大样本“变脸”活动星系核多频射电巡天观测结果的统计研究*

吴烨 杨军 孙晓辉

(1 云南大学物理与天文学院 昆明 650500)

(2 Department of Space,Earth and Environment,Chalmers University of Technology,Onsala Space Observatory,SE-439 92 Onsala)

1 引言

活动星系核(Active Galactic Nucleus,AGN)中心的超大质量黑洞吸积物质,释放大量的能量,在很宽的电磁波谱上都可发出很强的辐射.根据光学波段发射线的特征可以分为1型和2型AGN: 1型AGN的光谱同时有宽和窄两种发射线,而2型AGN的光谱只有窄发射线[1-2].还有一些AGN介于1型和2型之间,被称为1.5、1.8和1.9型等.其中1.5型的光谱中有窄线和明显的宽Hα和Hβ成分,1.8型光谱中Hβ宽线成分很弱,而1.9型的光谱中只有宽Hα成分[3-4].AGN的统一模型指出不同类型的AGN是由于观测者视线与吸积盘取向之间角度不同导致的,产生宽发射线的区域(宽线区)靠近黑洞,而窄线区远离黑洞.对于2型AGN,因为视线方向平行于吸积盘,宽线区的光被尘埃吸收所以光谱中只有窄线[5].

AGN的连续谱和谱线强度是变化的.在极端的情况下,一些AGN的宽发射线可能突然出现或者消失,AGN从一种类型变到另一种类型,这种现象称为“变脸” (changing-look) AGN (CL AGN).变化的时标从几年到几十年.“变脸”一词最初用于描述基于X射线观测的AGN从康普顿厚到康普顿薄(或反之)的变化[6].本文中提到的“变脸”都是在光学上证认的“变脸”活动星系核.

Khachikian等人于1971年发现了最早的“变脸”AGN: Mrk 6,它在40 yr的时间里从2型变成了现在的1型[2]; Tohline等人于1976年发现NGC 7603在月到年的时标上Hβ宽线发生了极端的变化,Hβ宽线突然消失,从1型变为1.9/2型,而后Hβ宽线开始重新出现[7].Mrk 590在40多年内发生了多次变化: 其中1989年变为1型,2013年变为2型[8]; Mrk 1018在1984年从1.9型变成1型,大约30 yr后的2015年又变回了1.9型[9].近些年来开展的众多大天区光谱巡天使得“变脸”AGN的样本快速增加[10-16].

目前对于“变脸”AGN的产生机制还存在争议,主要有两种解释: 第1种解释基于AGN统一模型,大量的物质运动造成尘埃遮蔽效应的变化,从而导致光谱型的变化[17].第2种解释认为AGN中超大质量黑洞吸积率的变化影响宽线区,使得活动星系核“变脸”[18-19],目前绝大多数理论和观测研究都支持这种解释.还有其他可能性,例如恒星被超大质量黑洞潮汐瓦解造成黑洞吸积状态在宁静和活动之间转换[20-22].

AGN靠近超大质量黑洞区域吸积状态的间歇性剧烈变化可能产生短寿命的pc尺度喷流,如近邻塞弗特星系Mrk 590中发现了极其微弱的pc尺度喷流[23],使得“变脸”过程伴随射电光度的变化.若这种吸积活动时标很长,或能产生一定尺度的喷流和显著的射电辐射,使得与其他普通AGN有明显不同的射电性质.所以对“变脸”AGN进行射电统计研究将有助于理解“变脸”的物理过程.但是目前对“变脸”AGN的射电研究还比较缺乏,还没有一个射电样本.

本文收集了目前已发表的光学波段证认的“变脸”AGN,与4大射电巡天进行交叉证认,研究“变脸”AGN射电辐射的统计性质.第2节介绍了数据收集; 第3节讨论分析了“变脸”AGN样本、射电探测以及射电谱指数; 第4节给出了本文的结论.

2 “变脸”活动星系核样本和射电巡天交叉证认结果

我们收集了164个光学波段观测到的“变脸”AGN,其中54个来自Sloan Digital Sky Survey(SDSS)巡天和the Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System(Pan-STARRS1)巡天[14,16]、46个来自SkyMapper巡天[15]、10个来自于Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST)巡天[13],剩下的来自其他观测.该样本包含90个候选体,需要进一步的光谱观测来证认为“变脸”AGN,但是这些候选体在连续谱上都表现出比较大的变化,极有可能与黑洞吸积状态的变化有关,因此本文仍然将这些候选体考虑在内进行研究[14-15].

我们选取了4个大天区射电巡天,分别是: 美国国家射电天文台(National Radio Astronomical Observatory,NRAO)的甚大阵(Very Large Array,VLA)已经完成的NRAO VLA Sky Survey1https://www.cv.nrao.edu/nvss/.(NVSS)巡天[24]、Faint Images of the Radio Sky at Twenty-cm2http://sundog.stsci.edu/index.html.(FIRST)巡天[25]和正在进行的Very Large Array Sky Survey3https://public.nrao.edu/vlass/.(VLASS)巡天[26];澳大利亚平方公里阵列(Square Kilometre Array,SKA)先导设备Australian SKA Pathfinder (ASKAP)完成的The Rapid ASKAP Continuum Survey4https://research.csiro.au/racs/.(RACS)巡天[27].这些巡天的观测频率、分辨率、灵敏度和天区覆盖范围列在表1.

我们从4个射电巡天数据中搜寻“变脸”AGN的对应体,共找到51个源(其中包含21个候选体).落在4个巡天中的“变脸”AGN的数目以及对应的探测率列在表1.表2列出了4个射电巡天中均有对应体的16个“变脸”AGN (含候选体)的基本信息,表3展示了至少在一个射电巡天中被探测到的35个“变脸”AGN(含候选体)的基本信息.我们计算了这些源的积分流量密度,结果也列在这两个表中.其中,第1列是我们样本中“变脸”AGN编号(ID),第2列是“变脸”AGN的名称(Name),第3、4列分别列出了“变脸”AGN的位置信息赤经(RA)、赤纬(Dec),第5-8列是在各大巡天中的积分流量密度(Sν),第9列是参考文献.

表1 本文所用的4个射电巡天观测的基本参数Table 1 The observational parameters of the four radio surveys used in this paper

表2 4个射电巡天中均有对应体的16个“变脸”AGN (含候选体)的基本信息Table 2 Parameters of the 16 changing-look AGNs (including candidates) with corresponding objects detected in all the four radio surveys

表2 续Table 2 Continued

表3 至少在一个射电巡天中被探测到的35个“变脸”AGN (含候选体)的基本信息Table 3 Parameters of the 35 changing-look AGNs (including candidates) detected in at least one of the four radio surveys

表3 续Table 3 Continued

谱指数是反映射电源辐射物理过程的重要参数,定义为Sν ∝να,其中Sν是在频率ν的流量密度,α为谱指数.不同的巡天,观测参数不同(表1).VLASS和FIRST的分辨率高,辐射主要来自AGN的核,而RACS和NVSS的分辨率低,辐射还包括来自宿主星系的大尺度结构的贡献.计算谱指数的时候,需要保证射电流量来自共同的区域.因此我们用FIRST和VLASS的流量密度以及RACS和NVSS的流量密度分别求得0.9-1.4 GHz频段和1.4-3 GHz频段的谱指数.

在图1中,我们展示了能求得谱指数的“变脸”AGN的射电图像和射电频谱.图2展示了能求得谱指数的“变脸”AGN候选体的射电图像和射电频谱.从图中可以看出,除了少数几个源,如J1152+3209、NGC 1346和NGC 1097等,大部分源的结构都是致密的,在相应的巡天中没有被分解成多个成分.对绝大部分源,NVSS的流量密度大于FIRST的流量密度.谱的形态非常复杂,平谱(α≥-0.7)和陡谱(α ＜-0.7)都有,并且很多情况下基于RACS和NVSS求得的887.5 MHz和1.4 GHz低频段的谱指数与基于FIRST和VLASS求得的1.4 GHz和3 GHz高频段的谱指数并不相同.对于只能获得低频段谱指数的源,外推到3 GHz的流量密度与实际测得的值一般不同.

图1 “变脸”AGN的射电图像(左列)和射电频谱(右列).彩色图表示VLASS的总强度图像,红色、白色、黄色的等值线分别是FIRST、RACS、NVSS的总强度图像,等值线的水平为2n ×5σ (n=0,1,2,3···,σ为各自图像的噪声水平).谱指数标在右列图中.Fig.1 Radio images (left column) and radio spectra (right column) for the changing-look AGNs.The radio images show the total intensity from VLASS,and the contours in red,white and yellow represent the total intensities from FIRST,RACS,and NVSS,with levels of 2n ×5σ (n=0,1,2,3···,σ is the noise level of the respective image).The spectral indices are also shown.

图1 续Fig.1 Continued

图1 续Fig.1 Continued

图1 续Fig.1 Continued

图2 “变脸”AGN候选体的射电图像(左列)和射电频谱(右列).彩色图表示VLASS的总强度图像,红色、白色、黄色的等值线分别是FIRST、RACS、NVSS的总强度图像,等值线的水平为2n ×5σ.谱指数标在右列图中.Fig.2 Radio images (left column) and radio spectra (right column) for the changing-look AGNs Candidates.The radio images show the total intensity from VLASS,and the contours in red,white and yellow represent the total intensities from FIRST,RACS,and NVSS,with levels of 2n ×5σ (n=0,1,2,3···,σ is the noise level of the respective image).The spectral indices are also shown.

图2 续Fig.2 Continued

3 射电观测性质的讨论和分析

星系的中心一般存在一颗超大质量黑洞.在活动星系核阶段,中央黑洞会吹出低速的等离子风(也称外流),喷出准直的相对论性喷流,并且能产生覆盖整个电磁波谱的辐射.对于射电噪(Radioloud) AGN,射电辐射一般来自相对论性喷流产生的同步辐射; 而射电宁静(Radio-quiet) AGN的射电辐射可能由多种机制产生: 黑洞附近pc尺度致密喷流(射电核)产生的部分光学厚的平谱同步辐射、宿主星系中恒星形成活动产生的kpc尺度的自由-自由辐射(也称热辐射)、AGN驱动的大立体角的等离子体风产生的光学薄同步辐射和自由-自由辐射、不同尺度的低功率喷流和遗迹喷流产生的同步辐射等.

我们计算了1.4 GHz下的“变脸”AGN样本源(含候选体)的射电光度LR.图3展示了这些射电源的光度分布.所有源的射电光度均低于1042erg·s-1.射电光度分布图的峰值在1039erg·s-1附近.射电光度最低值约为1036erg·s-1.由于绝大多数源的射电光度很低,所以这个样本主要为低光度的射电宁静AGN主导,并且射电辐射的起源具有多样性和复杂性.

图3 “变脸”AGN的射电对应体在1.4 GHz的射电光度分布图Fig.3 Distribution of the 1.4 GHz radio luminosity of changing-look AGNs

一般可通过射电结构和谱指数的分布来探索射电辐射的起源和机制[42].现有的高分辨率甚长基线干涉仪(Very Long Baseline Interferometer,VLBI)观测可以揭示出毫角秒尺度喷流非热辐射区的结构.通常喷流的始发地,即射电核,拥有最致密的结构,并且越靠近黑洞,同步自吸收越强,因此拥有较平甚至反转的射电频谱.对于低分辨率观测到的角秒尺度延展结构,可根据形态和谱指数来探索辐射起源: 若形态弥漫,并与光学和红外的寄主星系结构具有相关性,那么射电辐射来自宿主星系; 若谱指数在-0.1附近,极可能为恒星形成区的自由-自由辐射,即热辐射; 若谱指数为光学薄的陡谱,也可能是大尺度扩散激波造成的同步辐射; 若形态为双锥形并展示光学薄的陡谱,其很可能起源于中央活动星系核的风或遗迹喷流活动的非热辐射.

近年来,更多研究认为“变脸”AGN现象源于本征的黑洞吸积活动[43-45],而不是沿视线方向尘埃和气体柱密度的变化.后者很难解释AGN中红外光度的大幅度光变[46]和光学蓝色波段的低线偏振度[47].假定上述解释正确,那么“变脸”AGN黑洞短时标(～1 yr至～10 yr)的吸积活动或能产生pc尺度喷流和非热的同步辐射[48].基于此潜在物理联系,我们讨论和分析了所使用的光学证认“变脸”AGN样本可能存在的系统偏差以及“变脸”AGN在射电波段的探测率和射电频谱的统计性质.

3.1 样本的不完备性

目前对“变脸”AGN的搜寻主要通过以下3种方法: (1)搜寻光谱数据库,通过对比历史光谱来寻找光谱类型变化的源; (2)测光星等变化,筛选出光学或者中红外波段变化幅度大的源,再进行光谱对比; (3)通过中红外颜色的变化来搜寻“变脸”AGN候选体,并进行光谱对比确认.目前,“变脸”AGN尚未有普遍接受的严格定义,因此文献中的“变脸”AGN选取标准存在一定差异,并显著依赖于研究人员所使用的数据库、观测设备、选取方法等因素.显然,我们所收集的“变脸”AGN也不能构成一个完备的样本.

在寻找射电对应体的过程,我们所使用的4个大射电巡天,本身也存在着如分辨率、灵敏度、覆盖天区等限制,具体观测参数见表1.如RACS是SKA的先导设备,尽管观测频率低但仍是当前南半球射电巡天中灵敏度和分辨率最高、射电源最多的巡天; 而NVSS和FIRST虽然同是北半球最高灵敏的干涉仪阵VLA开展的1.4 GHz巡天,但由于NVSS的图像的分辨率远高于FIRST图像的分辨率,因此NVSS可观测到较低表面亮度的射电源;另外VLASS则是多历元2-4 GHz宽带巡天,覆盖赤纬-40°以北的天空.目前已完成了第1个历元,在迄今为止所有大天区巡天中,其分辨率(2.5＇＇)最高.但无论哪个巡天,仍有不少天区没有被覆盖.对于靠南的射电源,因为只有0.9 GHz的巡天观测数据,无法对这些射电源的频谱开展研究.

3.2 “变脸”活动星系核的射电探测率

我们从164个“变脸”AGN(含候选体90个)中找到了51个(含候选体21个)射电对应体,如果忽略不同巡天的分辨率和灵敏度等选择效应,我们的“变脸”AGN样本的探测率约为41% (将候选体考虑在内时,探测率为31%).在此之前,杨军等人在2020年也从已有文献中收集了一个包含56个“变脸”AGN的样本,并从NVSS和FIRST巡天中搜寻了射电对应体,其得到的总体探测率约为16%[48].与此前的统计研究相比,我们样本的数量大大增加,射电对应体的探测率是之前的两倍之多,使用更多巡天观测数据,尤其是包含了低频的RACS巡天观测,可能受到各种样本偏差的影响较小,因此,这前后两个研究得到的探测率会有一定程度的差异.

图4展示了4个大射电巡天中“变脸”AGN射电探测率的情况.由于大多射电源的谱是光学薄的幂律谱,观测频率越高,射电源的流量密度越低,图像分辨率也提高了,探测率大致随观测频率有逐渐降低的趋势.Wadadekar[49]在FIRST巡天里搜寻大约2840个AGN的射电对应体,探测到了775个源,探测率约为27%.

在不考虑样本中所含候选体的情况下,一般AGN的射电探测率(27%)低于我们在RACS(51%)、NVSS(40%)、VLASS(31%)巡天所得到探测率,与在FIRST巡天中的探测率一致.从探测率的统计结果看,“变脸”AGN与一般AGN的探测率相比要高,其中在低频波段RACS巡天的“变脸”AGN探测率与一般AGN相比有显著提高.结合图5中所有的源都分布在对角线之上,低分辨率NVSS巡天的流量密度系统性地高于高分辨率FIRST巡天的流量密度,从探测率的角度进一步告诉我们这些射电对应体中可能存在延展射电辐射区、宿主星系或者大尺度的喷流遗迹,所以分辨率越低越能探测到更多的射电辐射.

在图4中,我们也注意到NVSS巡天的探测率40%高于FIRST巡天的探测率27%.这两个巡天观测都是在同一频率开展的.若假定“变脸”AGN的射电辐射主要来自未分解的致密点源结构,由于NVSS的灵敏度(～0.45 mJy·beam-1)显著低于FIRST(～0.15 mJy·beam-1)的灵敏度,那么FIRST的探测率应该更高.但这与我们统计结果不一致,原因可能是这些源中也存在一些大尺度的延展结构.图5展示了NVSS巡天和FIRST巡天的流量密度比较.图中对角线标出了二者完全相等的情况.若是由于流量密度测量本身有一定误差,射电源本身有一定随机流量变化,数据分布应以对角线为轴,呈较对称的分布.但图5中,几乎所有源都位于对角线之上.这表明低分辨率的NVSS巡天的流量密度系统性地高于高分辨率FIRST巡天的流量密度,也暗示这些射电对应体中极可能存在延展射电辐射区,可能来自宿主星系或者大尺度的喷流遗迹,其尺度大于FIRST观测的图像分辨率(约5＇＇)但小于NVSS观测图像分辨率.由于这些延展结构的存在,低分辨率和低灵敏度的NVSS观测图像反而能探测到更多的射电辐射.

图4 “变脸”AGN在4个大射电巡天中的探测率.图中黑线代表FIRST巡天中一般AGN的射电探测.顶部分数的分子和分母代表了探测到射电源和落在对应巡天中的光学证认的“变脸”AGN总数目.Fig.4 The detection rate of the changing-look AGNs in the four radio surveys.The black line represents the detection rate of the normal AGNs in the FIRST survey.The ratios at the top of each bin indicate the numbers of the detected radio counterparts and the changing-look AGNs falling in the sky area covered by the corresponding surveys.

图5 NVSS和FIRST巡天观测中“变脸”AGN在1.4 GHz的流量密度对比图Fig.5 The flux densities of the changing-look AGNs measured from the NVSS and FIRST surveys at 1.4 GHz

3.3 射电频谱

图1至图2展示了“变脸”AGN射电对应体的射电频谱.有8个源,低频段(887.5 MHz-1.4 GHz)和高频段(1.4 GHz-3 GHz)谱指数显著不同.表4列出了这些源的名字.谱指数不同的原因较多,主要与辐射机制有关(参见3.2节的讨论): (1)对低频段为平谱、高频段为陡谱的情形: 在低频段辐射可能来自弥漫辐射,比如宿主星系热的自由-自由辐射,而高频段辐射来自光学薄幂律谱源成分,比如核区活动形成的超新星遗迹与喷流.例如对NGC 4151,亚角秒和更高分辨率的观测表明存在喷流且喷流的形态发生了变化,并且核的流量密度在1.5 GHz和5 GHz频率上均增加了约50%[50-51]; (2)对低频段为陡谱、高频段为平谱的情形,高频射电辐射可能分别主要来自喷流和致密的点源结构,例如对Mrk 590,Yang等人通过甚长基线干涉仪的高分辨率测量,探测到了一个弱的射电喷流[23]; Venturi等人对NGC 1346进行了Measuring Active Galactic Nuclei Under MUSE Microscope (MAGNUM)巡天调查发现存在一个kpc尺度的微弱射电喷流[52],这些表明“变脸”AGN可能由于喷流产生的射电辐射从而影响了吸积的变化.

表4 “变脸”活动星系核中具有特殊射电频谱的源Table 4 The changing-look AGNs with unusual radio spectra

图6展示了“变脸”AGN的低频段(887.5 MHz-1.4 GHz)和高频段(1.4-3 GHz)谱指数测量结果.在低频段,基于印度巨型米波射电望远镜(Giant Metrewave Radio Telescope,GMRT)在150 MHz频率上的TIFR GMRT Sky Survey (TGSS)5https://tgssadr.strw.leidenuniv.nl/doku.php.巡天[54]和NVSS巡天,得到一般射电源的谱指数统计平均值约为α=-0.78[55].而“变脸”AGN在低频段谱指数的平均值约α=-0.52,略高于一般射电源的谱指数.在高频段,对于FIRST和VLASS巡天观测到超过50万个射电源,得到谱指数的平均值约为α=-0.71[53].而“变脸”AGN的平均谱指数约为α=-0.42,显著高于一般射电源.图7展示了包含候选体的“变脸”AGN低频段和高频段谱指数测量结果,当将候选体考虑在内时,得到的结果与之前的并无差异.

图6 变脸AGN的射电谱指数测量结果.上图: 887.5 MHz至1.4 GHz的谱指数.下图: 1.4 GHz至3 GHz的谱指数.横坐标表示源的序号(表2和3中的第1列).紫色实线标出了“变脸”AGN射电谱指数测量的平均值,灰色区域为±1σ误差区域.红色实线给出了TGSS和NVSS巡天探测到射电源谱指数的统计平均值.蓝色实线给出了FIRST和VLASS巡天探测到的射电源谱指数的统计平均值[53].Fig.6 The radio spectral indices of the changing-look AGNs.Upper panel: spectral index between 887.5 MHz and 1.4 GHz.Lower panel: spectral index between 1.4 GHz and 3 GHz.The numbers in x-axis indicate the IDs as shown in the 1st columns in Tables 2 and 3.The purple solid lines mark the average values.The grey regions show the region of the statistical±1σ.The red and blue solid lines represent the statistical average values of the normal radio sources between TGSS and NVSS,and between FIRST and VLASS,respectively[53].

图7 变脸AGN (含候选体)的射电谱指数测量结果.上图: 887.5 MHz至1.4 GHz的谱指数.下图: 1.4 GHz至3 GHz的谱指数.横坐标表示源的序号(表2和3中的第1列).紫色实线标出了“变脸”AGN射电谱指数测量的平均值,灰色区域为±1σ误差区域.红色实线给出了TGSS和NVSS巡天探测到射电源谱指数的统计平均值.蓝色实线给出了FIRST和VLASS巡天探测到的射电源谱指数的统计平均值[53].Fig.7 The radio spectral indices of the changing-look AGNs (including candidates).Upper panel: spectral index between 887.5 MHz and 1.4 GHz.Lower panel: spectral index between 1.4 GHz and 3 GHz.The numbers in x-axis indicate the IDs as shown in the 1st columns in Tables 2 and 3.The purple solid lines mark the average values.The grey regions show the region of the statistical±1σ.The red and blue solid lines represent the statistical average values of the normal radio sources between TGSS and NVSS,and between FIRST and VLASS,respectively[53].

对于一般射电源,谱指数总体是在高频有变得更陡的趋势.由于观测设备较高的分辨率,高频段中的射电流量密度主要由“变脸”AGN中尺度为几个角秒大小的核区贡献.高频段谱指数变得平缓,这意味着高频观测流量密度中有更多来自平谱成分辐射区的贡献.这可能是来自核区的恒星形成活动的热辐射,但由于FIRST和VLASS巡天分辨率较高(见表1),达到2.5＇＇,弥漫的热辐射的贡献非常有限.因此,我们更倾向于非热辐射来自pc尺度致密射电核的年轻喷流.目前VLBI观测也已在不少“变脸”AGN的射电对应体中探测到了pc尺度的致密射电喷流,如NGC 2617[48]、Mrk 590[23,56]和Mrk 1018 (杨军等人未发表数据处理结果).这些低光度的射电喷流活动,可能来自于“变脸”AGN的吸积活动.虽然“变脸”AGN的每次活动,可能不一定会触发射电喷流活动,但“变脸”AGN的长期吸积活动,可系统性提升触发射电喷流活动的概率,进而引起统计上,有较多的源存在致密并年轻的射电喷流.目前,“变脸”AGN中Mrk 590的长期多波段连续谱的观测数据中也展示了从X射线到射电的一致的光变活动[56],从观测上支持吸积活动可产生射电喷流的解释.若pc尺度上的致密射电喷流主导了高频段的射电辐射,我们预期未来更高分辨率、更高灵敏度、更大样本“变脸”AGN的射电观测会进一步证实上述结果.

4 总结

我们在NVSS、FIRST、RACS和VLASS这4个大天区射电巡天中搜寻164个光学“变脸”AGN的对应体(含候选体90个),找到了51个(含候选体21个),总的射电探测率约为41% (将候选体考虑在内时,探测率为31%).通过分析射电图像和谱指数,我们发现1.4 GHz的NVSS观测到的射电辐射包含延展结构的贡献,并且低频段和高频段的谱指数往往不同.在1.4 GHz至3 GHz高频段,“变脸”AGN的谱比一般射电源的谱更加平缓.这可能是由于核区致密射电喷流的非热辐射造成,并与“变脸”AGN起源于吸积活动的解释一致.