1、第 42 卷第 2 期天文学进展Vol.42,No.22023 年 6 月PROGRESS IN ASTRONOMYJun.,2023doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2023.02.06S4 0954+65 喷喷喷流流流的的的高高高分分分辨辨辨率率率观观观测测测研研研究究究王 玕1,2,3，路如森1,4，沈志强1,4，江 悟1,4，黄 磊1,5，赵杉杉1，闫 玺1,3，程 远1,2,3(1.中国科学院 上海天文台，上海 200030；2.上海科技大学，上海 201210；3.中国科学院大学，北京100049；4.中国科学院 射电天文重点实验室，南京 210008；5.
2、中国科学院 星系宇宙学重点实验室，上海 200030)摘要：S4 0954+65是一个典型的BL Lac天体，观测表明，其射电、光学和 射线波段的辐射具有准同步耀变现象。利用美国甚长基线干涉阵列VLBA 对该源分别在2018 年6 月和2019 年11月进行多波段观测，发现其射电核的流量密度谱有明显变化。通过同步自吸收机制，得到射电核心磁场强度为(3.30.9)104T。通过分析2017年5月2021年5月期间VLBA 43GHz观测的归档数据，发现2 个明显的喷流运动成分和靠近核心的一个静止成分。对两个运动成分分析得到喷流的视向夹角分别为5.5和6.9，张角为1.8和2.4。利用VLBA 4
3、3GHz归档数据以及Fermi 卫星4 期源表(4FGL)中该源的 射线流量，发现射电核心和 射线在2018 年10 月2021年5月间变得更加活跃，且射电核心流量变化更强。关键词：BL Lac 天体；喷流结构；核心磁场；喷流成分中中中图图图分分分类类类号号号：P157.7文文文献献献标标标识识识码码码：A1引言S4 0954+65 是一个典型BL Lac 天体，具有相对论性单边喷流1。其与视线方向夹角为1.59.324。Becerra等人5通过测量MgII2800A 发射线，得到它的红移z=0.36940.0011。Fan和Cao6通过测定H的宽度，得到其中心超大质量黑洞的质量MBH3.3
4、108M(M为太阳质量)。S4 0954+65的光变十分剧烈。在射电和光学波段，时标为几小时的光变被探测到很多次，特别是处于耀变状态时713。Morozova等人12发现，在2011年3月至4月间，该源在43GHz 射电、光学和 射线波段表现出准同步耀变现象；他们还发现三个射电成分的收稿日期：2022-04-27；修回日期：2022-05-16资助项目：国家自然科学基金(11933007)；中科院基础前沿科学研究计划从0 到1 原始创新项目(ZDBS-LY-SLH011)；上海市基础研究特区计划(JCYJ-SHFY-2021-013)通讯作者：王玕，258天 文 学 进 展42 卷258天 文
5、 学 进 展42 卷258天 文 学 进 展42 卷出现与 射线波段耀变相关。在这期间，光学R 波段的流量也有显著变化，其中最明显的变化发生在2011 年3 月9 日，此时，流量增加了0.7mag。在2011 年2 月27 日至2011年3 月19 日期间，光学R 波段流量一直上升，偏振位置角平滑变化300。2015年2 月，该源在VHE(100 GeV)射线首次被探测到，被认为与新生成的射电成分有关联14。Marscher等人15认为耀变是由于一个新生成的射电成分在喷流的底部被加速，并沿着螺旋磁场运动，当成分穿过明亮的射电核心时，就会产生光学、射线以及准同步射电耀变。该源不同波段耀变会表现出
6、延迟。Ahnen等人14发现，2015年2 月，X射线耀变相对于 射线耀变存在约1周的延迟。Raiteri等人16发现，在2019年8月，射电耀变相对于光学耀变有约3周延迟，并认为射电辐射区比光学辐射区更靠近喷流底部。Wehrele等人17认为，高频观测是来自非热光子的逆康普顿散射，而射电辐射来自电子同步辐射，所以两者存在时间延迟。本文第2章介绍我们的观测和数据处理。在3.1节，我们根据多频率VLBA观测结果计算喷流的物理性质；3.2节给出S4 0954+65在2017年5月2021年5月喷流的运动学结果；在3.3 节，我们讨论了射电核心流量变化与 射线光变的联系。第4 章进行总结。在本文中，
7、我们使用的宇宙学常数为：H0=71 km s1 Mpc1,m=0.27,=0.7318。2观测数据及处理分析2.1多频率VLBA观测我们对S4 0954+65 观测是在对近邻低光度活动星系核M8119的VLBA 观测期间作为校准源而进行，观测共分为两个历元。在2018 年6 月10 日，VLBA观测分别在8GHz、22GHz和43GHz交替进行，在每个频率共观测21次扫描(scan)，每次扫描为0.5min，总的时间跨度为8h。在2019 年11月2日和11月4日，观测分别在22GHz 和5GHz 及8GHz进行。在每个频率，S4 0954+65 分别观测8次扫描，每次扫描时长为3min，每个
8、频率总的时间跨度为8h。我们采用美国国立射电天文台开发的AIPS软件对S4 0954+65VLBA观测数据进行校准。校准过程采用标准化流程，包括手动相位校准(manual phase cal),全局条纹拟合(globalfringe fitting)以及幅度校准。其中对于幅度校准，我们分别在5GHz和8GHz考虑了电离层改正，在22GHz和43GHz考虑了大气不透明度改正。2.2VLBA 43GHz 档案数据为进一步研究S4 0954+65 的喷流运动学，我们使用波士顿大学研究团队20在43GHz对该源的VLBA监测数据。该项目利用美国VLBA阵在43GHz对数十个明亮的 射线耀变体进行长期监
9、测3。我们对2017年5月2021年5月间的归档数据重新进行了成图，成图以及成分认证采用Jorstad等人3,21的方法。感谢NASA 通过费米客座研究员计划(Fermi Guest Investigator Program)资助的VLBA-BU Blazar 监测计划38(BEAM-ME和VLBA-BU-BLAZAR)，为本文研究提供了便利。2 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究2592 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究2592 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究2592.3 射线观测数据Fermi 卫星上的大面积望远镜(L
10、AT)每3h 扫描一遍全天空。本文使用Fermi 卫星4 期源表(4FGL)数据22。我们选用S4 0954+65采样周期为7d的 射线光变曲线数据，每个数据点的不确定度是2，观测时间范围为2017年05月13日2021年05月28日(MJD5788759363)。3结果与讨论3.1射电喷流的物理性质我们按时间顺序把2018年6月命名为第一个历元，把2019年11月命名为第二个历元。第二个历元43GHz数据取自VLBA归档数据。图1中展示了第二个历元S4 0954+65在4个频率的图像。在秒差距的尺度上，S4 0954+65 表现出单边的喷流，喷流的初始方向由北偏向西北并逐渐向西，与千秒差距尺
11、度上的喷流形成近180的夹角23。图2a)展示了射电核在两个历元的谱。由于C3成分(参见3.2节)只有在43GHz能够分解开，所以我们把C3和核成分合并来考虑。由图2a)可知，在第一个历元，射电核成分在我们的频率覆盖范围内表现出平谱，通过相应的射电核成分流量密度变化可知，此时射电核心并不活跃。在第二个历元，核心的谱在低频端表现出同步自吸收特征，为了确定其峰值频率，我们采用Casadio等人242016年5月在86GHz的观测数据，并通过假设其与43GHz之间谱指数不变的条件外推到我们观测的时间。我们利用同步辐射自吸收(SSA)来解释核心在第二个历元的倒转谱(见图2a)。利用SSA谱公式进行拟合
12、25，流量密度可表示为：S=Sm(m)t1 em(/m)t1 em,(1)其中，m是以GHz为单位的倒转频率；Sm是倒转频率处的流量密度，以Jy为单位；t是光学厚发射区的谱指数，为2.5；是光学薄处的谱指数；m=1.5(1 8/3t 1)是倒转频率的光深。通过拟合得到倒转频率m=(452)GHz，Sm=1.3Jy，光学薄处的谱指数=0.1，拟合结果如图2a)所示。我们注意到同步自吸收未能很好地拟合核心成分的谱。一方面这可能是由于低频观测不能很好地分解开核心成分和C3 成分；另一方面，通过86GHz的总流量密度外推得出的核心成分在该频率的流量密度具有较大的不确定性。利用这些物理参数，带入SSA磁
13、场强度公式，公式由Marscher26给出：BSSA=105b()b45mS2m(1+z)(104T),(2)其中，b()是与谱指数有关的函数，由Marscher26列出表1可知，b(0.1)=1.1。核心成分大小为b=0.11mas。多普勒因子可由3.2节表2取8.3，红移z=0.367。将上述参数代入式(2)，核心磁场BSSA=(3.3 0.9)104T。260天 文 学 进 展42 卷260天 文 学 进 展42 卷260天 文 学 进 展42 卷注：等强度轮廓线最小值分别为0.24,0.11,0.41和0.76mJy，并以2倍大小递增，总强度的峰值流量密度分别为0.73,0.77,0.
14、80和1.24Jy。每张图左下角的灰色椭圆表示洁束大小。图 1S4 0954+658在5GHz,8GHz,22GHz和43GHz的总强度图像图 2a)中的红色和蓝色圆点分别代表第一个历元和第二个历元的射电核心流量密度，蓝线是第二个历元核心的SSA谱拟合；b)是两个历元射电核心的亮温度2 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究2612 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究2612 期王玕，等：S4 0954+65 射电喷流的高分辨率研究261另一种计算磁场的方法是假设磁场能量和粒子能量均分，Feng等人27给出磁场与其他物理量的关系式：Beq=4.5(1+k
15、)f(,107,1011)LR32/7,(3)其中，k 是重粒子能量与电子能量比值，通常取k=100，这是由于电子和正电子是在质子流与射电源内的气体和尘埃发生碰撞后产生的次级粒子28。R 是以cm 为单位的成分大小。L是源的同步辐射光度，近似可以写成4d2LSmm，dL是以Mpc 为单位的光度距离，dL=1966Mpc1。f(,107,1011)是谱指数函数，f(0.1,107,1011)=0.6107。式(3)可以表示为如下形式：Beq=5.37 1012Smmd2LR32/7(104T).(4)将前面的参数代入可得核心磁场Beq 0.3G。SSA磁场与均分磁场结果相近。VLBI成分在源静止
16、坐标系中的表观亮度温度由下式得出29：Tb=1.22 1012S2b2(1+z)K.(5)由图2b)可知，第一个历元射电核心亮温度与第二个历元射电核心亮温度相近，亮温度不随频率显著变化，并保持在1011 1012K之间。3.2射电喷流的运动学为了研究喷流的运动学，我们分析了在2017年5月2021年5月观测期间的共37个历元43GHzVLBA归档数据。我们将流量密度小于20mJy极弱成分剔除，得到2个明显的运动成分C1 和C2，和一个靠近核心的静止成分C3。成分C1,C2和C3如图3a)所示。C1存在的时间为2017年8月2018年7月；C2存在的时间为2019年2月2021年5 月；C3 存在时间为2018年4月2021年5月(见图3b)。成分C1,C2和C3在天空平面上运动轨迹如图3a)所示，原点是射电核心，我们假设射电核心静止30；图3b)和3c)横坐标是修正儒略日，纵坐标分别是赤经(图3b)和赤纬(图3c)。通过图3a)可知，C1和C2这两个成分在运动过程中都在正北方向距离核心约0.4mas 处产生转折，并通过图3b)和3c)在转折之前，两个成分都是近似沿正北方向运动；转折后，
