費米耀變體和射電噪類窄線賽弗特1 星系之間的關系

黃 霞，陳永云，馬 力，李懷珍

（1.昆明醫科大學 海源學院，云南 昆明 651700；2.曲靖師范學院，云南 曲靖 655000；3.云南師范大學 物理與電子信息學院，云南 昆明 650500；4.玉溪師范學院 物理與電子工程學院，云南 玉溪 653100）

0 引 言

Blazars 是活動星系核（AGNs）中特殊的一個子類，它的噴流指向觀測者[1,2].多普勒效應增強了耀變體的噴流發射，因此它們呈現出很強的聚束效應.根據光學發射線的等值寬度（EW），Blazars 分為平譜射電類星體（FSRQs）和蝎虎天體（BL Lacs）.FSRQs 具有較強的發射線（EW ＞5A），BL Lacs的發射線則很弱甚至沒有發射線（EW ＜5A）.然而，Ghisellini 等人認為用發射線等值寬度劃分FSRQs和BL Lacs 并不是最好的指標，因此他們提出了FSRQs 和BL Lacs 之間更多的物理區別，他們發現FSRQs 和BL Lacs 可以用LBLR/LEDD～5×10-4來劃分[3]，也有一些作者會用吸積盤光度在愛丁頓單位（LDisk/LEDD～10-2）來劃分FSRQs 和BL Lacs[4,5]，FSRQs 的LDisk/LEDD＞10-2，而BL Lacs 的LDisk/LEDD＜10-2.他們認為，是由于吸積模式的變化而造成FSRQs 和BL Lacs 不同.

Osterbrock，Pogge 在1985 年發現了一類有趣的AGN 星系——窄線賽弗特1 星系（NLS1s）[5]，窄線賽弗特1 星系是賽弗特1 星系中的一個子類，它的特點是半峰全寬（FWHM）Hβ≤2 000 km/s，發射線較弱（OIII/Hβ＜3），有強的Fe II 發射線[6]，在軟X 射線光譜波段有較明顯的起伏、大振幅和快速的X 射線變化[7,8]，較小的黑洞質量（106～108）和較高的愛丁頓極限[9].NLS1s 通常認為是射電靜類星系（射電噪度RL=Sradio/Soptical＜10，其中Sradio是5 GHz 輻射流密度，Soptical是在4 400 A 光學輻射流密度[10]）.因此，首次發現射電噪類窄線Seyfert 1 星系（RLNLS1s）RL ＞10 似乎很反常，只有5%～7%的NLS1s 是射電噪類的[11].因為RLNLS1s 具有致密的射電核、非常高的亮溫度、高偏振的射電輻射流量和高的吸積率[12,13].因此，一些研究者認為blazars 和RLNLS1s 之間可能存在關系.Yuan 等人發現強RLNLS1s （RL ＞100）的光譜能量分布與blazars 相似[14]，Foschini 等人提出RLNLS1s 的中心引擎與blazars 的非常相似[15].Berton 等人認為RLNLS1s 可能是早期的低光度blazars[13].從而，可能存在RLNLS1 →FSRQs → BL Lacs 的演化系列[16].Singh、Chand 發現RLNLS1 經常會表現出與blazars 一樣的特性，例如致密的射電核區、射電偏振等[17].Chen 等人發現RLNLS1 屬于blazars 系列[18].

自從費米空間望遠鏡（Fermi-LAT）發射以來[19]，Fermi-LAT 陸續檢測到一些NLS1s.這些具有γ射線發射的NLS1s 引起了天文學家的注意.特別是，γ射線的發射證實了NLS1s 中存在強的相對論噴流.更重要的是，這些γ射線通常是在RLNLS1 中被探測到.Sun 等人比較了GeV 波段的NLS1s 和blazars 的性質，他們發現GeV 波段NLS1s 的噴流特性更類似于FSRQs[20].Paliya 等人認為γ波段NLS1s 的觀測性質與blazars 相類似[21].Paliya 等人發現γ波段NLS1s 的寬波帶光譜能量分布（SED）類似于費米blazars，尤其是與FSRQs 相似[22].雖然耀變體與NLS1s 之間的關系已經有了一些研究，但是目前仍存在一些問題，如FSRQs、BL Lacs 和RLNLS1 之間的關系是什么？這三種不同類型的AGN 的噴流形成機制相同嗎？是什么原因導致這三種星系的黑洞質量、吸積率或聚束效應之間的差異？

為了研究上述問題，我們采用Fermi blazars 和RLNLS1s 的大樣本，通過噴流功率、黑洞質量、吸積盤光度、吸積率和核主導參數來探討它們之間的關系.本文的第1 部分是樣本，第2 部分是結果，第3 部分是討論，第4 節是結論.本文采用以下宇宙學參數：H0=70 kms-1Mpc-1，Ωm=0.3，ΩA=0.7.

1 數 據

1.1 費米耀變體數據

本文中選取了費米耀變體的大樣本，它們具有確定的紅移、黑洞質量、寬線區光度、光學B 波段數據、光學V 波段數據、1.4 GHz 射電延展光度和1.4 GHz 射電核光度.我們采用Chen 等人的樣本，他們已經收集了大量具有可靠紅移、光學V 波段數據、1.4 GHz 射電延展光度和1.4 GHz 射電核光度的費米blazars 樣本[23].我們從NED 得到了這些費米blazars 的光學B 波段數據，其中黑洞質量和寬線區光度來自Chen 和Xiong 等人，他們已經詳細地描述了計算黑洞質量和寬線區光度的方法[24,25].

1.2 射電噪窄線賽弗特1 星系

我們還收集了具有可靠的紅移、黑洞質量、寬線區光度、光學B 波段幅值、光學V 波段幅值、1.4GHz延展射電光度和1.4 GHz 射電核光度的rlnls1 的大樣本.我們選用了Foschini 等人的樣本，他們列出了42 個具有可靠的紅移、黑洞質量、吸積盤光度和15 GHz 射電核流量的rlnls1[15]，并且從NED 中得到了這42 個RLNLS1 光學B 波段和 V 波段的數據.我們通過假設αcore=0，用15 GHz 射電核流量外推得到1.4GHz 射電核流量Score，從而得到1.4 GHz 延展射電光度，Sext=Stotal-Score，其中，1.4 GHz 的總射電流量Stotal來自NED.我們將RLNLS1 通過射電噪度參數（1.4 GHz 與光學B 波段流量之比，R1.4=F1.4GHz/FB-band）[10]分為低射電噪窄線賽弗特1 星系（L-RLNLS1s）和高射電噪窄線賽弗特1 星系（V-RLNLS1s）.當R1.4＜300 時，定義為L-RLNLS1s，當R1.4＞300 時，則定義為V-RLNLS1s.

Cavagnolo 等人使用了Chanard X 射線和射電數據研究噴流動能與射電光度的關系，他們發現噴流動能和延展射電光度之間有顯著的相關性[26].為了避免聚束效應，Meyer 等人使用300 MHz 的低頻射電延展光度來估計噴流的動能功率[27].因此，噴流動能功率不受聚束效應的影響，噴流動能功率計算公式如下.

噴流動能功率的單位是erg s-1.Zhang 等人將輻射能流密度從1.4 GHz 外推到300 MHz，并估算了AGN 的噴流功率[28].根據Meyer 和Zhang 等人文中提到的假設光譜指數α=1.2[27,28]，我們也將延展輻射能流密度從1.4 GHz 外推至300 MHz.并利用公式（1）得到噴流功率.

2 結 果

2.1 射電延展光度與紅移和核心光度的關系

根據統一模型，FSRQ 和FRII 射電星系是統一的，而BL Lacs 和FRI 射電星系也是統一的，F-RLNLS1s的特性與FSRQ 類似.因此，我們在下文中討論FSRQ、BL Lacs、RLNLS、FRII 和FRI 射電星系之間是否存在統一或演化關系.圖1 左圖顯示的是1.4 GHz 延展射電光度與紅移之間的關系，右圖顯示的是1.4GHz 延展射電光度與1.4 GHz 射電核光度之間的關系，實線表示FRI 和FRII 的界線[29].左圖中，我們發現V-RLNLS1 和FSRQ 大部分在FRII 射電光度范圍內，部分BL Lacs 則趨近FRI/FRII 的范圍.結果表明，在V-RLNLS1、FSRQs 和FRII 射電星系之間可能存在一種統一的關系.同時，我們發現L-RLNLS1s的紅移比費米blazars ?。ㄒ娮髨D），這一結果可能表明這些L-RLNLS1s 是處于演化早期的類星體.

圖1 1.4GHz擴展射電光度與紅移之間的關系（左），1.4GHz擴展射電光度與1.4GHz射電核心光度之間的關系（右）.

從圖1 的右圖中，我們排除紅移的影響（rx,y,z=0.74），通過偏相關回歸分析后，得到射電核光度與射電延展光度之間存在較強的相關性.這種相關性意味著射電瓣的噴流與AGNs 的中心核區密切相關.我們還得到FSRQs 的logLcore平均值為，BL Lacs 的logLcore平均值為L-RLNLS1s的logLcore平均值為，V-RLNLS1s的logLcore平均值為我們發現V-RLNLS1s 比BL Lacs 具有更高的射電核光度，這一結果表明V-RLNLS1s 比BL Lacs 具有更強的聚束效應.

2.2 指向效應

強統一模型認為，觀測AGN 的差異是由于多普勒效應（聚束效應）.我們用兩個參數來描述聚束效應，即logRcore和logRv.采用射電核流量密度（Score）與延展射電流量密度（Sext）之比作為核主導參數（Rcore），它也被用作多普勒效應的指針[30].對流量密度進行k修正，最后用公式計算出核主導系數，其中αcore=0，αext=0.8.Kharb 等人使用另一個參數Rv作為MOJAVE blazars 樣本的聚束效應指針[31].Rv是用射電核光度與經過k 校正的絕對V 波段星等（Mabs）的比值來定義[32]，即其中k修正光譜指數為αopt=0.5.根據Kharb 等[31]的方法，我們估算了費米blazars 和F-RLNLS1s 樣本的Rv參數.

圖2 是樣本的logRcore和logRv分布圖.從左圖中，可以看到FSRQ 的logRcore在 0 到 2.5 的范圍之內，其平均值為；BL Lacs 的logRcore分布范圍從-0.5 到3.0，其平均值為；L-RLNLS1s 的logRcore分布范圍從-1.0 到3.0，其平均值為；V-RLNLS1s 的logRcore分布范圍從-1.0 到1.5，其平均值為通過K-S 檢驗，結果顯示FSRQs 與V-RLNLS1s 的logRcore分布上存在顯著差異，但在右圖中兩者之間沒有顯著差異.這個結果表明，FSRQs 與V-RLNLS1s 之間的差異可能是由于觀測角度的不同造成的.

圖2 logRcore（左）和 logRv（右）分布圖.

從右圖中，可以看出，FSRQs 和BL Lacs 的logRv具有明顯的雙峰分布，FSRQs 的logRv高于BL Lacs.FSRQs 的logRv分布范圍在2.0 到5.0 之間，平均值為；BL Lacs 的logRv分布范圍在0 到4.0 之間，平均值為；L-RLNLS1s 的logRv分布范圍在0.5 到2.0之間，平均值為；V-RLNLS1s 的logRv分布范圍在2.0 到3.3 之間，平均值為結果顯示V-RLNLS1s 具有較高的logRv，這表明除了FSRQs，V-RLNLS1s 也具有較強的聚束效應.更重要的是，我們可以看到V-RLNLS1s 占據了FSRQs 分布的低logRv端.使用K-S 檢驗，我們發現不同類型間存在顯著差異.這些結果表明，聚束效應可能導致不同AGNs 觀測的差異.

為了比較Rcore和Rv，哪一個更好指示聚束效應，我們分別研究了它們與1.4 GHz 射電光度之間的關系.圖3 的左圖是logRcore與1.4 GHz 射電核光度的關系，右圖是logRv與1.4 GHz 射電核光度的關系.我們發現，logRv與1.4 GHz 射電核光度之間存在強相關性，這一結果表明Rv比Rcore能更好的指示聚束效應.Kharb 等人在2010 年也發現了Rv能更好的指示聚束效應[34].Chen 等人研究了3 期費米blazars的Rv、Rcore和γ射線光度之間的關系，他們發現Rv和γ射線光度之間存在顯著的相關性，他們的結果同樣表明了Rv確實比Rcore能更好的指示聚束效應[23].圖4 是1.4 GHz 射電延展光度與logRcore和logRv的關系圖，從圖中，我們還發現Rv似乎與延展射電光度顯示出正相關性，然而，偏相關回歸分析表明當排除logLcore的影響時（rx,y,z= - 0.15，p=0.056），Rv和延展射電光度之間沒有顯著的相關性，這個結果表明延展射電光度沒有聚束效應.

歐陽修致力于收集古金石拓本，積至千卷，又將其為拓本所作題跋匯集，編為《集古錄》(亦稱《集古錄跋尾》)一書，其子歐陽棐又編次其目，成《集古錄目》。從內容上講，這兩本書顯然各有不同，一則近于文章評論與史學考證，一則為專門目錄；但從文獻形態而言，二者皆以書籍的面目出現并傳世。對朱熹來說，這些“古金石”的吸引力不僅來自其作為古物的一面，更是來自其作為文本或文獻的一面，他更看重的是其“古金石文字”的屬性。他將歐、趙二書進行比較，指出《金石錄》“銓序益條理，考證益精博”，也著眼于其書籍與文獻的屬性，而無關于古物的收藏。從這一段話中也可以看出，在朱子看來，金石學與書籍及文獻都有密切的關系。

圖3 1.4 GHz 射電核光度與logRcore 和logRv 的關系.

圖4 1.4 GHz 射電延展光度與logRcore 和logRv 的關系.

2.3 噴流的性質

2.3.1 噴流功率的分布

圖5 顯示了噴流動能功率的分布.FSRQs 和BL Lacs 的噴流動能功率呈現雙峰分布.FSRQs 的峰值為1045.5；BL Lacs 的峰值為1044.0.BL Lacs 和V-RLNLS1s 的噴流動能功率相同，L-RLNLS1s 的噴流動能功率最?。ū?）.

表1 樣本的平均值

圖5 噴流功率的直方圖.

2.3.2 噴流功率與愛丁頓比和噴流產生效率的分布

圖6 左圖顯示了樣本的噴流功率與愛丁頓比噴流功率之比（logPjet/LEdd）的分布.我們發現FSRQs和BL Lacs 的愛丁頓比噴流功率呈雙峰分布；FSRQs 的平均值大于-2，BL Lacs 的平均值小于-2，同時，我們還發現，V-RLNLS1s 和FSRQs、BL Lacs 和L-RLNLS1s 的愛丁頓比噴流功率的分布大致重疊，經K-S檢驗得到，V-RLNLS1s 和FSRQs、BL Lacs 和L-RLNLS1s 具有相似的分布.

圖6 愛丁頓比噴流功率(左)和噴流產生效率(右)的直方圖.

2.3.3 噴流功率和黑洞質量

射電星系根據射電光度[36]分為兩種類型，FRI 和FRII.Ledlow，Owen 利用180 個射電星系來研究FRI/FRII 分界，在1.4 GHz 射電光度與絕對星等的比中這種分界更加顯著[29,37].Wu，Cao 使用logPjetlogMBH劃分FRI 和FRII 射電星系[38].Xu 等人通過使用不同宇宙學參數對噴流功率和黑洞質量進行了修正[39]，可以表示為：

Blundell、Rawlings 認為因子f最有可能在10～20的范圍內[40].圖7 是FSRQs、BL Lacs、L-RLNLS1s和V-RLNLS1s 的黑洞質量（MBH）與射流功率（Pjet）之間的關系.值得注意的是，在logM-logPjet關系中，FRI 和FRII 使用f=10 和20 的分界線將FSRQs 和V-RLNLS1s 與BL Lacs 大致分離開，這支持了FSRQs、V-RLNLS1s 和FRII 是統一的射電星系.Willott 等人認為，f=10 可能是磁場演化的結果，他們發現f= 20對應于Lion/～2.5×10-2[41].

圖7 黑洞質量與噴流功率的關系圖.

2.3.4 噴流功率和吸積盤光度

圖8 是噴流功率和吸積盤光度之間的關系，我們使用線性回歸方法擬合噴流功率和吸積盤光度之間的關系（紫紅色實線）.我們發現噴流功率與吸積盤光度有很強的相關性（r=0.64，p=3×10-15），關系式為：

圖8 噴流功率與吸積盤光度的關系.

我們還擬合了費米blazars 的噴流功率與吸積盤光度的關系（黑色虛線），關系式為：

同時還擬合了費米blazars 和VF-RLNLS1s 的射流功率與吸積盤光度的關系，關系式為：

青色實線表示噴流功率和吸積盤光度相等（Pjet=Ldisk），陰影區域對應1σ，2σ和3σ誤差范圍，其中σ= 0.5.平均誤差棒對應logLDisk的不確定度為0.5，logPjet的不確定度為0.7.噴流功率與吸積盤光度有顯著的相關性，表明噴流與吸積關系密切.有趣的是，當包含V-RLNLS1s 樣本時，費米blazars 的斜率沒有顯著變化，說明V-RLNLS1s 遵循費米blazars 的logPjet-logLDisk關系.但是，L-RLNLS1s 不遵循這種關系，這些結果更可能說明V-RLNLS1s 噴流的形成機制與費米blazars 相似.我們還發現大多數FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 具有logPjet＜logLDisk，這可能意味著這些源具有強的吸積盤.

3 討 論

3.1 射電噪類窄線賽弗特1 星系的噴流功率

一般認為噴流功率與黑洞質量之間有一定的關系.大的黑洞質量可能導致高噴流功率.一些作者認為，當噴流功率被黑洞質量歸一化時，黑洞系統具有類似的噴流功率[15,22].我們用噴流功率除以愛丁頓光度，發現V-RLNLS1s 和FSRQs、L-RLNLS1s和BL-Lacs 的logPjet/LEdd有相似分布（表2）.Heinz，Sunyaev 提出，噴流功率與黑洞質量成比例，即Pjet∝（歸一化的噴流功率），這適用于高輻射效率和低吸積率[42].我們研究了整個樣本的Pjet∝的分布情況（圖9）.我們發現，L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s傾向于具有高歸一化的噴流功率.這些結果意味著，L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 由于低的黑洞質量導致低的噴流功率.

表2 樣本的K-S 檢驗

圖9 噴流功率和吸積率的關系.

3.2 費米blazars、RLNLS1s 和射電星系的統一

通常認為blazars 和射電星系具有相同的物理特性.他們的觀測差異是由于多普勒聚束效應引起的各向異性輻射[1].Hovatta 等人比較了FSRQs、BL Lacs 和射電星系的多普勒因子分布，他們發現FSRQs和BL Lacs 的多普勒因子高于射電星系[43]，這表明blazars 具有較強的聚束效應，而射電星系的聚束效應較弱.許多研究者已經通過使用相對較小的樣本證實了blazars 和射電星系之間的統一情況[24,39]，在本文中，我們發現基于1.4 GHz 延展射電光度和紅移的關系，FSRQs 位于FRII 區域（圖1）中.此外，我們還發現FSRQs 和BL Lacs 被Ledlow、Owen[29]的FRI/FR II 分界線分開，這些結果支持了FR I/FR II 與BL Lacs/FSRQs 之間的統一性.

到目前為止，γ射線的NLS1 通常在RLNLS1 中被探測到，這說明RLNLS1 有強相對論噴流.為什么這些RLNLS1 有一個強的相對論噴流？Paliya 等人研究了γ射線的NLS1 的物理性質，他們發現，相較于blazars，γ射線的NLS1 具有更低的多普勒因子[22].根據Urry、Padovani[1]的統一模型，AGN 的觀測差異可以通過使用視角的差異解釋，即聚束效應.隨后，Shen 和Ho 建議，可以使用兩個簡單的量：愛丁頓比（相對Fe II 強度RFeII）和指向效應（Hβ的FWHM）來解釋不同類型的AGN[44].我們研究Fermi 類星體和RLNLS1s 的吸積率（LDisk/LEdd）和指向效應（logRv）.盡管L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s的吸積率分布類似于FSRQs，但FSRQs 傾向于具有較高的logRv.使用K-S 測試，L-RLNLS1s、V-RLNLS1s和FSRQs 在logRv的分布上存在顯著差異（表1）.我們的結果證實，可以使用吸積率（LDisk/LEdd）和指向效應（logRv）來解釋AGN 之間的觀測差異.

Ledlow 和Owen 發現可以用射電噴流功率和寄主星系絕對星等之間的關系來將FR I/FR II 分類[29].我們研究了費米blazars 和RLNLS1 的射電功率與黑洞質量之間的關系.通過使用FR I/FR II 分界線（圖7），把FSRQs 和V-RLNLS1 大致與BL Lacs 分隔開.FSRQs 和 V-RLNLS1 位于 FR I/FR II 分界線之上，而BL Lacs 和 L-RLNLS1 位于該分界線之下.此外，基于1.4 GHz 延展射電光度和紅移，FSRQs 和V-RLNLS1傾向于位于FR II 區域，而L-RLNLS1 傾向位于FR I 區域（圖1）.這些結果暗示了FSRQs、V-RLNLS1和FRII 射電星系的統一.

3.3 噴流吸積關系

人們普遍認為，噴流與吸積之間存在著密切的聯系.許多研究者已經證實噴流和吸積之間存在著密切的相關性[22,24,25].根據 Heinz、Sunyaev[42]的理論，噴流和吸積之間的關系也可以用來理解相對論噴流的統一[16].研究 RLNLS1 是否也遵循同樣的模式是很有意義的.同時，比較低黑洞質量系統和高黑洞質量系統（即費米blazars）的噴流-吸積關系也很有趣.這個比較將使我們理解驅動這兩種AGN 的中心引擎的異同.

我們發現整個樣本的噴流功率與吸積盤光度之間有很強的相關性，這表明噴流與吸積有密切的聯系.此外，V-RLNLS1 遵循費米blazars 之間的logPjet-logLDisk相關性.然而，L-RLNLS1 則不遵循，它們的噴流功率明顯比費米blazars 小很多，而盤光度與低噴流功率的費米blazars 差不多.這些結果表明V-RLNLS1 的噴流形成機制與費米blazars 相似.

我們還發現大多數FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1 的logPjet＜logLDisk，而大多數的BL Lacs 的logPjet＞logLDisk.可能的解釋是：FSRQs、L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 是年輕的AGN，它們具有低的黑洞質量，高的吸積率和輻射效率.隨著時間推移，FSRQs, L-RLNLS1s 和V-RLNLS1s 將具有更低的吸積率和更低的吸積效率.當LDisk/LEdd＜- 2 時，吸積模式發生改變，具有較低的輻射效率，因此 L-RLNLS1s、V-RLNLS1s 和FSRQs 變成了BL Lacs[16].

4 結 論

我們使用了大樣本的費米blazars 和F-RLNLS1s 研究它們之間的關系，得到了以下結論：

（1）與BL-Lacs 和L-RLNLS1s 相比，V-RLNLS1 具有較高的logRv，這一結果表明V-RLNLS1 具有很強的聚束效應.

（2）通過FRI 和FRII 之間的分界線（logPjet-logMBH），V-RLNLS1 和FSRQ 與BL Lacs 能被分開，這些結果表明FSRQ、V-RLNLS1 與FRII 射電星系統一.

（3）V-RLNLS1 遵循費米blazars 中的logPjet-logLdisk相關性，這些結果表明V-RLNLS1s 噴流的形成機制類似于費米耀變體.

（4）大多數L-RLNLS1、V-RLNLS1s 和FS RQ 具有logPjet＜logLdisk，這支持L-RLNLS1s、V-RLNS1和FSRQ 可能具有很強的吸積盤.