.42$\pm$0.11
		0.37$\times$0.24	116	0.117	13 49 15.278	60 11 24.30	0.51$\pm$0.08	0.98	{220pt	500	0.38$\times$0.17	126	0.134	0.45$\pm$0.05
										300	0.73$\times$0.44	100	0.099	0.74$\pm$0.10
		0.30$\times$0.24	102	0.117	13 49 15.321	60 11 21.81	0.55$\pm$0.06	0.88	{220pt	500	0.57$\times$0.33	30	0.134	0.62$\pm$0.07
										300	0.73$\times$0.41	24	0.099	1.64$\pm$0.10
	Tot													18.1$\pm$0.18
NGC 5354	core	0.07$\times$0.02	44	0.074	13 53 26.713	40 18 09.92	4.47$\pm$0.07	4.78		500	0.300.27	112	0.082	4.52$\pm$0.09	core (A)
	Tot													4.78$\pm$0.10
NGC 5485	core	0.40$\times$0.20	27.1	0.175	14 07 11.345	55 00 05.97	1.43$\pm$0.13	1.27		500	0.46$\times$0.34	13.2	0.178	1.11$\pm$0.08	core (A)
	Tot													1.30$\pm$0.14
NGC 5548	core	0.240.15	176	0.063	14 17 59.540	25 08 12.61	1.14$\pm$0.06	1.40	{220pt	500	0.36$\times$0.18	111.9	0.074	1.19$\pm$0.07	one-sided jet (B) 17$\mathrm{″}\to$5.9kpc
										300	0.23$\times$0.15	-161	0.083	1.21$\pm$0.08
		0.260.16	169	0.063	14 17 59.535	25 08 11.63	0.40$\pm$0.06	0.56	{220pt	500	0.260.22	171.1	0.074	0.55$\pm$0.08
										300	0.25$\times$0.18	140	0.083	0.81$\pm$0.08
				0.063	14 17 59.525	25 08 18.57	0.20		{220pt	500	0.42$\times$0.18	2.9	0.074	0.42$\pm$0.08
										300	0.65$\times$0.30	2.9	0.083	0.76$\pm$0.09
	Tot													5.0$\pm$0.5
NGC 6217	core	0.25$\times$0.15	121	0.102	16 32 39.267	78 11 53.35	0.45$\pm$0.10	1.21		500	0.28$\times$0.17	125	0.108	0.56$\pm$0.11	core + components (A)
		0.31$\times$0.24	120	0.102	16 32 39.546	78 11 52.46	0.33$\pm$0.10	1.29		500	0.36$\times$0.30	161	0.108	0.36$\pm$0.11
				0.102	16 32 39.544	78 11 52.81	0.31			500	0.41$\times$0.31	148	0.108	0.38$\pm$0.11
		0.17$\times$0.22	131	0.102	16 32 39.298	78 11 52.76	0.36$\pm$0.10	0.54		500	0.23$\times$0.06	129	0.108	0.34$\pm$0.11	2$\mathrm{″}\to$176pc
	Tot													3.82$\pm$0.18
NGC 6340	core	0.21$\times$0.08	89	0.086	17 10 24.827	72 18 15.85	0.39$\pm$0.09	1.02		300	0.48$\times$0.11	165	0.120	0.67$\pm$0.12	core (A)
	Tot													1.22$\pm$0.17
NGC 6482	core	0.270.15	64.6	0.069	17 51 48.832	23 04 18.93	0.48$\pm$0.07	0.64		500	0.32$\times$0.22	-73	0.077	0.50$\pm$0.08	core+component (A) 0.8$\mathrm{″}\to$202pc
		0.200.16	31	0.069	17 51 48.835	23 04 19.24	0.45$\pm$0.07	0.49		500	0.18$\times$0.07	147	0.077	0.42$\pm$0.08
	Tot													1.13$\pm$0.11
NGC 7080	core	0.21$\times$0.16	164	0.054	21 30 01.966	26 43 00.96	0.43$\pm$0.05	0.77		500	0.340.18	8.6	0.061	0.38$\pm$0.07	core (A)
	Tot													1.1$\pm$0.1

وصف الأعمدة: (1) اسم المجرة؛ (2) المكون الراديوي: نواة، أو نفاثة، أو فص، أو عقدة، أو مكون غير محدد إذا لم يكن موسوماً (يدل W وE على الغرب والشرق)؛ (3) أبعاد FWHM بعد إزالة التفاف الحزمة (المحور الكبير $\times$ المحور الصغير [ثانية قوسية²]، ${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$) للمكون الملائم، والمحددة من ملاءمة غاوسية إهليلجية في الخريطة الراديوية كاملة الدقة؛ (4) زاوية PA للمكون بعد إزالة التفاف الحزمة، PA_d، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة (بالدرجات)؛ (5) rms في الخريطة الراديوية قرب المكون المحدد من الخريطة كاملة الدقة (mJy/b، mJy beam^-1)؛ (6)-(7) الموضع الراديوي (J2000.0)؛ (8) كثافة تدفق الذروة بوحدة mJy beam^-1، F_peak، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة: وهي تمثل كثافة تدفق النواة الراديوية؛ (9) كثافة التدفق المتكاملة، $F_{tot}$، بوحدة mJy، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة؛ (10) مقياس الاستدقاق $uv$ للخرائط الراديوية منخفضة الدقة بوحدة k$\lambda$؛ (11) أبعاد FWHM بعد إزالة التفاف الحزمة (المحور الكبير $\times$ المحور الصغير [ثانية قوسية²]، ${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$) للمكون الملائم، والمحددة من ملاءمة غاوسية إهليلجية في الخريطة الراديوية منخفضة الدقة؛ (12) زاوية PA للمكون بعد إزالة التفاف الحزمة، PA_d، من الخريطة الراديوية منخفضة الدقة (بالدرجات)؛ (13) rms في الخريطة الراديوية قرب المكون المحدد من الخريطة منخفضة الدقة (mJy beam^-1)؛ (14) كثافة تدفق الذروة بوحدة mJy beam^-1، F_peak، من الخريطة الراديوية منخفضة الدقة. وبالنسبة إلى NGC 5194 نورد كثافات التدفق المتكاملة الكلية للفصوص الراديوية بدلاً من كثافات تدفق الذروة. وفي أسفل كل هدف ترد كثافة التدفق الكلية للمصدر الراديوي المرتبط بالمجرة، بوحدة mJy، مقاسة من الخريطة منخفضة الدقة؛ (15) المورفولوجيا الراديوية (A وB وC وD وE) والحجم بالثواني القوسية وبـ pc (انظر القسم 4.2).

Table 9: خصائص المصادر غير المحددة.

	Full resolution								Low resolution
name	comp	${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$	PAd	rms	$\alpha$(J2000)	$\delta$(J2000)	Fpeak	Ftot		$u-v$	${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$	PAd	rms	Fpeak	morph/size
		arcsec2	deg	mJy/b			mJy/b	mJy		k$\lambda$	arcsec2	deg	mJy/b	mJy/b
IC 342		0.13$\times$0.05	141	0.175	03 46 48.464	68 05 48.41	1.61$\pm$0.18	1.79		500	0.21$\times$0.05	154	0.177	1.35$\pm$0.18	multi-components 5.5$\mathrm{″}\to$100pc, $>$2$\mathrm{″}$ offset
		0.54$\times$0.38	163	0.175	03 46 47.926	68 05 47.28	1.18$\pm$0.18	5.18		500	0.60$\times$0.54	57	0.177	1.69$\pm$0.18
		0.36$\times$0.30	142	0.175	03 46 48.701	68 05 43.83	0.86$\pm$0.18	2.30		500	1.20$\times$0.44	165	0.177	0.60$\pm$0.18
		0.39$\times$ 0.20	137	0.175	03 46 47.884	68 05 44.14	0.94$\pm$0.18	1.11		500	0.46$\times$ 0.30	156	0.177	0.81$\pm$0.18
	Tot													10.2$\pm$0.9
NGC 1569		0.61$\times$0.39	99	0.115	04 30 54.026	64 50 42.62	0.38$\pm$0.11	1.81		300	0.84$\times$0.32	57	0.148	0.95$\pm$0.15	triple source 2$\mathrm{″}\to$14pc, offset $\sim$30$\mathrm{″}$
	core	0.54$\times$0.06	98	0.115	04 30 54.054	64 50.43.01	0.40$\pm$0.11	1.46		300			0.148	0.42
		0.92$\times$0.29	138.0	0.115	04 30 54.131	64 50 43.39	0.38$\pm$0.11	1.81		300	0.88$\times$0.74	89	0.148	0.82$\pm$0.04
	Tot													3.70$\pm$0.40
IC 467		0.18$\times$0.15	41	0.101	07 30 19.115	79 52 25.99	0.44$\pm$0.10	0.69		300	0.44$\times$0.16	136	0.102	0.63$\pm$0.10	offset 5.5$\mathrm{″}$
	Tot													1.0$\pm$0.1
NGC 2750	core?	0.18$\times$0.09	167	0.072	09 05 47.931	25 26 15.32	0.35$\pm$0.07	0.60		500	0.420.22	135	0.055	0.28$\pm$0.07	multi-components 2.2$\mathrm{″}\to$425pc, offset 2$\mathrm{″}$
		0.28$\times$0.07	127	0.072	09 05 47.981	25 26 15.11	0.26$\pm$0.07	0.63		500	0.35$\times$0.20	125	0.055	0.35$\pm$0.07
		0.24$\times$0.05	10.3	0.072	09 05 48.014	25 26 15.86	0.29$\pm$0.07	0.46		500	0.310.22	123	0.055	0.19$\pm$0.07
		0.240.15	91.4	0.072	09 05 47.912	25 26 14.91	0.25$\pm$0.07	0.33		500	0.290.20	101	0.055	0.15$\pm$0.08
		0.07$\times$0.03	21	0.072	09 05 47.883	25 26 15.45	0.23$\pm$0.07	0.24		500	0.270.20	103	0.055	0.21$\pm$0.08
	Tot													1.8$\pm$0.4
NGC 2831	core	0.190.13	44.5	0.086	09 19 45.483	33 44 42.03	2.65$\pm$0.09	2.75		500	0.180.11	56	0.103	2.39$\pm$0.10	NGC 2832 companion
	Tot													3.1$\pm$0.2
NGC 3034	SNR	0.23$\times$ 0.04	0.0	0.131	09 55 55.405	69 40 53.15	1.95$\pm$0.24	2.47		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	2.19$\pm$0.19	multi-components 31.7$\mathrm{″}\to$602pc
	SNR	0.44$\times$0.20	40	0.131	09 55 55.259	69 40 59.91	2.23$\pm$0.15	6.12		750	0.56$\times$0.25	35	0.420	2.23$\pm$0.24
	SNR	0.27$\times$0.16	80	0.131	09 55 55.214	69 40 50.03	3.38$\pm$0.27	7.08		750	0.27$\times$0.21	64	0.420	3.89$\pm$0.27
	SNR	0.14$\times$ 0.08	0.0	0.131	09 55 54.609	69 40 49.99	3.03$\pm$0.25	3.26		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	3.17$\pm$0.26
	SNR	0.24$\times$0.19	132	0.131	09 55 54.460	69 40 51.43	3.88$\pm$0.17	7.56		750	0.25$\times$0.20	133	0.420	4.52$\pm$0.21
		0.51$\times$0.37	168	0.131	09 55 54.097	69 40 46.45	1.47$\pm$0.15	5.73		750	0.42$\times$0.36	177	0.420	1.92$\pm$0.19
	SNR	0.13$\times$0.08	150	0.131	09 55 54.133	69 40 53.58	3.67$\pm$0.16	4.56		750	0.12$\times$0.04	152	0.420	4.01$\pm$0.18
	SNR	0.44$\times$0.24	127	0.131	09 55 53.967	69 40 51.31	2.06$\pm$0.31	8.2		750	0.51$\times$0.30	128	0.420	2.49$\pm$0.34
	SNR	0.14$\times$0.13	97	0.131	09 55 53.880	69 40 47.40	14.38$\pm$0.49	20.0		750	0.17$\times$0.15	90	0.420	15.28$\pm$0.48
	SNR	0.36$\times$ 0.07	0.0	0.131	09 55 53.628	69 40 47.31	1.58$\pm$0.30	2.57		750	0.37$\times$ 0.04	0.0	0.420	1.91$\pm$0.27
	SNR	0.26$\times$0.18	85	0.131	09 55 53.145	69 40 47.96	1.98$\pm$0.31	4.09		750	0.31$\times$0.18	87	0.420	2.23$\pm$0.12
	SNR	0.19$\times$0.14	176	0.131	09 55 53.229	69 40 44.36	2.93$\pm$0.17	4.39		750	0.19$\times$0.12	9	0.420	3.20$\pm$0.24
	SNR	0.16$\times$0.15	2	0.131	09 55 52.991	69 40 45.49	4.26$\pm$0.17	6.36		750	0.15$\times$0.13	14	0.420	4.82$\pm$0.23
	SNR	0.11$\times$0.03	57	0.131	09 55 52.727	69 40 45.77	10.63$\pm$0.25	11.87		750	0.12$\times$0.02	57	0.420	10.83$\pm$0.26
		0.24$\times$ 0.20	0.0	0.131	09 55 52.028	69 40 45.41	22.89$\pm$0.60	20.50		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	22.88$\pm$0.64
	SNR	0.22$\times$0.17	156	0.131	09 55 51.908	69 40 44.54	7.87$\pm$0.51	14.2		750	0.26$\times$0.19	156	0.420	8.69$\pm$0.48
	SN 2008iz	0.22$\times$0.17	156	0.131	09 55 51.551	69 40 45.78	59.00$\pm$0.44	56.22		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	58.61$\pm$0.47
	SNR	0.83$\times$0.34	18	0.131	09 55 51.416	69 40 42.66	2.22$\pm$0.19	17.4		750	0.74$\times$0.34	20	0.420	2.95$\pm$0.20
	SNR	0.41$\times$0.13	22	0.131	09 55 51.386	69 40 41.86	2.99$\pm$0.28	7.03		750	0.66$\times$0.14	22	0.420	2.94$\pm$0.39
	SNR	0.44$\times$0.31	174	0.131	09 55 51.261	69 40 48.17	2.59$\pm$0.22	8.94		750	0.53$\times$0.25	172	0.420	2.95$\pm$0.32
		0.41$\times$0.26	57	0.131	09 55 51.230	69 40 46.42	1.83$\pm$0.27	3.79		750	0.43$\times$0.26	64	0.420	1.81$\pm$0.34
	XS	0.24$\times$ 0.20	0.0	0.131	09 55 50.688	69 40 43.75	16.22$\pm$0.36	15.33		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	16.07$\pm$0.41
	SNR	0.24$\times$ 0.20	0.0	0.131	09 55 50.049	69 40 45.92	3.50$\pm$0.24	3.18		750	0.28$\times$ 0.25	0.0	0.420	3.67$\pm$0.29
	SNR	0.20$\times$0.12	137	0.131	09 55 49.421	69 40 41.43	8.93$\pm$0.15	13.87		750	10.20$\times$0.13	139	0.420	10.20$\pm$0.13
	SNR	0.54$\times$0.34	68	0.131	09 55 49.363	69 40 42.42	2.27$\pm$0.22	11.2		750	0.54$\times$0.43	62	0.420	2.81$\pm$0.32
	SNR	0.31$\times$0.20	81	0.131	09 55 49.061	69 40 41.52	2.51$\pm$0.21	5.61		750	0.36$\times$0.20	80	0.420	2.84$\pm$0.21
	SNR	0.20$\times$0.15	4	0.131	09 55 47.873	69 40 43.72	6.14$\pm$0.15	10.12		750	0.20$\times$0.15	4	0.420	6.94$\pm$0.18
	Tot													206$\pm$15
NGC 3077		0.28$\times$0.19	86	0.090	10 03 18.808	68 43 56.65	1.30$\pm$0.08	2.92		500	0.26$\times$0.19	91	0.101	1.81$\pm$0.10	SNR? 5.6$\mathrm{″}$ offset
	Tot													2.8$\pm$0.2
NGC 3690	Arp299C	0.48$\times$0.28	175	0.201	11 28 30.657	58 33 49.28	1.33$\pm$0.20	7.45		500	0.66$\times$0.40	-68.7	0.236	1.82$\pm$0.24	merging system
	Arp299B	0.25$\times$0.21	59	0.190	11 28 30.987	58 33 40.83	14.1$\pm$0.7	26.10		500	0.27$\times$0.24	79	0.231	15.21$\pm$0.80
	Arp299A	0.52$\times$0.41	131	0.203	11 28 33.631	58 33 46.68	23.14$\pm$0.87	108.8		500	0.52$\times$0.42	129	0.245	31.23$\pm$0.25
	Tot													142$\pm$10
NGC 3838	core	0.340.21	19.3	0.089	11 44 10.854	57 56 53.34	0.99$\pm$0.08	1.03		500	0.450.35	1.2	0.078	0.89$\pm$0.08	offset 23.2$\mathrm{″}$
	Tot													1.1$\pm$0.2
NGC 4111		0.34$\times$0.23	19.1	0.102	12 07 03.614	43 03 55.99	0.55$\pm$0.10	0.78		500	0.57$\times$0.06	19.4	0.110	0.50$\pm$0.11	offset 6$\mathrm{″}$
		0.83$\times$0.32	11.3	0.102	12 07 03.854	43 03 59.58	0.46$\pm$0.10	1.86		500	0.73$\times$0.26	1.4	0.110	0.48$\pm$0.11
	Tot													1.85$\pm$0.13
NGC 4162		0.36$\times$0.27	104	0.175	12 11 54.104	24 06 58.76	2.40$\pm$0.24	5.35		500	0.48$\times$0.22	123	0.233	3.11$\pm$0.27	double source, offset $\gtrsim$30$\mathrm{″}$
		0.480.16	137	0.175	12 11 54.046	24 06 58.47	7.75$\pm$0.28	6.70		500	0.600.23	139	0.233	6.96$\pm$0.24
	Tot													10.2$\pm$1.0
NGC 4236		0.190.12	12.0	0.086	12 16 35.542	69 28 00.57	2.91$\pm$0.20	3.23		500	0.13$\times$0.03	149	0.103	2.98$\pm$0.16	double source, 37.9$\mathrm{″}$ offset
	Tot													3.3$\pm$0.2
NGC 4242	core	0.09$\times$0.06	7.5	0.279	12 17 28.247	45 37 25.11	11.25$\pm$0.30	11.30		300	0.22$\times$0.05	7.4	0.176	10.70$\pm$0.18	double source, 26$\mathrm{″}$ offset
		0.26$\times$0.25	168	0.279	12 17 28.203	47 37 26.13	1.33$\pm$0.28	2.24		300	0.51$\times$0.05	16.0	0.176	1.78$\pm$0.19
		0.42$\times$0.25	8.3	0.279	12 17 28.250	47 37 24.12	1.18$\pm$0.28	1.05		300			0.176	1.2
	Tot													14.7$\pm$0.5
NGC 4631		0.20$\times$0.21	78	0.077	12 42 07.697	32 32 30.08	0.34$\pm$0.08	0.79		500	0.25$\times$0.27	-67.7	0.076	0.40$\times$0.08	offset 3.6$\mathrm{″}$
		0.26$\times$0.02	78	0.077	12 42 07.689	32 32 30.57	0.31$\pm$0.08	0.43		500	0.31$\times$0.21	57.8	0.076	0.28$\times$0.08
	Tot													1.22$\pm$0.18
NGC 5012		0.13$\times$0.07	45	0.079	13 11 37.048	22 54 58.277	0.41$\pm$0.08	0.44		500	0.300.24	31	0.068	0.41$\times$0.07	offset 2.6$\mathrm{″}$
	Tot													0.45$\pm$0.10

وصف الأعمدة: (1) اسم المجرة؛ (2) المكون الراديوي: نواة، أو SNR، أو مصدر سيني [XS]، أو مكون غير محدد إذا لم يكن موسوماً؛ (3) أبعاد FWHM بعد إزالة التفاف الحزمة (المحور الكبير $\times$ المحور الصغير [ثانية قوسية²]، ${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$) للمكون الملائم، والمحددة من ملاءمة غاوسية إهليلجية في الخريطة الراديوية كاملة الدقة؛ (4) زاوية PA للمكون بعد إزالة التفاف الحزمة، PA_d، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة (بالدرجات)؛ (5) rms في الخريطة الراديوية قرب المكون المحدد من الخريطة كاملة الدقة (mJy/b، mJy beam^-1)؛ (6)-(7) الموضع الراديوي (J2000.0)؛ (8) كثافة تدفق الذروة بوحدة mJy beam^-1، F_peak، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة؛ (9) كثافة التدفق المتكاملة، $F_{\mathrm{tot}}$، بوحدة mJy، من الخريطة الراديوية كاملة الدقة؛ (10) مقياس الاستدقاق $uv$ للخرائط الراديوية منخفضة الدقة بوحدة k$\lambda$؛ (11) أبعاد FWHM بعد إزالة التفاف الحزمة (المحور الكبير $\times$ المحور الصغير [ثانية قوسية²]، ${\theta }_{\mathrm{M}}\times {\theta }_{\mathrm{m}}$) للمكون الملائم، والمحددة من ملاءمة غاوسية إهليلجية في الخريطة الراديوية منخفضة الدقة؛ (12) زاوية PA للمكون بعد إزالة التفاف الحزمة، PA_d، من الخريطة الراديوية منخفضة الدقة (بالدرجات)؛ (13) rms في الخريطة الراديوية قرب المكون المحدد من الخريطة منخفضة الدقة (mJy beam^-1)؛ (14) كثافة تدفق الذروة بوحدة mJy beam^-1، F_peak، من الخريطة الراديوية منخفضة الدقة. وفي أسفل كل هدف ترد كثافة التدفق الكلية للمصدر الراديوي المرتبط بالمجرة، بوحدة mJy، مقاسة من الخريطة منخفضة الدقة؛ (15) المورفولوجيا الراديوية، والحجم بالثواني القوسية وبـ pc، والإزاحة عن المركز البصري إن وجدت.

Table 10: مستويات الكنتور الراديوي

name	full resolution			low resolution
	Beam	PA	levels		k$\lambda$	beam	PA	levels
NGC 1161	0.18$\times$0.12	55.8	0.20$\times$($-$1,1,2,4,8,13)		500	0.34$\times$0.18	-39.9	0.50$\times$($-$1,1,2,4,5.5)
NGC 1167	0.20$\times$0.20	0	15$\times$($-$1,1,2.5,5,10,20,30)		500	0.40$\times$0.40	0	8$\times$(-1, 1, 2, 5, 10, 20, 40, 70)
NGC 1186	0.18$\times$0.12	52.3	0.15$\times$($-$1, 1, 2)		750	0.35$\times$0.19	-43.4	0.15$\times$($-$1,1,2,3)
NGC 1275	1.00$\times$0.33	-41.6	600$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8, 16)		750	1.20$\times$0.39	-41.0	1000$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)
IC 342	0.33$\times$0.20	-57.3	0.6$\times$($-$1,1,1.4,2)		500	0.43$\times$0.35	$-$29.5	0.5$\times$($-$1,1,1.3,2,3)
IC 356	0.33$\times$0.20	-54.5	0.25$\times$($-$-1,1,1.5,2)		300	0.62$\times$0.52	5.3	0.20$\times$($-$-1,1,1.5)
NGC 1569	0.33$\times$0.20	-50.1	0.25$\times$($-$1,1,1.5)		300	0.63$\times$0.52	5.0	0.30$\times$($-$1,1,2,2.5,3)
NGC 1560	0.26$\times$0.17	-53.7	0.26$\times$($-$1,1,1.3)		300	0.52$\times$0.41	-174.3	0.23$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 1961	0.29$\times$0.18	-35.8	0.35$\times$($-$1,1,2,4,7)		300	0.53$\times$0.41	17.6	0.28$\times$($-$1,1,2,4,8)
NGC 2146	0.27$\times$0.18	-23.7	0.7$\times$($-$1,1,2,4)		300	0.48$\times$0.38	31.6	0.55$\times$($-$-1,1,2,4,)
IC 467	0.26$\times$0.19	-15.7	0.26$\times$($-$-1,1,1.5)		300	0.45$\times$0.39	50.6	0.30$\times$($-$-1,1,1.5,2)
NGC 2683	0.26$\times$0.18	22.8	0.12$\times$($-$1,1,1.5,3,3.9)		500	0.38$\times$0.33	-57.1	0.11$\times$($-$1, 1, 1.5, 2.1, 3.5)
NGC 2750	0.19$\times$0.14	33.0	0.17$\times$($-$1, 1, 1.5, 1.9)		500	0.40$\times$0.24	-55.3	0.13$\times$($-$1, 1, 1.5, 2.5)
NGC 2768	0.15$\times$0.15	88.6	0.8$\times$($-$1,1,2,4,8,13)		500	0.24$\times$0.21	$-$81	0.9$\times$($-$1,2,4,8,13)
NGC 2782	0.24$\times$0.15	31.5	0.22$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)		750	0.27$\times$0.22	53.8	0.20$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8, 12)
NGC 2787	0.16$\times$0.15	-53.8	0.9$\times$($-$1,1,1.5,3,6)		750	0.20$\times$0.18	$-$47.8	0.8$\times$($-$1,1,1.5,3,6)
NGC 2832	0.18$\times$0.14	50.3	0.19$\times$($-$1, 1, 1.5, 2)		500	0.42$\times$0.24	137.8	0.25$\times$($-$1, 1, 1.5, 2)
NGC 2831	0.18$\times$0.14	50.3	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)		500	0.42$\times$0.24	137.8	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)
NGC 2964	0.17$\times$0.16	57.5	0.24$\times$($-$1, 1, 2, 4)		500	0.47$\times$0.26	-48.5	0.32$\times$($-$1, 1, 2, 3, 4)
NGC 2985	0.16$\times$0.15	-54.9	0.24$\times$($-$1,1,1.5,2,2.5)		500	0.24$\times$0.22	$-$44.5	0.26$\times$($-$1,1,1.5,2,2.7)
NGC 3031	0.25$\times$0.21	61.5	2.9$\times$($-$1,1,2.5,5,15,30)		500	0.32$\times$0.30	$-$69.5	2.9$\times$($-$1,1,2.5,5,15,30)
NGC 3034	0.24$\times$0.20	60.1	0.002$\times$($-$0.5,1,2,4,5, 10,15,20,25,30)		750	0.28$\times$0.25	73.7	0.002$\times$($-$0.5,1,2,4,5, 10,15,20,25,30)
NGC 3077	0.24$\times$0.19	46.6	0.23$\times$($-$1,1,1.5,2,2.7)		500	0.30$\times$0.28	62.3	0.24$\times$($-$1,1,2,3)
NGC 3077∗	0.24$\times$0.19	46.6	0.21$\times$($-$1,1,2,3,5,7)		500	0.30$\times$0.28	62.3	0.23$\times$($-$1,1,2,4,8)
NGC 3079	0.30$\times$0.25	64.7	3$\times$($-$0.8,1,1.5,2,4,8)		300	0.47$\times$0.38	$-$27	4$\times$($-$1,1,2,4,8)
NGC 3147	0.28$\times$0.23	67.5	0.37$\times$($-$1,1,2,4,8,16)		750	0.29$\times$0.25	65.8	0.35$\times$($-$1,1,2,4,8,16)
NGC 3245	0.19$\times$0.17	39.1	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2,3)	{220pt	750	0.22$\times$0.21	86.6	0.18$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
					300	0.49$\times$0.40	$-$49.0	0.15$\times$($-$1, 1, 1.5, 2, 4, 6)
NGC 3301	0.21$\times$0.18	26.8	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2,3)		750	0.23$\times$0.22	60.5	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
NGC 3310	0.27$\times$0.23	69.4	0.3$\times$($-$1,1,1.5,2)		750	0.29$\times$0.26	58.1	0.3$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 3348	0.23$\times$0.19	56.7	0.18$\times$($-$1,1,1.5,2,4,7)		750	0.27$\times$0.24	67.0	0.19$\times$($-$1,1,1.5,2,4,7)
NGC 3448	0.27$\times$0.22	71.5	0.22$\times$($-$1,1,1.5)		300	0.46$\times$0.36	-9.9	0.25$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 3504	0.22$\times$0.19	-77.4	0.22$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64)		500	0.31$\times$0.26	$-$81.7	0.24$\times$($-$1,1,2,4,8,16,32,64)
NGC 3516	0.23$\times$0.19	50.9	0.5$\times$($-$1,1,2,3,6)	{220pt	500	0.30$\times$0.28	78.7	0.5$\times$($-$0.8,1,2,3,4,6)
					300	0.38$\times$0.36	$-$43.0	0.5$\times$($-$1,1,1.5,2,4,6)
NGC 3690 Arp299-B	0.28$\times$0.21	88.2	0.8$\times$($-$0.8,1,2,4,8,16)		500	0.32$\times$0.28	$-$68.7	0.8$\times$($-$0.8,1,2,4,8,16)
NGC 3690 Arp299-A	0.28$\times$0.21	88.2	0.8$\times$($-$0.9,1,2,4,8,16,28)		500	0.32$\times$0.28	$-$68.7	1.1$\times$($-$1,1,2,4,8,16,28)
NGC 3690 Arp299-C	0.28$\times$0.21	88.2	0.7$\times$($-$0.8,1.2,1.5)		500	0.32$\times$0.28	$-$68.7	0.6$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
NGC 3718	0.33$\times$0.20	4.1	0.25$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8, 16, 32)		500	0.50$\times$0.35	-4.7	0.28$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8, 16, 32)
NGC 3729	0.31$\times$0.20	2.6	0.29$\times$($-$1, 1, 2, 4)		500	0.49$\times$0.35	-5.1	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 4, 7)
NGC 3735	0.23$\times$0.19	$-$59.0	0.19$\times$($-$1,1,1.5,2,3)		750	0.27$\times$0.24	68	0.2$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
NGC 3838	0.32$\times$0.21	-155	0.22$\times$($-$1, 1, 2, 4)		500	0.45$\times$0.36	-3.5	0.21$\times$($-$1, 1, 2, 4)
NGC 3884	0.70$\times$0.34	-41.5	0.45$\times$($-$1,1,2,4,8)		750	0.47$\times$0.47	0	0.53$\times$($-$1,1,1.5,3,4.5)
NGC 3898	0.30$\times$0.19	-175	0.21$\times$($-$1, 1, 2, 3)		500	0.47$\times$0.35	-7.2	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 3)
NGC 3941	0.20$\times$0.19	41.1	0.20$\times$($-$1,1,1.5,2)		500	0.25$\times$0.24	37.7	0.20$\times$($-$1,1,1.5,2.3)
NGC 3945	0.17$\times$0.14	33.5	0.19$\times$($-$1,1,1.5,2,3)		300	0.44$\times$0.39	$-$8.2	0.18$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
NGC 3963	0.24$\times$0.15	-42.8	0.20$\times$($-$1, 1, 1.5)		500	0.44$\times$0.35	-5.6	0.20$\times$($-$1, 1, 1.5)
NGC 3982	0.18$\times$0.12	-60.6	0.48$\times$($-$1, 1, 1, 2, 4)		500	0.39$\times$0.29	-7.7	0.34$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)
NGC 3998	0.32$\times$0.20	-4.0	5$\times$($-$0.3, 1, 2, 4, 8, 16)		500	0.50$\times$0.35	-9.8	1$\times$($-$0.4, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 100)
NGC 4036	0.17$\times$0.14	34.7	0.25$\times$($-$1,1,2,3,7)	{220pt	500	0.28$\times$0.27	$-$26	0.27$\times$($-$1,1,2,4,8)
					300	0.43$\times$0.39	$-$8.4	0.20$\times$($-$1,1,2,4,8,14)
NGC 4041	0.17$\times$0.15	30.1	0.15$\times$($-$1,1,1.5,2,3)		500	0.29$\times$0.26	$-$27.2	0.14$\times$($-$1,1,1.5,3,4)
NGC 4100	0.20$\times$0.16	-55.9	0.19$\times$($-$1,1,1.5,2)		750	0.24$\times$0.19	$-$55.1	0.20$\times$($-$1,1,1.5,2,2.3)
NGC 4102	0.20$\times$0.15	-43.2	0.31$\times$($-$1,1,1.5,2,3.5,6)		500	0.27$\times$0.22	$-$39.1	0.30$\times$($-$1,1,2,3,4,6,8)
NGC 4111	0.40$\times$0.23	16.1	0.29$\times$($-$1,1,1.4,1.8)		500	0.53$\times$0.29	16.6	0.26$\times$($-$1,1,1.4,1.8)
NGC 4111∗	0.40$\times$0.23	16.1	0.30$\times$($-$1,1,1.5)		500	0.53$\times$0.29	16.6	0.29$\times$($-$1,1,1.5)
NGC 4143	0.40$\times$0.22	16.0	0.50$\times$($-$1,1,1.5,3,4.5)		300	0.76$\times$0.41	9.9	0.47$\times$($-$1,1,2,3,4)
NGC 4151	0.26$\times$0.16	38.8	1$\times$($-$0.5,1,2,4,9,16, 25,36,49,64)		500	0.34$\times$0.25	47.3	1.1$\times$($-$0.5,1,2,4,9,16, 25,36,49,64)
NGC 4162	0.47$\times$0.19	-43.8	0.9$\times$($-$1,1,1.5,2,3,6)		500	0.58$\times$0.27	$-$41.4	0.7$\times$($-$1,1,1.5,2,3,6)
NGC 4203	0.22$\times$0.18	54.7	0.50$\times$($-$1,1,2,4,8,13)		500	0.28$\times$0.23	59.5	0.60$\times$($-$1,1,2,4,8,11)
NGC 4217	0.46$\times$0.26	8.0	0.2$\times$($-$1,1,1.4)		300	0.73$\times$0.41	7.9	0.26$\times$($-$1,1,1.4,1.8)
NGC 4220	0.38$\times$0.21	9.8	0.21$\times$($-$1,1,1.4)		300	0.73$\times$0.41	$-$174.5	0.21$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 4236	0.16$\times$0.12	25.0	0.40$\times$($-$0.8, 1, 2, 4)		500	0.25$\times$0.22	2.2	0.60$\times$($-$0.8, 1, 2, 4)
NGC 4244	0.20$\times$0.20	33.7	0.20$\times$($-$1,1,1.5)		300	0.38$\times$0.32	6.7	0.20$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 4242	0.42$\times$0.25	8.3	0.70$\times$($-$1,1,1.4,4,8,13)		300	0.78$\times$0.41	6.7	0.80$\times$($-$0.8, 1, 1.5, 2, 4, 8, 13)
NGC 4258	0.42$\times$0.25	-176.3	0.25$\times$($-$1,1,2,4)		750	0.49$\times$0.28	$-$173.9	0.25$\times$($-$1,1,2,4)
NGC 4278	0.32$\times$0.32	0.0	2.5$\times$($-$1,1,2,4,8,16, 32,64)		750	0.38$\times$0.38	0.0	2.3$\times$($-$1,1,2,4,8,16,32,6)
NGC 4369	0.19$\times$0.17	78.1	0.08$\times$($-$1, 1, 1.5)		300	0.47$\times$0.42	-51.6	0.09$\times$($-$1, 1, 1.5, 2)
NGC 4395	0.22$\times$0.18	56.2	0.25$\times$($-$1,1,1.5,2.5)		500	0.27$\times$0.24	70.2	0.25$\times$($-$1,1,1.5,2,2.5)
NGC 4494	0.23$\times$0.20	49.3	0.13$\times$($-$1,1,2)		750	0.26$\times$0.23	57.6	0.11$\times$($-$1,1,2,3)
NGC 4565	0.22$\times$0.20	44.4	0.26$\times$($-$1,1,2,3,4)		500	0.28$\times$0.27	69.1	0.22$\times$($-$0.8,1,2,3,4)
NGC 4589	0.16$\times$0.12	30.9	0.65$\times$($-$1,1,2,4,8,16)		750	0.20$\times$0.16	20.9	0.70$\times$($-$1,1,2,4,8,16)
NGC 4631	0.21$\times$0.20	77.9	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2)		500	0.27$\times$0.25	$-$67.7	0.18$\times$($-$1,1,2)
NGC 4750	0.16$\times$0.12	27.2	0.15$\times$($-$1,1,2,3)		500	0.25$\times$0.22	$-$5.9	0.15$\times$($-$0.8,1,2,3,5)
NGC 4736	0.25$\times$0.16	33.1	0.30$\times$($-$1, 1, 1.5, 3, 6)		500	0.34$\times$0.24	45.2	0.40$\times$($-$1, 1, 1.5, 3, 6)
NGC 4826	0.22$\times$0.20	46.4	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2,3)		300	0.39$\times$0.34	$-$42.0	0.18$\times$($-$1,1,2,3,4)
NGC 5012	0.23$\times$0.20	42.5	0.18$\times$($-$1,1,1.5,2)		750	0.29$\times$0.26	48.5	0.17$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 5033	0.18$\times$0.16	52.7	0.19$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)		500	0.30$\times$0.26	-50.6	0.20$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8)
NGC 5322	0.31$\times$0.22	33.0	0.27$\times$($-$1,1,1.5,2,4,10)	{220pt	500	0.40$\times$0.31	17.7	0.34$\times$($-$1,1,1.5,2,4,10)
					300	0.44$\times$0.38	$-$169	0.30$\times$($-$1,,1,1.5,2,4,10)
NGC 5354	0.19$\times$0.16	67.1	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8,14)		500	0.31$\times$0.26	-62.4	0.30$\times$($-$1, 1, 2, 4, 8,14)
NGC 5485	0.40$\times$0.20	27.1	0.44$\times$($-$1, 1, 1.5, 2, 3)		500	0.46$\times$0.34	13.2	0.35$\times$($-$1,1,1.5,2,3)
NGC 5548	0.21$\times$0.14	-161.6	0.20$\times$($-$1,1,1.5,3,5)	{220pt	500	0.26$\times$0.22	11.2	0.20$\times$($-$1,1,2,4)
					300	0.35$\times$0.34	$-$21.2	0.25$\times$($-$1,1,1.4,2.2,3.2,5)
NGC 6217	0.17$\times$0.14	72.4	0.23$\times$($-$1,1,1.5,2)		500	0.25$\times$0.23	115	0.23$\times$($-$1,1,1.5,2)
NGC 6340	0.17$\times$0.15	69.8	0.22$\times$($-$1,1,1.5,2)		300	0.37$\times$0.32	$-$21.6	0.25$\times$($-$1,1,1.8,2.7)
NGC 6482	0.19$\times$0.16	64.6	0.16$\times$($-$1, 1, 1.6, 2.6)		500	0.28$\times$0.21	-73.1	0.17$\times$($-$1, 1, 2, 2.8)
NGC 7080	0.31$\times$0.15	4.3	0.16$\times$($-$1,1,2.5)		500	0.32$\times$0.21	9.6	0.16$\times$($-$1,1,1.8)

وصف الأعمدة: (1) اسم المصدر؛ (2) العرض عند نصف القيمة العظمى FWHM لحزمة الاستعادة الغاوسية الإهليلجية في الخرائط كاملة الدقة، بوحدة ثانية قوسية² (الشكل 6)؛ (3) زاوية PA لحزمة الاستعادة (بالدرجات) في الخرائط كاملة الدقة؛ (4) مستويات الكنتور الراديوي (mJy beam^-1) في الخرائط كاملة الدقة؛ (5) معامل مقياس uvtaper بوحدة k$\lambda$ للخرائط الراديوية منخفضة الدقة (المجموعات الكاملة للأشكال موجودة في البيانات التكميلية على الإنترنت)؛ (6) FWHM لحزمة الاستعادة الغاوسية الإهليلجية في الخرائط منخفضة الدقة، بوحدة ثانية قوسية² (المجموعات الكاملة للأشكال موجودة في البيانات التكميلية على الإنترنت)؛ (7) زاوية PA لحزمة الاستعادة (بالدرجات) في الخرائط منخفضة الدقة؛ (8) مستويات الكنتور الراديوي (mJy beam^-1) في الخرائط منخفضة الدقة. وتحدد العلامة $\ast$ المصدر الراديوي الثانوي المكتشف في حقل الهدف الرئيس.