伽馬噪窄線賽弗特1型星系的長期紅外光變和顏色變化*

毛李勝

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院，云南 昆明 650500)

相對類星體，賽弗特星系是一種低光度活動(dòng)星系核，絕對星等MB>-21.51+5logh0，容易觀測到其寄主星系[1]。根據(jù)發(fā)射線性質(zhì)可將賽弗特星系分為兩個(gè)子類：賽弗特1型星系和賽弗特2型星系[2]，前者的光譜中存在寬的允許線，半峰全寬(Full Width at Half Maximum, FWHM)可達(dá)104km·s-1，后者的允許線寬度和禁線寬度差不多，一般在500～1 000 km·s-1。在活動(dòng)星系核統(tǒng)一模型中，兩者的中心引擎結(jié)構(gòu)相同，觀測性質(zhì)的不同是由傾角效應(yīng)導(dǎo)致的，賽弗特2型星系觀測視角大，導(dǎo)致寬線區(qū)輻射被視線上更外層的光學(xué)厚塵埃環(huán)遮蔽[3-4]。

窄線賽弗特1型星系(Narrow-Line Seyfert 1 galaxies, NLS1s)是一類性質(zhì)非常獨(dú)特的賽弗特星系。文[5]給出了最初的定義：具有相對窄的Hβ發(fā)射線線寬(FWHM< 2 000 km·s-1)和較弱的禁線([O III]λ5007/Hβ< 3)，F(xiàn)e II發(fā)射線強(qiáng)，軟X射線譜陡。一般認(rèn)為，窄線賽弗特1型星系具有相對較小的中心黑洞質(zhì)量和較高的愛丁頓比[6-9]。絕大部分窄線賽弗特1型星系是射電寧靜的(射電噪度R< 10)，僅有約7%表現(xiàn)為射電噪(R> 10)，約2.5%表現(xiàn)為射電甚噪(R> 100)[10-12]。最近十多年來，費(fèi)米大面積空間望遠(yuǎn)鏡(Fermi/LAT)發(fā)現(xiàn)的伽馬噪窄線賽弗特1型星系(γ-NLS1s)受到天文界廣泛和持續(xù)關(guān)注，被探測到伽馬射線輻射表明，這些窄線賽弗特1型星系中存在相對論性噴流。伽馬噪窄線賽弗特1型星系可能具有類似耀變體(Blazars)的觀測特征，例如致密射電核、非常高的亮溫度、快速大幅光變、平的射電譜以及雙峰結(jié)構(gòu)的寬波段能譜分布等[13-16]。

截至目前，伽馬噪窄線賽弗特1型星系的數(shù)量較少，但系統(tǒng)地研究它們的觀測和統(tǒng)計(jì)性質(zhì)對于理解噴流形成、吸積盤-冕-噴流關(guān)聯(lián)性、伽馬射線輻射機(jī)制和區(qū)域、星系演化等意義重大[14]。本文基于目前最大的伽馬噪窄線賽弗特1型星系樣本，系統(tǒng)地研究它們的長期紅外亮度和顏色變化，以期獲取紅外波段輻射的有用線索。

1 樣本和數(shù)據(jù)

1.1 樣 本

文[13]收集了目前已知的所有伽馬噪窄線賽弗特1型星系，包括22個(gè)源，文[17]給出了3個(gè)另外的高置信度伽馬噪窄線賽弗特1型星系候選體，上述25個(gè)源作為本文的分析樣本。表1中2～5列給出了具體信息，包括源名、度為單位的赤經(jīng)和赤緯以及紅移。

表1 樣本和光變分析結(jié)果Table 1 The sample and the results of variability analysis

1.2 廣域紅外巡天探測器

廣域紅外巡天探測器是美國宇航局在2009年12月發(fā)射的空間望遠(yuǎn)鏡，旨在以紅外線繪制整個(gè)天空的圖像[18]。廣域紅外巡天探測器搭載了一臺(tái)40 cm的紅外望遠(yuǎn)鏡，工作在3.4 μm，4.6 μm，12 μm和22 μm波段(分別稱為W1，W2，W3和W4波段)，空間分辨率為6.1″，6.4″，6.5″和12″。2010年9月30日前，廣域紅外巡天探測器在W1-W4或W1-W3波段開展全天區(qū)掃描, 隨后僅在W1和W2波段進(jìn)行一項(xiàng)名為近地天體廣域紅外巡天探索(Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer, NEOWISE)的任務(wù)，直到2011年2月進(jìn)入休眠期。2013年10月，廣域紅外巡天探測器重新啟用，繼續(xù)在W1和W2波段進(jìn)行NEOWISE-R任務(wù)，直至現(xiàn)在[19-20]。廣域紅外巡天探測器每6個(gè)月完成一次全天區(qū)巡天，在大約1天時(shí)間內(nèi)，繞軌道運(yùn)行15次，因而可得到目標(biāo)源包含多個(gè)測光數(shù)據(jù)點(diǎn)(典型值12個(gè))的天量級光變曲線[21]。相比于以前的紅外天文衛(wèi)星(Infrared Astronomical Satellite, IRAS)，廣域紅外巡天探測器的靈敏度提高了100倍，為研究活動(dòng)星系核的紅外性質(zhì)提供了前所未有的機(jī)遇[22]。

1.3 光變曲線

本文利用美國宇航局的紅外科學(xué)檔案(Infrared Science Archive, IRSA)(https://irsa.ipac.caltech.edu/frontpage/)，采用3″的搜索半徑，首先獲取了25個(gè)源2010年1月～2019年12月的W1和W2波段測光數(shù)據(jù)。需要強(qiáng)調(diào)的是，W3和W4波段的測光數(shù)據(jù)相對少很多，且測光精度較差，因此沒有包含在下面的分析中。然后對數(shù)據(jù)進(jìn)行了必要的篩選，剔除不良數(shù)據(jù)，采用如下標(biāo)準(zhǔn)：nb≤ 2，na=0，moon_masked=‘00’,cc_flags=‘00’，w1sat=0，w2sat=0，w1snr≥ 7，w2snr≥ 5，w1rchi2 < 10，w2rchi2 < 10，qual_frame> 0，qi_fact> 0，saa_sep> 0，sso_flag=0。另外，還剔除了僅有W1或W2星等上限的數(shù)據(jù)點(diǎn)以及星等誤差(w1sigmpro, w2sigmpro)超過0.2 mag的數(shù)據(jù)點(diǎn)，測光數(shù)據(jù)質(zhì)量詳情可參考廣域紅外巡天探測器官方文檔(http://wise2.ipac.caltech.edu/docs/release/neowise/expsup/)，最后得到了25個(gè)源的W1和W2波段同時(shí)光變曲線。所有源在廣域紅外巡天探測器巡天中觀測了13～15次(見表1的第6列)，每個(gè)觀測窗口(Epoch)平均包含14組W1/W2測光數(shù)據(jù)，平均觀測時(shí)長約1.3天。

(1)

(2)

利用(1)式和(2)式計(jì)算單個(gè)源每個(gè)觀測窗口對應(yīng)的加權(quán)平均W1星等及標(biāo)準(zhǔn)誤差，加權(quán)平均顏色(W1-W2)及標(biāo)準(zhǔn)誤差(表2給出兩個(gè)源的數(shù)據(jù)作為示例)，從而得到了源的W1星等和顏色(W1-W2)長期變化曲線。圖1給出了PMN J0948+0022所有觀測窗口光變曲線(藍(lán)色點(diǎn)W1星等，紅色點(diǎn)W2星等)，平均后的W1星等光變曲線，平均后的顏色(W1-W2)變化曲線作為示例。所有樣本源的變化曲線和完整版表2可從國家天文科學(xué)數(shù)據(jù)中心(NADC)獲取(http://paperdata.china-vo.org/MLS/2021/ART/data.rar)。

圖1 PMN J0948+0022每個(gè)觀測窗口的W1/W2光變曲線；觀測窗口平均后的W1星等和顏色(W1-W2)長期變化曲線Fig.1 The W1/W2 light curves of PMN J0948+0022 during all epochs; the epoch-averaged long-term variation curves of the W1 magnitude and the color of (W1-W2)

表2 長期光變曲線數(shù)據(jù)Table 2 The data of long-term light curves

2 方法和結(jié)果

本文利用兩種方法探討樣本源是否表現(xiàn)出長期的亮度和顏色變化。

2.1 參數(shù)V

文[24]定義了衡量光變概率的參數(shù)V，廣泛用于各種光變研究。參數(shù)V由光變曲線的卡方值導(dǎo)出

(3)

(4)

其中，Γ為不完全伽馬函數(shù)[25]。V值越大，光變的概率越高。歷史文獻(xiàn)中常采用的標(biāo)準(zhǔn)為V> 1.3，即光變概率高于95%[26]。

2.2 標(biāo)準(zhǔn)額外方差

(5)

(6)

(7)

2.3 結(jié) 果

采用上述兩種方法研究了樣本源的長期亮度和顏色變化。如W1星等(顏色W1-W2)變化曲線同時(shí)滿足V> 1.3和Δ > 0，則認(rèn)為表現(xiàn)出統(tǒng)計(jì)意義上顯著的亮度(顏色)變化。結(jié)果發(fā)現(xiàn)：(1)除3C 286外，其他伽馬噪窄線賽弗特1型星系表現(xiàn)出長期亮度變化；(2)17個(gè)伽馬噪窄線賽弗特1型星系表現(xiàn)出長期顏色變化。具體結(jié)果見表1的第7、第8列。

利用廣域紅外巡天探測器研究紅外顏色變化的優(yōu)勢體現(xiàn)在W1和W2兩個(gè)波段的觀測是同時(shí)的。為進(jìn)一步了解樣本源的長期顏色變化，我們構(gòu)建了它們的顏色-星等圖，W1星等作為橫坐標(biāo)，顏色(W1-W2)作為縱坐標(biāo)?？紤]亮度和顏色變化分析的結(jié)果，本文只對17個(gè)既表現(xiàn)出長期亮度變化又表現(xiàn)出長期顏色變化的伽馬噪窄線賽弗特1型星系構(gòu)建顏色-星等圖。采用加權(quán)最小二乘法擬合顏色-星等散點(diǎn)圖：(W1-W2)=AW1+B，A為斜率，B為截距，既考慮顏色的誤差又考慮星等的誤差[25]。表3的第3到第6列給出了17個(gè)源的線性擬合結(jié)果，最佳擬合直線的斜率A可用來衡量譜形變化，圖2給出了A的分布情況。另外我們計(jì)算了W1星等和顏色(W1-W2)之間的相關(guān)系數(shù)和偶然概率，考慮到數(shù)據(jù)分布的非正態(tài)性，采用斯皮爾曼等級相關(guān)系數(shù)描述兩者之間的相關(guān)性，計(jì)算結(jié)果見表3的第7、第8列，前者列出斯皮爾曼等級相關(guān)系數(shù)rs，后者列出偶然概率p。類似于文[28]，本文表征顏色變化趨勢如下：(1)如果A> 0，rs> 0.5，p< 0.05，則源表現(xiàn)出變亮變藍(lán)趨勢；(2)如果A< 0，rs< -0.5，p< 0.05，則源表現(xiàn)出變亮變紅趨勢。按照此判斷標(biāo)準(zhǔn)，4個(gè)伽馬噪窄線賽弗特1型星系表現(xiàn)出顯著的變亮變藍(lán)趨勢(圖3)，7個(gè)伽馬噪窄線賽弗特1型星系表現(xiàn)出顯著的變亮變紅趨勢(圖4)。

表3 分析結(jié)果Table 3 The analysis results

圖2 最佳擬合直線的斜率A的分布Fig.2 The distribution of the slope of best fit line (A)

圖3 4個(gè)伽馬噪窄線賽弗特1型星系的變亮變藍(lán)現(xiàn)象Fig.3 BWB trends for 4 γ-NLS1s

圖4 7個(gè)伽馬噪窄線賽弗特1型星系的變亮變紅現(xiàn)象Fig.4 RWB trends for 7 γ-NLS1s

3 討 論

活動(dòng)星系核的紅外波段輻射可能包括多種成分，既有熱致輻射，也有非熱致輻射，各種成分的貢獻(xiàn)比很大程度上依賴于類型和波段?；顒?dòng)星系核中，塵埃環(huán)吸收來自吸積盤的紫外/光學(xué)輻射后，將能量以紅外輻射的形式釋放，輻射的波長由塵埃溫度決定，塵埃環(huán)的溫度在1 500 K左右，輻射峰值大約幾微米[29]。除塵埃環(huán)外，寄主星系以及噴流同步輻射(對于射電噪活動(dòng)星系核)的貢獻(xiàn)也應(yīng)適時(shí)考慮[30]。

文[31]利用廣域紅外巡天探測器巡天的W1/W2波段數(shù)據(jù)研究了492個(gè)探測到射電輻射的窄線賽弗特1型星系長期紅外顏色(W1-W2)變化，發(fā)現(xiàn)69%的源表現(xiàn)出大于1σ的顏色變化，在這些源中，27%表現(xiàn)出變亮變紅趨勢，42%表現(xiàn)出變亮變藍(lán)趨勢。在雙成分(活動(dòng)星系核輻射+寄主星系輻射)框架下，文中給出了變亮變紅和變亮變藍(lán)趨勢的可能解釋：在活動(dòng)星系核輻射主導(dǎo)的情況下(明亮狀態(tài))，傾向于表現(xiàn)出變亮變紅的趨勢，而當(dāng)活動(dòng)星系核的輻射和寄主星系的輻射可以比較時(shí)(暗弱狀態(tài))，傾向于表現(xiàn)出變亮變藍(lán)的趨勢。本文聚焦于其中更為特殊的伽馬噪窄線賽弗特1型星系子類，研究了它們的長期亮度和顏色變化。需要指出的是：(1)9個(gè)列入文[31]的伽馬噪窄線賽弗特1型星系全部包含在本文的分析樣本中(表1的源名用 “?” 標(biāo)記)，對于其中的8個(gè)源，分析結(jié)果與文[31]得到的結(jié)果完全一致(SBS 0846+513，NVSS J093241+530633，PMN J0948+0022，PKS 1502+036，TXS 1518+423和SDSS J211852.96-073227.5表現(xiàn)出顯著的變亮變紅趨勢，GB6 J0937+5008和PMN J2118+0013未表現(xiàn)顯著的變亮變紅或變亮變藍(lán)趨勢)。文[31]認(rèn)為NVSS J142106+385522表現(xiàn)出長期的變亮變紅趨勢，而根據(jù)本文的分析，這個(gè)源表現(xiàn)出顯著的長期亮度變化，但卻未表現(xiàn)出顯著的長期顏色變化，因而未對其進(jìn)行顏色-星等的線性擬合和相關(guān)分析。(2)利用截至2019年12月的廣域紅外巡天探測器觀測數(shù)據(jù)，每個(gè)源的觀測窗口數(shù)比文[31]多2～5個(gè)。本文的分析結(jié)果表明，伽馬噪窄線賽弗特1型星系同時(shí)存在變亮變紅和變亮變藍(lán)的趨勢，其中68%(17/25)的源表現(xiàn)出統(tǒng)計(jì)上顯著的長期顏色(W1-W2)變化，與文[31]的結(jié)果吻合，在這些源中，41%(7/17)表現(xiàn)出變亮變紅趨勢，24%(4/17)表現(xiàn)出變亮變藍(lán)趨勢，暗示伽馬噪窄線賽弗特1型星系更傾向于表現(xiàn)出變亮變紅的趨勢，這可能是由于伽馬噪窄線賽弗特1型星系存在明顯的噴流輻射且吸積率更高，更容易主導(dǎo)整體輻射所導(dǎo)致的。目前已知的伽馬噪窄線賽弗特1型星系樣本小，文中的分析比較僅提供了伽馬噪窄線賽弗特1型星系紅外輻射的些許線索，本文的猜想有待將來更大樣本分析的驗(yàn)證。另外，結(jié)合其他手段(例如快速光變和能譜擬合)能更好地探索，定量得出不同成分在紅外輻射中的貢獻(xiàn)比例。

致謝：感謝芬蘭圖爾庫大學(xué)Suvendu Rakshit博士的熱心幫助。感謝廣域紅外巡天探測器提供的數(shù)據(jù)。本文得到國家天文科學(xué)數(shù)據(jù)中心、中國科學(xué)院天文科學(xué)數(shù)據(jù)中心、中國虛擬天文臺(tái)、國家天文臺(tái)-阿里云天文大數(shù)據(jù)聯(lián)合研究中心提供的數(shù)據(jù)資源和技術(shù)支持，在此一并表示感謝。