何思樂 蔡金庭 楊江河 樊軍輝

3C66A的光學觀測與周期分析

何思樂1,2,3, 蔡金庭1,2,3, 楊江河1,4, 樊軍輝1,2,3

(1. 廣州大學 天體物理中心, 廣東 廣州, 510006; 2. 廣東省教育廳天文觀測與技術重點實驗室, 廣東 廣州, 510006; 3. 廣州市天文觀測與技術重點實驗室, 廣東 廣州, 510006; 4. 湖南文理學院 數(shù)理學院, 湖南 常德, 415000)

用國家天文臺興隆觀測站1.26 m紅外/光學望遠鏡, 在2019年9月～2020年1月間對BL Lac天體3C66A進行了SDSS-g,r,i 3個波段的光學觀測。利用功率譜方法、Jurkevich方法及離散相關函數(shù)分別對其光變曲線進行了周期性分析。結果顯示, 3C66A存在約32.0 d的光變周期, 其可用螺旋噴流模型進行解釋。

活動星系核; BL Lac天體; 3C66A; 光變分析

耀變體是活動星系核(AGN)中最活躍的子類, 表現(xiàn)出很多極端的觀測性質, 如大幅度且快速變化的光變, 高而變化的偏振, 有的還具有視超光速運動或高能γ射線輻射等等[1–2]。根據(jù)發(fā)射線的觀測特征, 耀變體可以分成平譜射電類星體(FSRQ)和蝎虎型BL天體(BL Lac)兩類。它們的連續(xù)譜非常相似, 但FSRQ具有很強的發(fā)射線而BL Lac沒有或只有很弱的發(fā)射線。通過發(fā)射線等效線寬可以對這兩者進行區(qū)分, BL Lac天體發(fā)射線的等效線寬<5 ?。

耀變體3C66A(0219+428)通常被證認為一顆中等同步峰頻(IBL)的BLLac天體[3], 即其同步峰頻在1014Hz到1015Hz之間[4]。自1974年其光學類型被Wills&Wills證認以來[5], 3C66A在射電、紅外、光學、紫外、X射線和γ射線都被觀測到存在不同時標的光變[6–9]。Miller等[10]從3C66A的譜線中證認出微弱的MgII發(fā)射線, 從而得到了= 0.444的紅移。Lanzetta等[11]的工作中再次證實了這一點。然而, Bramel等[12]指出這種確認紅移的方式仍具有一定不確定性。其后Finke等[13]及Shaw等[14]的工作中均無發(fā)現(xiàn)光學波段的特征譜線。Paiano等[15]也再一次指出, 3C66A的紅移仍不能完全確認。

1 觀測3C66A

對3C66A的光學觀測是在中國科學院國家天文臺興隆觀測站1.26 m紅外/光學望遠鏡上進行的[16]。其上搭載了三通道成像系統(tǒng)TRIPOL5, 可同時對SDSS-g,r,i 3個波段成像觀測。探測器采用3個SBIGSTT-8300M, CCD像素陣列為3 326 × 2 504, 視場為6.0′ × 4.5′。

從2019年9月～2020年1月間, 得到了共計47晚的SDSS-g,r,i3個波段的觀測數(shù)據(jù)。其中由于通道故障等原因, g波段只有38晚的數(shù)據(jù)。

數(shù)據(jù)處理過程利用了IRAF(Image Reduction and Analysis Facility), 對進行了本底矯正與平場處理的圖像, 通過孔徑測光得到儀器星等?？讖酱笮∪?.5倍半高全寬(FWHM)。

為了減少大氣視寧度變化的影響, 目標源星等的定標采用了較差測光的方法。選取了一組亮度與位置接近目標源的非變星作為標準星, 分別記為C2、C3、C5和C6。Smith&Balonek[17]、Fiorucci&Tosti[18]及Craine等[19]的工作中分別給出了這些比較星的測光序列。通過冪律擬合, 分別得到每顆標準星的SDSS-g,r,i 3個波段的星等, 見表1(表格第7列star in reference中, 1代表文獻[17], 2代表文獻[18], 3代表文獻[19])。

表1 比較星亮度

對于每一天的數(shù)據(jù), 對這4顆標準星中, 完整出現(xiàn)在圖像中的每一個標準星C, 求它與其余任意標準星C的差值DC=C–C, 并求其標準差(DC)。選擇標準差(DC)最小的2個標準星作為比較星。將2個比較星分別算到的目標源的星等的均值作為最終得到的目標源的星等。并將相應的標準差(DC)作為當天數(shù)據(jù)的誤差。

最終分別得到了1 439、1 848以及1 789個g,r,i波段的數(shù)據(jù)點, 結果見圖1。為簡潔表示, 圖中未標出誤差范圍。左圖為整個數(shù)據(jù)的光變曲線, 圖中藍色圓形標記、綠色倒三角標記、紅色方形標記分別代表g,r,i波段; 右圖為各波段的星等分布, 其分布滿足高斯分布。g,r,i波段的均值與分別為g= 14.715 mag,g= 0.204;r= 14.405 mag,r= 0.196;i= 13.977 mag,i= 0.190。對于整段光變曲線, 得到g,r,i 3個波段的最大光變分別為D= 0.901±0.031 mag,D= 0.838±0.032 mag,D= 0.984±0.047 mag, 均小于前人所觀測得到的最大值[9, 20]。

圖1 3C66A的光變曲線

2 周期分析

為了了解3C66A的光變性質, 首先通過f=0× 10-0.4mmJy將各個波段的星等轉換為流量密度[21], 見表2。整體時間跨度達到120 d。然后利用功率譜方法、Jurkevich方法以及離散相關函數(shù)對3個波段的光變數(shù)據(jù)進行分析。

功率譜方法(PSA)是周期分析的一種常用的方法, 一般通過傅立葉變換, 將觀測數(shù)據(jù)從時域轉換到頻域, 并估算其周期。由于天文數(shù)據(jù)的不連續(xù)不均勻, 天文上主要采用非均勻采樣的離散傅立葉變換來分析光變數(shù)據(jù)的周期性[22]。

表2 3C66A g,r,i波段的流量密度

在本文工作中, 采用的是時間補償離散傅立葉變換(DCDFT)[2, 23]。對于天文中的非均勻采樣數(shù)據(jù), DCDFT效果更好。為了定量判斷PSA方法中得到的周期的真實性, 使用一階自相關模型產(chǎn)生的紅噪聲進行蒙特卡羅模擬, 得到假警報幾率FAP(FAP代表了周期由紅噪聲生成的可能性)。

功率譜方法結果見圖2, 黑色實線為PSA結果, 紅色虛線(從上到下)分別為95%與80%的1-FAP。排除小于數(shù)據(jù)本身最小時間間隔的偽周期后, 得到g波段的可能周期為29.4±5.4 d, 鑒于g波段光變曲線上的巨大間隙, 這個可能周期還需要更多數(shù)據(jù)作支撐。此外, r和i波段也分別可能具有31.2±8.1 d以及32.3±9.4 d的周期, 對應FAP值分別為0.06和0.19。

圖2 3C66A的功率譜方法結果

在本文的工作中, 分組取2, 測試周期從0d到100d, 步長為2d。Jurkevich方法及Kidger判據(jù)結果見表3和圖3。通過Kidger判據(jù)可以得知, r波段具有一個30.0±4.0 d的較強的周期性; 而g波段和i波段則可能不具有顯著的周期性。

表3 Jurkevich方法及Kidger判據(jù)結果

本文中, 選擇bin= 2 d。DCF結果見圖4。由圖4可知, 在r和i波段分別具有1個34±6.0 d和32±6.0 d的可能周期。但g波段沒有得到一個顯著的周期。

圖3 m = 2時, 步長為2d的Jurkevich方法結果

3 討論

光變現(xiàn)象普遍存在于活動星系核中, 大多數(shù)變化可以用吸積盤或噴流中產(chǎn)生的隨機事件解釋。但隨機事件卻很難解釋周期性的變化現(xiàn)象。關于不同時標的周期性光變, 不同學者提出了多種可能物理成因。對于時標為年量級的光變, 一般解釋為雙黑洞中次黑洞圍繞主黑洞繞轉引起的, 而這類雙黑洞是引力波候選者[26]。耀變體的中心黑洞質量在106～1010太陽質量, 因此, 從耀變體的光變可以尋找nHz引力波源。對于時標為月量級的光變時標, 則可能是噴流的螺旋引起的[27], 而時標更短的光變則可能反應了輻射區(qū)大小[28]。3C66A曾被認為不具有特別大的光變, 并在OJ-1994計劃中作為OJ 287的比較星候選[20]。然而, Takalo等[20]卻發(fā)現(xiàn)了3C66A明顯的光變現(xiàn)象。其后, Lainela等[27]研究了3C66A自1993～1998年的數(shù)據(jù), 得到了1個大約65 d的可能周期。Katajainen等[29]發(fā)現(xiàn)3C66A的局部極小值也有著1個60～70 d左右的時間間隔, 支持了這一結論。Gu等[30]給出了2次達到13.8 mag,極大值中57 d的時間間隔。然而, B?ttcher等[6]對處于高光度活躍狀態(tài)的3C66A進行了持續(xù)一年的多望遠鏡聯(lián)合監(jiān)測, 卻未能再次發(fā)現(xiàn)3C66A周期性光變的證據(jù)。Fan等[31]對1996～2009年的數(shù)據(jù)進行研究, 顯示了1個大約156 d的可能周期及1個大約1.96年的可能周期。

圖4 對3C66A 3個波段分別使用DCF計算其周期結果

結合上述3種周期分析方法的結果, 3個波段均顯示出微弱的大約30～34 d的周期。這可能是螺旋噴流所導致。在螺旋噴流模型中, 相對論噴流中的粒子沿著螺旋路徑向外傳播, 引起視角的變化。而根據(jù)相對論集束效應, 當視角較小時, 會看到源更亮, 反之則更暗。這個模型也能解釋為什么當源處于較黯淡的時期, 周期性會顯得不明顯, 沖擊波此時已經(jīng)消散了, 便不再出現(xiàn)周期性現(xiàn)象。然而, WEBT計劃在2008年3C66A明亮態(tài)時對其進行的聯(lián)合觀測并沒有支持這一可能性。目前, 對于3C66A, 仍缺乏十分有力的證據(jù)證明其周期性。仍需要更多觀測數(shù)據(jù), 才能更好分析它的周期變化現(xiàn)象。

4 結論

用興隆站1.26 m望遠鏡, 在2019年9月～2020年1月間對3C66A的SDSS-g,r,i波段進行了觀測?；谟^測結果, 對其光變周期進行了分析, 得到以下結論: (1) 3個波段的最大光變?yōu)镈= 0.901±0.031 mag,D= 0.838±0.032 mag,D= 0.984±0.047 mag; (2) 星等分布滿足高斯分布。3個波段均值與分別為g= 14.715 mag,g= 0.204;r= 14.405 mag,r= 0.196;i= 13.977 mag,i= 0.190; (3) 利用功率譜方法、Jurkevich方法及離散相關函數(shù), 分別對觀測數(shù)據(jù)的周期性進行分析, 得到了30～34 d的周期, 其可用螺旋噴流模型進行解釋。

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Optical observation and periodicity analysis for 3C66A

He Sile1,2,3, Cai Jinting1,2,3, Yang Jianghe4,1, Fan Junhui1,2,3

(1. Center for Astrophysics, Guangzhou University, Guangzhou 510006, China; 2. Astronomy Science and Technology Research Laboratory of Department of Education of Guangdong Province, Guangzhou 510006, China; 3. Key Laboratory for Astronomical Observation and Technology of Guangzhou, Guangzhou 510006, China; 4. College of Mathematics and Physics Sciences, Hunan University of Arts and Science, Changde 415000, China)

Base on the observations of the BL Lac object 3C66A from September 2019 to January 2020 in SDSS-g,r,i wavebands using 1.26 m Infrared/Optical Telescope (NAGIOT) at Xinglong station, National Astronomical Observatories, China, we analysis the periodicity for 3C66A using Power Spectrum Analysis (PSA), Jurkevich method and Discrete Correction Function (DCF), obtain a possible period of 32.0 days, which can be explained by the helical jet model.

Active Galactic Nuclei; BL Lacertae objects; 3C66A; Variability analysis

P 157

A

1672–6146(2021)02–0021–06

10.3969/j.issn.1672–6146.2021.02.005

樊軍輝, fjh@gzhu.edu.cn。

2020–12–10

國家自然科學基金項目(U2031201, 11733001, 11873073, U2031112); 廣東省基礎和應用基礎重大項目(2019B- 030302001)。

(責任編校: 張紅)