楊 星，易庭豐，毛李勝

(云南師范大學物理與電子信息學院，云南 昆明 650500)

耀變體(Blazar)是一類噴流與視線方向近似平行的活動星系核，其觀測特征包括寬波段電磁輻射、高光度、高偏振、視超光速運動等[1]。耀變體包括平譜射電類星體( Flat Spectrum Radio Quasars, FSRQs)和蝎虎型天體(BL Lacertae Objects)兩個子類， 兩者的差別主要體現(xiàn)在光譜中有無寬發(fā)射線[1]。普遍認為， 耀變體在幾乎整個電磁波段表現(xiàn)出各種時標(從幾分鐘到幾年量級不等)的光變，少數(shù)耀變體表現(xiàn)出周期性光變現(xiàn)象[2-5]。光變研究一直是探索耀變體內部輻射過程和物理機制的最有效手段之一。由于耀變體噴流方向與觀測視線之間的夾角小(θ< 10°)，耀變體的輻射因多普勒效應而增強[1,6]。多普勒因子(δ)可以通過噴流中物質流速度(β)以及視角(θ)兩個本征參數(shù)定義。然而這兩個量都是不可直接觀測的量，因此，有必要用新的其他方法估算多普勒因子。在各種估算多普勒因子的方法中，通過射電光變估算多普勒因子(δV)的方法相對比較簡單，因而被廣泛應用[7-10]。

B3 0307 + 380(RA=47.707 8°，Dec=38.248 3°)是一個被探測到伽馬射線輻射的平譜射電類星體[11]，紅移z=0.816。本文利用歐文斯谷射電天文臺[12]的15 GHz長時間監(jiān)測數(shù)據(jù)(觀測時長約11.4年，觀測時間從2008年1月8日到2019年5月25日)，研究B3 0307 + 380的射電光變，估算射電亮溫度和光變多普勒因子，并考察是否存在周期性光變。采用的宇宙學參數(shù)為H0=73 km·s-1·Mpc-1，Ωmatter=0.27，Ωvacuum=0.73。

1 數(shù) 據(jù)

從歐文斯谷射電天文臺官網(wǎng)(http://www.astro.caltech.edu/ovroblazars/)獲取了B3 0307 + 380的15 GHz長時間測光數(shù)據(jù)。 去除少量的壞點后， 采用的測光數(shù)據(jù)包括664個點， 約化儒略日MJD范圍約為54 473～58 628。 圖1給出了光變曲線，橫坐標為MJD，縱坐標為以Jy為單位的15 GHz流量及誤差(大部分誤差很小，無法在圖中分辨)。

圖1 B3 0307 + 380的15 GHz光變曲線

Fig.1 The 15GHz light curve of B3 0307 + 380

2 多普勒因子估算

基于光變時標限定的尺度，文[13]給出了耀變體亮溫度的計算公式：

(1)

其中，Tb為亮溫度；ΔF為以Jy為單位的流量變化值(光變幅度)；tob為以天為單位的光變時標；λ為以cm為單位的觀測波長；D為以Mpc為單位的光度距離。

圖1顯示B3 0307 + 380的射電光變曲線中表現(xiàn)出多個爆發(fā)過程。從中挑選12個包含上升和下降階段的完整爆發(fā)過程， 采用文[14]提供的雙指數(shù)函數(shù)公式擬合這12個爆發(fā)過程。具體公式如下：

(2)

其中，F(xiàn)c為基底流量；t0為峰對應的時間；tr和td分別為指數(shù)上升時標和下降時標；F0為爆發(fā)的幅度。

(3)

圖3給出了多普勒因子δV的分布情況。δV的值分布在(9.12 ± 0.58)～(35.38 ± 3.34)，平均值為18.65 ± 7.11 (sd)，中值約為18.14。

圖2 12個爆發(fā)過程的曲線擬合

Fig.2 Curve fitting of twelve flares

表1 爆發(fā)過程的擬合結果

3 周期分析

歷史文獻中不斷有關于耀變體周期性光變的報道[18-19]。耀變體的周期性光變研究， 對理解其內部輻射的物理機制和輻射區(qū)的幾何性質有重要意義。目前，比較常用的周期分析方法有Lomb-Scargle周期圖方法[20-21]和加權小波分析方法[22]等。 利用這兩種方法探索了B3 0307 + 380的15 GHz光變曲線是否存在周期光變，結果列于圖4。圖4(a)為Lomb-Scargle周期圖方法的分析結果，圖中按照文[23]提供的基于紅噪聲的蒙特卡洛方法給出了95%、 99%、99.7%置信度曲線。 結果可看出，存在一個約244 ± 11天的 >99%置信度的周期，同時也存在一個約465 ± 40天的 >99%置信度的周期，后者大約為前者的兩倍。圖4(b)為加權小波分析結果， 圖中大致可以看出，存在一個大約250天的周期，并且這個周期基本持續(xù)，特別是在觀測時間的中段。

圖3 光變多普勒因子δV的分布

Fig.3 The distribution of variability Doppler factorδV

4 總結與討論

耀變體光變曲線的主要特征是在多波段呈現(xiàn)大幅快速光變且存在高偏振。通常認為，相對論性噴流的聚束效應是導致這些極端觀測特征出現(xiàn)的原因。 歐文斯谷射電天文臺的長時間監(jiān)測數(shù)據(jù)顯示，平譜射電類星體B3 0307 + 380的15 GHz射電光變曲線中表現(xiàn)出多個爆發(fā)過程。利用雙指數(shù)函數(shù)擬合了12個爆發(fā)過程，得出光變多普勒因子分布在(9.12 ± 0.58)～(35.38 ± 3.34)范圍內，平均值為18.65 ± 7.11 (sd)。 這表明B3 0307 + 380的射電輻射存在顯著的多普勒增亮效應，支持被廣泛接受的相對論性噴流模型。

圖4 (a) Lomb-Scargle周期分析結果；(b) 加權小波周期分析結果

Fig.4 (a) The results of LSP; (b) WWZ period analysis

耀變體的周期光變可能與輻射區(qū)域在噴流中沿著螺旋形軌跡作相對論性運動有關[24]。具體來說，由于螺旋形運動導致觀測視角作周期性變化，多普勒因子也發(fā)生相應的變化，從而導致多普勒增亮的輻射流量受此效應的調制。圖5給出了多普勒因子在12個爆發(fā)過程之間的變化情況。

圖5 光變多普勒因子δV的變化。 每個點對應的約化儒略日值取擬合參數(shù)t0及其誤差，δV取上升和下降階段對應多普勒因子的平均值及其誤差

Fig.5 The variability ofδV. The MJD of each point adopts the fitting parametert0and its error, andδVadopts the average value of Doppler factors during the rise and decay processes and its error

從圖5可以發(fā)現(xiàn)，多普勒因子隨時間呈現(xiàn)一定的振蕩。 我們猜測B3 0307 + 380的射電周期光變可能與螺旋噴流模型有關。需要指出的是，B3 0307 + 380約244天的射電周期置信度僅為大于2σ水平，還有待進一步確認。另外，關于周期的解釋，螺旋噴流模型僅是可能的原因，還有很多其他的機制值得參考[18,25]。

致謝：感謝歐文斯谷射電天文臺的數(shù)據(jù)支持。