, we calculate the multiband spectral indices () and analyze the relations between and , where is the flux density at band (=B, V, R, J, K). Main results are as follows. (1) The largest variations at BVRJK bands are B = 3.370.08 mag, with the timescale 1015 days, at B band; V = 3.310.07 mag, with the timescale 1014 days, at V band; R = 3.620.12 mag, with the timescale 679 days, at R band; J = 4.080.01 mag, with the timescale 763 days, at J band; and K = 5.030.03 mag, with the timescale 2715 days, at K band. (2) We analyze the long-term BVRJK lightcurves and obtain the quasiperiodicities: days, days, and years. (3) Multiband lightcurves show time delays: = days, = days, = days, and = days. (4) The relations between and show strong correlations, which are typical RWB behaviors; when the source turns to be brighter, the spectral indices turn to be redder."> 长期光学和FSRQ 3C454.3的光谱变异 - raybet雷竞app,雷竞技官网下载,雷电竞下载苹果

天文学进展
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天文学进展/2018/文章

研究论文|开放存取

体积 2018 |文章的ID 3435814 | 9 网页 | https://doi.org/10.1155/2018/3435814

长期光学和FSRQ 3C454.3的光谱变异

宇海元,1,2 泽轩辰,1 和 永煊赫1

1天体物理中心，广州大学，广州，广东510006，中国

2天文科学与广东省教育厅的技术研究实验室，广州510006，中国

学术编辑：格扎科瓦奇
收到 2018年6月23日
修订 2018年9月17日
接受 2018年10月31日
发表 2018年12月2日

抽象

3C454.3是一个广泛的研究和监控的平坦频谱无线电类星体.我们使用小型和中等口径望远镜研究体系的意见(智慧)分析的3C454.3长期光学和光谱变异在B，V，R，J，和K（BVRJK）频带。基于关系： ,我们计算了多波段光谱指数（ )分析之间的关系 和 ,哪里 在磁通密度 乐队( =B, V, R, J, K)，主要结果如下。(1) BVRJK波段最大的变化是 B = 3.37 0.08星等，与时间表 1015天,在B波段; V = 3.31 0.07 MAG，与时间刻度 1014天，在V带; R = 3.62 0.12 mag，带有时间刻度 679天，在r带; J = 4.08 0.01 MAG，与时间刻度 763天，在J带;和 K = 5.03 0.03 mag，带有时间刻度 2715天，在K频.（2）我们分析长期BVRJK lightcurves并获得quasiperiodicities： 天， 天， 年份。（3）多频带lightcurves开演时间延迟： = 天， = 天， = 天， = 天。(4)之间的关系 和 显示出强相关性，这是典型的行为RWB;当源匝更亮，光谱指数变成为更红。

1.简介

耀变体显示出一些极端的性能，如光学剧烈变化，芯统治地位，和超光速运动[1,2]。耀变体可分为两个亚类：BL紫胶和FSRQs（平坦频谱无线电类星体）。BL紫胶的特征在于无特征光谱或弱发射线[3.，而FSRQs则由平谱无线电频谱和show组成一般宽的发射线[1]。

耀变体具有相对论飞机。他们的飞机可以产生非热发射，从而控制总观测发射。许多作品分析光谱指数（或频谱）和磁通密度（或亮度）（例如间的关系，(4- - - - - -10]）。这些研究可以解释耀变体可变性的特征背后的原因，也可以帮助我们来约束发射区。BL、Lacs与FSRQs的相关性不同。一般来说，BL Lacs表明，当光源变得更亮时，光谱变得更硬，当光源变得更弱时，光谱变得更软。FSRQs表明，当光源变得更亮时，光谱变得更柔和(更红)。的redder-when-brighter（RWB）FSRQs的行为可以从以下变量的贡献，更蓝吸积盘的变量，更红射流排放进行说明。

柯克和Mastichiadis（1999）11]提出了对blazars来说，同步加速器粒子加速和同步加速器冷却可以影响到blazars的光谱形状。光谱的形状能够反映射流的固有变异性[12- - - - - -15]。FIORUCCI，Ciprini和Tosti（2004）16]指出类星体（活动星系核的子类）的光谱包括两个组分，第一个是可变的（ ,与较平坦的斜率），其来自同步加速器发射，而另一部分是稳定的（ ）可能来自于热发射。Fan等(2014)[17]指出的亮度和光谱指数之间的相关性可以通过亮度强度的影响。

对于耀变体，光学可变的时间尺度可分为分为三种类型：（1）盘中变异性（IDV），从几分钟到几小时的时间尺度;（2）短期可变性，与昼夜时间尺度;（3）长期变化，这一般都是周期性的，随着时间尺度从几个月到几年[18]。可变的时间尺度可以帮助我们研究耀变体的物理过程。的时间尺度IDV可以约束发光区域的尺寸。长期的周期性可以给我们介绍一下耀变体的中心黑洞质量的信息。例如，基于一个纤细磁盘上，周期性可以被确定为 (18]，其中 为粘度系数，P为周期，以年为单位。

FSRQ 3C454.3 (z=0.859， [19]）显示器强变性在整个电磁频带（例如，[20- - - - - -25]）。基于B带光变曲线，Webb等。（1988）[26]获得的三个周期性，0.8，3.0，和6.4年。根据密歇根大学的射电天文台（UMRAO）数据库，Ciaramella等。（2004年）27的周期性 年，范等人。（2007年）28]获得的两个周期性， 年 年份。基于UMRAO和MRO（大都会 hovi射电天文台的数据库），库德亚特塞娃和Pyatunina（2006）29]获得的两个周期性， 年 年份。Woo等。（2002年）三十]受益于该光学光度来计算中央黑洞质量存在 ,哪里 是太阳质量。

本文安排如下：在第2，我们引入观测和数据缩减;节3.，结果被提出;部分4包括讨论和结论。

2.观测和资料的减少

在这项工作中所使用的数据是从收集小和中等孔径研究望远镜系统（SMARTS），这是位于托洛洛山美洲际天文台（CTIO）在智利。的数据缩减和处理有由Brown等人描述。（1989）[31]和Bonning等。（2012）[32]。

对于3C454.3，监视时间是在从2008年6月23日至2015年11月30日，的范围内，观测覆盖五个光学和近红外波段，B，V，R，J，和K的频带。该BVRJK lightcurves已经被证明数字1，这是由建(1)753个观察在B波段，内 天，最大的变化 B = 3.37 0.08 MAG（从 MAG到 MAG）;(2)739次V波段内的观测 天，最大的变化 V = 3.31 0.07 MAG（从 MAG到 MAG）;(3)745个观察在r带，内 天，最大的变化 R = 3.62 0.12 MAG（从 MAG到 MAG）;（4）744个观察与j频带内 天，最大的变化 J = 4.08 0.01 MAG（从 MAG到 MAG）;（5）680个观察在K频，内 天，最大的变化 K = 5.03 0.03 MAG（从 MAG到 MAG）。


图1
的3C454.3的BVRJK lightcurves。黑点代表B波段，红色圆点代表V精密带，绿色点代表对于R带，蓝点代表对于j频带，和青色点代表K频。

3.结果

3.1。周期性分析

选择合适的方法来分析长期的光学变异性是非常重要的。考虑到不均匀lightcurves我们利用功率谱来处理这个问题，并选择公共部分的准周期。

两者均匀和不均匀地采样的信号的周期性分析大多常用工具是周期图法，它是信号能量的频域估计器通过推定（1975）[33]。博士伦（1976）[34]介绍了该方法的修改形式，并且另外它是由Scargle（1982）阐述了[35]，其可以在下文中描述。考虑一系列 与N个点， 是频率和 是一个可变的时间刻度。它们的均值和偏差是由 和 .归博士伦的 ,即，功率谱作为角频率的函数的 被定义为 和 由以下公式定义： 该周期的误差由最小标准偏差( ）。我们使用周期图法来分析BVRJK lightcurves并获得周期性 天， 天， 年份。的周期信号显示在图2.红色噪声是随机信号，这是为了在低频率，以产生大量的能量被过滤。为了检查周期信号的强度，我们比较红色噪声的周期信号。红色噪声[36]，噪音水平分别为80%、90%、95%和99%，如图所示2.根据研究结果，我们可以发现，在整个五阶， 高于99%噪声水平，在J和K波段， 高于90％的噪声电平，并且只有K频 都高于99％。


图2
使用周期图的方法来分析长期BVRJK光变曲线。该频率是在单位 .黑线代表周期性信号。红线，绿线，蓝线和青色线分别代表80％，90％，95％和99％的红色噪声水平。
3.2。该光谱指数

我们用下面的方法来获取光谱指数。首先，我们让银河消光校正，使用 = , = , = , = ,和 = ,其由NED收集（http://ned.ipac.caltech.edu/）;然后我们把大小（ )到的磁通密度（ ）哪里 频率;最后，基于这种关系 ,频谱指数（ )可以通过线性关系来计算： 常量。

经计算，有752个光谱指数( ）这是在下述范围 至 ,与平均值 .

3.3。通量密度与光谱指数的关系

由于线性关系可以清楚地显示出两个参数之间的相互依赖关系，所以许多文献都使用线性相关来分析光谱指标之间的关系( )及通量密度( ）。为了与其他方法进行比较，我们使用线性相关分析 ,相关系数r和机会概率p，斜率k和截距b。当r的绝对值高于0.5，p为低于0.05时，相关性显示出很强的相关性。

结果如下：在B波段， ,其中r = 0.68， ;在V带， ,与R = 0.70， ;在r带， ,其中r = 0.72， ;与j频带 ,其中r = 0.75， ;在K频， ,其中r = 0.91， .

拟合结果显示在图3.，红线代表拟合线。


图3
对数的磁通密度之间的关系（ )和光谱指数（ ）。红线代表的线性拟合。

4。讨论

4.1。光学变异

光学可变的时间尺度是一个重要的物理量吗和通常用于探测耀变体的物理过程。基于光学红外lightcurves，我们得到谱指数（ )并分析长期的 变化性;见图4（上部子图像）。的光谱变化节目准周期性能， 年份， 年， 年份，在这之中 节目最强的信号和与从计算lightcurves的结果相符;见图4（下部子图像）。上面结果显示那在lightcurves和光谱变化具有相同的长期变化倾向.


图4
的 变性和3C454.3时期。的上子图代表 变性和降低子图代表的准周期，其由虚线指出。

如果长期周期(P)由超薄盘造成的，周期性可以表示为 ,哪里 为粘度系数[18] 是周期性（年单位），和 是中央黑洞质量。质量计算从该方法是关于 ,这是小于其他的，如 通过Woo等计算。（2002年）三十]和 通过Sbarrato等计算。（2012）[37]。

长期周期性可能来自于双黑洞的影响。OJ287被认为是一个二元黑系[38]。一些作者[39,40]考虑PKS 1510-089为二进制黑洞。

3C454.3可能是一个双黑洞系统。基于变异时间表Li等。（2007年）40〕得到一个关于如何计算初级黑洞的质量方法（ ,PBH）和次级黑洞（ ,SBH）。该方法如下。(1)两个黑色孔之间的距离（a）可以从下面的关系来计算： 哪里 是可变的时间表, 是个准周期和 为二次黑洞射流直径与半径之比。(2)从主黑洞的质量和一个来自二次黑洞之间的无线电（q）是 (3)对于二元黑洞系统，以下关系可以推导出

=0.685天从收集[41]。由于准周期1.24年（ ）是在lightcurves和光谱的变化所示的两种，所以我们选择的周期是1.24年计算二元黑洞质量。基于该表达式（3.),(4),(5)，我们可以得到 所以,大众应该

如果总质量 (三十，我们可以得到 .当Sillanpaa等。（1988）[38]分析OJ287，q的二进制黑洞系统=用200。如果我们取Q = 200，在双黑洞群众是 , .

4.2。不同频段之间的时间延迟

的分析关于多频带时间延迟能帮助我们研究发射特性吗和可以反映电子冷却时间表中的条款[42,43]。对于S5 0716 + 714，Gupta等人。（2012）[44]计算时间延迟V和R 1频带和得到之间 天-1.4天。对于S5 0716 + 714，吴等人。（2012）[45]所获得的时间延迟, = 分 = 分钟。对于1959年1ES + 650元等。（2015）[9]获得 天， 天， 天。

我们利用DCF的方法[46,47]探索不同频段之间的时间延迟。为了更准确地获得延迟时间，我们使用三种方法以适合DCF的结果：局部多项式回归（LOESS）48]，本地内核回归（LOCFIT）49，以及高斯回归。拟合曲线如图所示5，其中红线代表高斯回归，蓝线代表Locfit回归，绿线代表黄土回归哪一个我们可以得到 天， 天， 天， 天。我们的研究结果表明，B-带lightcurves是领先于其他频段。


图5
不同波段间的时间延迟。的红线代表高斯拟合，蓝线代表Locfit回归，绿线代表黄土回归。
4.3。磁通密度和光谱指数的关系

在这项工作中，我们分析了两者之间的关系磁通密度和光谱指数.在整个五个频带（B，V，R，J，K）， 和 表现出强烈的相关性。当源转弯更亮，频谱转是更红，这是一种典型的RWB行为和一致的与其他FSRQs [32,50,51]。

我们检查这些分布，发现有躺在破发点;看到数字6.我们用一个破功法，以适应他们，并获得破发点： MJY， MJY， MJY， MJY， MJY，这是在注意数字6.当源变小了，关系表现出相关性，当源变亮，他们的关系便成为anticorrelations.


图6
对数的磁通密度之间的关系（ )和光谱指数（ ）。黑点和红点代表不同的地区，蓝线把它们分开。

在本文中，我们使用来自SMARTs的3C454.3的观测数据来分析光曲线并计算光谱指数。结果表明，除K波段外，B、V、R、J波段的最大方差在3年内基本一致(约3.5 mag)。长期明亮变率和光谱变率具有相同的准周期性。不同光学和近红外波段(B、V、R、J、K)存在时滞。

数据可用性

用于支持本研究结果的文本格式数据已存放在“http://www.astro.yale.edu/smarts/glast/home.php”库。上网站上的数据是公开的，可以被其他研究者使用。如果其他人打算利用数据，请通知通过电子邮件的SMARTS集团glast@elilists.yale.edu并发送由此产生的任何出版物，包括电报的复印件。由包括引用到Bonning等人请他们确认你的文件。（2012），上面提到的，并且与以下内容：“该文已经取得使用可达最新SMARTS光学/近红外lightcurves可用在http://www.astro.yale.edu/smarts/glast/home.php“。还请包括“智能”作为设施关键词。

利益冲突

作者宣称，他们没有利益冲突。

致谢

这项工作部分是由在中国（NSFC 11403006，国家自然科学基金11733001，国家自然科学基金委员会U1831119，国家自然科学基金委员会U1531245和NSFC 11503004），科学与广州市科技计划（201707010401），广州大学创新人才培养计划，创新团队在国家自然科学基金资助广东省（2014KCXD014），并为广州市重点学科的财政支持。本文已经取得使用可达最新SMARTS光学/近红外lightcurves可用在http://www.astro.yale.edu/smarts/glast/home.php.

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