Deep GMRT 150 MHz observations of the LBDS-Lynx region: Ultra-Steep Spectrum Radio Sources
C. H. Ishwara-Chandra, S. K. Sirothia, Y. Wadadekar, S. Pal, R. Windhorst
aa r X i v : . [ a s t r o - ph . C O ] F e b Mon. Not. R. Astron. Soc. , 1– ?? (2009) Printed 1 September 2018 (MN L A TEX style file v2.2)
Deep GMRT 150 MHz observations of the LBDS-Lynxregion: Ultra-Steep Spectrum Radio Sources
C. H. Ishwara-Chandra , ⋆ , S. K. Sirothia † , Y. Wadadekar ‡ , S. Pal § , R. Windhorst ¶ National Centre for Radio Astrophysics, TIFR, Post Bag No. 3., Ganeshkhind, Pune 411007, India Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, Post Bag 4, Ganeshkhind, Pune 411007, India International Centre for Radio Astronomical Research, University of Western Australia, 35 Stirling Highway, WA, 6009, Australia School of Earth & Space Exploration, Arizona State University P.O. Box 871404 Tempe, AZ 85287-1404, USA
ABSTRACT
It has been known for nearly three decades that high redshift radio galaxies exhibitsteep radio spectra, and hence ultra-steep spectrum radio sources provide candidatesfor high-redshift radio galaxies. Nearly all radio galaxies with z > ′ deep ′ fields which are well studied at higher radio frequenciesand in other bands of the electromagnetic spectrum, with an aim to detect candidatehigh redshift radio galaxies. In this paper we present results from the deep 150 MHzobservations of LBDS-Lynx field, which has been already imaged at 327, 610 and 1412MHz with the Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) and at 1400 and 4860MHz with the Very Large Array (VLA). The 150 MHz image made with GMRT hasa rms noise of ∼ ∼ ′′ × ′′ . It is the deepestlow frequency image of the LBDS-Lynx field. The source catalog of this field at 150MHz has about 765 sources down to ∼
20% of the primary beam response, coveringan area of about 15 degree . Spectral index was estimated by cross correlating eachsource detected at 150 MHz with the available observations at 327, 610, 1400 and 4860MHz and also using available radio surveys such as WENSS at 327 MHz and NVSSand FIRST at 1400 MHz. We find about 150 radio sources with spectra steeper than1. About two-third of these are not detected in Sloan Digital Sky Survey, hence arestrong candidate high-redshift radio galaxies, which need to be further explored withdeep infra-red imaging and spectroscopy to estimate the redshift. Key words: galaxies: active - galaxies: high-redshift - radio continuum: galaxies
Since powerful radio sources reside in massive ellipticals(Best et al. 1998), finding radio galaxies at high redshiftsis important to understand the radio evolution of galax-ies. It had been noticed in the early 80’s that the fractionof radio sources that can be optically identified is lowerby a factor of 3 or more for steep spectrum radio sources ⋆ E-mail: [email protected] † E-mail:[email protected] ‡ E-mail:[email protected] § E-mail:[email protected] ¶ E-mail:[email protected] ( α > S ν ∝ ν − α ; Tielens, Miley & Wills, 1979, Blumen-thal & Miley, 1979; Gopal-Krishna & Steppe, 1981), suggest-ing that the radio sources with steeper spectra at decimeterwavelengths are more distant compared to the ones with nor-mal spectra (1 > α > . c (cid:13) C. H. Ishwara-Chandra et al. of them were discovered through the radio spectral index -redshift correlation. Thus, this is the most efficient methodto find HzRGs.In addition to constraining models of formation andevolution of massive galaxies, HzRGs can also be used tostudy the environment at those epochs. Deep radio polari-metric observations of several HzRGs have shown large ro-tation measures (RM) of the order of thousands of rad m − ∼ ′′ ) and better sensitivity ( ∼ α > >
65 mJy at 150 MHz.Our experience with GMRT at 150 MHz shows that it is pos-sible to reliably detect sources more than 10 times fainterthan this value. The large field of view of GMRT also enablesus to detect close to thousand radio sources in a single point-ing. Encouraged by this, we have started a programme toobserve several carefully chosen deep fields at 150 MHz withGMRT with an aim to detect steep spectrum radio sourcesto flux density levels much fainter than that of known high-redshift radio sources (see Section 2). As the sample at lowradio frequencies goes deeper, the available surveys at higherradio frequencies such as FIRST won’t be deep enough toget the spectral index estimates, particularly for steep spec-trum sources. For example, from the present work, it is seenthat if we use only the FIRST catalogue, 37% of the sourcesbelow 18 mJy at 150 MHz (which corresponds to 1 mJy at1.4 GHz for a spectral index of 1.3) do not have counter partsin FIRST as against 9% for stronger sources. This limitationcan be addressed by deeper surveys of this region at higherradio frequencies. Therefore, we have chosen the well known deep fields because significant amount of data already existfor them at higher radio frequencies and in the optical andinfrared bands. These deep observations will allow us to esti-mate the spectral index for faint sources which are below thedetection limit of NVSS or FIRST. The deep optical datawill help to estimate the redshifts and eliminate nearby andknown objects among the steep spectrum sources. Whereverneeded, additional deep observations with the GMRT at 610MHz will be obtained for a better estimate of radio spectra.In addition to the steep spectrum radio sources, this kind ofsurvey will also help us to understand the evolution (LogN-LogS) and spectral index properties of faint radio sources,to detect low-power FRI sources, relic emission and largeangular size radio sources.In this paper we present deep 150 MHz radio observa-tions of the LBDS-Lynx field with the GMRT with the pri-mary aim of detecting steep spectrum radio sources whichare candidate HzRGs. The Leiden-Berkeley Deep Survey(LBDS) in the Lynx area (Windhorst et al. 1984) was carriedout in the mid eighties to better understand the nature offaint radio sources and their cosmological evolution. Multi-band optical data were obtained with the Kitt Peak Mayall4m telescope and subsequently deep radio observations werecarried out at 327 MHz and 1412 MHz with WSRT, com-plimented by 1400 MHz and 4860 MHz imaging with theVLA (Windhorst et al 1984, 1985, Oort, 1987, Oort et al.1988). These radio observations showed a moderate increasein the number of radio sources below ∼ α >
1) were mostly unidentified in the op-tical 4m telescope images, once again indicating that theywere likely to be very distant.The sources we detected at 150 MHz with the GMRTwere compared with the deep observations of this region at327, 610 and 1412 MHz with the WSRT and at 4860 MHzwith the VLA. We have also used the available cataloguessuch as WENSS at 327 MHz and NVSS and FIRST at 1400MHz to estimate spectral indices. We identify about 150steep spectrum radio sources from this field. About two-third of them are not detected to the limit of SDSS, henceare strong candidate HzRGs. In Section 2, we present sup-porting arguments for reviving the search for HzRGs usingthe steep spectrum technique. Observations, data analysisand the data obtained are presented in Section 3. Resultsand discussions are presented in Section 4 and concludingremarks in Section 5.
The method to find HzRGs using the correlation betweensteep radio spectrum and high redshift of the radio galaxy isthe most efficient technique to discover HzRGs (e.g: Pedani,2003; de Breuck et al. 2000). Till date about 45 radio galax-ies have been discovered with z > c (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field F l u x den s i t y a t M H z ( m Jy ) Redshift
Figure 1.
The 150 MHz flux densities of known HzRGs, extrap-olated using the available spectral index and flux density mea-surements. The dotted line at the bottom indicates the observed150 MHz flux density corresponding to the rest-frame FRI/FRIIbreak luminosity. The dashed horizontal line is the GMRT detec-tion limit from the present 150 MHz observation. It is clear fromthis figure that a large number ’normal population’ of FRIIs, thatare 10 to 100 times less luminous than the known HzRGs are yetto be discovered.
Miley & de Breuck (2008) in their review have provided atable of all known HzRGs with redshift more than 2. Wehave independently surveyed the literature for an update onall HzRGs with redshift more than 3, which is provided inTable 1. A total of 47 galaxies are listed in the table, which isarranged as follows: Column 1: Source Name; Column 2: red-shift; Column 3: radio spectral index (in a few cases wherethe spectral index was not known, we have assumed a valueof 1); Column 4: observed flux density at 1.4 GHz; Column5: estimated flux density at 150 MHz using the spectral in-dex and the 1.4 GHz flux density, given in Columns 3 and4; Column 6: Reference.In order to understand whether the known HzRGs rep-resent typical FRII radio sources at high-redshifts, or thehighest luminosity sources in that category, we have com-puted the expected flux density at 150 MHz correspondingto the FRI/FRII break luminosity (assuming standard cos-mological parameters of Ω m of 0.27, Ω vac of 0.73 and H o of 71 kms − Mpc − ; Bennett et al. 2003). We assume herethat the FRI/FRII break luminosity does not evolve signifi-cantly with redshift. At a redshift of 3, the FRI/FRII breakluminosity corresponds to a flux density of ∼ ∼ ∼ M of 0.27. It is clear from the figurethat nearly all of the known HzRGs are two to three ordersof magnitude more luminous than the FRI/FRII break lumi-nosity. This is largely due to selection effects because nearlyall the searches for steep spectrum radio sources use skysurveys such as WENSS and SUMSS (Mauch et al. 2003) at Table 1.
Known HzRGs till date, discovered mostly using ultrasteep spectrum technique.Source Name z α S S RefmJy mJyB30032+412 3.658 1.16 102 1330 Jar01NVSSJ012142+132058 3.516 1.37 55.4 1150 deB01B20140+32 4.413 1.17 91.5 1220 Raw91NVSSJ020510+224250 3.5061 1.37 58.4 1212 deB00NVSSJ021308-322338 3.976 0.90 30.4 223 deB06NVSSJ023111+360027 3.079 1.30 44.3 788 deB00PMNJ0253-2708 3.16 1.03 273.3 2673 McC96RCJ0311+0507 4.514 1.31 473.0 8597 Kop06PKS0315-257 3.1307 1.05 424.0 4334 McC90NVSSJ033953-232136 3.49 1.00 ∗ ∗ ∗ ∗ ∗ The radio spectral index measurements were not avail-able; so a spectral index of 1 was assumed.References:
Jar01:
Jarvis et al. 2001; deB01: de Breuck et al.2001;
Raw91:
Rawlings et al. 1991; deB00: de Breuck et al. 2000; deB06: de Breuck et al. 2006;
McC96:
McCarthy et al. 1996;
Kop06:
Kopylov et al. 2006;
McC90:
McCarthy et al. 1990;
Cac00:
Caccianiga et al, 2000; deB02: de Breuck et al. 2002;
Cha96:
Chambers et al. 1996;
Cru06:
Cruz et al. 2006;
Cru07:
Cruz etal. 2007;
Lil88:
Lilly, 1988; van99: van Breugel et al. 1999;
Bro06:
Brookes et al. 2006;
Bor07:
Bornancini et al. 2007;
Bry09:
Bryantet al. 2009;
Raw90:
Rawlings et al. 1990;
Rot97:
Rottgering etal. 1997;
Lac94:
Lacy et al. 1994;
Jar09:
Jarvis et al. 2009;
Vil99:
Vilani et al. 1999;
Lac99:
Lacy et al. 1999;
Ste99:
Stern et al.1999; deB06: de Breuck et al. 2006;
Per05:
Perez-Torres et al.2005.c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al. low radio frequencies and NVSS at higher radio frequencies.This selection is biased towards stronger radio sources. Themedian flux density at 1400 MHz of the known HzRGs is ∼
70 mJy and the corresponding flux density at 150 MHz is ∼ ∼ >
4, this evidence became suspect (Jarviset al 2001). The radio luminosity function (RLF) of HzRGsindicate that at luminosities 10 to 100 times lower than theknown HzRGs, we could expect at least a 10 fold increasein space density of the radio sources beyond the redshift of3 (Waddington et al. 2001).Systematic efforts are needed to find this population ofradio galaxies, which are not at the brightest end of the radioluminosity function. As mentioned earlier, the most efficientmethod to find high-redshift radio galaxies is through thesteep spectrum selection. This large gap, can thus be filledby searching for steep spectrum sources using deep radioobservations at low frequencies. The present observation ofthe LBDS field at 150 MHz with the GMRT has an rmsnoise of ∼ & for half-power beamwidth and 15degree to the 20% of the peak primary beam response ina given pointing. A source at the threshold of detection inthe FIRST survey will have a flux density of >
10 mJy at150 MHz for a spectral index steeper than 1. Compared tothe 150 MHz flux densities of known HzRGs, this value isclose to two orders of magnitude fainter. In the present caseof LBDS-Lynx field, deep observations exist at 327, 610 and1400 MHz, which allowed us to obtain reliable spectral indexestimates for sources as faint as 7 mJy at 150 MHz. Usingour observations, we have obtained about 100 radio sourceswith spectral index steeper than 1 having no optical coun-terparts in the SDSS. The median 150 MHz flux density forthese sources is ∼
110 mJy, which is an order of magnitudefainter than the median flux density at 150 MHz for knownHzRGs.
The 150 MHz observations of the LBDS-Lynx field cen-tered at RA=08h41m46s and DEC=+44d46 ′ ′′ (J2000)were carried out with the Giant Metrewave Radio Telescope(GMRT) on December 11, 2006 using a bandwidth of 16MHz, between local midnight to morning in order to reducethe radio frequency interference (RFI). The GMRT consistsof 30 antennas, each of 45 meter diameter located 90 kmfrom Pune, India and operates at five frequency bands from150 MHz to 1450 MHz (Swarup et al. 1991). For determin-ing the flux density scale, standard flux calibrators (3C147 GMRT 153 MHz Levs = 2.5 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32, 45, 64) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 46 00 45 30 00 44 30 00 43 30 0045 201510050044 5550
Figure 2.
A portion of the 150 MHz image of LBDS field obtainedwith the GMRT. The rms noise in the image is ∼ ∼ ′′ × ′′ with position angle of 27 ◦ . and 3C286) were observed and their flux densities at 150MHz was estimated using the Perley-Taylor scale (Perley &Taylor 1991). From the estimate of median spectral indexof the sources in the field (0.78), which was close to the ex-pected value (e.g: Oort, Steemers & Windhorst, 1988), weinfer that the error in the flux density scale is .
10% at150 MHz. The data were recorded in the spectral line modewith 256 channels of 62.5 kHz bandwidth per channel at150 MHz to minimise the effect of bandwidth smearing. Aphase calibrator was observed for five minutes for every 30minutes of on source observation. The data were analysedusing
AIPS++ (v1.9;build σ threshold. Residual er-rors above 5 σ were also flagged after a few rounds of imagingand self-calibration. The final image was made after severalrounds of phase self-calibration, and one round of amplitude-and-phase self-calibration, where the data were normalizedby the median gain found for the entire data. The primarybeam correction was applied to the final image. The finalrms noise achieved at 150 MHz near the center of the fieldin a source free region was ∼ ∼ ′′ × ′′ at position angle of 27 ◦ . A portion ofthe image is presented in Figure 2. c (cid:13) , 1–, 1–
AIPS++ (v1.9;build σ threshold. Residual er-rors above 5 σ were also flagged after a few rounds of imagingand self-calibration. The final image was made after severalrounds of phase self-calibration, and one round of amplitude-and-phase self-calibration, where the data were normalizedby the median gain found for the entire data. The primarybeam correction was applied to the final image. The finalrms noise achieved at 150 MHz near the center of the fieldin a source free region was ∼ ∼ ′′ × ′′ at position angle of 27 ◦ . A portion ofthe image is presented in Figure 2. c (cid:13) , 1–, 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field h m h m h m h m h m h m h m h m o o o o o J2000 Right Ascension J D ec li n a ti on GMRT 153 MHz327 MHz610 MHzW-1412 MHzO-1412 MHz1462 MHz4860 MHz
Figure 3.
Coverage of different existing deep observations ofLBDS field at 327, 610, 1412 and 1465 MHz with respect to theGMRT field of view. One set of observations at 1412 MHz covera much smaller area but are deeper compared to another set ofobservation at 1412 MHz. WENSS, NVSS and FIRST cover thefull area of our 150 MHz coverage. They are not indicated in thisfigure (Also see Table 2)
Table 2.
Summary of radio observations and number of radiosources available in the LBDS-Lynx area, within 20% of the pri-mary beam of GMRT at 150 MHz (Figure 3).Freq. Telescope 1 σ noise No. of Ref.(MHz) (mJy) Sources153 GMRT 0.7 765 This paper327 WSRT 0.9 394 Oort88327 WSRT-WENSS 4 302 Reng97610 WSRT 0.3 437 WindPvt1400 VLA-FIRST 0.2 1327 Beck951400 VLA-NVSS 0.7 789 Cond981412 WSRT 0.2 231 Wind841412 WSRT 0.02 349 Oort871462 VLA 0.045 139 Wind854860 VLA 0.015 59 Donn87References: Oort88: Oort et al. 1988, Reng97: Rengelink et al.1997, WindPvt: Windhorst, unpublished data, Beck95: Beckeret al. 1995, Cond98: Condon et al. 1998, Wind84: Windhorstet al. 1984, Oort87: Oort 1987, Wind85: Windhorst et al. 1985,Donn87: Donnelly et al. 1987. Deep radio observations of this field are available at 327,610 and 1412 MHz using the WSRT and at 1400 and 4860MHz with the VLA (See Table 2). The 1412 MHz observa-tions with the WSRT 3 km array have the east-west beamof ∼ . ′′ and rms noise of 0.12 to 0.2 mJy/beam (Wind-horst, Heerde & Katgert, 1984) from a 12 hour observation.The resolution is comparable to that of GMRT at 150 MHz.The second set of observations cover a smaller area of ∼ , but reach a deeper flux density limit of 0.3 mJy(Oort and Windhorst, 1985). A third set of deep observa-tions at 1412 MHz of the region has detected 349 sourcesdown to 0.1 mJy (Oort, 1987). A total of 580 sources arefound in the combined 1412 MHz catalogue. Deep obser-vations with the VLA at 1462 MHz were also carried outwhich yielded a little over 100 sources above a flux densitylimit of 0.23 mJy (Windhorst et al. 1985). The resolutionof this VLA image was ∼ ′′ , comparable to the WSRT resolution at 1412 MHz. The LBDS region was also mappedat 327 MHz using the WSRT with a resolution of about anarc-min. Above a 5 σ limit of 4.5 mJy, a total of 384 sourceswere found (Oort, Seemers & Windhorst, 1988). The 610MHz catalog (unpublished) has ∼
400 sources stronger than1.3 mJy. The VLA and WSRT observations at 5 GHz werealso used, though they cover a small part of the area. Ta-ble 2 gives the summary of all available data, and Figure 3shows the areal overlap with the GMRT observations. How-ever, all these observations combined cover less than 50% ofthe GMRT 150 MHz area. We also use the WENSS data at327 MHz and NVSS and FIRST data at 1400 MHz for theentire field.
A catalogue of sources out to the 20% of the peak primarybeam response was created with the peak source brightnessgreater than 6 times the local rms noise value. The detailsof the source extraction criterion are given in Sirothia etal. (2009). The final catalogue contains about 750 sourcesabove a flux density limit of ∼ ∼
26 mJy. The majority (about two-third) of the sources areunresolved within the resolution of the observation. About18% of the sources are significantly extended (larger thanabout 0.5 arcmin). Close inspection of these sources sug-gests a range of morphology, such as FR-II, FR-I, one sidedjets, relic types, etc. Further details on these sources andtheir properties is beyond the scope of this paper. The meanposition offset at 150 MHz with respect to the FIRST po-sition is about -0.019 ± ± The counterparts for the 150 MHz sources at higher radiofrequencies were searched within a 20 ′′ radius from the 150MHz position. In addition to the published deep observa-tions of the LBDS field at 327, 610, 1412, 1462 and 4860 c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
Table 3.
Sample table of GMRT 150 MHz sources (The complete table is available in online version). The spectral index is from theblind straightline fit, which may not be valid for a small fraction ( ∼ NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S FIRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12) (13) (14) (15) (16) (17) (18)GMRTJ083035+454329 08 30 35.7 45 43 29.6 11342.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
10 100 1000 10000 100000 1 10 100 1000 10000 100000 s . ( d N / d S ) [ J y . / s r] Flux density, S [mJy]GMRT 158 MHz7C (LBDS)
Figure 4.
LogN-LogS of the 150 MHz sources. We present sourcesextending to an order of magnitude deeper than previous surveys.At higher flux densities we are consistent with the 7C survey atthis frequency (Hales et al. 2007). The source counts for 7C surveyare shown for the same region as that covered by the GMRT.
MHz, we used the WENSS catalog at 325 MHz and theNVSS and FIRST catalogs at 1400 MHz to obtain the spec-tral index of sources found at 150 MHz. Since the aim of theproject is to search for steep spectrum sources, the spectralindices were computed using the GMRT 150 MHz catalogas the primary catalog. The spectral index was computed ifa counterpart was found at 610 MHz or at any of the higherfrequencies. If the counterpart was seen only at 327 MHz,the spectral index was not computed, since the two frequen-cies are quite close by and the error in the spectral indexwould be large. Nonetheless, if the source was detected at327 MHz either in WENSS or at the deep observation ofthis field at 327 MHz, this value of flux was also used to fitthe spectrum along with other available measurements. Thetypical error on the spectral index estimate was about 0.1,or better. A small fraction of the sources (3%) do not fitwell with a straight spectrum and these are mostly sourceswith spectral turnover. Analysis of these sources is beyondthe scope of this paper. The spectral index distribution ispresented in Fig. 6. The full table is available online.A total of 639 sources out of 765 (83%) have spectral in-dex determined. The remaining 17% sources are mostly weakradio sources with a median flux density of ∼ Figure 5.
Histogram of spectral index distribution of all sourceswith spectral index measurements. The median value of spectralindex is 0.78. flatter than 0.5, 157 have a spectral index steeper than 1,and about 20 have spectral index steeper than 1.3. The steepspectrum sources are of primary interest in this work, andwe discuss these sources in the next section. Our sampleof steep spectrum sources consists of sources with spectrasteeper than 1 (and not 1.3 as used by several authors ear-lier) for the following reasons; (a) Despite the fact that mostprevious searches are limited to sources with spectral indexsteeper than 1.3, the median spectral index of known HzRGsis 1.31. (b) Though Klamer et al. (2006) have shown that thespectra for the majority of HzRGs are straight over a largefrequency range, evidence for spectral curvature cannot beruled out completely (Bornancini et al. 2007). This meansthat at frequencies as low as 150 MHz, a higher cut-off inthe spectral index will translate into even higher cutoff atthe rest-frame of high-redshift objects. (c) From the P − α relation (Mangalam & Gopal-Krishna, 1995; Blundell et al.1999), sources which are less powerful (at low radio frequen-cies) can have marginally flatter spectra. Since we are aim-ing to detect HzRGs that are 10 to 100 times less luminousthan the known HzRGs, we could miss HzRGs if we adopt asteep spectral index cut-off of 1.3. Finally, our catalogue willbe cross-checked against SDSS for possible optical counter-parts, which would naturally eliminate any nearby objectsthat have steeper spectral index for any other reason (e.g:synchrotron losses in galaxy clusters). Therefore, we adopt aspectral index cutoff of 1, which yields a sample of 157 radiosources selected at 150 MHz, which are then compared withavailable deep optical observations. c (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT085132+0441952 α = 1.15 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT083349+0432020 α = 1.37 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT084627+0453128 α = 1.15 0.001 0.01 0.1 1 100 1000 10000 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT084528+0440732 α = 1.48 1e-04 0.001 0.01 0.1 100 1000 10000 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT084437+0442558 α = 1.53 0.001 0.01 0.1 100 1000 10000 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT085038+0445637 α = 1.44 1e-04 0.001 0.01 0.1 100 1000 10000 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT084505+0442543 α = 1.06 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT083831+0443808 α = 1.51 F l ux i n J y Frequency in MHzGMRT084901+0445049 α = 1.88 Figure 7.
Radio spectra of a few steep spectrum sources without an optical counterpart in SDSS. Note that for majority of the sources,the spectrum is straight over the frequency range from 150 to 1400 MHz. -1-0.5 0 0.5 1 1.5 10 100 1000 10000 S pe c t r a l I nde x
150 MHz flux density (mJy)
Figure 6.
The spectral index distribution of sources detected at150 MHz (S ν ∝ ν − α ). The spectral index was computed when-ever a counterpart was found at 610 MHz or higher frequencies,irrespective of detection at 325 MHz. The dashed line shows thespectral index limit corresponding to five sigma limit of FIRST.There is a weak trend indicating that the fainter sources tend tohave flatter spectra. The position accuracy at 150 MHz is not good enough tosearch for optical counterparts in SDSS. We have crossmatched the sample of 157 sources, with spectral indexsteeper than 1 with VLA FIRST survey (Becker et al 1995).The position accuracy in FIRST survey is better than anarcsecond. If the counterpart is seen in FIRST, we havetaken the position from FIRST survey to obtain better ac-curacy. When multiple components were seen in FIRST, theFIRST images were inspected and the position of the core(or the centroid in case of a clear compact double lobe struc-ture) was chosen. In a couple of cases, the radio structureswere such that there was one unresolved compact compo-nent and a second component which is extended. In suchcases, we have taken the position of the unresolved compo-nent. In this procedure, it is possible that we have missedlikely counterparts in some cases. Among the 157 sources, 8sources did not have counterparts in FIRST and hence the150 MHz position was used to cross match with SDSS.We positionally matched each steep spectrum sourceposition with the photometric object catalog (PhotoObjAll)from the most recent (DR7) release of the Sloan Digital Sky c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al. N Figure 8.
The distribution of photometric redshifts of the steepspectrum radio sources with optical counterparts in the SDSS.
Survey (SDSS; Abazajian et al. 2009). 59 radio sources fromthis sample had at least one SDSS primary object within 6arcsec (38% identification). The remaining 98 sources hadno optical counterpart in SDSS within 6 ′′ radius and theseare listed in Table 4. This radio source optical identificationfraction is similar to that found by Ivezic et al. (2002) (30%)by cross-matching FIRST survey sources with SDSS. The SDSS Catalog Archive Server (CAS) includes photo-metric redshift estimates for most galaxies with flux mea-surements in multiple SDSS filters. Two independent meth-ods have been used to estimate the photometric redshift 1.A template fitting method (Csabai et al. 2003) with out-puts listed in the table photoz of the CAS and 2. A neuralnetwork based method (Collister & Lahav 2004) with out-puts listed in table photoz2 of the CAS. The neural networkbased technique suffers from larger uncertainties and biasesfor faint galaxies, because training examples with knownspectroscopic redshifts are not numerous enough for theseobjects. We, therefore, chose to use only the photometricredshifts obtained by the template fitting method. 44 of our157 steep spectrum radio sources have a total of 57 poten-tial optical counterparts with listed photometric redhifts.Note that the number of optical counterparts is greater thanthe number of steep spectrum sources, because a few radiosources have more than one galaxy with photometric red-shift lying within the 6 arcsec search radius. The photomet-ric redshifts range from 0.02 to 0.75. The redshift histogramfor these galaxies is shown in Fig 8.
We present the sample of steep spectrum radio sources whichdo not have SDSS counterparts in Table 4. The median 150MHz flux density for these sources is ∼
100 mJy, which ismore than an order of magnitude fainter than the medianflux density at 150 MHz for known HzRGs (section 2). If wefurther divide the sample into two parts, one with 1 < α < . α > .
3, we find that the fraction of sources without
Table 4.
Steep spectrum sources which do not have counterpartsin SDSS (see section 4.3). The coordinates given are from theGMRT 150 MHz observations and the flux density (S ) is inmJy.NAME RA DEC S α GMRTJ082947+442036 08 29 47.7 44 20 36.5 975.8 1.18GMRTJ083132+450742 08 31 32.4 45 07 42.8 55.9 0.99GMRTJ083156+435728 08 31 56.3 43 57 28.1 1054.0 1.14GMRTJ083212+451934 08 32 12.3 45 19 34.2 90.8 1.06GMRTJ083245+450716 08 32 46.0 45 07 16.2 75.5 1.27GMRTJ083349+432020 08 33 49.3 43 20 20.4 503.1 1.37GMRTJ083405+453443 08 34 05.3 45 34 43.0 1776.4 1.08GMRTJ083421+441057 08 34 21.2 44 10 57.7 905.8 1.17GMRTJ083507+453628 08 35 07.7 45 36 28.6 251.2 1.25GMRTJ083521+453305 08 35 22.0 45 33 05.3 416.8 1.06GMRTJ083527+440950 08 35 27.3 44 09 50.3 596.5 1.21GMRTJ083527+440004 08 35 27.4 44 00 04.0 94.2 1.08GMRTJ083548+450944 08 35 48.8 45 09 44.5 12.4 1.05GMRTJ083620+444826 08 36 20.7 44 48 26.3 17.2 1.06GMRTJ083628+430053 08 36 29.0 43 00 53.0 64.2 1.19GMRTJ083632+450605 08 36 32.8 45 06 05.4 41.3 1.10GMRTJ083701+435554 08 37 01.9 43 55 54.5 12.6 1.13GMRTJ083714+462908 08 37 14.8 46 29 08.9 18.2 1.05GMRTJ083757+443443 08 37 57.0 44 34 43.4 378.6 1.06GMRTJ083808+441910 08 38 08.5 44 19 10.1 39.6 1.29GMRTJ083814+424248 08 38 14.0 42 42 48.2 20.8 1.01GMRTJ083816+460632 08 38 16.5 46 06 32.7 39.3 1.04GMRTJ083825+432522 08 38 25.6 43 25 22.2 315.1 1.37GMRTJ083831+443808 08 38 31.5 44 38 08.2 21.2 1.51GMRTJ083833+461651 08 38 33.8 46 16 51.6 53.3 1.53GMRTJ083840+460825 08 38 40.5 46 08 25.6 618.0 1.27GMRTJ083859+424414 08 38 59.3 42 44 14.4 60.5 1.35GMRTJ083934+463534 08 39 34.3 46 35 34.0 924.1 1.21GMRTJ083957+432301 08 39 57.7 43 23 01.1 225.8 1.10GMRTJ084005+424657 08 40 05.8 42 46 57.8 24.2 1.20GMRTJ084012+432511 08 40 12.3 43 25 11.8 61.9 1.07GMRTJ084013+432319 08 40 13.5 43 23 19.8 66.8 1.20GMRTJ084021+431928 08 40 21.9 43 19 28.4 62.1 1.16GMRTJ084036+443132 08 40 36.6 44 31 32.2 132.7 1.02GMRTJ084045+460817 08 40 45.0 46 08 17.2 45.5 1.10GMRTJ084046+460719 08 40 46.3 46 07 19.9 197.1 1.01GMRTJ084105+445045 08 41 05.7 44 50 45.8 855.8 1.14GMRTJ084157+434105 08 41 57.5 43 41 05.6 86.2 1.02GMRTJ084211+445404 08 42 11.7 44 54 04.8 147.4 1.21GMRTJ084213+440637 08 42 13.8 44 06 37.7 9.2 1.00GMRTJ084220+424651 08 42 20.3 42 46 51.6 158.4 1.07GMRTJ084223+425532 08 42 23.8 42 55 32.1 100.0 1.19GMRTJ084242+453312 08 42 42.3 45 33 12.8 80.1 0.99GMRTJ084251+464505 08 42 51.5 46 45 05.1 198.5 1.04GMRTJ084300+453423 08 43 00.7 45 34 23.8 234.3 1.15GMRTJ084306+445552 08 43 06.8 44 55 52.1 191.7 1.16GMRTJ084311+433104 08 43 11.0 43 31 04.7 118.3 1.06GMRTJ084315+435630 08 43 15.8 43 56 30.9 124.5 1.00GMRTJ084322+461433 08 43 22.0 46 14 33.0 169.2 1.08GMRTJ084332+461703 08 43 32.4 46 17 03.3 192.8 1.03GMRTJ084402+462616 08 44 02.0 46 26 16.5 62.6 1.01GMRTJ084412+451559 08 44 12.4 45 15 59.7 38.1 1.04GMRTJ084415+430136 08 44 15.8 43 01 36.3 49.2 1.31GMRTJ084420+445802 08 44 20.4 44 58 02.3 29.0 0.99GMRTJ084437+442558 08 44 37.2 44 25 58.5 84.0 1.53GMRTJ084505+442543 08 45 05.5 44 25 43.4 28.0 1.05GMRTJ084515+431304 08 45 15.1 43 13 04.7 129.1 0.99GMRTJ084519+434953 08 45 19.9 43 49 53.1 342.7 1.04GMRTJ084522+434350 08 45 22.6 43 43 50.0 219.9 0.99GMRTJ084527+465014 08 45 27.6 46 50 14.6 1439.6 1.06GMRTJ084528+440732 08 45 28.7 44 07 32.4 141.8 1.48c (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field GMRT 153 MHz Levs = 7.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32, 45, 64) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 33 54 52 50 48 46 4443 21 30150020 4530150019 453015
VLA-FIRST 1400 MHzLevs = 0.4 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 33 54 52 50 48 46 4443 21 30150020 4530150019 453015
GMRT 153 MHz Levs = 7.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32, 45) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 34 10 09 08 07 06 05 04 03 02 0145 36 0035 4530150034 4530150033 4530
VLA-FIRST 1400 MHzLevs = 0.5 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 34 10 09 08 07 06 05 04 03 02 0145 35 4530150034 4530150033 4530
GMRT 153 MHz Levs = 4.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 35 12 11 10 09 08 07 06 05 0445 37 30150036 4530150035 4530
VLA-FIRST 1400 MHz Levs = 0.4 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 35 12 11 10 09 08 07 06 05 0445 37 30150036 4530150035 4530
GMRT 153 MHz Levs = 3.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 38 37 36 35 34 33 32 31 3046 17 150016 4530
VLA-FIRST 1400 MHzLevs = 0.3 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 38 37 36 35 34 33 32 31 3046 17 1510050016 55504540353025
GMRT 153 MHz Levs = 5.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32, 45, 64) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 41 14 12 10 08 06 04 02 00 40 5844 51 150050 45301500
VLA-FIRST 1400 MHzLevs = 0.4 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 41 14 12 10 08 06 04 02 0044 51 150050 45301500
GMRT 153 MHz Levs = 5.0 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32, 45, 64) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 47 20 15 10 05 0045 41 150040 4530150039 453015
VLA-FIRST 1400 MHzLevs = 0.5 mJy * (-2, -1.4, -1, 1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11.2, 16, 23, 32) D E C L I NA T I O N ( J2000 ) RIGHT ASCENSION (J2000)08 47 20 15 10 05 0045 41 150040 4530150039 453015
Figure 9.
A few extended sources among the steep spectrum source catalogue. The GMRT 153 MHz and VLA 1400 MHz (FIRST)image pairs are arranged as follows: Top line GMRTJ083349+432020 and GMRTJ083405+453443; second line GMRTJ083507+453628and GMRTJ083833+461651; third line GMRTJ084105+445045 and the image at the bottom is GMRTJ084711+454015c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
Table 4. Contd
NAME RA DEC S α GMRTJ084533+455835 08 45 33.2 45 58 35.0 23.9 1.06GMRTJ084542+461535 08 45 42.9 46 15 35.9 753.3 1.11GMRTJ084559+425705 08 45 59.6 42 57 05.9 191.1 1.06GMRTJ084616+463234 08 46 16.2 46 32 34.3 150.3 0.99GMRTJ084627+453128 08 46 27.2 45 31 28.7 233.9 1.15GMRTJ084635+455030 08 46 35.5 45 50 30.2 19.4 1.01GMRTJ084644+432903 08 46 44.7 43 29 03.1 371.8 1.06GMRTJ084654+455935 08 46 54.4 45 59 35.7 219.7 1.11GMRTJ084711+454015 08 47 11.5 45 40 15.9 1704.3 1.04GMRTJ084728+430551 08 47 28.1 43 05 51.9 124.0 1.09GMRTJ084730+440822 08 47 30.5 44 08 22.5 63.6 1.11GMRTJ084737+461405 08 47 37.5 46 14 05.2 2819.6 1.16GMRTJ084742+451726 08 47 42.4 45 17 26.8 11.0 1.07GMRTJ084743+431711 08 47 43.7 43 17 11.2 17.4 1.01GMRTJ084747+451016 08 47 47.7 45 10 16.7 196.9 1.06GMRTJ084748+441228 08 47 48.2 44 12 28.7 50.3 1.08GMRTJ084755+445359 08 47 55.7 44 53 59.3 143.0 1.07GMRTJ084804+425728 08 48 04.3 42 57 28.0 90.4 1.16GMRTJ084811+460025 08 48 11.7 46 00 25.3 37.5 1.61GMRTJ084824+432240 08 48 24.5 43 22 40.2 132.3 1.23GMRTJ084842+455357 08 48 42.3 45 53 57.4 175.5 1.04GMRTJ084901+445049 08 49 01.2 44 50 49.3 18.8 1.88GMRTJ084938+442311 08 49 38.6 44 23 11.5 686.3 1.09GMRTJ084943+453750 08 49 43.1 45 37 50.5 12.8 1.28GMRTJ085018+432248 08 50 18.2 43 22 48.3 153.7 1.19GMRTJ085019+451435 08 50 19.4 45 14 35.1 18.7 1.34GMRTJ085028+445522 08 50 28.3 44 55 22.3 108.6 1.07GMRTJ085038+445637 08 50 38.0 44 56 37.5 41.9 1.45GMRTJ085044+454559 08 50 44.6 45 45 59.0 37.5 1.11GMRTJ085052+460440 08 50 52.9 46 04 40.0 110.6 1.27GMRTJ085132+441952 08 51 32.1 44 19 52.4 774.6 1.15GMRTJ085157+453448 08 51 57.9 45 34 48.8 66.5 1.08GMRTJ085202+435054 08 52 02.6 43 50 54.4 24.1 1.13GMRTJ085308+441109 08 53 08.3 44 11 09.0 92.6 1.09GMRTJ085322+450357 08 53 22.3 45 03 57.3 907.7 1.01GMRTJ085330+452256 08 53 30.3 45 22 56.5 162.1 1.13GMRTJ085406+445052 08 54 06.3 44 50 52.5 17.1 1.09 identification in SDSS is 63% for sources with 1 < α < . α > .
3. Although this difference isnot statistically significant, the trend of increased fractionof sources without identification in SDSS for sources withsteeper spectra goes in the expected direction.A few examples of the radio spectra among thesesources are given in Figure 7. One of the sources with steep-est spectrum ( α = 1.53; GMRT084437+442558) has mea-surements at 150, 327, 1412 and 4860 MHz. We have in-spected the spectra where three or more frequency mea-surements are available for signatures of spectral curvature.There is no clear indication of spectral curvature in mostof the sources. Since the frequency range is just one orderof magnitude, higher frequency radio data are needed tofurther investigate the question of spectral curvature. Theabsence of spectral curvature in these data is consistent withthe results of Klamer et al (2006), also argued that the spec-tral curvature is unlikely to be the reason for steepening ofthe radio spectra at high-redshifts.One of the steep spectrum source without SDSS coun-terpart (GMRTJ084533+455835), is unresolved at 150 MHz,but resolves into a clear compact FRII source of about 8 arc-sec size in VLA FIRST. Using the 150 MHz flux density andFRI/FRII break luminosity, we estimate that this source should be at a redshift of ∼ Among the 98 steep spectrum sources that do not have coun-terparts in SDSS, 68 are unresolved sources and have onlyone component in 1.4 GHz FIRST as well. Among the re-maining 30 sources, we discuss those which show significantstructure, many of which are unlikely to be at high-redshift(Figure 9), but remained unidentified in SDSS either due toconfusion in getting the correct radio component and posi-tion or due to dust obscuration in the host galaxy.
GMRTJ083349+432020:
This is a well defined doubleradio source at 150 MHz as well as in FIRST. The lobesappear to be of FR-II type, however they are not compact,and seem to have ’diffused out’. Since the core is not visible,the SDSS identification is difficult. The spectral index of thissource is 1.37. From the relaxed morphology of the lobes, thiscould be an example of ’dead AGN’, as highlighted recentlyusing 74 MHz and NVSS data (Dwarakanath & Kale, 2009).
GMRTJ083405+453443:
The 150 MHz map does not re-veal any structure. However, the FIRST image shows inter-esting ’one-sided jet’ morphology. There is a compact com-ponent appearing like a core at the north-east end and ex-tended emission towards the south-west resembling a lobe,but lacks clear hotspot near the edge. The plume like struc-ture to the right is also unusual. This is an interesting sourceworth further high-resolution observations to understandthe unusual morphology.
GMRTJ083507+453628:
The structure at 150 MHz justresolves into two lobes, which are mostly resolved out inFIRST. This indicates that the lobes do not have compacthotspots. This steep spectrum is suggestive of the lobes be-longing to ’dead AGN’.
GMRTJ083833+461651:
This is one of the steepest spec-trum source in the sample with the spectral index of 1.53.The 150 MHz images does not resolve two lobes clearly. TheFIRST image shows three structures. However, the centralemitting region does not appear like a core. It is possiblethat the two emitting regions on either side are a pair oflobes, and the central component is an unrelated source.
GMRTJ084105+445045:
An asymmetric triple with abright core at 150 MHz? The FIRST image resolves thisinto a linear double and a likely unrelated source. At firstsight, this double radio source resembles the ’double-double’morphology, however closer inspection reveals that the in-ner pair of lobes is more relaxed than the outer pair, whichis inconsistent with the standard double-double morphology(Schoenmakers et al. 2000).
GMRTJ084711+454015:
Appears to be a double at 150MHz. The lobes on either side showed extended diffuse emis-sion. The FIRST image clearly resolves the eastern lobe intoa diffuse ’relic’ type morphology and the west lobe into ahead-tail looking structure. There is no known cluster inthis region. The spectral index of diffuse region alone is 1.2
The radio spectral-index redshift correlation is the most effi-cient method used to detect high-redshift radio galaxies. Up c (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field to now, about 45 radio galaxies beyond redshift of 3 havebeen discovered using this method. We have shown that thisknown high-z population is just the tip of the iceberg, in thesense that they are the most luminous objects in this class.Radio sources which are 10 to 100 times less luminous thanthese are yet to be discovered, and these are essential tofully understand the cosmological evolution of radio galax-ies. We have initiated a major programme to search for steepspectrum radio sources with the GMRT with the aim to de-tect high-redshift radio galaxies of moderate luminosity. Thefields for this programme are carefully chosen such that ex-tensive data already exist at higher radio frequencies anddeep optical imaging and/or spectroscopy is also availablefor most of the fields.Here we have presented the results from deep 150 MHzlow frequency radio observations with the Giant MetrewaveRadio Telescope (GMRT), India reaching an rms noise of of ∼ ∼ ′′ . Further, severaldeep observations exist, mainly at 327, 610 and 1412 MHzfor this field. The radio spectral index analysis of the sourcesin the field was done using these deep observations and alsousing the WENSS at 325 MHz and the NVSS and FIRST at1400 MHz. We have demonstrated that this GMRT surveycan search for high-redshift radio galaxies more than an or-der of magnitude fainter in luminosity compared to most ofthe known HzRGs. We provide a sample of about 100 candi-date HzRGs with spectral index steeper than 1 and no opti-cal counterpart to the SDSS sensitivity limits. A significantfraction of the sources are compact, and are strong can-didates for high-redshift radio galaxies. These sources willneed to be followed up at optical and near-infrared bands toestimate their redshifts. ACKNOWLEDGMENTS
REFERENCES
Abazajian K. N. et al., 2009, ApJS, 182, 543Athreya R. M., Kapahi V. K., McCarthy P. J., van Breugel W.,1998, A&A, 329, 809Becker R. H., White R. L., Helfand D. J., 1995, AJ, 450, 559Bennett et al., 2003, ApJS, 148, 1Best P. N., Longair M. S., Rottgering H. J. A., 1998, MNRAS,295 549.Blumenthal G., Miley G., 1979, A&A, 18, 13Blundell K. M., Rawlings S., Willott C. J., 1999, AJ, 117, 677Bornancini C. G., De Breuck C., de Vries W., Croft S., vanBreugel W., Rttgering H., Minniti D., 2007, MNRAS, 378,551Brookes M. H., Best P. N., Rengelink R., Rttgering H. J. A., 2006,MNRAS, 366, 1265Bryant J. J., Johnston H. M., Broderick J. W., Hunstead R. W.,De Breuck C., Gaensler B. M., 2009, MNRAS, 395, 1099Caccianiga A., Maccacaro T., Wolter A., Della Ceca R., Gioia I.M., 2000, A&AS, 144, 247Carilli C. L., Rottgering H. J. A., van Ojik R., Miley G. K., vanBreugel W. J. M., 1997, ApJS, 109, 1Chambers K. C., Miley G. K., van Breugel W. J. M., Bremer M.A. R., Huang J.-S., Trentham N. A., 1996, ApJS, 106, 247Collister A. A., Lahav O., 2004, PASP, 116, 345Condon J. J., Cotton W. D., Greisen E. W., Yin Q. F., Perley R.A., Taylor G. B., Broderick J. J., 1998, AJ, 115, 1693Cruz M. J., Jarvis M. J., Rawlings S., Blundell K. M., 2007,MNRAS, 375, 1349Cruz M. J., Jarvis M. J., Blundell K. M., Rawlings S., Croft S.,Klckner H., McLure R. J., Simpson C., Targett T. A., WillottC. J., 2006, MNRAS, 373, 1531Csabai I., et al., 2003, AJ, 125, 580De Breuck C., van Breugel W., Rttgering H. J. A., Miley G., 2000,A&AS, 143, 303.De Breuck C., van Breugel W., Rttgering H., Stern D., Miley G.,de Vries W., Stanford S. A., Kurk J., Overzier R., 2001, AJ,121, 1241De Breuck C., van Breugel W., Stanford S. A., Rttgering H.,Miley G., Stern D., 2002, AJ, 123, 637De Breuck C., Hunstead R. W., Sadler E. M., Rocca-VolmerangeB., Klamer I., 2004, MNRAS, 347, 837De Breuck C., Klamer I., Johnston H., Hunstead R. W., BryantJ., Rocca-Volmerange B., Sadler E. M., 2006, MNRAS, 366,58Donnelly R. H., Partridge R. B., Windhorst R. A., 1987, ApJ,321, 94Dwarakanath K. S., Kale R., 2009, ApJL, 698, 163Fanaroff B. L., and Riley J. M, 1974, MNRAS, 167P, 31Gopal-Krishna., Steppe, H., 1981, A&A, 101, 315Gruppioni C., Zamorani G., de Ruiter H. R., Parma P., MignoliM., Lari C., 1997, MNRAS, 286, 470Hales S. E. G., Riley J. M., Waldram E. M., Warner P. J., BaldwinJ. E., 2007, MNRAS, 382, 1639Ivezic Z., et al., 2002, AJ, 124, 2364Jarvis M. J., Rawlings S., Willott C. J., Blundell K. M., Eales S.,Lacy M., 2001, MNRAS, 327, 907Jarvis M. J., Teimourian H., Simpson C., Smith D. J. B., RawlingsS., Bonfield D., 2009, MNRAS, 398L, 83c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
Klamer I. J., Ekers R. D., Bryant J. J., Hunstead R. W., SadlerE. M., De Breuck C., 2006, MNRAS, 371, 852Kopylov A. I., Goss W. M., Pariski Yu. N., Soboleva N. S.,Verkhodanov O. V., Temirova A. V., Zhelenkova O. P., 2006,AstL, 32, 433.Kronberg P. P., Bernet M. L., Miniati F., Lilly S. J., Short M. B.,Higdon D. M., 2008, ApJ, 676, 70Lacy M., Miley G., Rawlings S., Saunders R., Dickinson M., Gar-rington S., Maddox S., Pooley G., Steidel C. C., Bremer M.N., and 4 coauthors, 1994, MNRAS, 271, 504Lacy M, Rawlings Steve H., Gary J., Bunker A. J., Ridgway S.E., Stern D., 1999, MNRAS, 308, 1096Lilly S. J., 1988, ApJ, 333, 161Mangalam A. V., Gopal-Krishna., 1995, MNRAS, 275, 976Mauch T., Murphy T., Buttery H. J., Curran J., Hunstead R.W., Piestrzynski B., Robertson J. G., Sadler E. M., 2003,MNRAS, 342, 1117McCarthy P. J., Kapahi V. K., van Breugel W., Subrahmanya C.R., 1990, AJ, 100, 1014McCarthy P. J., Kapahi V. K., van Breugel W, Persson S. E.,Athreya R, Subrahmanya C. R., 1996, ApJS, 107, 19McGilchrist M. M.; Baldwin J. E.; Riley J. M.; Titterington D.J., Waldram E. M.; Warner P. J., 1990, MNRAS, 246, 110Miley G, K., de Breuck C., 2008, A&ARv, 15, 67Oort M. J. A., Windhorst R. A., 1985, A&A, 145, 405Oort M. J. A., 1987, A&AS, 71, 221Oort M. J. A., Steemers W. J. G., Windhorst R. A., 1988, A&AS,73, 103Pedani., 2003, NewA, 8, 805Pentericci L., Van Reeven W., Carilli C. L., Rttgering H. J. A.,Miley G. K., 2000, A&AS, 145, 121.Prez-Torres M.-A., De Breuck C., 2005, MNRAS, 363L, 41Perley R. A., Taylor G. B., 1991, AJ 101, 1623Rawlings S., Eales S., Warren S., 1990, MNRAS, 243P, 14Rawlings S., Lacy M., Blundell K. M., Eales S. A., Bunker A. J.,Garrington S. T., 1991, Natur, 383, 502Rengelink R. B., Tang Y., de Bruyn A. G., Miley G. K., BremerM. N., Rottgering H. J. A., Bremer M. A. R., 1997, A&AS,124, 259Rottgering H. J. A., Lacy M., Miley G. K., Chambers K. C.,Saunders R., 1994, A&AS, 108, 79Rottgering H. J. A., van Ojik R., Miley G. K., Chambers K. C.,van Breugel W. J. M., de Koff S., 1997, A&A, 326, 505Schoenmakers A. P., de Bruyn A. G., Rttgering H. J. A., van derLaan H., Kaiser C. R., 2000, MNRAS, 315, 371Sirothia S. K., 2008, PhD Thesis, TIFR.Sirothia S. K., Saikia D. J., Ishwara-Chandra C. H., and Kan-tharia N. G., 2009, MNRAS, 392, 1403Stern D., Dey A., Spinrad H., Maxfield L., Dickinson M., SchlegelD., Gonzlez R. A., 1999, AJ, 117, 1122Swarup G., Ananthakrishnan S., Kapahi V. K., Rao A. P., Sub-rahmanya C. R., Kulkarni V. K., 1991, Current Science, 60,95.Tielens A. G. G. M., Miley G. K., Willis A. G., 1979, A&AS, 35,153.van Breugel W, De Breuck C, Stanford S. A., Stern D, RottgeringH, Miley G., 1999, ApJ, 518L, 61Villani D., di Serego Alighieri S., 1999, A&AS, 135, 299Waddington I., Dunlop J. S., Peacock J. A., Windhorst R. A.,2001, MNRAS, 328, 882Windhorst R. A., van Heerde G. M., Katgert P., 1984, A&AS,58, 1Windhorst R. A., Miley G. K., Owen F. N., Kron R. G., Koo D.C., 1985, ApJ, 289, 494 c (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field Table 5.
Table of GMRT 150 MHz sources (see also Table 3). Column 1: Source Name; Columns 2-4: RA; Columns 5-7: DEC; Columns8-17: The flux density at 150 MHz(GMRT), 327 MHz(WSRT), 327 MHz(WENSS), 610 MHz(WSRT), 1412 MHz(WSRT, Windhorst et al.1984), 1412 MHz(WSRT, Oort et al. 1987), 1400 MHz(NVSS), 1400 MHz(FIRST), 1462 MHz(VLA) and 4860 MHz(VLA) respectively;Column 18: Spectral index from the blind straightline fit, which may not be valid for a small fraction ( ∼ NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S FIRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ083035+454329 08 30 35.7 45 43 29.6 11342.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − -0.06GMRTJ084552+424638 08 45 52.0 42 46 38.2 249.0 103.3 90.0 − − − − − − − − − − − − − − a Windhorst et al. 1984 b Oort et al. 1987 c (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084300+453423 08 43 0.8 45 34 23.8 234.3 83.2 78.0 42.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084515+431304 08 45 15.1 43 13 4.7 129.1 38.5 41.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − -0.09GMRTJ084706+434616 08 47 6.9 43 46 16.3 126.2 68.2 69.0 47.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084627+440523 08 46 27.6 44 5 23.2 97.8 77.7 76.0 72.6 46.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084332+423631 08 43 32.1 42 36 31.9 86.3 27.3 34.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084437+442558 08 44 37.3 44 25 58.6 84.0 17.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084541+444011 08 45 41.3 44 40 11.0 70.6 32.9 34.0 21.5 11.7 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083848+452629 08 38 48.2 45 26 29.0 57.3 23.7 26.0 17.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083531+445523 08 35 31.8 44 55 23.8 55.8 29.3 39.0 24.0 8.5 − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084107+430625 08 41 7.9 43 6 25.4 55.5 31.6 33.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084727+430436 08 47 27.3 43 4 36.6 45.6 − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084045+460817 08 40 45.0 46 8 17.2 45.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084837+442936 08 48 37.0 44 29 36.9 44.2 27.3 19.0 17.7 11.0 12.0 12.3 11.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083249+434341 08 32 49.4 43 43 41.3 39.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083648+451242 08 36 48.3 45 12 42.3 33.8 22.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084523+450259 08 45 23.4 45 2 59.2 31.4 17.9 − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083436+441255 08 34 36.2 44 12 55.4 31.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084647+451848 08 46 47.0 45 18 48.5 30.2 12.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084420+445802 08 44 20.5 44 58 2.3 29.0 15.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084354+434813 08 43 54.7 43 48 13.7 28.4 15.9 14.0 9.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084726+432312 08 47 26.6 43 23 12.7 27.8 11.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083533+443456 08 35 33.3 44 34 56.9 26.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084537+453223 08 45 37.8 45 32 23.5 26.1 11.8 − − − − − − − − −
GMRTJ084115+430041 08 41 15.9 43 0 41.3 25.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084522+460200 08 45 22.7 46 2 0.4 24.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084950+452812 08 49 50.6 45 28 12.5 24.5 16.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ083451+443811 08 34 51.9 44 38 11.8 21.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083138+444506 08 31 38.6 44 45 6.5 20.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083839+444656 08 38 39.3 44 46 56.7 20.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084446+435046 08 44 46.8 43 50 46.3 20.0 14.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083718+460944 08 37 18.0 46 9 44.6 19.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084901+445049 08 49 1.2 44 50 49.4 18.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084949+461821 08 49 49.1 46 18 21.9 18.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083419+433029 08 34 19.0 43 30 29.3 17.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083603+435126 08 36 3.0 43 51 26.0 17.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084356+453454 08 43 56.4 45 34 54.6 16.4 8.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ083552+452857 08 35 52.7 45 28 57.7 16.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084134+431421 08 41 34.5 43 14 21.1 15.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084905+442120 08 49 5.8 44 21 20.8 14.8 6.1 − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083357+453459 08 33 57.8 45 34 59.4 14.7 − − − − − − − − − −
GMRTJ084051+432013 08 40 51.3 43 20 13.8 14.7 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084938+452230 08 49 38.1 45 22 30.1 14.2 7.0 − − − − − − − − − − − − − -1.19GMRTJ083410+453457 08 34 10.9 45 34 57.1 14.1 − − − − − − − − − − GMRTJ083415+441148 08 34 15.7 44 11 48.7 14.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ084304+445859 08 43 4.7 44 58 59.4 14.0 3.2 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084049+455550 08 40 49.7 45 55 50.6 13.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084524+455552 08 45 24.2 45 55 52.0 13.1 − − − − − − − − − −
GMRTJ084551+443950 08 45 51.0 44 39 50.4 13.0 8.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084406+433641 08 44 6.0 43 36 41.9 12.7 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083722+445827 08 37 22.7 44 58 27.0 12.6 12.7 − − − − − (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ083453+431144 08 34 53.6 43 11 44.6 12.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083810+454307 08 38 10.6 45 43 7.9 12.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084441+442135 08 44 41.2 44 21 35.7 12.2 5.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083416+441052 08 34 16.1 44 10 52.9 11.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ084210+442549 08 42 10.6 44 25 49.9 11.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084522+451108 08 45 22.8 45 11 8.7 11.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ085009+460336 08 50 9.5 46 3 36.8 10.6 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083958+440344 08 39 58.5 44 3 44.7 10.5 12.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − -1.09GMRTJ084850+435101 08 48 50.8 43 51 1.7 10.3 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084047+451201 08 40 47.7 45 12 1.6 10.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083914+435718 08 39 14.6 43 57 18.3 9.8 − − − − − − − − − −
GMRTJ084210+451312 08 42 10.2 45 13 12.3 9.8 − − − − − − − − − −
GMRTJ084952+451621 08 49 52.8 45 16 21.3 9.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ083942+453007 08 39 42.7 45 30 7.7 9.7 − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084246+431017 08 42 46.7 43 10 17.6 9.7 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084700+435807 08 47 0.6 43 58 7.2 9.5 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083112+450525 08 31 12.2 45 5 25.0 9.5 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084218+451240 08 42 18.3 45 12 40.9 9.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ083742+461430 08 37 42.0 46 14 30.3 9.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083659+460435 08 36 59.9 46 4 35.3 9.1 − − − − − − − − − −
GMRTJ084629+445322 08 46 29.7 44 53 22.6 9.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ083458+433513 08 34 58.7 43 35 13.4 9.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ083528+440120 08 35 28.0 44 1 20.9 8.9 − − − − − − − − − −
GMRTJ084405+462444 08 44 5.5 46 24 44.6 8.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084334+452102 08 43 34.5 45 21 2.7 8.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083657+460940 08 36 57.8 46 9 40.5 8.6 − − − − − − − − − −
GMRTJ084059+455307 08 40 59.4 45 53 7.6 8.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084647+432816 08 46 47.6 43 28 16.9 8.5 − − − − − − − − − −
GMRTJ084352+442424 08 43 52.8 44 24 24.3 8.5 4.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084402+450112 08 44 2.8 45 1 12.9 8.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083503+440443 08 35 3.6 44 4 43.7 8.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ083540+460000 08 35 40.9 46 0 0.7 8.4 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084430+455509 08 44 30.6 45 55 9.9 8.2 − − − − − − − − − −
GMRTJ083354+434611 08 33 54.0 43 46 11.5 8.2 − − − − − − − − − −
GMRTJ084348+453054 08 43 48.3 45 30 54.4 8.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084834+451923 08 48 34.3 45 19 23.0 8.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084626+454544 08 46 26.6 45 45 44.6 7.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084333+444636 08 43 33.3 44 46 36.0 7.6 − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084137+454045 08 41 37.3 45 40 45.9 7.5 − − − − − − − − − −
GMRTJ083910+450212 08 39 10.2 45 2 12.5 7.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083810+434929 08 38 10.9 43 49 29.2 7.4 − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? eep GMRT 150 MHz observations of LBDS field NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084326+433502 08 43 26.1 43 35 2.5 7.4 − − − − − − − − − − GMRTJ084100+431705 08 41 0.6 43 17 5.7 7.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084030+443106 08 40 30.9 44 31 6.7 7.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084128+443337 08 41 28.8 44 33 37.9 7.2 4.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084638+442134 08 46 38.4 44 21 34.9 7.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ084744+443443 08 47 44.3 44 34 43.8 7.0 4.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084038+461126 08 40 38.8 46 11 26.7 6.9 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084306+430809 08 43 6.4 43 8 9.2 6.8 − − − − − − − − − −
GMRTJ084435+453947 08 44 35.8 45 39 47.1 6.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084415+443852 08 44 15.0 44 38 52.4 6.6 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084258+445352 08 42 58.3 44 53 52.3 6.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ083555+444742 08 35 55.8 44 47 42.8 6.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ085031+451009 08 50 31.9 45 10 9.7 6.4 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ083737+432945 08 37 37.2 43 29 45.7 6.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084143+461654 08 41 43.8 46 16 54.5 6.2 − − − − − − − − − −
GMRTJ084737+454520 08 47 37.1 45 45 20.1 6.2 13.7 − − − − − − -0.00GMRTJ084707+434902 08 47 7.7 43 49 2.8 6.2 − − − − − − − − − −
GMRTJ084915+441122 08 49 15.7 44 11 22.4 6.2 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084143+433621 08 41 43.5 43 36 21.5 6.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ084341+431645 08 43 41.4 43 16 45.5 6.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ083515+445329 08 35 15.2 44 53 29.6 6.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084150+432020 08 41 50.0 43 20 20.9 5.9 − − − − − − − − − −
GMRTJ083634+450156 08 36 34.1 45 1 56.8 5.9 22.3 42.0 35.0 22.1 − − − -0.21GMRTJ084744+442607 08 47 44.5 44 26 7.0 5.9 7.4 − − − − − − − − − − − − GMRTJ083816+453759 08 38 16.0 45 37 59.5 5.8 − − − − − − − − -0.24GMRTJ083930+443358 08 39 30.4 44 33 58.4 5.8 − − − − − − − − − −
GMRTJ083612+443333 08 36 12.5 44 33 33.2 5.8 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084012+442400 08 40 12.4 44 24 0.3 5.7 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084753+441244 08 47 53.7 44 12 44.1 5.5 46.2 − − − − − − − − −
GMRTJ084007+443336 08 40 7.3 44 33 36.2 5.4 8.4 − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084623+453117 08 46 23.1 45 31 17.0 5.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ083924+435125 08 39 24.2 43 51 25.7 5.4 − − − − − − − − − −
GMRTJ084200+435433 08 42 0.4 43 54 33.4 5.4 7.8 − − − − − -0.37GMRTJ084516+443321 08 45 16.6 44 33 21.7 5.3 − − − − − − − − − − GMRTJ084757+435942 08 47 57.9 43 59 42.5 5.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084638+452833 08 46 38.5 45 28 33.2 5.3 − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084115+434947 08 41 15.5 43 49 47.2 5.2 − − − − − − − − (cid:13) , 1– ?? C. H. Ishwara-Chandra et al.
NAME RA (J2000) DEC (J2000) S S S WENSS S S a S b S NV SS S F IRST S S α hh mm ss.s dd mm ss.s mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJy mJyGMRTJ084409+444743 08 44 9.2 44 47 43.2 5.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084003+455152 08 40 3.6 45 51 52.5 5.1 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084626+442954 08 46 26.8 44 29 54.3 4.8 13.5 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084043+443226 08 40 43.2 44 32 26.1 4.5 − − − − − − − − − −
GMRTJ084206+454114 08 42 6.3 45 41 14.2 4.5 − − − − − − − − − −
GMRTJ084109+454730 08 41 9.5 45 47 30.6 4.5 − − − − − − − − − −
GMRTJ083915+451226 08 39 15.2 45 12 26.4 4.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084348+444425 08 43 48.7 44 44 25.8 4.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084418+453032 08 44 18.4 45 30 32.0 4.3 − − − − − − − − − −
GMRTJ084608+443642 08 46 8.1 44 36 42.8 4.2 − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084059+434728 08 40 59.5 43 47 28.1 4.0 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − GMRTJ084101+440918 08 41 1.1 44 9 18.3 4.0 − − − − − − − − − −
GMRTJ084109+441859 08 41 9.3 44 18 59.9 3.8 − − − − − − − − − −
GMRTJ084338+441112 08 43 38.4 44 11 12.7 3.8 − − − − − − − − − − − − − − − − − −
GMRTJ084258+441128 08 42 58.8 44 11 28.5 3.7 − − − − − − − − − −
GMRTJ084404+443120 08 44 4.1 44 31 20.4 3.5 − − − − − − − − − − − − − (cid:13) , 1–, 1–