3C66A的光学观测与周期分析

何思乐 蔡金庭 杨江河 樊军辉

3C66A的光学观测与周期分析

何思乐1,2,3, 蔡金庭1,2,3, 杨江河1,4, 樊军辉1,2,3

(1. 广州大学 天体物理中心, 广东 广州, 510006; 2. 广东省教育厅天文观测与技术重点实验室, 广东 广州, 510006; 3. 广州市天文观测与技术重点实验室, 广东 广州, 510006; 4. 湖南文理学院 数理学院, 湖南 常德, 415000)

用国家天文台兴隆观测站1.26 m红外/光学望远镜, 在2019年9月～2020年1月间对BL Lac天体3C66A进行了SDSS-g,r,i 3个波段的光学观测。利用功率谱方法、Jurkevich方法及离散相关函数分别对其光变曲线进行了周期性分析。结果显示, 3C66A存在约32.0 d的光变周期, 其可用螺旋喷流模型进行解释。

活动星系核; BL Lac天体; 3C66A; 光变分析

耀变体是活动星系核(AGN)中最活跃的子类, 表现出很多极端的观测性质, 如大幅度且快速变化的光变, 高而变化的偏振, 有的还具有视超光速运动或高能γ射线辐射等等[1–2]。根据发射线的观测特征, 耀变体可以分成平谱射电类星体(FSRQ)和蝎虎型BL天体(BL Lac)两类。它们的连续谱非常相似, 但FSRQ具有很强的发射线而BL Lac没有或只有很弱的发射线。通过发射线等效线宽可以对这两者进行区分, BL Lac天体发射线的等效线宽<5 Å。

耀变体3C66A(0219+428)通常被证认为一颗中等同步峰频(IBL)的BLLac天体[3], 即其同步峰频在1014Hz到1015Hz之间[4]。自1974年其光学类型被Wills&Wills证认以来[5], 3C66A在射电、红外、光学、紫外、X射线和γ射线都被观测到存在不同时标的光变[6–9]。Miller等[10]从3C66A的谱线中证认出微弱的MgII发射线, 从而得到了= 0.444的红移。Lanzetta等[11]的工作中再次证实了这一点。然而, Bramel等[12]指出这种确认红移的方式仍具有一定不确定性。其后Finke等[13]及Shaw等[14]的工作中均无发现光学波段的特征谱线。Paiano等[15]也再一次指出, 3C66A的红移仍不能完全确认。

1 观测3C66A

对3C66A的光学观测是在中国科学院国家天文台兴隆观测站1.26 m红外/光学望远镜上进行的[16]。其上搭载了三通道成像系统TRIPOL5, 可同时对SDSS-g,r,i 3个波段成像观测。探测器采用3个SBIGSTT-8300M, CCD像素阵列为3 326 × 2 504, 视场为6.0′ × 4.5′。

从2019年9月～2020年1月间, 得到了共计47晚的SDSS-g,r,i3个波段的观测数据。其中由于通道故障等原因, g波段只有38晚的数据。

数据处理过程利用了IRAF(Image Reduction and Analysis Facility), 对进行了本底矫正与平场处理的图像, 通过孔径测光得到仪器星等。孔径大小取为1.5倍半高全宽(FWHM)。

为了减少大气视宁度变化的影响, 目标源星等的定标采用了较差测光的方法。选取了一组亮度与位置接近目标源的非变星作为标准星, 分别记为C2、C3、C5和C6。Smith&Balonek[17]、Fiorucci&Tosti[18]及Craine等[19]的工作中分别给出了这些比较星的测光序列。通过幂律拟合, 分别得到每颗标准星的SDSS-g,r,i 3个波段的星等, 见表1(表格第7列star in reference中, 1代表文献[17], 2代表文献[18], 3代表文献[19])。

表1 比较星亮度

对于每一天的数据, 对这4颗标准星中, 完整出现在图像中的每一个标准星C, 求它与其余任意标准星C的差值DC=C–C, 并求其标准差(DC)。选择标准差(DC)最小的2个标准星作为比较星。将2个比较星分别算到的目标源的星等的均值作为最终得到的目标源的星等。并将相应的标准差(DC)作为当天数据的误差。

最终分别得到了1 439、1 848以及1 789个g,r,i波段的数据点, 结果见图1。为简洁表示, 图中未标出误差范围。左图为整个数据的光变曲线, 图中蓝色圆形标记、绿色倒三角标记、红色方形标记分别代表g,r,i波段; 右图为各波段的星等分布, 其分布满足高斯分布。g,r,i波段的均值与分别为g= 14.715 mag,g= 0.204;r= 14.405 mag,r= 0.196;i= 13.977 mag,i= 0.190。对于整段光变曲线, 得到g,r,i 3个波段的最大光变分别为D= 0.901±0.031 mag,D= 0.838±0.032 mag,D= 0.984±0.047 mag, 均小于前人所观测得到的最大值[9, 20]。

图1 3C66A的光变曲线

2 周期分析

为了了解3C66A的光变性质, 首先通过f=0× 10-0.4mmJy将各个波段的星等转换为流量密度[21], 见表2。整体时间跨度达到120 d。然后利用功率谱方法、Jurkevich方法以及离散相关函数对3个波段的光变数据进行分析。

功率谱方法(PSA)是周期分析的一种常用的方法, 一般通过傅立叶变换, 将观测数据从时域转换到频域, 并估算其周期。由于天文数据的不连续不均匀, 天文上主要采用非均匀采样的离散傅立叶变换来分析光变数据的周期性[22]。

表2 3C66A g,r,i波段的流量密度

在本文工作中, 采用的是时间补偿离散傅立叶变换(DCDFT)[2, 23]。对于天文中的非均匀采样数据, DCDFT效果更好。为了定量判断PSA方法中得到的周期的真实性, 使用一阶自相关模型产生的红噪声进行蒙特卡罗模拟, 得到假警报几率FAP(FAP代表了周期由红噪声生成的可能性)。

功率谱方法结果见图2, 黑色实线为PSA结果, 红色虚线(从上到下)分别为95%与80%的1-FAP。排除小于数据本身最小时间间隔的伪周期后, 得到g波段的可能周期为29.4±5.4 d, 鉴于g波段光变曲线上的巨大间隙, 这个可能周期还需要更多数据作支撑。此外, r和i波段也分别可能具有31.2±8.1 d以及32.3±9.4 d的周期, 对应FAP值分别为0.06和0.19。

图2 3C66A的功率谱方法结果

在本文的工作中, 分组取2, 测试周期从0d到100d, 步长为2d。Jurkevich方法及Kidger判据结果见表3和图3。通过Kidger判据可以得知, r波段具有一个30.0±4.0 d的较强的周期性; 而g波段和i波段则可能不具有显著的周期性。

表3 Jurkevich方法及Kidger判据结果

本文中, 选择bin= 2 d。DCF结果见图4。由图4可知, 在r和i波段分别具有1个34±6.0 d和32±6.0 d的可能周期。但g波段没有得到一个显著的周期。

图3 m = 2时, 步长为2d的Jurkevich方法结果

3 讨论

光变现象普遍存在于活动星系核中, 大多数变化可以用吸积盘或喷流中产生的随机事件解释。但随机事件却很难解释周期性的变化现象。关于不同时标的周期性光变, 不同学者提出了多种可能物理成因。对于时标为年量级的光变, 一般解释为双黑洞中次黑洞围绕主黑洞绕转引起的, 而这类双黑洞是引力波候选者[26]。耀变体的中心黑洞质量在106～1010太阳质量, 因此, 从耀变体的光变可以寻找nHz引力波源。对于时标为月量级的光变时标, 则可能是喷流的螺旋引起的[27], 而时标更短的光变则可能反应了辐射区大小[28]。3C66A曾被认为不具有特别大的光变, 并在OJ-1994计划中作为OJ 287的比较星候选[20]。然而, Takalo等[20]却发现了3C66A明显的光变现象。其后, Lainela等[27]研究了3C66A自1993～1998年的数据, 得到了1个大约65 d的可能周期。Katajainen等[29]发现3C66A的局部极小值也有着1个60～70 d左右的时间间隔, 支持了这一结论。Gu等[30]给出了2次达到13.8 mag,极大值中57 d的时间间隔。然而, Böttcher等[6]对处于高光度活跃状态的3C66A进行了持续一年的多望远镜联合监测, 却未能再次发现3C66A周期性光变的证据。Fan等[31]对1996～2009年的数据进行研究, 显示了1个大约156 d的可能周期及1个大约1.96年的可能周期。

图4 对3C66A 3个波段分别使用DCF计算其周期结果

结合上述3种周期分析方法的结果, 3个波段均显示出微弱的大约30～34 d的周期。这可能是螺旋喷流所导致。在螺旋喷流模型中, 相对论喷流中的粒子沿着螺旋路径向外传播, 引起视角的变化。而根据相对论集束效应, 当视角较小时, 会看到源更亮, 反之则更暗。这个模型也能解释为什么当源处于较黯淡的时期, 周期性会显得不明显, 冲击波此时已经消散了, 便不再出现周期性现象。然而, WEBT计划在2008年3C66A明亮态时对其进行的联合观测并没有支持这一可能性。目前, 对于3C66A, 仍缺乏十分有力的证据证明其周期性。仍需要更多观测数据, 才能更好分析它的周期变化现象。

4 结论

用兴隆站1.26 m望远镜, 在2019年9月～2020年1月间对3C66A的SDSS-g,r,i波段进行了观测。基于观测结果, 对其光变周期进行了分析, 得到以下结论: (1) 3个波段的最大光变为D= 0.901±0.031 mag,D= 0.838±0.032 mag,D= 0.984±0.047 mag; (2) 星等分布满足高斯分布。3个波段均值与分别为g= 14.715 mag,g= 0.204;r= 14.405 mag,r= 0.196;i= 13.977 mag,i= 0.190; (3) 利用功率谱方法、Jurkevich方法及离散相关函数, 分别对观测数据的周期性进行分析, 得到了30～34 d的周期, 其可用螺旋喷流模型进行解释。

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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

樊军辉, fjh@gzhu.edu.cn。

2020–12–10

国家自然科学基金项目(U2031201, 11733001, 11873073, U2031112); 广东省基础和应用基础重大项目(2019B- 030302001)。

(责任编校: 张红)