费米耀变体和射电噪类窄线赛弗特1 星系之间的关系

2023-03-02 00:05陈永云李怀珍
玉溪师范学院学报 2023年6期
关键词:喷流费米射电

黄 霞,陈永云,马 力,李怀珍

(1.昆明医科大学 海源学院,云南 昆明 651700;2.曲靖师范学院,云南 曲靖 655000;3.云南师范大学 物理与电子信息学院,云南 昆明 650500;4.玉溪师范学院 物理与电子工程学院,云南 玉溪 653100)

0 引 言

Blazars 是活动星系核(AGNs)中特殊的一个子类,它的喷流指向观测者[1,2].多普勒效应增强了耀变体的喷流发射,因此它们呈现出很强的聚束效应.根据光学发射线的等值宽度(EW),Blazars 分为平谱射电类星体(FSRQs)和蝎虎天体(BL Lacs).FSRQs 具有较强的发射线(EW >5A),BL Lacs的发射线则很弱甚至没有发射线(EW <5A).然而,Ghisellini 等人认为用发射线等值宽度划分FSRQs和BL Lacs 并不是最好的指标,因此他们提出了FSRQs 和BL Lacs 之间更多的物理区别,他们发现FSRQs 和BL Lacs 可以用LBLR/LEDD~5×10-4来划分[3],也有一些作者会用吸积盘光度在爱丁顿单位(LDisk/LEDD~10-2)来划分FSRQs 和BL Lacs[4,5],FSRQs 的LDisk/LEDD>10-2,而BL Lacs 的LDisk/LEDD<10-2.他们认为,是由于吸积模式的变化而造成FSRQs 和BL Lacs 不同.

Osterbrock,Pogge 在1985 年发现了一类有趣的AGN 星系——窄线赛弗特1 星系(NLS1s)[5],窄线赛弗特1 星系是赛弗特1 星系中的一个子类,它的特点是半峰全宽(FWHM)Hβ≤2 000 km/s,发射线较弱(OIII/Hβ<3),有强的Fe II 发射线[6],在软X 射线光谱波段有较明显的起伏、大振幅和快速的X 射线变化[7,8],较小的黑洞质量(106~108)和较高的爱丁顿极限[9].NLS1s 通常认为是射电静类星系(射电噪度RL=Sradio/Soptical<10,其中Sradio是5 GHz 辐射流密度,Soptical是在4 400 A 光学辐射流密度[10]).因此,首次发现射电噪类窄线Seyfert 1 星系(RLNLS1s)RL >10 似乎很反常,只有5%~7%的NLS1s 是射电噪类的[11].因为RLNLS1s 具有致密的射电核、非常高的亮温度、高偏振的射电辐射流量和高的吸积率[12,13].因此,一些研究者认为blazars 和RLNLS1s 之间可能存在关系.Yuan 等人发现强RLNLS1s (RL >100)的光谱能量分布与blazars 相似[14],Foschini 等人提出RLNLS1s 的中心引擎与blazars 的非常相似[15].Berton 等人认为RLNLS1s 可能是早期的低光度blazars[13].从而,可能存在RLNLS1 →FSRQs → BL Lacs 的演化系列[16].Singh、Chand 发现RLNLS1 经常会表现出与blazars 一样的特性,例如致密的射电核区、射电偏振等[17].Chen 等人发现RLNLS1 属于blazars 系列[18].

自从费米空间望远镜(Fermi-LAT)发射以来[19],Fermi-LAT 陆续检测到一些NLS1s.这些具有γ射线发射的NLS1s 引起了天文学家的注意.特别是,γ射线的发射证实了NLS1s 中存在强的相对论喷流.更重要的是,这些γ射线通常是在RLNLS1 中被探测到.Sun 等人比较了GeV 波段的NLS1s 和blazars 的性质,他们发现GeV 波段NLS1s 的喷流特性更类似于FSRQs[20].Paliya 等人认为γ波段NLS1s 的观测性质与blazars 相类似[21].Paliya 等人发现γ波段NLS1s 的宽波带光谱能量分布(SED)类似于费米blazars,尤其是与FSRQs 相似[22].虽然耀变体与NLS1s 之间的关系已经有了一些研究,但是目前仍存在一些问题,如FSRQs、BL Lacs 和RLNLS1 之间的关系是什么?这三种不同类型的AGN 的喷流形成机制相同吗?是什么原因导致这三种星系的黑洞质量、吸积率或聚束效应之间的差异?

为了研究上述问题,我们采用Fermi blazars 和RLNLS1s 的大样本,通过喷流功率、黑洞质量、吸积盘光度、吸积率和核主导参数来探讨它们之间的关系.本文的第1 部分是样本,第2 部分是结果,第3 部分是讨论,第4 节是结论.本文采用以下宇宙学参数:H0=70 kms-1Mpc-1,Ωm=0.3,ΩA=0.7.

1 数 据

1.1 费米耀变体数据

本文中选取了费米耀变体的大样本,它们具有确定的红移、黑洞质量、宽线区光度、光学B 波段数据、光学V 波段数据、1.4 GHz 射电延展光度和1.4 GHz 射电核光度.我们采用Chen 等人的样本,他们已经收集了大量具有可靠红移、光学V 波段数据、1.4 GHz 射电延展光度和1.4 GHz 射电核光度的费米blazars 样本[23].我们从NED 得到了这些费米blazars 的光学B 波段数据,其中黑洞质量和宽线区光度来自Chen 和Xiong 等人,他们已经详细地描述了计算黑洞质量和宽线区光度的方法[24,25].

1.2 射电噪窄线赛弗特1 星系

我们还收集了具有可靠的红移、黑洞质量、宽线区光度、光学B 波段幅值、光学V 波段幅值、1.4GHz延展射电光度和1.4 GHz 射电核光度的rlnls1 的大样本.我们选用了Foschini 等人的样本,他们列出了42 个具有可靠的红移、黑洞质量、吸积盘光度和15 GHz 射电核流量的rlnls1[15],并且从NED 中得到了这42 个RLNLS1 光学B 波段和 V 波段的数据.我们通过假设αcore=0,用15 GHz 射电核流量外推得到1.4GHz 射电核流量Score,从而得到1.4 GHz 延展射电光度,Sext=Stotal-Score,其中,1.4 GHz 的总射电流量Stotal来自NED.我们将RLNLS1 通过射电噪度参数(1.4 GHz 与光学B 波段流量之比,R1.4=F1.4GHz/FB-band)[10]分为低射电噪窄线赛弗特1 星系(L-RLNLS1s)和高射电噪窄线赛弗特1 星系(V-RLNLS1s).当R1.4<300 时,定义为L-RLNLS1s,当R1.4>300 时,则定义为V-RLNLS1s.

Cavagnolo 等人使用了Chanard X 射线和射电数据研究喷流动能与射电光度的关系,他们发现喷流动能和延展射电光度之间有显著的相关性[26].为了避免聚束效应,Meyer 等人使用300 MHz 的低频射电延展光度来估计喷流的动能功率[27].因此,喷流动能功率不受聚束效应的影响,喷流动能功率计算公式如下.

喷流动能功率的单位是erg s-1.Zhang 等人将辐射能流密度从1.4 GHz 外推到300 MHz,并估算了AGN 的喷流功率[28].根据Meyer 和Zhang 等人文中提到的假设光谱指数α=1.2[27,28],我们也将延展辐射能流密度从1.4 GHz 外推至300 MHz.并利用公式(1)得到喷流功率.

2 结 果

2.1 射电延展光度与红移和核心光度的关系

根据统一模型,FSRQ 和FRII 射电星系是统一的,而BL Lacs 和FRI 射电星系也是统一的,F-RLNLS1s的特性与FSRQ 类似.因此,我们在下文中讨论FSRQ、BL Lacs、RLNLS、FRII 和FRI 射电星系之间是否存在统一或演化关系.图1 左图显示的是1.4 GHz 延展射电光度与红移之间的关系,右图显示的是1.4GHz 延展射电光度与1.4 GHz 射电核光度之间的关系,实线表示FRI 和FRII 的界线[29].左图中,我们发现V-RLNLS1 和FSRQ 大部分在FRII 射电光度范围内,部分BL Lacs 则趋近FRI/FRII 的范围.结果表明,在V-RLNLS1、FSRQs 和FRII 射电星系之间可能存在一种统一的关系.同时,我们发现L-RLNLS1s的红移比费米blazars 小(见左图),这一结果可能表明这些L-RLNLS1s 是处于演化早期的类星体.

图1 1.4GHz扩展射电光度与红移之间的关系(左),1.4GHz扩展射电光度与1.4GHz射电核心光度之间的关系(右).

从图1 的右图中,我们排除红移的影响(rx,y,z=0.74),通过偏相关回归分析后,得到射电核光度与射电延展光度之间存在较强的相关性.这种相关性意味着射电瓣的喷流与AGNs 的中心核区密切相关.我们还得到FSRQs 的logLcore平均值为,BL Lacs 的logLcore平均值为L-RLNLS1s的logLcore平均值为,V-RLNLS1s的logLcore平均值为我们发现V-RLNLS1s 比BL Lacs 具有更高的射电核光度,这一结果表明V-RLNLS1s 比BL Lacs 具有更强的聚束效应.

2.2 指向效应

强统一模型认为,观测AGN 的差异是由于多普勒效应(聚束效应).我们用两个参数来描述聚束效应,即logRcore和logRv.采用射电核流量密度(Score)与延展射电流量密度(Sext)之比作为核主导参数(Rcore),它也被用作多普勒效应的指针[30].对流量密度进行k修正,最后用公式计算出核主导系数,其中αcore=0,αext=0.8.Kharb 等人使用另一个参数Rv作为MOJAVE blazars 样本的聚束效应指针[31].Rv是用射电核光度与经过k 校正的绝对V 波段星等(Mabs)的比值来定义[32],即其中k修正光谱指数为αopt=0.5.根据Kharb 等[31]的方法,我们估算了费米blazars 和F-RLNLS1s 样本的Rv参数.

图2 是样本的logRcore和logRv分布图.从左图中,可以看到FSRQ 的logRcore在 0 到 2.5 的范围之内,其平均值为;BL Lacs 的logRcore分布范围从-0.5 到3.0,其平均值为;L-RLNLS1s 的logRcore分布范围从-1.0 到3.0,其平均值为;V-RLNLS1s 的logRcore分布范围从-1.0 到1.5,其平均值为通过K-S 检验,结果显示FSRQs 与V-RLNLS1s 的logRcore分布上存在显著差异,但在右图中两者之间没有显著差异.这个结果表明,FSRQs 与V-RLNLS1s 之间的差异可能是由于观测角度的不同造成的.

图2 logRcore(左)和 logRv(右)分布图.

从右图中,可以看出,FSRQs 和BL Lacs 的logRv具有明显的双峰分布,FSRQs 的logRv高于BL Lacs.FSRQs 的logRv分布范围在2.0 到5.0 之间,平均值为;BL Lacs 的logRv分布范围在0 到4.0 之间,平均值为;L-RLNLS1s 的logRv分布范围在0.5 到2.0之间,平均值为;V-RLNLS1s 的logRv分布范围在2.0 到3.3 之间,平均值为结果显示V-RLNLS1s 具有较高的logRv,这表明除了FSRQs,V-RLNLS1s 也具有较强的聚束效应.更重要的是,我们可以看到V-RLNLS1s 占据了FSRQs 分布的低logRv端.使用K-S 检验,我们发现不同类型间存在显著差异.这些结果表明,聚束效应可能导致不同AGNs 观测的差异.

为了比较Rcore和Rv,哪一个更好指示聚束效应,我们分别研究了它们与1.4 GHz 射电光度之间的关系.图3 的左图是logRcore与1.4 GHz 射电核光度的关系,右图是logRv与1.4 GHz 射电核光度的关系.我们发现,logRv与1.4 GHz 射电核光度之间存在强相关性,这一结果表明Rv比Rcore能更好的指示聚束效应.Kharb 等人在2010 年也发现了Rv能更好的指示聚束效应[34].Chen 等人研究了3 期费米blazars的Rv、Rcore和γ射线光度之间的关系,他们发现Rv和γ射线光度之间存在显著的相关性,他们的结果同样表明了Rv确实比Rcore能更好的指示聚束效应[23].图4 是1.4 GHz 射电延展光度与logRcore和logRv的关系图,从图中,我们还发现Rv似乎与延展射电光度显示出正相关性,然而,偏相关回归分析表明当排除logLcore的影响时(rx,y,z= - 0.15,p=0.056),Rv和延展射电光度之间没有显著的相关性,这个结果表明延展射电光度没有聚束效应.

欧阳修致力于收集古金石拓本,积至千卷,又将其为拓本所作题跋汇集,编为《集古录》(亦称《集古录跋尾》)一书,其子欧阳棐又编次其目,成《集古录目》。从内容上讲,这两本书显然各有不同,一则近于文章评论与史学考证,一则为专门目录;但从文献形态而言,二者皆以书籍的面目出现并传世。对朱熹来说,这些“古金石”的吸引力不仅来自其作为古物的一面,更是来自其作为文本或文献的一面,他更看重的是其“古金石文字”的属性。他将欧、赵二书进行比较,指出《金石录》“铨序益条理,考证益精博”,也着眼于其书籍与文献的属性,而无关于古物的收藏。从这一段话中也可以看出,在朱子看来,金石学与书籍及文献都有密切的关系。

图3 1.4 GHz 射电核光度与logRcore 和logRv 的关系.

图4 1.4 GHz 射电延展光度与logRcore 和logRv 的关系.

2.3 喷流的性质

2.3.1 喷流功率的分布

图5 显示了喷流动能功率的分布.FSRQs 和BL Lacs 的喷流动能功率呈现双峰分布.FSRQs 的峰值为1045.5;BL Lacs 的峰值为1044.0.BL Lacs 和V-RLNLS1s 的喷流动能功率相同,L-RLNLS1s 的喷流动能功率最小(表1).

表1 样本的平均值

图5 喷流功率的直方图.

2.3.2 喷流功率与爱丁顿比和喷流产生效率的分布

图6 左图显示了样本的喷流功率与爱丁顿比喷流功率之比(logPjet/LEdd)的分布.我们发现FSRQs和BL Lacs 的爱丁顿比喷流功率呈双峰分布;FSRQs 的平均值大于-2,BL Lacs 的平均值小于-2,同时,我们还发现,V-RLNLS1s 和FSRQs、BL Lacs 和L-RLNLS1s 的爱丁顿比喷流功率的分布大致重叠,经K-S检验得到,V-RLNLS1s 和FSRQs、BL Lacs 和L-RLNLS1s 具有相似的分布.

图6 爱丁顿比喷流功率(左)和喷流产生效率(右)的直方图.

2.3.3 喷流功率和黑洞质量

射电星系根据射电光度[36]分为两种类型,FRI 和FRII.Ledlow,Owen 利用180 个射电星系来研究FRI/FRII 分界,在1.4 GHz 射电光度与绝对星等的比中这种分界更加显著[29,37].Wu,Cao 使用logPjetlogMBH划分FRI 和FRII 射电星系[38].Xu 等人通过使用不同宇宙学参数对喷流功率和黑洞质量进行了修正[39],可以表示为:

Blundell、Rawlings 认为因子f最有可能在10~20的范围内[40].图7 是FSRQs、BL Lacs、L-RLNLS1s和V-RLNLS1s 的黑洞质量(MBH)与射流功率(Pjet)之间的关系.值得注意的是,在logM-logPjet关系中,FRI 和FRII 使用f=10 和20 的分界线将FSRQs 和V-RLNLS1s 与BL Lacs 大致分离开,这支持了FSRQs、V-RLNLS1s 和FRII 是统一的射电星系.Willott 等人认为,f=10 可能是磁场演化的结果,他们发现f= 20对应于Lion/~2.5×10-2[41].

图7 黑洞质量与喷流功率的关系图.

2.3.4 喷流功率和吸积盘光度

图8 是喷流功率和吸积盘光度之间的关系,我们使用线性回归方法拟合喷流功率和吸积盘光度之间的关系(紫红色实线).我们发现喷流功率与吸积盘光度有很强的相关性(r=0.64,p=3×10-15),关系式为:

图8 喷流功率与吸积盘光度的关系.

我们还拟合了费米blazars 的喷流功率与吸积盘光度的关系(黑色虚线),关系式为:

同时还拟合了费米blazars 和VF-RLNLS1s 的射流功率与吸积盘光度的关系,关系式为:

青色实线表示喷流功率和吸积盘光度相等(Pjet=Ldisk),阴影区域对应1σ,2σ和3σ误差范围,其中σ= 0.5.平均误差棒对应logLDisk的不确定度为0.5,logPjet的不确定度为0.7.喷流功率与吸积盘光度有显著的相关性,表明喷流与吸积关系密切.有趣的是,当包含V-RLNLS1s 样本时,费米blazars 的斜率没有显著变化,说明V-RLNLS1s 遵循费米blazars 的logPjet-logLDisk关系.但是,L-RLNLS1s 不遵循这种关系,这些结果更可能说明V-RLNLS1s 喷流的形成机制与费米blazars 相似.我们还发现大多数FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 具有logPjet<logLDisk,这可能意味着这些源具有强的吸积盘.

3 讨 论

3.1 射电噪类窄线赛弗特1 星系的喷流功率

一般认为喷流功率与黑洞质量之间有一定的关系.大的黑洞质量可能导致高喷流功率.一些作者认为,当喷流功率被黑洞质量归一化时,黑洞系统具有类似的喷流功率[15,22].我们用喷流功率除以爱丁顿光度,发现V-RLNLS1s 和FSRQs、L-RLNLS1s和BL-Lacs 的logPjet/LEdd有相似分布(表2).Heinz,Sunyaev 提出,喷流功率与黑洞质量成比例,即Pjet∝(归一化的喷流功率),这适用于高辐射效率和低吸积率[42].我们研究了整个样本的Pjet∝的分布情况(图9).我们发现,L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s倾向于具有高归一化的喷流功率.这些结果意味着,L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 由于低的黑洞质量导致低的喷流功率.

表2 样本的K-S 检验

图9 喷流功率和吸积率的关系.

3.2 费米blazars、RLNLS1s 和射电星系的统一

通常认为blazars 和射电星系具有相同的物理特性.他们的观测差异是由于多普勒聚束效应引起的各向异性辐射[1].Hovatta 等人比较了FSRQs、BL Lacs 和射电星系的多普勒因子分布,他们发现FSRQs和BL Lacs 的多普勒因子高于射电星系[43],这表明blazars 具有较强的聚束效应,而射电星系的聚束效应较弱.许多研究者已经通过使用相对较小的样本证实了blazars 和射电星系之间的统一情况[24,39],在本文中,我们发现基于1.4 GHz 延展射电光度和红移的关系,FSRQs 位于FRII 区域(图1)中.此外,我们还发现FSRQs 和BL Lacs 被Ledlow、Owen[29]的FRI/FR II 分界线分开,这些结果支持了FR I/FR II 与BL Lacs/FSRQs 之间的统一性.

到目前为止,γ射线的NLS1 通常在RLNLS1 中被探测到,这说明RLNLS1 有强相对论喷流.为什么这些RLNLS1 有一个强的相对论喷流?Paliya 等人研究了γ射线的NLS1 的物理性质,他们发现,相较于blazars,γ射线的NLS1 具有更低的多普勒因子[22].根据Urry、Padovani[1]的统一模型,AGN 的观测差异可以通过使用视角的差异解释,即聚束效应.随后,Shen 和Ho 建议,可以使用两个简单的量:爱丁顿比(相对Fe II 强度RFeII)和指向效应(Hβ的FWHM)来解释不同类型的AGN[44].我们研究Fermi 类星体和RLNLS1s 的吸积率(LDisk/LEdd)和指向效应(logRv).尽管L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s的吸积率分布类似于FSRQs,但FSRQs 倾向于具有较高的logRv.使用K-S 测试,L-RLNLS1s、V-RLNLS1s和FSRQs 在logRv的分布上存在显著差异(表1).我们的结果证实,可以使用吸积率(LDisk/LEdd)和指向效应(logRv)来解释AGN 之间的观测差异.

Ledlow 和Owen 发现可以用射电喷流功率和寄主星系绝对星等之间的关系来将FR I/FR II 分类[29].我们研究了费米blazars 和RLNLS1 的射电功率与黑洞质量之间的关系.通过使用FR I/FR II 分界线(图7),把FSRQs 和V-RLNLS1 大致与BL Lacs 分隔开.FSRQs 和 V-RLNLS1 位于 FR I/FR II 分界线之上,而BL Lacs 和 L-RLNLS1 位于该分界线之下.此外,基于1.4 GHz 延展射电光度和红移,FSRQs 和V-RLNLS1倾向于位于FR II 区域,而L-RLNLS1 倾向位于FR I 区域(图1).这些结果暗示了FSRQs、V-RLNLS1和FRII 射电星系的统一.

3.3 喷流吸积关系

人们普遍认为,喷流与吸积之间存在着密切的联系.许多研究者已经证实喷流和吸积之间存在着密切的相关性[22,24,25].根据 Heinz、Sunyaev[42]的理论,喷流和吸积之间的关系也可以用来理解相对论喷流的统一[16].研究 RLNLS1 是否也遵循同样的模式是很有意义的.同时,比较低黑洞质量系统和高黑洞质量系统(即费米blazars)的喷流-吸积关系也很有趣.这个比较将使我们理解驱动这两种AGN 的中心引擎的异同.

我们发现整个样本的喷流功率与吸积盘光度之间有很强的相关性,这表明喷流与吸积有密切的联系.此外,V-RLNLS1 遵循费米blazars 之间的logPjet-logLDisk相关性.然而,L-RLNLS1 则不遵循,它们的喷流功率明显比费米blazars 小很多,而盘光度与低喷流功率的费米blazars 差不多.这些结果表明V-RLNLS1 的喷流形成机制与费米blazars 相似.

我们还发现大多数FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1 的logPjet<logLDisk,而大多数的BL Lacs 的logPjet>logLDisk.可能的解释是:FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 是年轻的AGN,它们具有低的黑洞质量,高的吸积率和辐射效率.随着时间推移,FSRQs, L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 将具有更低的吸积率和更低的吸积效率.当LDisk/LEdd<- 2 时,吸积模式发生改变,具有较低的辐射效率,因此 L-RLNLS1s、V-RLNLS1s 和FSRQs 变成了BL Lacs[16].

4 结 论

我们使用了大样本的费米blazars 和F-RLNLS1s 研究它们之间的关系,得到了以下结论:

(1)与BL-Lacs 和L-RLNLS1s 相比,V-RLNLS1 具有较高的logRv,这一结果表明V-RLNLS1 具有很强的聚束效应.

(2)通过FRI 和FRII 之间的分界线(logPjet-logMBH),V-RLNLS1 和FSRQ 与BL Lacs 能被分开,这些结果表明FSRQ、V-RLNLS1 与FRII 射电星系统一.

(3)V-RLNLS1 遵循费米blazars 中的logPjet-logLdisk相关性,这些结果表明V-RLNLS1s 喷流的形成机制类似于费米耀变体.

(4)大多数L-RLNLS1、V-RLNLS1s 和FS RQ 具有logPjet<logLdisk,这支持L-RLNLS1s、V-RLNS1和FSRQ 可能具有很强的吸积盘.

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