PKS 2155-304光学I波段光变周期特性

杨海燕 ， 李孝攀 ， 罗玉辉 ， 木 繁

（1.昭通学院 物理与信息工程学院，云南 昭通 657000； 2.昆明理工大学 津桥学院，云南 昆明 650106）

●物理学研究

PKS 2155-304光学I波段光变周期特性

杨海燕1， 李孝攀1， 罗玉辉1， 木 繁2

（1.昭通学院 物理与信息工程学院，云南 昭通 657000； 2.昆明理工大学 津桥学院，云南 昆明 650106）

使用位于智利的REM望远镜从2005年4月11日到2012年6月30日的观测数据，得到BL Lac天体PKS 2155-304光学I波段的光变曲线.应用Jurkevich方法对光变曲线进行周期特性分析，结果表明：PKS 2155-304在光学I波段具有313天的准周期.

BL Lac天体；PKS 2155-304；Jurkevich方法；光变周期

1 引言

耀变体是活动非常剧烈的活动星系核，在各个电磁波段均表现出非常剧烈的高能现象.它可以分为蝎虎天体（BL Lac）和平谱射电类星体（FSRQ）两个子类.耀变体的观测能段覆盖了从射电波段到高能伽马射线波段，目前发现耀变体在不同波段均表现出的剧烈的光变，变化时标从几天到几年，时标小于一小时的快速光变也被广泛观测到.流量变化是了解耀变体物理结构和发射机制的有力工具.本文重点研究BL Lac天体PKS 2155-304的光学波段流量变化特性.

红移量z为0.116的高频峰BL Lac天体PKS 2155-304是在X射线和远紫外波段最亮的BL Lac天体之一[1].PKS 2155-304是自从上世纪70年代发现以来最受关注的研究目标之一，目前可以使用的观测数据覆盖了射电波段到TeV能级的γ射线波段[2-3].1993年，Urry等人[4]在大约一个月的持续观测中通过观测流量时间图，发现了紫外和光学波段的光变周期为0.7天.2000年，Fanamp; Lin[5]收集了一组大约17年的UBVRI的观测数据，使用Jurkevich方法和DCF方法得到了光学V波段具有约4.16年和7.0年的准周期.2009年，Lachowicz等人[6]使用来自XMM-Newton在2006年5月1日当天约64千秒的0.3-10keV能段的X射线观测数据，通过周期图、SF（结构函数法）和小波分析方法得到了约4.6小时的准周期性，并且得到相当令人信服的正弦光变曲线.2011年，M.A.Kastendieck 等人[7]使用 LSP（Lomb-Scargle周期图）、SF（结构函数法）和MFVF（多段方差函数法）方法分析PKS 2155-304近77年来的观测数据，得到光学R波段具有2.7年的光变周期.2012年，毕等人[8]通过Jurkevich方法对PKS 2155-304光学R波段从2004到2011年的观测数据进行分析,得到PKS 2155-304光学R波段具有314天的中短时标光变周期.2014年，Zhang等人[9]搜集了来自25个天文组的共约8000个数据点的光度数据，得到了约35年的R波段光变曲线，使用DCF、Jurkevich方法和Leahy统计法得到光学R波段317天的准周期.同年，这个周期也被Sandrinelli等人[10]应用VRIJHK波段的数据通过DCDFT方法证实了.2015年，高等人[11]通过分析文献中获得的从2004年到2012年的近八年的观测数据，得到PKS 2155-304光学VRI波段存在约311.8天的光变周期.

为了更好地研究BL Lac天体PKS 2155-304的光变性质，并检验其在光学I波段的周期特性，本文从文献中搜集了2005年4月11日到2012年6月30日的非均匀观测数据，使用Jurkevich方法寻找光学I波段光变曲线中的周期成分.

2 观测数据

我们从文献[12]中搜集了PKS 2155-304的光学I波段观测数据.这批数据使用REM望远镜(The Rapid Eye Mounting Telescope)观测.REM望远镜是一台60cm口径，位于ESO Cerro La Silla天文台(智利)的自动化望远镜[13].REM望远镜最初用于对Swift伽马射线暴余辉进行光学或近红外波段观测，目前也广泛用于耀变体的多波段观测.REM望远镜配置有Ritchey-Chretien系统并搭配两台相机，REMIR相机用于近红外观测[12]，ROSS相机主要用于光学观测[14]，两者都有10×10弧分的视场，并分别带有NIR (z, J, H, and K) 和Johnson-Cousins VRI滤波器.REMIR和ROSS相机使得REM望远镜可以获得光学/近红外波段的准同时观测数据.REM软件系统还能够使望远镜以全自动的方式执行复杂的观察策略.我们使用的光学I波段观测数据是通过孔径测光获得，测光时使用的孔径大小为5角秒，曝光积分时间约为300秒[12].

3 Jurkevich方法

Jurkevich方法是一种基于期望均方差处理非等间距数据的统计学方法[15].当我们处理一个由N个数据构成的样本时，样本的平均值、总离差平方和和总方差分别为：

Jurkevich方法按照试验周期对观测数据进行折叠分组处理，再对每一批分组数据取平均值并计算离差平方和，并将每组的离差平方和求和得到总离差平方和第l组测量数据平均值、离差平方和及方差分别为：

其中Nl为第l组观测数据的个数，则m个组各自离差平方和的总和为：

4 光变周期分析

BL Lac天体PKS 2155-304从2005年4月11日到2012年6月30日的光学I波段光变曲线如图2所示，该曲线由281个观测数据构成.其中最暗发生在2012年2月29日（13.492星等），2006年11月21日最亮（11.332星等），平均亮度为12.315星等，标准偏差0.553.在2005年11月、2006年9月和2010年1月均出现了非常剧烈的爆发.例如在2010年1月的爆发，亮度迅速地从13.486星等在321天内上升到了11.722星等之后，又下降到13.428星等，整个爆发时间持续约604天.从光变曲线可以看出PKS 2155-304非常活跃，根据光变曲线的波动可以推断可能具有一定的周期成分.由于观测数据的间隔不均匀，为了能够量化PKS 2155-304的周期成分，我们运用Jurkevich方法进行分析.

运用Jurkevich方法分析PKS 2155-304光学I波段的周期成分，根据图1中的数据，选择不同的分组数m，分别取m=5、m=10、m=15进行分析，得到与P的关系如图2所示，其中横坐标为周期，单位为天，纵坐标为各分组离差平方和总和.由图2可看出PKS 2155-304光学I波段表现出很强的周期性，且存在至少两个显著的周期成分.第一个显著的周期成分为P1=313天，且与m的取值无关，即当m=5，m=10和m=15时，Vm2均出现了显著的低谷，f值依次为1.237，1.519和1.660.它的第二个周期成分P2出现在约P=630天附近，当m=5，m=10和m=15时，f值均大于0.5，可见这个周期成分也十分显著.使用Jurkevich方法分析PKS 2155-304的光学I波段光变周期特性得到两个显著周期成分的分析结果详见表1.

由图2还可以看出分组数m会对Vm2-P图产生影响.由于分组数不断增大时，统计涨落对Jurkevich方法的影响也变大，Vm2信号变得嘈杂，因此选择恰当的分组数很重要.对比以上两个可能存在的周期成分可以看出：P2≈2P1，由此可以推断P2可能是由于P1的周期成分叠加得到.综上所述，BL Lac天体PKS 2155-304的光学I波段可能存在P1=313天的周期成分.

表1.使用Jurkevich方法分析PKS 2155-304的光学I波段光变周期特性

图1.PKS 2155-304光学I波段光变曲线图

5 结论与讨论

PKS 2155-304是一个活动剧烈的BL Lac天体.REM望远镜从近红外到光学波段对该天体进行持续观测.我们使用REM观测的PKS 2155-304从2005年4月11日到2012年6月30日的光学I波段数据，通过Jurkevich方法对数据进行处理，得到了PKS 2155-304的光学I波段可能存在313天的周期成分，该结果与Zhang等人[9]、Sandrinelli等人[10]报道的PKS 2155-304光学R波段发现的约317天的准周期以及毕等人[8]报道的PKS 2155-304光学R波段发现的约314天的周期和高等人[11]报道的光学V波段约311.8天的周期是一致的，因此可以推断PKS 2155-304在光学的VRI波段的辐射具有共同的起源.

图2.PKS 2155-304的光学I波段-P关系图

对于活动星系核的周期性光变现象，已经有很多模型来对其进行解释，如双黑洞模型[17-18]、螺旋喷流模型[19-22]等.早在2012年，H.E.S.S就提出PKS 2155-304的多波段辐射可以通过同步自康普顿辐射模型来解释[23].本文得到的PKS 2155-304在光学I波段具有313天的准周期，极有可能是同步自康普顿辐射模型中喷流产生的辐射粒子在传播过程中由于辐射角发生变化，从而引起辐射流量的周期性变化.我们可以认为，辐射角较小的时候，辐射流量变大，此时观测的观测结果会变亮；反之，在辐射角变大的情况下，由于辐射流量变小，导致观测结果变暗.

[1]Kirk,J.G.; Rieger,F.M.; Mastichiadis,A.Particle acceleration and synchrotron emission in blazar jets[J].Aamp;A,1998,333:452-458.

[2]Aharonian,F.,et al.An Exceptional Very High Energy Gamma-Ray Flare of PKS 2155-304[J].ApJ,2007,664(2):71-74.;

[3]Foschini,L., et al.Infrared to X-ray observations of PKS 2155-304 in a low state[J].Aamp;A,2008,484(3):35-38.

[4]Urry,C.M., et al.Multiwavelength monitoring of the BL Lacertae object PKS 2155-304.I - The IUE campaign[J].Astrophysical Journal - Part 1,1993,411(2):614-631.

[5]Fan,J.H.,Lin,R.G.The variability analysis of PKS 2155-304[J].Aamp;A,2000,355,880-884.

[6]Lachowica,P.,Gupta,A.C.,Gaur,H.,Wiita,P.J.A ~4.6 h quasi-periodic oscillation in the BL Lacertae PKS 2155-304?[J].Aamp;A,2009,506(2):17-20.

[7]M.A.Kastendieck.,M.C.B.Ashley.,D.Horns.Long-term optical variability of PKS 2155-304[J].Aamp;A,2011,531,123-133.

[8]毕雄伟，张青友，和万全.BL Lac天体PKS 2155-304的光学周期分析[J].云南师范大学学报(自然科学版):2012,32(6):1-5.

[9]Zhang,Bing-Kai.,Zhao,Xiao-Yun.,Wang,chun-Xiao.,Dai,Ben-Zhong.Optical quasi-periodic oscillation and color behavior of blazar PKS 2155-304[J].RAA,2014,14(8):933-941.

[10]Sandrinelli,A.,Covino,S.,Treves,A.Quasi-periodicities of the BL Lacertae Object PKS 2155-304[J].ApJ,2014,793(1):1-4.

[11]高蓉，杨金雪，李怀珍.BL Lac天体PKS 2155-304光变特性分析[J].云南师范大学学报(自然科学版)，2015，35(1):1-4.

[12]Sandrinelli,A.,Covino,S.,Treves.A.Long and short term variability of seven blazar in six near-in frared/optical bands[J].Aamp;A,2014,562,79-98.

[13]Conconi,Paolo.,et al.The commissioning of the REM-IR camera at La Silla[J].SPIE,2004,5492,1602-1612.

[14]Tosti,Gino.,et al.The REM optical slitless spectrograph (ROSS)[J].SPIE,2004,5492,689-700.

[15]Juekevich,I.A Method of Computing Periods of Cyclic Phenomena[J].ASS,1917,13(1):154-167.

[16]Kidger,M.,Takalo,L.,Sillanpaa,A.A new analysis of the 11-year period in OJ287 - Confirmation of its existence[J].Aamp;A,1992,264(1):32-36.

[17]Valtaoja,E., et al.Radio Monitoring of OJ 287 and Binary Black Hole Models for Periodic Outbursts[J].ApJ,2000,531(2):744-755.

[18]Xie,G.Z., et al.Photometry of three gamma-ray-loud quasars and implications for supermassive black holes*[J].MNRAS,334(2):459-470.

[19]Rani,B.,Wiita,P.J., Gupta, A.C.Nearly Periodic Fluctuations in the Long-term X-Ray Light Curves of the Blazars AO 0235+164 and 1ES 2321+419[J].ApJ,2009,696(2):2170-2178.

[20]Lainela,M., et al.The 65 Day Period in 3C 66A during Bright State[J].ApJ,1999,521(2):561-564.

[21]Villata,M., Raiteri,C.M.Helical jets in blazars.I.The case of MKN 501[J].Aamp;A,1999,347,30-36.

[22]Li,H.Z., et al.The Periodicity Analysis of the Light Curve of 3C 279 and Implications for the Precession Jet[J].PASP,2009,121(885):1172-1179.

[23]H.E.S.S.Collaborration., et al.A multiwavelength view of the flaring state of PKS 2155-304 in 2006[J].Aamp;A,2012,539:149-172.

The Light Curve Variability Period of PKS 2155-304 in Optical I Band

YANG Hai-yan1, LI Xiao-pan1, LUO Yu-hui1, MU Fan2
(1.School of Physics and Information Engineering, Zhaotong University, Zhaotong 657000, China;2.Oxbridge College, Kunming University of Science and Technology,Kunming 650106,China)

We present the optical I band light curve of PKS 2155-304 from 11 April 2005 to 30 June 2012 by performing the original observation data taken from the REM telescope in Chile.Using the Jurkevich method,we found that the light curve variability period of BL Lac PKS 2155-304 in opitical I band is about 313 days.

BL Lac objects ; PKS 2155-304 ; Jurkevich method ; variability period

P157.6

A

2095-7408（2017）05-0016-04

2017-08-30

云南省教育厅科学研究基金资助性项目(2017ZZX079).

杨海燕（1987— ），女，云南寻甸人，硕士，助教，主要从事理论物理、天体物理等研究.