河外射源里的总流量密度变化.docx

3. 河外射电源里的总流量密度变化Ⅲ. 多普勒助推因子、洛仑兹因子以及活动星系核的视角摘录我们已经以活动星系核为样本，利用总流量密度变化监控在22和37赫兹的数据，计算出多普勒助推因子，。我们认为这种方法比其他常用的基于同步自康普顿X射线流量或者能量均分的方法更准确。我们把自己的多普勒因子与其他结果相比较，得出这样的结论：即使这一类射电源的平均值与其他所有的平均值十分相似，但作为个体对象而言的变化性多普勒因子更为准确和可靠。一个重要的应用——精准的多普勒因子已经得以呈现，也就是计算活动星系核里洛仑兹因子——Γ和相对论外向流的视角——θ。我们发现高偏振类星体有最大的多普勒助推力，而低偏振类星体和蝎虎天体助推力较弱。两组类星体表现出不同的特征是因为洛仑兹因子和视角的组合不同，而不是单单是Γ或θ不同。主题词：星系：活动——类星体；总体——辐射机制：非热能引言在活动星系核的致密发射区里，一个可靠的多普勒助推因子——D的测算是研究物理过程的关键步骤。在最简单的条件下，一个典型的活动星系核可以由一个中央黑洞、一个围绕在黑洞周围的吸积盘和两个发射于核的相对论性喷流塑造而成。这种在一个活动星系里的相对论外向流可以由仅仅两个内在参数解释。这些是喷气流、或洛仑兹因子Γ和视角θ（视线和流出轴之间的角度）。如果视超光速的速度和喷流中的多普勒因子可以算出来，那么这些速度都是可算的。直接从VLBI检测中得出是有可能的。然而D可以用不同的方法来确定，并且具有不同的准确度。最常估算D的方法是通过对比已观测的和已确定的流量中从同步自康普顿X射线流量中得出。我们假设已观测的X射线是由逆康普顿散射和辐射粒子的同步辐射光子所导致的。大量X射线的预测是基于VLBI数据而做的。与实际观测的X射线相比，预测的X射线的过量被看作是多普勒助推的信号，相对地助推了观测的射流量。这两条射线值的关系给出了同步自康普顿多普勒因子——。SSC方法最严重的限制是假设观测的VLBI频率、流量和规模相当于周转值。很大程度上依赖于周转值，因此当中的任何错误都会被严重扩大。另外，VLBI和X射线观测是在不同时间进行的，有时甚至相隔数年，因此通常不可能确定X射线发射源于哪种特定成分的。再者，VLBI的特性在经过一段时间后会强烈变化，因此不要给起射电源的长期的性能特点加以可靠的信息。Ghisellini et al 已经（对可用VLBI数据的105种射电源）计算出SSC多普勒因子的最大采集。（1993）测量多普勒因子的另一种方法是假定辐射粒子和磁场之间的能量均分。里德赫德（1994）认为助推同步辐射源的最大内亮温度——是均分亮度温度，，而不是基于逆康普顿灾变理论的的通常值。L?hteenm?ki、Valtaoja＆Wiik（1999）已证实了这一结果，他算出对最大亮度温度的数值。因此，在的过量中的一个观测VLBI亮温度表明有均分多普勒因子的多普勒助推因子解释为（这里的亮温度跟论文其他地方一样在射电源框架中给出）。这可以从单历元辐射观测中计算出来，这是一个非常大的优势，它仅微弱地依赖于观测值。但是，这个值所需的计算应该要再次从周转频率中得到。GüijosaDaly（1996）为Ghisellini et al（1993）算出了。他们发现多普勒因子的两个估算是相互关联的，但是这可能是由于他们对所观测到的VLBI量类似的依赖，也就是流量、规模和频率，并且他们得出这件事需要进一步的调查的结论。这是由 Guerra Daly (1997)完成的，他利用更新的和的数值从活动星系核芯中进一步计算出洛仑兹因子和外向流的视角。我们将会把从GD和Guerra Daly (1997)那里得出的结果在第三和第四部分与我们的结果进行论述和比较。在这篇论文中，我们将呈现估算多普勒因子的第三种方法，我们认为这比以上所说的方法都更为准确和可靠。我们的方法是以前Ter?srantaValtaoja（1994）所做的研究的一个改进。我们已经使用了新的数据、一个更大的样本和估算变化参数更准确的方法。我们估算来自与来自AGN芯（Valtaoja et al. 1999）的新VLBI成分相联系的总流量密度（TDF）耀斑的多普勒因子。这里所用到的TDF检测数据覆盖了20年的变化，并且通过确定关联变亮度——，的一个准确估算很容易从细致的模型拟合中得到的。在射电源中，和的一个比较给出大量的增大功率。其基本思想与里德赫德（1994）相同，但我们用的是而不是。依赖于观测的亮温度比和（第三根与第一功率相比）弱很多。与同时VLBI和X射线数据相反，在单频率的TFD数据同样很容易收集。VLBI观测在亮温度上给出唯一的单历元信息，然而在一个高频率的耀斑，以及从一个爆发到另一个，是几乎恒定的给出了一个更好的控制新成分的特有亮温度的估算。在冲击成分开发的最大阶