大樣本“變臉”活動星系核多頻射電巡天觀測結(jié)果的統(tǒng)計研究*

吳燁 楊軍 孫曉輝

(1 云南大學(xué)物理與天文學(xué)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

活動星系核(Active Galactic Nucleus,AGN)中心的超大質(zhì)量黑洞吸積物質(zhì),釋放大量的能量,在很寬的電磁波譜上都可發(fā)出很強(qiáng)的輻射.根據(jù)光學(xué)波段發(fā)射線的特征可以分為1型和2型AGN: 1型AGN的光譜同時有寬和窄兩種發(fā)射線,而2型AGN的光譜只有窄發(fā)射線[1-2].還有一些AGN介于1型和2型之間,被稱為1.5、1.8和1.9型等.其中1.5型的光譜中有窄線和明顯的寬Hα和Hβ成分,1.8型光譜中Hβ寬線成分很弱,而1.9型的光譜中只有寬Hα成分[3-4].AGN的統(tǒng)一模型指出不同類型的AGN是由于觀測者視線與吸積盤取向之間角度不同導(dǎo)致的,產(chǎn)生寬發(fā)射線的區(qū)域(寬線區(qū))靠近黑洞,而窄線區(qū)遠(yuǎn)離黑洞.對于2型AGN,因為視線方向平行于吸積盤,寬線區(qū)的光被塵埃吸收所以光譜中只有窄線[5].

AGN的連續(xù)譜和譜線強(qiáng)度是變化的.在極端的情況下,一些AGN的寬發(fā)射線可能突然出現(xiàn)或者消失,AGN從一種類型變到另一種類型,這種現(xiàn)象稱為“變臉” (changing-look) AGN (CL AGN).變化的時標(biāo)從幾年到幾十年.“變臉”一詞最初用于描述基于X射線觀測的AGN從康普頓厚到康普頓薄(或反之)的變化[6].本文中提到的“變臉”都是在光學(xué)上證認(rèn)的“變臉”活動星系核.

Khachikian等人于1971年發(fā)現(xiàn)了最早的“變臉”AGN: Mrk 6,它在40 yr的時間里從2型變成了現(xiàn)在的1型[2]; Tohline等人于1976年發(fā)現(xiàn)NGC 7603在月到年的時標(biāo)上Hβ寬線發(fā)生了極端的變化,Hβ寬線突然消失,從1型變?yōu)?.9/2型,而后Hβ寬線開始重新出現(xiàn)[7].Mrk 590在40多年內(nèi)發(fā)生了多次變化: 其中1989年變?yōu)?型,2013年變?yōu)?型[8]; Mrk 1018在1984年從1.9型變成1型,大約30 yr后的2015年又變回了1.9型[9].近些年來開展的眾多大天區(qū)光譜巡天使得“變臉”AGN的樣本快速增加[10-16].

目前對于“變臉”AGN的產(chǎn)生機(jī)制還存在爭議,主要有兩種解釋: 第1種解釋基于AGN統(tǒng)一模型,大量的物質(zhì)運動造成塵埃遮蔽效應(yīng)的變化,從而導(dǎo)致光譜型的變化[17].第2種解釋認(rèn)為AGN中超大質(zhì)量黑洞吸積率的變化影響寬線區(qū),使得活動星系核“變臉”[18-19],目前絕大多數(shù)理論和觀測研究都支持這種解釋.還有其他可能性,例如恒星被超大質(zhì)量黑洞潮汐瓦解造成黑洞吸積狀態(tài)在寧靜和活動之間轉(zhuǎn)換[20-22].

AGN靠近超大質(zhì)量黑洞區(qū)域吸積狀態(tài)的間歇性劇烈變化可能產(chǎn)生短壽命的pc尺度噴流,如近鄰塞弗特星系Mrk 590中發(fā)現(xiàn)了極其微弱的pc尺度噴流[23],使得“變臉”過程伴隨射電光度的變化.若這種吸積活動時標(biāo)很長,或能產(chǎn)生一定尺度的噴流和顯著的射電輻射,使得與其他普通AGN有明顯不同的射電性質(zhì).所以對“變臉”AGN進(jìn)行射電統(tǒng)計研究將有助于理解“變臉”的物理過程.但是目前對“變臉”AGN的射電研究還比較缺乏,還沒有一個射電樣本.

本文收集了目前已發(fā)表的光學(xué)波段證認(rèn)的“變臉”AGN,與4大射電巡天進(jìn)行交叉證認(rèn),研究“變臉”AGN射電輻射的統(tǒng)計性質(zhì).第2節(jié)介紹了數(shù)據(jù)收集; 第3節(jié)討論分析了“變臉”AGN樣本、射電探測以及射電譜指數(shù); 第4節(jié)給出了本文的結(jié)論.

2 “變臉”活動星系核樣本和射電巡天交叉證認(rèn)結(jié)果

我們收集了164個光學(xué)波段觀測到的“變臉”AGN,其中54個來自Sloan Digital Sky Survey(SDSS)巡天和the Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System(Pan-STARRS1)巡天[14,16]、46個來自SkyMapper巡天[15]、10個來自于Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST)巡天[13],剩下的來自其他觀測.該樣本包含90個候選體,需要進(jìn)一步的光譜觀測來證認(rèn)為“變臉”AGN,但是這些候選體在連續(xù)譜上都表現(xiàn)出比較大的變化,極有可能與黑洞吸積狀態(tài)的變化有關(guān),因此本文仍然將這些候選體考慮在內(nèi)進(jìn)行研究[14-15].

我們選取了4個大天區(qū)射電巡天,分別是: 美國國家射電天文臺(National Radio Astronomical Observatory,NRAO)的甚大陣(Very Large Array,VLA)已經(jīng)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]和正在進(jìn)行的Very Large Array Sky Survey3https://public.nrao.edu/vlass/.(VLASS)巡天[26];澳大利亞平方公里陣列(Square Kilometre Array,SKA)先導(dǎo)設(shè)備Australian SKA Pathfinder (ASKAP)完成的The Rapid ASKAP Continuum Survey4https://research.csiro.au/racs/.(RACS)巡天[27].這些巡天的觀測頻率、分辨率、靈敏度和天區(qū)覆蓋范圍列在表1.

我們從4個射電巡天數(shù)據(jù)中搜尋“變臉”AGN的對應(yīng)體,共找到51個源(其中包含21個候選體).落在4個巡天中的“變臉”AGN的數(shù)目以及對應(yīng)的探測率列在表1.表2列出了4個射電巡天中均有對應(yīng)體的16個“變臉”AGN (含候選體)的基本信息,表3展示了至少在一個射電巡天中被探測到的35個“變臉”AGN(含候選體)的基本信息.我們計算了這些源的積分流量密度,結(jié)果也列在這兩個表中.其中,第1列是我們樣本中“變臉”AGN編號(ID),第2列是“變臉”AGN的名稱(Name),第3、4列分別列出了“變臉”AGN的位置信息赤經(jīng)(RA)、赤緯(Dec),第5-8列是在各大巡天中的積分流量密度(Sν),第9列是參考文獻(xiàn).

表1 本文所用的4個射電巡天觀測的基本參數(shù)Table 1 The observational parameters of the four radio surveys used in this paper

表2 4個射電巡天中均有對應(yīng)體的16個“變臉”AGN (含候選體)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 續(xù)Table 2 Continued

表3 至少在一個射電巡天中被探測到的35個“變臉”AGN (含候選體)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 續(xù)Table 3 Continued

譜指數(shù)是反映射電源輻射物理過程的重要參數(shù),定義為Sν ∝να,其中Sν是在頻率ν的流量密度,α為譜指數(shù).不同的巡天,觀測參數(shù)不同(表1).VLASS和FIRST的分辨率高,輻射主要來自AGN的核,而RACS和NVSS的分辨率低,輻射還包括來自宿主星系的大尺度結(jié)構(gòu)的貢獻(xiàn).計算譜指數(shù)的時候,需要保證射電流量來自共同的區(qū)域.因此我們用FIRST和VLASS的流量密度以及RACS和NVSS的流量密度分別求得0.9-1.4 GHz頻段和1.4-3 GHz頻段的譜指數(shù).

在圖1中,我們展示了能求得譜指數(shù)的“變臉”AGN的射電圖像和射電頻譜.圖2展示了能求得譜指數(shù)的“變臉”AGN候選體的射電圖像和射電頻譜.從圖中可以看出,除了少數(shù)幾個源,如J1152+3209、NGC 1346和NGC 1097等,大部分源的結(jié)構(gòu)都是致密的,在相應(yīng)的巡天中沒有被分解成多個成分.對絕大部分源,NVSS的流量密度大于FIRST的流量密度.譜的形態(tài)非常復(fù)雜,平譜(α≥-0.7)和陡譜(α ＜-0.7)都有,并且很多情況下基于RACS和NVSS求得的887.5 MHz和1.4 GHz低頻段的譜指數(shù)與基于FIRST和VLASS求得的1.4 GHz和3 GHz高頻段的譜指數(shù)并不相同.對于只能獲得低頻段譜指數(shù)的源,外推到3 GHz的流量密度與實際測得的值一般不同.

圖1 “變臉”AGN的射電圖像(左列)和射電頻譜(右列).彩色圖表示VLASS的總強(qiáng)度圖像,紅色、白色、黃色的等值線分別是FIRST、RACS、NVSS的總強(qiáng)度圖像,等值線的水平為2n ×5σ (n=0,1,2,3···,σ為各自圖像的噪聲水平).譜指數(shù)標(biāo)在右列圖中.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.

圖1 續(xù)Fig.1 Continued

圖1 續(xù)Fig.1 Continued

圖1 續(xù)Fig.1 Continued

圖2 “變臉”AGN候選體的射電圖像(左列)和射電頻譜(右列).彩色圖表示VLASS的總強(qiáng)度圖像,紅色、白色、黃色的等值線分別是FIRST、RACS、NVSS的總強(qiáng)度圖像,等值線的水平為2n ×5σ.譜指數(shù)標(biāo)在右列圖中.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.

圖2 續(xù)Fig.2 Continued

3 射電觀測性質(zhì)的討論和分析

星系的中心一般存在一顆超大質(zhì)量黑洞.在活動星系核階段,中央黑洞會吹出低速的等離子風(fēng)(也稱外流),噴出準(zhǔn)直的相對論性噴流,并且能產(chǎn)生覆蓋整個電磁波譜的輻射.對于射電噪(Radioloud) AGN,射電輻射一般來自相對論性噴流產(chǎn)生的同步輻射; 而射電寧靜(Radio-quiet) AGN的射電輻射可能由多種機(jī)制產(chǎn)生: 黑洞附近pc尺度致密噴流(射電核)產(chǎn)生的部分光學(xué)厚的平譜同步輻射、宿主星系中恒星形成活動產(chǎn)生的kpc尺度的自由-自由輻射(也稱熱輻射)、AGN驅(qū)動的大立體角的等離子體風(fēng)產(chǎn)生的光學(xué)薄同步輻射和自由-自由輻射、不同尺度的低功率噴流和遺跡噴流產(chǎn)生的同步輻射等.

我們計算了1.4 GHz下的“變臉”AGN樣本源(含候選體)的射電光度LR.圖3展示了這些射電源的光度分布.所有源的射電光度均低于1042erg·s-1.射電光度分布圖的峰值在1039erg·s-1附近.射電光度最低值約為1036erg·s-1.由于絕大多數(shù)源的射電光度很低,所以這個樣本主要為低光度的射電寧靜AGN主導(dǎo),并且射電輻射的起源具有多樣性和復(fù)雜性.

圖3 “變臉”AGN的射電對應(yīng)體在1.4 GHz的射電光度分布圖Fig.3 Distribution of the 1.4 GHz radio luminosity of changing-look AGNs

一般可通過射電結(jié)構(gòu)和譜指數(shù)的分布來探索射電輻射的起源和機(jī)制[42].現(xiàn)有的高分辨率甚長基線干涉儀(Very Long Baseline Interferometer,VLBI)觀測可以揭示出毫角秒尺度噴流非熱輻射區(qū)的結(jié)構(gòu).通常噴流的始發(fā)地,即射電核,擁有最致密的結(jié)構(gòu),并且越靠近黑洞,同步自吸收越強(qiáng),因此擁有較平甚至反轉(zhuǎn)的射電頻譜.對于低分辨率觀測到的角秒尺度延展結(jié)構(gòu),可根據(jù)形態(tài)和譜指數(shù)來探索輻射起源: 若形態(tài)彌漫,并與光學(xué)和紅外的寄主星系結(jié)構(gòu)具有相關(guān)性,那么射電輻射來自宿主星系; 若譜指數(shù)在-0.1附近,極可能為恒星形成區(qū)的自由-自由輻射,即熱輻射; 若譜指數(shù)為光學(xué)薄的陡譜,也可能是大尺度擴(kuò)散激波造成的同步輻射; 若形態(tài)為雙錐形并展示光學(xué)薄的陡譜,其很可能起源于中央活動星系核的風(fēng)或遺跡噴流活動的非熱輻射.

近年來,更多研究認(rèn)為“變臉”AGN現(xiàn)象源于本征的黑洞吸積活動[43-45],而不是沿視線方向塵埃和氣體柱密度的變化.后者很難解釋AGN中紅外光度的大幅度光變[46]和光學(xué)藍(lán)色波段的低線偏振度[47].假定上述解釋正確,那么“變臉”AGN黑洞短時標(biāo)(～1 yr至～10 yr)的吸積活動或能產(chǎn)生pc尺度噴流和非熱的同步輻射[48].基于此潛在物理聯(lián)系,我們討論和分析了所使用的光學(xué)證認(rèn)“變臉”AGN樣本可能存在的系統(tǒng)偏差以及“變臉”AGN在射電波段的探測率和射電頻譜的統(tǒng)計性質(zhì).

3.1 樣本的不完備性

目前對“變臉”AGN的搜尋主要通過以下3種方法: (1)搜尋光譜數(shù)據(jù)庫,通過對比歷史光譜來尋找光譜類型變化的源; (2)測光星等變化,篩選出光學(xué)或者中紅外波段變化幅度大的源,再進(jìn)行光譜對比; (3)通過中紅外顏色的變化來搜尋“變臉”AGN候選體,并進(jìn)行光譜對比確認(rèn).目前,“變臉”AGN尚未有普遍接受的嚴(yán)格定義,因此文獻(xiàn)中的“變臉”AGN選取標(biāo)準(zhǔn)存在一定差異,并顯著依賴于研究人員所使用的數(shù)據(jù)庫、觀測設(shè)備、選取方法等因素.顯然,我們所收集的“變臉”AGN也不能構(gòu)成一個完備的樣本.

在尋找射電對應(yīng)體的過程,我們所使用的4個大射電巡天,本身也存在著如分辨率、靈敏度、覆蓋天區(qū)等限制,具體觀測參數(shù)見表1.如RACS是SKA的先導(dǎo)設(shè)備,盡管觀測頻率低但仍是當(dāng)前南半球射電巡天中靈敏度和分辨率最高、射電源最多的巡天; 而NVSS和FIRST雖然同是北半球最高靈敏的干涉儀陣VLA開展的1.4 GHz巡天,但由于NVSS的圖像的分辨率遠(yuǎn)高于FIRST圖像的分辨率,因此NVSS可觀測到較低表面亮度的射電源;另外VLASS則是多歷元2-4 GHz寬帶巡天,覆蓋赤緯-40°以北的天空.目前已完成了第1個歷元,在迄今為止所有大天區(qū)巡天中,其分辨率(2.5＇＇)最高.但無論哪個巡天,仍有不少天區(qū)沒有被覆蓋.對于靠南的射電源,因為只有0.9 GHz的巡天觀測數(shù)據(jù),無法對這些射電源的頻譜開展研究.

3.2 “變臉”活動星系核的射電探測率

我們從164個“變臉”AGN(含候選體90個)中找到了51個(含候選體21個)射電對應(yīng)體,如果忽略不同巡天的分辨率和靈敏度等選擇效應(yīng),我們的“變臉”AGN樣本的探測率約為41% (將候選體考慮在內(nèi)時,探測率為31%).在此之前,楊軍等人在2020年也從已有文獻(xiàn)中收集了一個包含56個“變臉”AGN的樣本,并從NVSS和FIRST巡天中搜尋了射電對應(yīng)體,其得到的總體探測率約為16%[48].與此前的統(tǒng)計研究相比,我們樣本的數(shù)量大大增加,射電對應(yīng)體的探測率是之前的兩倍之多,使用更多巡天觀測數(shù)據(jù),尤其是包含了低頻的RACS巡天觀測,可能受到各種樣本偏差的影響較小,因此,這前后兩個研究得到的探測率會有一定程度的差異.

圖4展示了4個大射電巡天中“變臉”AGN射電探測率的情況.由于大多射電源的譜是光學(xué)薄的冪律譜,觀測頻率越高,射電源的流量密度越低,圖像分辨率也提高了,探測率大致隨觀測頻率有逐漸降低的趨勢.Wadadekar[49]在FIRST巡天里搜尋大約2840個AGN的射電對應(yīng)體,探測到了775個源,探測率約為27%.

在不考慮樣本中所含候選體的情況下,一般AGN的射電探測率(27%)低于我們在RACS(51%)、NVSS(40%)、VLASS(31%)巡天所得到探測率,與在FIRST巡天中的探測率一致.從探測率的統(tǒng)計結(jié)果看,“變臉”AGN與一般AGN的探測率相比要高,其中在低頻波段RACS巡天的“變臉”AGN探測率與一般AGN相比有顯著提高.結(jié)合圖5中所有的源都分布在對角線之上,低分辨率NVSS巡天的流量密度系統(tǒng)性地高于高分辨率FIRST巡天的流量密度,從探測率的角度進(jìn)一步告訴我們這些射電對應(yīng)體中可能存在延展射電輻射區(qū)、宿主星系或者大尺度的噴流遺跡,所以分辨率越低越能探測到更多的射電輻射.

在圖4中,我們也注意到NVSS巡天的探測率40%高于FIRST巡天的探測率27%.這兩個巡天觀測都是在同一頻率開展的.若假定“變臉”AGN的射電輻射主要來自未分解的致密點源結(jié)構(gòu),由于NVSS的靈敏度(～0.45 mJy·beam-1)顯著低于FIRST(～0.15 mJy·beam-1)的靈敏度,那么FIRST的探測率應(yīng)該更高.但這與我們統(tǒng)計結(jié)果不一致,原因可能是這些源中也存在一些大尺度的延展結(jié)構(gòu).圖5展示了NVSS巡天和FIRST巡天的流量密度比較.圖中對角線標(biāo)出了二者完全相等的情況.若是由于流量密度測量本身有一定誤差,射電源本身有一定隨機(jī)流量變化,數(shù)據(jù)分布應(yīng)以對角線為軸,呈較對稱的分布.但圖5中,幾乎所有源都位于對角線之上.這表明低分辨率的NVSS巡天的流量密度系統(tǒng)性地高于高分辨率FIRST巡天的流量密度,也暗示這些射電對應(yīng)體中極可能存在延展射電輻射區(qū),可能來自宿主星系或者大尺度的噴流遺跡,其尺度大于FIRST觀測的圖像分辨率(約5＇＇)但小于NVSS觀測圖像分辨率.由于這些延展結(jié)構(gòu)的存在,低分辨率和低靈敏度的NVSS觀測圖像反而能探測到更多的射電輻射.

圖4 “變臉”AGN在4個大射電巡天中的探測率.圖中黑線代表FIRST巡天中一般AGN的射電探測.頂部分?jǐn)?shù)的分子和分母代表了探測到射電源和落在對應(yīng)巡天中的光學(xué)證認(rèn)的“變臉”AGN總數(shù)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.

圖5 NVSS和FIRST巡天觀測中“變臉”AGN在1.4 GHz的流量密度對比圖Fig.5 The flux densities of the changing-look AGNs measured from the NVSS and FIRST surveys at 1.4 GHz

3.3 射電頻譜

圖1至圖2展示了“變臉”AGN射電對應(yīng)體的射電頻譜.有8個源,低頻段(887.5 MHz-1.4 GHz)和高頻段(1.4 GHz-3 GHz)譜指數(shù)顯著不同.表4列出了這些源的名字.譜指數(shù)不同的原因較多,主要與輻射機(jī)制有關(guān)(參見3.2節(jié)的討論): (1)對低頻段為平譜、高頻段為陡譜的情形: 在低頻段輻射可能來自彌漫輻射,比如宿主星系熱的自由-自由輻射,而高頻段輻射來自光學(xué)薄冪律譜源成分,比如核區(qū)活動形成的超新星遺跡與噴流.例如對NGC 4151,亞角秒和更高分辨率的觀測表明存在噴流且噴流的形態(tài)發(fā)生了變化,并且核的流量密度在1.5 GHz和5 GHz頻率上均增加了約50%[50-51]; (2)對低頻段為陡譜、高頻段為平譜的情形,高頻射電輻射可能分別主要來自噴流和致密的點源結(jié)構(gòu),例如對Mrk 590,Yang等人通過甚長基線干涉儀的高分辨率測量,探測到了一個弱的射電噴流[23]; Venturi等人對NGC 1346進(jìn)行了Measuring Active Galactic Nuclei Under MUSE Microscope (MAGNUM)巡天調(diào)查發(fā)現(xiàn)存在一個kpc尺度的微弱射電噴流[52],這些表明“變臉”AGN可能由于噴流產(chǎn)生的射電輻射從而影響了吸積的變化.

表4 “變臉”活動星系核中具有特殊射電頻譜的源Table 4 The changing-look AGNs with unusual radio spectra

圖6展示了“變臉”AGN的低頻段(887.5 MHz-1.4 GHz)和高頻段(1.4-3 GHz)譜指數(shù)測量結(jié)果.在低頻段,基于印度巨型米波射電望遠(yuǎn)鏡(Giant Metrewave Radio Telescope,GMRT)在150 MHz頻率上的TIFR GMRT Sky Survey (TGSS)5https://tgssadr.strw.leidenuniv.nl/doku.php.巡天[54]和NVSS巡天,得到一般射電源的譜指數(shù)統(tǒng)計平均值約為α=-0.78[55].而“變臉”AGN在低頻段譜指數(shù)的平均值約α=-0.52,略高于一般射電源的譜指數(shù).在高頻段,對于FIRST和VLASS巡天觀測到超過50萬個射電源,得到譜指數(shù)的平均值約為α=-0.71[53].而“變臉”AGN的平均譜指數(shù)約為α=-0.42,顯著高于一般射電源.圖7展示了包含候選體的“變臉”AGN低頻段和高頻段譜指數(shù)測量結(jié)果,當(dāng)將候選體考慮在內(nèi)時,得到的結(jié)果與之前的并無差異.

圖6 變臉AGN的射電譜指數(shù)測量結(jié)果.上圖: 887.5 MHz至1.4 GHz的譜指數(shù).下圖: 1.4 GHz至3 GHz的譜指數(shù).橫坐標(biāo)表示源的序號(表2和3中的第1列).紫色實線標(biāo)出了“變臉”AGN射電譜指數(shù)測量的平均值,灰色區(qū)域為±1σ誤差區(qū)域.紅色實線給出了TGSS和NVSS巡天探測到射電源譜指數(shù)的統(tǒng)計平均值.藍(lán)色實線給出了FIRST和VLASS巡天探測到的射電源譜指數(shù)的統(tǒng)計平均值[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].

圖7 變臉AGN (含候選體)的射電譜指數(shù)測量結(jié)果.上圖: 887.5 MHz至1.4 GHz的譜指數(shù).下圖: 1.4 GHz至3 GHz的譜指數(shù).橫坐標(biāo)表示源的序號(表2和3中的第1列).紫色實線標(biāo)出了“變臉”AGN射電譜指數(shù)測量的平均值,灰色區(qū)域為±1σ誤差區(qū)域.紅色實線給出了TGSS和NVSS巡天探測到射電源譜指數(shù)的統(tǒng)計平均值.藍(lán)色實線給出了FIRST和VLASS巡天探測到的射電源譜指數(shù)的統(tǒng)計平均值[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].

對于一般射電源,譜指數(shù)總體是在高頻有變得更陡的趨勢.由于觀測設(shè)備較高的分辨率,高頻段中的射電流量密度主要由“變臉”AGN中尺度為幾個角秒大小的核區(qū)貢獻(xiàn).高頻段譜指數(shù)變得平緩,這意味著高頻觀測流量密度中有更多來自平譜成分輻射區(qū)的貢獻(xiàn).這可能是來自核區(qū)的恒星形成活動的熱輻射,但由于FIRST和VLASS巡天分辨率較高(見表1),達(dá)到2.5＇＇,彌漫的熱輻射的貢獻(xiàn)非常有限.因此,我們更傾向于非熱輻射來自pc尺度致密射電核的年輕噴流.目前VLBI觀測也已在不少“變臉”AGN的射電對應(yīng)體中探測到了pc尺度的致密射電噴流,如NGC 2617[48]、Mrk 590[23,56]和Mrk 1018 (楊軍等人未發(fā)表數(shù)據(jù)處理結(jié)果).這些低光度的射電噴流活動,可能來自于“變臉”AGN的吸積活動.雖然“變臉”AGN的每次活動,可能不一定會觸發(fā)射電噴流活動,但“變臉”AGN的長期吸積活動,可系統(tǒng)性提升觸發(fā)射電噴流活動的概率,進(jìn)而引起統(tǒng)計上,有較多的源存在致密并年輕的射電噴流.目前,“變臉”AGN中Mrk 590的長期多波段連續(xù)譜的觀測數(shù)據(jù)中也展示了從X射線到射電的一致的光變活動[56],從觀測上支持吸積活動可產(chǎn)生射電噴流的解釋.若pc尺度上的致密射電噴流主導(dǎo)了高頻段的射電輻射,我們預(yù)期未來更高分辨率、更高靈敏度、更大樣本“變臉”AGN的射電觀測會進(jìn)一步證實上述結(jié)果.

4 總結(jié)

我們在NVSS、FIRST、RACS和VLASS這4個大天區(qū)射電巡天中搜尋164個光學(xué)“變臉”AGN的對應(yīng)體(含候選體90個),找到了51個(含候選體21個),總的射電探測率約為41% (將候選體考慮在內(nèi)時,探測率為31%).通過分析射電圖像和譜指數(shù),我們發(fā)現(xiàn)1.4 GHz的NVSS觀測到的射電輻射包含延展結(jié)構(gòu)的貢獻(xiàn),并且低頻段和高頻段的譜指數(shù)往往不同.在1.4 GHz至3 GHz高頻段,“變臉”AGN的譜比一般射電源的譜更加平緩.這可能是由于核區(qū)致密射電噴流的非熱輻射造成,并與“變臉”AGN起源于吸積活動的解釋一致.