活动星系核喷流进动的物理机制研究分析

　　摘要：为了研究活动星系核喷流进动的物理机制，从文献中收集到23个有喷流进动周期(P)、B波段绝对星等(Mabs)和黑洞质量(Mbh)数据的活动星系核组成样本.用样本检验吸积盘驱动中心黑洞和喷流进动的盘致进动模型，观测到数据整体上符合理论预期的P、Mabs和Mbh之间的关系，但数据的弥散度较大，吸积盘的黏滞参数需取较大范围才能使理论范围覆盖所有的样本源.喷流进动也可能是由于星系核中心存在超大质量双黑洞.在此双黑洞模型下估算了样本源中双黑洞的距离，并将10个样本源的双黑洞距离和从文献中得到的星系核宽线区尺度对比，显示喷流进动周期大于106年的样本源的双黑洞距离可能大于星系核宽线区尺度.因此通过喷流进动的观测结果可以搜寻超大质量双黑洞候选体和限制双黑洞的参数.高质量的反响映射监测等进一步观测有望检验超大质量双黑洞系统的存在，帮助揭示喷流进动的物理机制.
　　关键词： 双黑洞 吸积盘 喷流进动 天文学 活动星系核
　　观测发现，不少活动星系核的喷流呈现S形或Z形的反对称形态[1,2]，这显示喷流可能在绕着某一轴线进动．采用喷流进动模型可以很好地拟合许多活动星系核的复杂图像[3]．目前解释喷流进动的物理机制主要有双黑洞模型[4]和盘致进动模型[5,6]两类．前者的喷流进动产生于星系核中的双黑洞系统，后者中则是产生于单黑洞和围绕黑洞的倾斜的吸积盘构成的系统．
　　过去关于活动星系核喷流进动的研究主要是针对个别源的单独分析．卢炬甫课题组[7,8]曾收集观测数据，对盘致进动模型进行检验．近10余年来观测数据又有了新的积累，可对盘致进动模型作进一步的检验．在星系形成的等级结构模型中，随着星系不断通过并合形成更大的星系，星系中心的黑洞也不断经历并合，因此在宇宙中应该存在处于不同并合阶段的超大质量双黑洞[4]．理论上预言超大质量双黑洞在临近并合的最后阶段将产生低频引力波辐射，然而这样的双黑洞距离很近，尚难以由直接成像分辨，因此需要通过不同的观测现象和方法探寻超大质量双黑洞．本研究从文献中收集显示喷流进动的活动星系核的观测数据，并分别采用盘致进动模型和双黑洞模型进行分析．
　　1、样本选择
　　从文献中得到具有喷流进动周期（P）、B波段绝对星等（Mabs）和黑洞质量（Mbh）数据的活动星系核共23个，样本数据列于表1．选取的源的进动周期在103年以上．文献中这些源的进动周期主要是通过运动学模型拟合射电图像得到，如文献[3]中所用的方法．这样得到的喷流进动周期通常不是十分精确，许多是量级的估计．尤其是对于某些样本源不同的文献给出的喷流进动周期不同，本文中采用较新的文献提供的数据．Mabs主要是采用HyperLeda数据库[9]的数据，或者是通过HyperLeda数据库和SIMBAD数据库[18]的红移和视星等计算得到．计算Mabs采用的宇宙学参数：哈勃常数H0=70km/（sMpc)(Mpc为百万秒差距），宇宙密度参数ΩM=0.27，宇宙学常数参数ΩΛ=0.73．文献中黑洞质量的测量方式有动力学方法、由黑洞质量与星系核球速度弥散之间的经验关系（Mbh-σ关系）计算、反响映射（reverberationmapping,RM）法或者是由单次观测谱（single-epochspectroscopy）计算得到．后两种计算方式是通过宽线区的尺度结合其维里速度来得到黑洞质量，因此也提供了宽线区尺度的观测数据．对于星系核宽线区尺度的测量，反响映射是通过测量发射线强度对连续谱光变的时间响应，而单次观测谱测量是通过宽线区尺度（R）和光学连续谱光度（L）之间的经验关系（R-L关系）．
　　表1显示喷流进动的活动星系核的参数
　　2、盘致进动模型
　　盘致进动模型最初由Sarazin等[5]针对河内天体SS433提出，卢炬甫教授1990年将该模型应用于活动星系核，提出进动周期和光学绝对星等的相关关系[6].2005年Lu等[7]进一步给出关系式
　　其中，P是以年为单位的喷流进动周期，α是吸积盘的黏滞参数，a*是黑洞的自转参数，η是吸积释能效率．上式中通过观测可得到的量有P、Mabs和Mbh．为了充分利用观测数据来检验盘致进动模型，定义X=Mabs+0.298log(Mbh/108M ），则式（1）变形为
　　其中吸积盘黏滞参数的取值尚无定论．Starling等[28]由活动星系核光变得到0.01 α 0.03,King等[29]指出由观测得到的α在0.1 0.4之间，而数值模拟给出的α则小一个数量级甚至更多，故本文将α的取值取为0.003 0.3．黑洞的自转参数取值范围为0
　　图1给出了观测数据和代表P-X理论关系的3条直线，上、中、下3条线各对应于理论参数（α，a*）取值为（0.3,1）、（0.03,0.8）和（0.003,0.5），而η取值均为0.1．由图1可见，观测数据整体上呈现出理论预期的P和X的正相关关系，但数据的弥散度较大，需要黏滞参数取较大的范围以使理论范围覆盖所有的样本源．这可能是由于数据的误差导致，或者显示喷流进动可能存在多种机制．
　　图1P-X的曲线
　　3、双黑洞模型
　　Begelman等[4]1980年提出，若星系核中心存在大质量双黑洞系统，黑洞的自转轴将发生测地进动（geodeticprecession），带动沿轴向的喷流进动．若主黑洞质量为m1，次黑洞质量为m2，则主黑洞的喷流进动周期为[16,30]
　　其中，q=m2/m1是两个黑洞的质量比，D16是以1016cm为单位的双黑洞的距离，M8是以108倍M 为单位的双黑洞的总质量．
　　有文献指出，质量比太小（q 0.01）的大质量双黑洞系统难以在星系并合过程中形成[31,32]．假定喷流产生于质量较大的黑洞，取q为0.1，将样本源的黑洞质量作为双黑洞的总质量，通过样本源的进动周期，本研究由方程（3）估算了双黑洞的距离，结果列于表1．估算得到的双黑洞距离都落在1016 1019cm范围内．理论上认为，在星系并合过程中，两个黑洞将首先通过动力摩擦（dynamicalfriction）逐步靠近，形成引力束缚的双黑洞系统．当双黑洞距离很近时，将产生强烈的引力波辐射从而最终并合．然而在前述两个并合阶段之间，双黑洞如何从相距约10pc(pc为秒差距）靠近到约0.1pc，其主导机制目前仍不清楚[4,32]．由估算的双黑洞距离可见，通过喷流进动可以提供处于该并合阶段的双黑洞候选体，其中进动周期较小的源则可能处于引力波辐射主导的阶段．
　　对宽发射线的观测是了解活动星系核中心区域的重要途径．表1中列出了从文献得到的10个样本源的星系核宽线区尺度．图2给出了这些样本源的双黑洞距离与星系核宽线区尺度之比D/R．其中2300-189、3C196这两个源虽然有星系核宽线区尺度数据，但由于其喷流进动周期数据为下限值，所以未画在图2中．可以看出，进动周期越小，双黑洞距离与星系核宽线区尺度之比越小．图2中虚线表示D=R的情况．喷流进动周期小于106年的源都落在虚线下，显示估算的双黑洞距离小于星系核宽线区尺度，这些样本源可能只存在围绕双黑洞的共同宽线区；喷流进动周期大于106年的源落在虚线之上，显示估算的双黑洞距离大于星系核宽线区尺度．
　　图2双黑洞模型下P与D/R的关系
　　D由方程（2）估算，误差棒对应于q=0.01 1，图中圆点和三角形的位置对应q=0.1．宽线区尺度R的测量方式为RM法（圆点表示）或R-L关系（三角形表示）．
　　由此可见，通过双黑洞模型可以将超大质量的双黑洞候选体分成两类，对于D

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