河外射源里的總流量密度變化

1、3. 河外射電源里的總流量密度變化川.多普勒助推因子、洛侖茲因子以及活動星系核的視角摘錄我們已經(jīng)以活動星系核為樣本， 利用總流量密度變化監(jiān)控在 22 和37 赫茲的數(shù) 據(jù)，計算出多普勒助推因子， Dvar 。我們認(rèn)為這種方法比其他常用的基于同步 自康普頓 X 射線流量或者能量均分的方法更準(zhǔn)確。我們把自己的多普勒因子與 其他結(jié)果相比較，得出這樣的結(jié)論：即使 Dvar 這一類射電源的平均值與其他所 有的平均值十分相似，但作為個體對象而言的變化性多普勒因子更為準(zhǔn)確和可 靠。一個重要的應(yīng)用精準(zhǔn)的多普勒因子已經(jīng)得以呈現(xiàn)，也就是計算活動星 系核里洛侖茲因子一一r和相對論外向流的視角一一9o 我們發(fā)現(xiàn)高偏振

2、類星體 有最大的多普勒助推力，而低偏振類星體和蝎虎天體助推力較弱。兩組類星體 表現(xiàn)出不同的特征是因為洛侖茲因子和視角的組合不同，而不是單單是r或b不 同。主題詞：星系：活動類星體；總體輻射機制：非熱能1. 引言在活動星系核的致密發(fā)射區(qū)里，一個可靠的多普勒助推因子 D 的測算是研 究物理過程的關(guān)鍵步驟。在最簡單的條件下，一個典型的活動星系核可以由一 個中央黑洞、一個圍繞在黑洞周圍的吸積盤和兩個發(fā)射于核的相對論性噴流塑 造而成。這種在一個活動星系里的相對論外向流可以由僅僅兩個內(nèi)在參數(shù)解釋 這些是噴氣流、或洛侖茲因子r和視角b （視線和流出軸之間的角度）。如果視超光速的速度 app 和噴流中的多普勒

3、因子可以算出來，那么這些速度都是可算 的。直接從 VLBI 檢測中得出 app 是有可能的。然而 D 可以用不同的方法來確 定，并且具有不同的準(zhǔn)確度。最常估算 D 的方法是通過對比已觀測的和已確定的流量中從同步自康普頓 X 射 線流量中得出。我們假設(shè)已觀測的 X 射線是由逆康普頓散射和輻射粒子的同步 輻射光子所導(dǎo)致的。大量 X 射線的預(yù)測是基于 VLBI 數(shù)據(jù)而做的。與實際觀測 的 X 射線相比，預(yù)測的 X 射線的過量被看作是多普勒助推的信號，相對地助推 了觀測的射流量。這兩條射線值的關(guān)系給出了同步自康普頓多普勒因子Dssc。SSC方法最嚴(yán)重的限制是假設(shè)觀測的 VLBI頻率、流量和規(guī)模相當(dāng)于周

4、轉(zhuǎn) 值。Dssc很大程度上依賴于周轉(zhuǎn)值，因此當(dāng)中的任何錯誤都會被嚴(yán)重擴大。另 外，VLBI和X射線觀測是在不同時間進(jìn)行的，有時甚至相隔數(shù)年，因此通常不 可能確定 X 射線發(fā)射源于哪種特定成分的。 再者， VLBI 的特性在經(jīng)過一段時間 后會強烈變化，因此不要給起射電源的長期的性能特點加以可靠的信息。Ghisellini et al已經(jīng)（對可用VLBI數(shù)據(jù)的105種射電源）計算出SSC多普勒 因子Dssc的最大采集。（1993）測量多普勒因子的另一種方法是假定輻射粒子和磁場之間的能量均分。里德赫德（1994）認(rèn)為助推同步輻射源的最大內(nèi)亮溫度Tb,int 是均分亮度溫度，Teq 5 1010K ，

5、 而 不 是 基 于 逆 康 普 頓 災(zāi) 變 理 論 的 1012 K 的 通 常 值L?hteenm?ki 、Valtaoja Wiik (1999 )已證實了這一結(jié)果，他算出對最大亮度溫度1011的數(shù)值。因此，在Teq的過量中的一個觀測VLBI亮溫度表明有均分 多普勒因子的多普勒助推因子解釋為Deq Tb, VLBI/Teq (這里的亮溫度跟論文其他地方一樣在射電源框架中給出)。這可以從單歷元輻射觀測中計算出來，這是 一個非常大的優(yōu)勢，它僅微弱地依賴于觀測值。但是，這個值所需的計算應(yīng)該 要再次從周轉(zhuǎn)頻率中得到。 G uijosa&Daly (1996 )為 Ghisellini et al

6、 (1993 ) 算出了 Deq。他們發(fā)現(xiàn)多普勒因子的兩個估算是相互關(guān)聯(lián)的，但是這可能是由于他們對所觀測到的 VLBI 量類似的依賴， 也就是流量、 規(guī)模和頻率， 并且他們得 出這件事需要進(jìn)一步的調(diào)查的結(jié)論。 這是由 Guerra & Daly (1997) 完成的， 他 利用更新的Deq和Dssc的數(shù)值從活動星系核芯中進(jìn)一步計算出洛侖茲因子和外 向流的視角。我們將會把從 G&D 和 Guerra &Daly (1997) 那里得出的結(jié)果在 第三和第四部分與我們的結(jié)果進(jìn)行論述和比較。在這篇論文中，我們將呈現(xiàn)估算多普勒因子的第三種方法，我們認(rèn)為這比以上 所說的方法都更為準(zhǔn)確和可靠。我們的方法是以

7、前Ter?sranta&Valtaoja( 1994 )所做的研究的一個改進(jìn)。我們已經(jīng)使用了新的數(shù)據(jù)、一個更大的樣本 和估算變化參數(shù)更準(zhǔn)確的方法。我們估算來自與來自 AGN 芯( Valtaoja et al. 1999 )的新VLBI成分相聯(lián)系的總流量密度(TDF)耀斑的多普勒因子。這里 所用到的 TDF 檢測數(shù)據(jù)覆蓋了 20 年的變化，并且通過確定關(guān)聯(lián)變亮度 Tb, var , D var的一個準(zhǔn)確估算很容易從細(xì)致的模型擬合中得到的。在射電源中， Tb, var和Teq的一個比較給出大量的增大功率。其基本思想與里德赫德(1994 )相同，但我們用的是Tb，var而不是Tb, varD va

8、r依賴于觀測的亮溫度比Dssc和Deq第三根與第一功率相比）弱很多。與同時 VLBI 和 X 射線數(shù)據(jù)相反，在單頻率的 TFD 數(shù)據(jù)同樣很容易收集。 VLBI 觀測在亮溫度上給出唯一的單歷元信息， 然而在一個高頻率的耀斑，以及從一個爆發(fā)到另一個，是幾乎恒定的Tb, var 給出了一個更好的控制新成分的特有亮溫度的估算。在沖擊成分開發(fā)的最大階段， 通常發(fā)生在 10 和 100 千兆赫之間（如 Valtaoja et al. 1988 ），所有的強烈沖擊似乎達(dá)到最大值，這時 Tb, int Teq ，因此它能用來 估算Deq或Dvar，但只能是在這個時間和這些頻率上。 如果通常是一年或更長的 時間

9、因為最新的沖擊時間已經(jīng)過去了，隨著亮溫度低于Tb, int 合理最大值，噴出的 VLBI 成分已經(jīng)是一個老的、絕熱膨脹的殘余部分，并且不再用于估算 Deq。 隨著一個估算的Tb,var小于Tb,int合理最大值，TFD也已經(jīng)恢復(fù)到接近靜態(tài)水平。 同樣地，大多數(shù)的 VLBI 數(shù)據(jù)是在厘米波段， 并涉及到已經(jīng)遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于最大 Tb,int 的 沖擊殘余。在高射頻率（22赫茲）的觀測對估算Deq和Dvar都很重要。在射電源中， D var 也是多普勒助推的一個完全獨立的估算，它可以用于其他方 法測試可靠性。變化多普勒因子將會使用于進(jìn)一步在逆康普頓因子的計算和每 個射電源的外向流的視角，以證明的可靠和準(zhǔn)確

10、的 D 的功率。2. 我們的樣本我們已經(jīng)使用了來自 Mets?hovi射電天文臺的多頻連續(xù)檢測數(shù)據(jù)來模擬流量的變化。我們收集了在22和37赫茲的河外射電源的連續(xù)觀測將近 20年的數(shù) 據(jù)，總計130個天體的超過30000TFD 測量（Ter?sranta等人1992, 1998 ）。 我們把每一條流量曲線分解成指數(shù)耀斑，獲得了確定的Dvar的必要變化參數(shù)，特別是每個耀斑相關(guān)的亮溫度一一 Tb,var。這個過程的細(xì)節(jié)在Paper I和U中有 描述。觀測的變化亮溫度是Tbvar5.87 1021h2 豐 VTHz 12,（1abs這里的入是以米為單位的觀測的波長，z是紅移，Smax是以央為單位的爆發(fā)

11、的最大幅度，還有obs dt/d In S以天為單位的觀測的變化時間范圍（請參考Paper1 1I）。方程中的數(shù)值因子（1）相當(dāng)于使用了 H0 100h kms Mpc和q。0.5，并且假設(shè)射電源是均勻球體。使用熟悉的方程，可估計總共 81個射電源的變化多普勒因子1/3Dvar對于Tb,int，我們是用了里德赫德U,我們證實了，在耀斑期間,Tb, varTb,int（1994 ）所建議的5 1010K的平均值。（在PaperTb,int Teq獨立于大量的多普勒助推作用。）這是射電源中的27個是高偏振類星體（HPQs,光偏振3% ），26個是低偏振 類星體（LPQs，光偏振V 3% ），20個

12、是蝎虎天體（BLOs），還有8個是射 電星系（GALs）。在我們的樣本與G&D Dssc和Deq之間有48個共同射電源。 然后我們用可用的VLBI膨脹速度計算出了 45個射電源的內(nèi)在洛侖茲因子和視角。洛侖茲因子由以上公式算出var而視角由以下公式算出var2appD2var2Dvar2 apparCtan 2 d2app var在這組射電源當(dāng)中，有19個HPQs , 12個LPQs, 9個BLOs以及5個GALs。在我們的樣本與Guerra&Daly(1997)的衛(wèi)星狀況中心(SSC)的樣本與均分洛 侖茲因子與視角之間，有19個共同射電源。我們的基本樣本包括80的北方最亮平譜和赤道附近的AGN

13、s，也包括完整的限流2Jy樣本，此樣本是由Valtaoja, L?hteenm?ki&Ter?sranta規(guī)定的，0716+714 例外。3. 變化性多普勒因子3.1.變化性多普勒因子的分布從TFD變化計算出來的多普勒因子Dvar如Table 1所示，也給出了射電源分類； 紅移，z;頻率，v;來自G&D的Dssc;變化性最亮溫度，logTbwr ;當(dāng)可用的 顯見的超光速速度，app v/c以及它的參考；洛侖茲因子 var ；和視角var。射 電源的分類遵循我們之前的工作指南，如Ter?sra nta&Valtaoja199()。一些來源是早邊緣的情況下的，不然就是被不明確得下定義，并可能被不同

14、的作 者分類。相比Guerra & Daly (1996)的樣本，我們的樣本有四種不同分類的 19個常見射電源(在Guerra & Daly 的樣本中，有五種48個共同的射電源)。在分類當(dāng)中，這些細(xì)小的區(qū)別對我們的結(jié)論不重要。我們已經(jīng)控制了主要來自Vermeulen&Cohen（1994） 的 VLBI 膨脹速度， 但我們已經(jīng)更新了這些價值觀， 并收集了最新的相關(guān)文件和程序。 Table 1 中給出了引用列表。如果給出了一 個源（多拋射）的幾個可靠的值，我們已經(jīng)采取了 app 平均值。我們也喜歡在 高頻率上所獲得的數(shù)值，來匹配我們的變化數(shù)據(jù)，原因在第一部分中有提到。亮度溫度和每類活動星系核對應(yīng)

15、的多普勒因子分布如圖 1 和圖 2 所示。需要注 意的是，所有的類星體和蝎虎天體都是多普勒助推， 這很有趣（ Tb,var 1011K ）。 正如預(yù)想一樣，非常高的數(shù)值主導(dǎo)著 HPQs 的多普勒因子直方圖，分布的峰值 是Dvar 11。LPQS的峰值較低，大約是Dvar 8。對于BLOS來說，多普勒因子 主要分布在低數(shù)值之間，峰值是在 Dvar 5。分布是相當(dāng)平穩(wěn)的，這表明高值是 不可取的，與 BLOS 是快速變化的來源的新年相矛盾。反過來，射電星系占主 導(dǎo)地位的低端分布。每類 AGN的Tvar和Dvar兩者的高中低四分值如Table 2所 示。看Dvar值的中位數(shù)，HPQS顯然是最強烈的多普

16、勒助推天體，射電星系至 少是最猛增的天體。HPQs和LPQs的多普勒因子之間有十分大的區(qū)別，但LPQs 和 BLOS 的多普勒因子之間的區(qū)別較小。為了找出兩類（或更多）的活動星系核是否都從同 Tvar或Dvar分布得出的，我們 對所觀察到的變化的亮度溫度 （或多普勒因子） 進(jìn)行了秩和檢驗單向方差分析。 概率如 Table 3 所示。顯而易見的是，所有的類星體和 BLOs 都不同于射電星 系。 HPQs 不可能像 LPQs 或 BLOs 一樣來自相同的分布。 LPQs 和 BLOs 之間 有相當(dāng)強的相似性，這表明在這兩類射電源可能共享相同的母體，至少有部分 是這樣的，或多普勒助推母群體分布相似。

17、3.2 . Dvar 、 DSSC 和 Deq 之間的比較G&D認(rèn)為DssC和Deq的分布是相似的，這意味著比率Deq/DssC是在統(tǒng)一的秩序上的。然而，這并沒有建立DssC或Deq的正確性，因為如果使用相同的無線數(shù)據(jù)的話，這兩個值是密切相關(guān)的。如果我們就觀測的亮溫度而言寫 DssC和Deq的話，這和 VLBI觀測的時間依賴關(guān)系的影響，是最好的，Tb,vLBi S/B2v2.因-0. 75（ with s v ）,0.37 0.68 -0.18 -0.14DssC Tb,VLBIv sX vX . （5）對于Deq我們有聯(lián)系Deq Tb,VLBI s0.10 0.34v 0.31.（6）D 值

18、很大程度上依賴于所觀測的 VLBI 亮溫度，這是一個高度可變的數(shù)量， 從一 個觀測到另一個，因為在兩個結(jié)構(gòu)中時間強烈地變化，以及流量密度緊湊無線 電源。通過 Tb,VLBI ， D 值也取決于 VLBI 的觀測頻率（參見 1）。此外，兩個 估算D都不是獨立的，但DssC Deq由于結(jié)果類似而依賴于Tb,vLBI。我們可以以間接的方式測試我們的變化多普勒因素的質(zhì)量， 因為任何 AGN 的 D 的真值都是未知的。當(dāng)計算Deq （或DssC ）時，原則上，任何可用的 VLBI觀測 樣本（S，9, V）同樣適用，因為這里沒有周轉(zhuǎn)頻率測量，數(shù)值隨時間變化， 而且就DssC而言，X射線數(shù)據(jù)是不同步的。因此

19、我們可以通過采用不同的VLBI的樣品得出均分多普勒因子，和他們相互比較，或與Dvar比較。現(xiàn)在，如果在一個射電源中，Deq （或DssC ）是一個擁有真正價值量的多普勒助推的好估算, 那么采自不同數(shù)據(jù)集的數(shù)值應(yīng)該具有可比性。 為此，我們在22赫茲計算了 VLBI測量的均勻的大樣本，即 VSOP發(fā)射前的調(diào)查（PLS; Moellenbrock等人。1996），并將結(jié)果與D&G和我們自己的結(jié)果進(jìn)行比較。Deq（PLS）和Dq（G&D） 的比較如圖3a所示。這些點是分散的，而且很明顯它們的之間的聯(lián)系不強。Dvar 和Deq（G&D ）如圖3b所示。它們之間的聯(lián)系稍強一些，但這無疑是最好的 最后一隊，

20、Dvar和如Deq（ PLS）圖3C所示。這兩個獨立的“傳統(tǒng)的”多普勒 因子比變化多普勒因子的聯(lián)系更少。禾U用斯皮爾曼的秩相關(guān)，我們證實了Deq（PLS）和Deq （G&D ）是幾乎沒有聯(lián)系的。對41種共同的射電源，我們得到 了 Ps 0.090 o 一個更好的聯(lián)系是在變化多普勒因子和兩個均分助推因子之間找 到的。對于Dvar和Deq （ G&D ），聯(lián)系是0.002 （48種射電源），以及對于 Dvar和Deq （ PLS），聯(lián)系是Ps 0.00.2 （ 60種射電源）。相應(yīng)的差額中位數(shù)， 計算公式為logU logD2，結(jié)果分別是0.44,0.31,和0.28。（ Dq的結(jié)果也主 要用于D

21、ssc o）變化性和兩個均分因子之間的差額中位數(shù)比兩個獨立的均分因 子小2倍。一個自然的結(jié)論是，基本上在點上所有的散布都是由Deq的錯誤造成的，或者至少Deq的錯誤肯定比Dvar的大得多。這導(dǎo)致我們得出一個結(jié)論是 真實的多普勒因子的更好的估算。在中的討論已經(jīng)清楚地說明為什么 Deq的PLS值好像比G&D值的更好。個G&D的VLBI數(shù)據(jù)主要部分都在5赫茲或更低頻率的，并涉及到低于最大Tb,int的亮度溫度的老成分 請看不同的多普勒因子，我們認(rèn)為在G&D的樣本中，Dvar的分布大致與Dssc（或Deq ）的分布相似。對于AGNS的所有種類來說，Dvar的中位值稍微大一點。對 于HPQs來說，中位值

22、是Dvar11，相較之下Dssc9 ;對于LPQs來說，中 位值是Dvar8，相較之下Dssc5 ；對于BLOS來說，中位值是Dvar5，相較 之下DsSC4 ；以及對于 GALS來說，中位值是Dvar2，相較之下DsSC1 0 這里的一些變化可能是由不同的樣本選擇造成的。另外，在 G&D 中使用的低 頻VLBI數(shù)據(jù)普遍導(dǎo)致了低估Deq （或DssC ）的結(jié)果。同樣的趨勢也存在于 48 種常見的來源，如表 4 所示0即使所有類別的中位數(shù)是近似一致，但對于單個 對象來說，這是不正確的。例如，對于一個射電源的LPQs來說，Dvar和DsSC之 間的區(qū)別是5,（高達(dá)15）來源的75%。對于HPQs來

23、說，百分比是60%， 而 BLOs 是 35% 0在估計每個種類的活動星系核里多普勒助推的平均值，這顯 然是可以使用DssC或Deq ）的中位值作為指南的，但在任何計算中使用單個射電 源值時都應(yīng)該要謹(jǐn)慎0為了這個目的，我們建議使用變化的多普勒因子04. 洛侖茲因子和視角從方程（3）和（4 ）計算出的洛侖茲因子和視角與 Dvar如Table 1和Figure 4 所示0每個種類的 AGNs 的中位數(shù)如 Table 5 所示0大多數(shù) HPQs 集中在小 var 和較大的var區(qū)域。HPQs和LPQs之間的區(qū)別是顯而易見的，特別是在洛侖茲 因子。相反，LPQs和BLOs則有重疊的分布，有相似的 va

24、r而不是十分不同的 var。然而，這里有一個有57洛侖茲因子的BLO。明顯的擴張速度，app為0219 + 42 ，是樣品中最大的，幾乎為 15（Marchenko 等人， 1998 ）。在我們的樣本中大部分的射電源有 10 w的洛侖茲因子。r的真實分布可稍寬，但值 如0219+42仍然突出得可疑。在r分布的極端的末端，一個很大值可能是由于 射流異常強大，但它更可能是 VLBI 的膨脹速度被高估了。 0219+42 的變化性 多普勒助推因子從幾次耀斑中很好地確定，因此這個量的低估不可能是大r值的原因。如果我們算出除0219+42以外的BLOs的中位數(shù)var，我們可以得出4.7。 這實際上是把B

25、LOs從LPQs中分離出來成為獨立的一組。GALs的洛侖茲因子 是最適中的，并且相比其他種類的AGNs，它的視角是較大的。在Guerra&Daly（1997 ）的樣本中，我們也把從 DsSC和Deq計算出來的變化性洛侖茲因子和視 角作了對比。再次，總體趨勢趨向一致，除了 LPNs夕卜。HPQS的var和SSC （或eq ）的中值分別接近 7和9。對LPQs，我們得出了 6的中位數(shù)，而 Guerra&Daly 得出了比HPQs稍高的值。對BLOs，估算較為相似，大約為5， 而且它們還與 GALs 很一致?？磦€體估算告訴我們不一樣的故事。 SSC 和均分 情況兩者的洛侖茲范圍是非常大的， 這個值延

26、伸到接近 90。甚至沒有最極端值 的總體分布也是很大的，從5到超過30。變化性估算占了 2到12 （類星體 和BLOs）之間的一個很緊的峰值的統(tǒng)一組。沒有0219+42， var的最大值是15.5。和的中位值都分別接近 HPQs的4 ,LPQs的5 和6 ,BLOs的9 和14。，以及GAL歲的30。和00 。所有估算視角范圍都非常一致（通常w 20 ），除 了 GALs 的估算視角，因為我們發(fā)現(xiàn)了一個窄很多的分布，最大值是 50。對于很小的視角和比較大的流動速度的解釋是，在我們緊湊的平譜射電源的樣本 里，少數(shù)的射電星系是不代表整個群體的，更像是射電星系和類星體之間不明 確的案例。 我們也在我

27、們的樣本與 Guerra&Daly 之間的 19 種共同射電源當(dāng)中 進(jìn)行了比較。結(jié)果如 Table 6 所示。之前的言論在這里同樣適用。這里不包括 有問題的蝎虎天體 0219+42 ，因此 BLOs 的變化性洛侖茲因子明顯比 LPQs 的 低。如 Guerra&Daly ，我們普遍使用了相同的由 Vermeulen&Cohen （ 1994 ）收集的app數(shù)據(jù)和一些新的數(shù)值，因此r和9中的區(qū)別是由于D不同的估算。不 正確的多普勒因子的使用很明顯地反映在和 SSC的廣泛傳播中。我們的變化性 多普勒因子的更好質(zhì)量是很好地證明了在現(xiàn)實的 var和var的分布。在基本統(tǒng)一的模型中，視角是活動星系核的分

28、類中的決定性參數(shù)（例如，Barthel ， 1989）。在 AGN 核心區(qū)域的周圍有一個遮蔽材料做的圓環(huán)，而相對 論噴流的軸線是垂直于該磁盤的。在大角度，觀察者看到的 AGN 和它的遮蔽 核心作為一個射電星系。然后倚靠射電星系的（FRI或FRU ）類型，隨著視角 變大，觀察者首先看到一個低偏振類星體， 然后看到一個高偏振類星體（FRU） 或者蝎虎天體（FRI ）。這種情況很好地保持我們的變化性觀察角度。然而， 如果所有類型的活動星系核都源于同一母體，洛倫茲因子應(yīng)該都是一樣的?？磛ar的數(shù)值，很明顯，所有類型形成自己獨立的組（BLOs不含0219 + 42 ）， 受增加和減少的var和var的命

29、令BIOS和GALS都很明顯不同于類星體。然而， HPQs 和 LPQs 的 var 的區(qū)別是可以忽略的， 這暗示我們內(nèi)在差異，而不是視角決定那些天體的外觀（如光偏振）。這也可能是r和9的結(jié)合產(chǎn)生了HPQs或LPQs，在相比統(tǒng)一模型之下。我們的樣本也排除了一個陡譜的數(shù)字。在我們的樣本中，所有的BLOs都是由射電挑選的，它們的范圍在0。和0之間。X射線選擇的蝎虎天體應(yīng)該擁有比射電選擇的蝎虎天體（ Padovanni&Urry ， 1992 ）更大的視角，但是在 var 范圍當(dāng)中沒有特意為它們留下空間。這表明， 內(nèi)在的差異比 BLOs 的方向更重要。 然而，鑒于是在每個類型里的少量射電源， 這些結(jié)論必須謹(jǐn)慎對待。5. 結(jié)論在本文中所展現(xiàn)的計算出的變化多普勒助推因子是目前盡可能精確的、 可靠的， 因此它們應(yīng)該在確定單源的洛侖茲因子和視角是有用的。這開辟了一個豐富的 活動星系核研究的可能性。借助于單洛倫因子和視角，我們可以開始建模。例 如我們可以消除相對論助推對真實內(nèi)在屬性，如亮度或峰值頻率的影響。它還 可能通過尋找偏差源參數(shù)，追捕誤判和不尋常的物體（如微透鏡的射電源）。它也有可能與外向流的強度r與大量微變或丫-射線輻射量相關(guān)。無線電性能（例 如,外向流速度）和活動星系核的丫射線的性質(zhì)之間的連接將會由 L?hteenm?ki 和 Valtao