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活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 摘要 活动星系核( a c t i v eg a l a c t i cn u c l e i ，简称a g n ) ，有明亮的致密核区，在射 电、光学、x 射线波段存在偏振的非热致连续辐射，存在强的原子和离子发射线， 具有比正常星系更强的发射高能光子的能力。类星体和s e y f e r t 星系是两类a g n 。 类星体光度高，而s e y 胁星系则光度相对较低。黑洞一吸积盘模型和统一模型为 两种可用来较好解释a g n 的理论模型。黑洞一吸积盘模型很好的解决了a g n 高光 度、小尺度引起的困难和被吸积物质角动量向外转移的问题。统一模型则认为 a g n 的分类可能强烈地依赖于观测的取向，观测者从不同的方向看过去，将看 到不同类型的活动星系核。 a g n 核心存在超大质量黑洞( s m b h ) 已被广泛接受，利用反响映射方法已得 到一批类星体和s e y f 缸星系的黑洞质量。观测上有证据表明中心黑洞质量与其寄 主星系密切联系。一些研究者发现，中心黑洞质量与其寄主星系核球质量成比例， 获得黑洞核球质量比率( m 。，j l f 。酶) 为一个常数，同时，另一些研究者发现非线 性的黑洞核球( s m b h b u i g e ) 质量关系，从而提出质量比率肘b h ，肘b i l 蝻不再是一 个常数，而是与其核球质量密切相关。不仅仅中心黑洞质量与核球的光度有关， 黑洞质量也与核球恒星速度弥散相关。 本文采用活动星系核的核球，盘图像分解数据得到核球r 波段光度值，我们计 算了一个x 射线活动星系核样本的中心黑洞质量与核球质量之比，其中包括1 5 个 窄线s e y f e r t1 星系和1 8 个宽线s e y f e r tl 星系。我们发现l o g ( m b h ，肘。) 的平均值， 对1 5 个窄线s e y f e r t1 星系为：一3 8 1 + 0 1 1 ；而对1 8 个宽线s e y f e r tl 星系，则为： 一2 9 1 + 0 1 3 。这表明：窄线s e y f e r t1 星系相对于宽线s e y f e r t1 星系而言有较低的 m ，m b l l 蜘。对窄 s e y f e r t1 星系我们得到线性的s m b 聊b u l g e 质量关系： m h 轴o cm 0 9 5 ，对宽线s e y f e r tl 星系得到非线性i 拘s m b h b u l g e 质量关系： m b u 瓣一m 普7 。 关键词：星系：活动一星系：核球一星系：核一星系：类星体一星系：塞弗特 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 t h em a s sr e l a t i o nb e t w e e nt h eb l a c kh o l e a n dt h e b u l g e f o ra g n a b s t r a c t t h ec o r eo ft h ea c t i v eg a l a x yi sk n o w na sa c t i v eg a l a c t i cn u c l e i ( a b a g n ) w h i c hh a sb r i g h ta n dd e n s en u c l e i ，w i t hp o l a r i z e dn o n - h e a tc o n t i n u o u sr a d i a t i o ni n r a d i o ，o p t i c a la n dx - r a yb a n d t h e r ee x i s t ss t r o n ga t o m i ca n di o n i ce m i s s i o n ，硒t l lt h e a b i l i t yt os e n do u tm o r ee n e r g e t i cp h o t o n st h a nn o r m a lg a l a x i e s q u a s a r sa n ds e y f e r t g a l a x i e sa r et w ot y p e so fa g n q u a s a r sa r et h em o s tl u m i n o u sa g n s w h i l es e y f e r t g a l a x i e sa r ed i m m e r t w om o d e l sc a ne x p l a i nt h ea g n w e l l ：b l a c k - h o l ed i s km o d e l a n du n i f o r m e dm o d e l t h eb l a c k - h o l ed i s km o d e lm a k e si te a s i e rt o e x p l a i nt h e d i f f i c u l t yb yh i 曲l u m i n o s i t ya n ds m a l ls c a l eo fa g n ，w h i l eb e t t e rt oe x p l a i nh o wt h e a n g l em o m e n t u mm o v e dt ot h eo u t e r u n i f o r m e dm o d e lt h i n k st h a tt h ec l a s s i f i c a t i o n o fa g n s t r o n g l yt i e st ot h eo r i e n t a t i o no fo b s e r v i n g t h ed i f f e r e n c e so fa g n a r ea l l d e c i d e db yo r i e n t a t i o n o b s e r v e r ss e e i n gf r o md i f f e r e n td i r e c t i o nw i l lo b t a i nd i 仃c m n t t y p eo f a g n t h ee x i s t e n c eo fc e n t r a ls u p e r m a s s i v eb l a c kh o l e s ( s m b i - i s ) i na g ni sw i d e l y a c c e p t e d u s i n gt h er e v e r b e r a t i n gm a p p i n gm e t h o d ，w eo b t a i n e dt h es m b h sm a s s e s o fq u a s a r sa n ds e y f e r tg a l a x i e s i ti sf o u n dt h a tt h e me x i s t sat i g h tc o r r e l a t i o n b e t w e e nt h es m b i - i sa n dt h e i rh o s tg a l a x i e s t h es m b hm a s si sp r o p o r t i o n a lt ot h e m a s so ft h eh o s t b u l g e ( h e r e a f t e rs m b h b u l g er e l a t i o n ) ，w i t ha na v e r a g e s m b h t o - b u l g em a s sr a t i oo fac o n s t a n t ，a n dan e a r l y ，l i n e a rs m b h b u l g er e l a t i o n h o w e v e r ，s o m eg r o u p sf o u n dan o n l i n e a rs m b h b u l g em a s sr e l a t i o n ，s u g g e s t i n gt h a t t h em e a ns m b h - t o - b u l g em a s sr a t i oi st h e r e f o r en o tau n i v e r s a lc o n s t a n t ，w h i c hi s r e l a t e dt ot h eb u l g em a s s i ti sf o u n dt h a tt h ec e n t r a ls m b hm a s si sn o to n l yr e l a t e dt o t h eb u l g el u m i n o s i t y ，b u ta l s ot ot h eb u l g ev e l o c i t yd i s p e r s i o n u s i n gt h eb u l g ed a t af r o ma g n si m a g ed e c o m p o s i t i o n ，w ec a l c u l a t et h er a t i oo f i i 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 t h ec e n t r a ls m b ht ot h eb u l g em a s s e s0 0 9 ( m h ，j l f 脚) ) i nas a m p l eo fx - r a y s e l e c t e da g n s ，i n c l u d i n g1 5n a r r o w - l i n es e y f e r t1g a l a x i e s ( n l s i s ) a n d1 8 b r o a d - l i n e s e y f e r t 1 g a l a x i e s ( b l s l s ) w ef o u n dt h a t t h em e a nv a l u eo f l o g c m m ，m 嘶) i s - 3 8 1 + 0 1 1 f o r1 5n l s l s ，a n d - 2 9 1 + 0 1 3f o r1 8b l s l s ， s h o w i n gt h el o w e r 肘n 肘i nn l s l sr e l a t i v e t ob l s l s w eg e tl i n e a r s m b h b u l g er a t i of o rn l s l s ：m 螈* m 娑”1 ，a n dn o n l i n e a rs m b h b u l g er a t i o f o r b l s l s ：m b 岫* m 普m ”。 k e y w o r d s ：g a l a x i e s ：a c t i v e - - g a l a x i e s ：b u l g e s - - - - g a l a x i e s ：n u c l e i - - - - - g a l a x i e s ： q u a s a r s - - g a l a x i e s ：s e y f e r t u l 学位论文独创性声明 y 9 8 0 3 8 2 本人郑重声明j 1 、坚持以。求实、创新”的科学精神从事研究工作。 2 、本论文是我个人在导师指导下进行的研究工作和取得的研究 成果。 3 、本论文中除引文外，所有实验、数据和有关材料均是真实的。 4 、本论文中除引文和致谢的内容外，不包含其他人或其它机构 已经发表或撰写过的研究成果。 5 、其他同志对本研究所做的贡献均已在论文中作了声明并表示 了谢意。 作者签名： 日期： 学位论文使用授权声明 錾塑型 ，点坤6 本人完全了解南京师范大学有关保留、使用学位论文的规定，学 校有权保留学位论文并向国家主管部门或其指定机构送交论文的电 子版和纸质版；有权将学位论文用于非赢利目的的少量复制并允许论 文进入学校图书馆被查阅：有权将学位论文的内容编入有关数据库进 行检索；有权将学位论文的标题和摘要汇编出版。保密的学位论文在 解密后适用本规定。 作者签名： 日期： 勉 s 。m 潲8 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 i百 这些年来，活动星系核( a g n ) 核心存在超大质量黑洞( s m b h ) 已被广泛接受。 运用恒星或气体动力学理论，已测得3 6 个近距正常星系的可靠黑洞质量值对 a g n ，用反响映射方法( r e v e r b e r a t i o nm a p p i n gm e t h o d ) ，也已测得3 4 个a g n 核 心的s m b h 的质量。反响映射方法需要对发射线与连续光谱进行长期的光变观 测，利用这种方法不可能在短时间内测得更多a g n 核心s m b h 的质量。幸好， 反响映射方法对3 4 个a g n 的研究给出了宽线区尺度与光度的经验公式，利用 这一经验公式以及宽发射线宽度，就可以来计算a g n 中s m b h 的质量。 盘星系通常包括三个部分；核、核球( 对应于椭圆星系中的椭球) 和盘。核 球质量可由核球质量光度关系来计算。这里有两种计算核球光度的方法。第一 种方法即对寄主星系b 波段总星等( m ) 考虑哈勃修正，得到核球b 波段的绝 对星等( m 詈姆) ，然后根据光度星等经验公式来得到核球光度；第二种方法即直 接从a g n 核球，盘图像分解中得到核球的r 波段的绝对星等，在作了一系列修 正后，同样利用光度星等经验公式来得到核球光度。结果发现由a g n 核球，盘 图像分解方法得到的核球光度值要比哈勃修正方法得到的值要低。 观测证据表明s m b h 与其寄主星系的形成与演化密切相关( 此后称为 s m b h b u l g e 关系) 。s m b h 质量与其寄主星系核球质量成比例，一些研究者获 得黑洞核球质量比率( m 。，肘b l 。) 约为0 0 0 1 ，s i v i b h b u l g e 近似为一线性关系。 同时，另一些研究者发现非线性的s m b h b u l g e 质量关系，从而提出质量比率 m 。，m 。不再是一个常数，而是与其核球质量密切相关。一些理论研究也表明 m 。，m 。比值不是一个常数，而是跟星系核球速度弥散相关。 作为非常令人感兴趣的a g n 的一个子类，一般认为窄线s e y f e r t1 星系( n 】l s l s ) 有较小的核心黑洞质量值和较高的爱丁顿比率。m a t h u r ：在2 0 0 0 年提, 小, n l s l s 可能 处于活动星系核演化的早期阶段。n l s i s 在核球和s m b h s 的形成演化研究中具有 特殊的价值。b i a n & z h a o ( 2 0 0 3 ) 采用哈勃修正方法，计算7 2 2 个n l s l s 的核球质 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 量，得到l o g ( m 恤，m 呐。) 的平均值为：- 3 9 + 0 0 7 ，比宽线s e y 觚1 星系l s l s ) 和 正常星系的要小一个数量级，同时发现s m b h b u l g e 为非线性关系。为了进一步 研究这些问题，获得n l s l s 更可靠的黑洞核球质量比，我们对n i s l s 的星系图像 分解数据作分析。一般认为n l s l s 有小的黑洞质量、高的爱丁顿比率。因此，在 理解核球、超大质量黑洞的形成与演化中n i q l s 具有特殊的价值。 最近，p c n g 等( 2 0 0 5 ) 利用核球数据，同时计算了1 5 个类星体的黑洞质量值， 发现在较高红移下黑洞质量( j l f 。) 和核球r 波段绝对星等( f 。) 有密切联系，在对 寄主星系恒星类型作一系列假定后，计算出黑洞质量值，发现对于给定黑洞质量 ( m 。) ，低红移星系的核球质量比高红移的要大3 - 6 倍。 本文采用a g n 的核球墒：图像分解数据得到核球r 波段光度值，我们计算 了一个x 射线活动星系核样本的中心大质量黑洞与核球质量之比，其中包括1 5 个窄线s e y f e r t1 星系和1 8 个宽线s e y f e r t1 星系。我们发现l o g ( m m ，m 眦。) 的平 均值，对1 5 个窄线s e y f e r t1 星系为：- 3 8 1 + 0 1 1 ；而对1 8 个宽线s e y f e r t1 星 系，则为：一2 9 1 + _ 0 1 3 。这表明：窄线s e y f e r t1 星系相对于宽线s e y f e r t1 星系 而言有较低的m b h ，肘晰。对n l s l s 我们得到线性s m b h b u l g e 质量关系： m 晰“m 0 9 5 “”，对b l s l s 得到非线性s m b h b u l g e 质量关系： 肘岫。一m 普”。本文所采用的宇宙学参数是：h o = 7 5 k m $ - 1 m p c ，q = 1 0 ， a = 0 。 v 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 第一章活动星系核概述 活动星系的核心即为活动星系核( a c t i v eg a l a c t i cn u c l e i ，简称a g n ) 。活动 星系核中心存在超大质量黑洞已被广泛接受。现在我们就来介绍一下活动星系核 的分类和两种理论模型，后面我们着重介绍一下s e y f 缸星系。 1 1 活动星系核的分类和模型 1 1 1 活动星系核的分类 我们怎么来判断一个星系，它是不是活动星系核呢? 通常我们根据活动星系 核的主要观测特征来进行判断。 a g n 的观测特征主要有：一是有明亮的致密核区。有些a g n ，如类星体， 只能观测到致密核区，其巨大的辐射光芒掩盖了星系的其余部分：有些a g n ， 虽然可观测到星系，但致密核区的辐射占了星系总辐射的相当大的部分。a g n 的光度在1 0 4 3 1 0 档e r gs 1 ，比正常星系高得多，但尺度很小，一般认为，小于 0 1p c 。二是在某些波段，如射电、光学、x 射线等，存在非热致连续辐射。谱 呈幂律形式：f v * v 一，且辐射是偏振的。或者，在某些波段的辐射是热致的， 或以热辐射为主，但热辐射并不起源于恒星。三是存在强的原子和离子发射线。 四是连续辐射的强度，发射线的强度和轮廓，偏振等可能随时变化。最后是具有 比正常星系更强的发射高能光子( x 和，射线) 的能力。 具有以上全部或部分特征的称为活动星系核。类星体( q u a s a r ，或q s o ) 是 活动性最强的a g n ，具有以上全部特征。而s e y f e r t 星系是指低亮度的活动星系 核，与类星体不同的是地面望远镜可以观测到其寄主星系。有些天体，只具有部 分特征，如蝎虎天体，也是典型的a g n 。有些星系，如银河系，中心有星系核， 可能满足上面的后面四点，但核的辐射功率小，与整个星系的辐射相比微不足道， 这种星系核不称为活动星系核。 活动星系核包含很多种类。但目前还没有统的a g n 分类标准。它们的名 活动星系棱中黑洞与核球质量关系研究 称都是历史上形成的，并延用至今。主要有： q u a s a r 类星体 q s o ( q u a s i s t e l l a ro b j e c t ) s e y f e r tg a l a x i e s r a d i og a l a x i c s b ll a c o b j e c t s o w ( o p t i c a l l y v i o l e n tv a r i a b l e ) b l a z a r l i n e r ( 1 0 wi o n i z a t i o nn u c l e a r e m i s s i o n - l i n er e , o n ) 类星体。q u a s a r 和q $ o 一般情况下通 用，但有时q u a s a r 指射电噪类星体。 赛弗特星系 射电星系 蝎虎座b l 型天体，简称蝎虎天体 光学激变天体，多指大变幅变光类星体 布莱扎( b l l a c 和o w 的统称) 具有低电离核发射线区的星系 而根据标准统一模型( 如a n t o n u c c i1 9 9 3 ) 【1 】，a g n 根据中心黑洞和其相关 的连续谱和宽线区是否能够直接被观测到分成两类，t y p eia g n ，或被周围尘埃 遮住：t y p e2 a g n 。由于周围尘埃不能完全遮住中心源，一些辐射跑出来并使周 围的气体光致电离，导致窄线区o 旺r ) 出现很强的窄允许线和禁线。在t y p el a g n ，光学波段连续谱由非热发射主导，使得研究其寄主星系和它的星系类型 存在较大困难。q s o s 也是，来自q s o s 中心源的连续辐射盖住了寄主星系的星光。 b a l d w i n 。p h i l l i p s & t e r l e v i c h ( 1 9 8 1 ，简称b it ) c 习证明，通过考虑两组相 对强发射线的强度比率，可以从正常恒星形成星系中区分出t y p e2a g n ，这种 技术f l j v e i l l e u x o s t e r b r o c k ( 1 9 8 7 ) 1 3 1 重新定义。在b p t 图上根据源所处的位置来 分类天体已经成为一种习惯，k a u f f m a n ne ta 1 2 0 0 3 【4 】给出星系的【o 】但声比率 和【n i h o r 比率关系，并认为当一个星系满足下面的公式就可以认为是a g n ： l o g ( o m h b 3 0 6 1 ( 1 0 9 ( i n l l h e 0 - 0 0 5 ) + 1 3 ( 1 ) 这条曲线在图1 1 中用虚线表示，并且以此来作为区分正在形成的星系和a g n 的 标准( z 3 和 n i i i - - i a r 0 6 ，而l i n e r s 有 o m y h f l o 6 。 2 图1 15 5 ，7 5 7 个天体发射线流量比率【o m z n # v s 【n 1 1 l l - l o ：。点线给出由k e w l e ye t a l ( 2 0 0 1 ) 5 】星暴星系和a g n 的划分定义。虚线给出由方程( 1 ) 修正后的划分定义。 s e y f e r t 星 系通常被定义为有【0 】，h 声 3 和【n l i i - - i o ! 0 6 ，而u n e r s 有 0 】h 0 6 。图中包括2 5 3 7 个s e y f e r t 星系和1 0 ，4 8 9 恤。 1 1 2 活动星系核的模型 1 、黑洞一吸积盘模型 活动星系核( a g n ) 研究的基本问题之一是能源机制。观测表明，类星体与活 动星系核是高光度天体。典型的类星体的光度约1 0 4 6e r gs ，最大的可达1 0 4 8e 玛 s 一，远高于正常星系的光度；其它的活动星系核的光度虽不如类星体，但也与正 常的巨星系甚至超巨星系相当。a g n 的另一个重要观测结果是它们常有光变。 光变时标从几小时到几年。由此可以推断，a g n 的最大尺度在1 0 4 一l op c ，远 小于正常星系的尺度。为了解决类星体的高光度、小尺度引起的困难，最好的方 活动星系核中黑洞与棱球质量关系研究 案就是其中心有一个超大质量黑洞( s u p e r n m s s i v eb l a c kh o l e ) 。 黑洞本身不发光。必须有一种机制将引力能转化为辐射能。另外，如果落向 黑洞的物质带有角动量，那末，在下落的过程中必定存在角动量向外转移的问题。 如果在黑洞外有一个吸积盘，这两个问题自然就解决了。因此，类星体模型的基 本构成是：黑洞和吸积盘。 当然，仅有黑洞和吸积盘是不够的。例如，为了解释发射线光谱，必须引入 宽线区和窄线区等等。图1 2 是普遍接受的a g n 模型的俯视图，即投影到吸积 盘对称面的图像。中心是一个大质量黑洞，黑洞外面是吸积盘，再外面是产生宽 发射线的宽线区，围绕宽线区的是所谓屏蔽区或尘埃环( t o m s ) ，最外面的是窄线 区。图上给出各种结构的尺度( 对数标度) ，这只是近似估计并不准确。特别是 吸积盘和宽线区的关系很不确定。 ， 图1 2 类星体与活动星系核的“洋葱”模型。 关于吸积盘的描述应用较广的目前主要有两种解释，标准薄盘理论和平流主 导的吸积流理论( a d v c c t i o n - d o m i n a t c da c c r e t i o nf l o w ，a d a f ) 。标准薄盘认为 4 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 吸积盘是几何薄光学厚的，由于盘绕中心天体旋转，引力与惯性离心力相平衡， 旋转为k e p l e r 式，黏滞耗散产生的热量并不随吸积物质流向中心，而是沿垂直向 转移到盘面并辐射出去，黏滞应力张量正比于吸积物质流的总压强，比例系数为 口，标准吸积盘因此又称为口盘。a d a f 则放弃局域热平衡假设，认为黏滞耗散 产生的热量大部分储存在物质中，并随物质流向中心。b i a n z h a o ( 2 0 0 3 ) 啷认为 着l u & y u ( 1 9 9 9 ) 7 1 两类吸积过程的划分是对的，那么就存在两区的吸积盘，内 区是a d a f ，外区是标准薄盘。否则，a g n 的吸积过程过程是标准薄盘，a d a f 是不需要的。l u e ta 1 ( 2 0 0 4 ) 【8 】进一步证实了由t a k e u c h i m i n e s h i g e 和g u l u 提出的热不稳定触发s s d ( s h a k u r a - s u n y a e v 盘) a d a f 过渡的机制。他们用标准 r u n g e - k u t t a 方法来解决描述由两温等离子体组成的黑洞吸积流的一系列基本方 程。没有运用任何其他的能量传输机制像热传导，并对a d a f 解没有指定任何特 别的外界边界条件。他们发现在高粘度、非零辐射冷却情况下，a d 触懈的取值 渐进s s d 解，并且得到s s d a d a f 过渡处的半径接近中心黑洞。 2 、统一模型 类星体和活动星系核在射电和高频辐射显示出明显的各向异性。因此，我们 可以想象，对于同一个活动星系核，如果从不同的方向进行观测，一定会观测到 不同的面貌。这也就是说，活动星系核的分类可能强烈地依赖于观测的取向。早 在1 9 7 0 年代，o s t e r b r o c k ( 1 9 7 8 ) t g 在研究s e y f e a 星系时就指出，s e y f e r t2 星系光 谱中未观测到宽发射线可能是由于取向效应：屏蔽区( 尘埃环) 挡住了来自宽线 区的辐射，因此，s e y f e r2 星系与s e y f e n1 星系本质上没有什么不同。b l a n d f o r d & r e e s ( 1 9 7 8 ) t l o 则认为，当沿着射电轴( 喷流) 的方向观测射电噪活动星系核时， 就会观测到b l a z a r 现象，因此，b l a z a r 实际上也是正常的射电噪活动星系核。 在这些想法的基础上，发展起来了所谓“统一模型”。统一模型它企图用最 少的参数统一描述包括类星体在内的各种活动星系核。通常又分为强统一模型和 弱统一模型。强统一模型里只有一个内禀参数，即观测者的视线相对于活动星系 核对称轴的取向。按照强统一模型，各种活动星系核的差异全由取向效应决定。 观测者从不同的方向看过去，将看到不同类型的活动星系核。弱统一模型则容许 更多的参数。最常见的是，除了取向效应外，另一个参数取为光学和射电光度。 这类模型中，活动星系核分为两个基本类型，即射电噪( r a d i ol o u d a g n ) 和射电 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 宁静( r a d i oq u i e ta g n ) 。 无论强统一模型还是弱统一模型，基本的参数是取向。粗略地说，按照取向 可以把活动星系核分成“正向”( f a c e - o n ) 和“侧向”( e d g e - o n ) 。屏蔽区( 尘埃环) 未挡住视线的，即为正向；屏蔽区( 尘埃环) 挡住视线的，即为侧向。 表1 1 一个简单的统一模型 射电性质取向 正向( f e o n ) 侧( e d g e - o n ) 表1 1 给出一个简单的弱统一模型。在这个模型中，一个参数是射电辐射， 活动星系核分为射电噪和射电宁静：另一个参数为取向，活动星系核分为正向和 侧向。各种活动星系核的对应关系是：s e y f e r t1 s e y f e r t2 ；b l l a c f ri ；射电 噪类星体和o w f r ；宽线射电星系一窄线射电星系。射电宁静类星体很可 能就是高光度的s e y f e r t1 。 图1 3 是u t r y & p a d o v a n i ( 1 9 9 5 ) t t t l 提出的统一模型。左上部反映的是射电噪活 动星系核：右下部反映的是射电宁静活动星系核。u r r y & p a d o v a n i 提出了十个统 一模型尚有待解决的问题： ( 1 ) 是否所有射电星系中有b l l a c 和被屏蔽了的类星体? ( 2 ) h b l 、l b l 、f s q r 间 的关系? ( 3 ) 表面速度、中心与延展射电流量比、正反喷流比的观测分布是否与 束流机制一致? ( 4 ) 是否高光度射电星系( 类星体、f r ) 的洛伦兹因子要比低光 度( b l l a c 、f r i ) 的大? ( 5 ) f r i 是否有宽线区? ( 6 ) f r 与f r i 的关系? ( 7 ) 喷流 如何形成与传播? ( 8 ) 射电宁静与强射电a g n 的起源? ( 9 ) 是否存在窄线射电宁静 类星体? ( 1 0 ) a g n q ，心能源机制的基本参数是什么? 是否由黑洞来提供能量? 随着黑洞质量的较好确定，这些问题正逐步得到解决。对不同a g n 天体吸积过 程的研究，人们发现吸积率等物理参数的差异，在a g n 统一模型之外提出了内 在物理参数的差异。这大大促进了我们理解不同a g n 间的演化以及活动星系与 6 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 正常星系之间的演化，有助于我们构建正常星系和a g n 的大统一模型( c 打a n d u n i c a t i o n ) 。 图1 3 统一模型。取自u r r y p a d o v a n i ( 1 9 9 5 ) 。 1 2s e y f e r t 星系 s e y f e r t 星系的主要观测特征为：有明亮的核，核很小，不可分解。与类星 体不同的是，地面望远镜可以观测到其寄主星系，一般是s a 型或s b 型旋涡星系。 其次光谱中有大量的高电离发射线，包括允许线和禁线。发射线的宽度明显分为 两类：宽线( 几千k ms 1 ) 和窄线( 几百k ms 。1 ) 。允许线可以是宽线，也可以是 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 窄线，通常是在宽线上叠加了窄线。而禁线总是窄线。氢线往往是最宽的，可达 1 0 4k ms 。光谱中也能看到寄主星系恒星的吸收线。 另外光学连续光谱很蓝，有明显的紫外超。红外辐射很强，有明显的红外超。 从紫外到红外，连续光谱近似为幂谱，辐射既有热成分，也有非热成分。有些 s e y f e r t 星系是射电源，但射电辐射不如射电噪类星体或射电星系强。s e y f e r t 星 系也是x 射线源。相对于其它a g n ，s e y f e r t 星系的软x 射线似乎更强。s e y f e r t 星系的x 射线谱大体上是幂律谱。 s e y f e r t 星系的光学、红外、x 射线等都观测到光变。 最后s e y f e r t 星系是低光度星系，m 一2 3 。 1 9 7 0 年代，w e e d m a n 根据s e y f e r t 星系的观测特征将s c y f e r t 星系分为两类， 即s e y f e r t1 星系和s e y f e r t2 星系，两者的差别主要在于线宽。s e y f e r t1 星系的 光谱中既有宽线又有窄线，但宽线只有允许线，h a 发射线的全宽总是大于3 0 0 0 k ms ，而禁线都是窄线，宽度为几百k ms - 1 ；s e y f e r t2 星系的光谱中只有窄线， 允许线的宽度与禁线差不多，都在5 0 0 1 0 0 0k m8 。从发射线的光致电离模型 知道，这种分类与谱线的强度比对应。因此，可用谱线强度比更准确地判断s e y f e r t 1 和s e y f e r t2 。下面是典型值： h f l o 】五5 0 0 7 = 1 ，对s e y f e r t1 ； h f l o r a 五5 0 0 7 = 0 1 ，对s e y f e r t 2 。 从s e y f e r t1 到s e y f e r t2 ，s e y f e r t 星系还可细分为更多的次型，如s e y f e r t1 2 ， s e y f e r t1 5 ，s e y f e r t1 8 等。分类的标准就是允许线的宽度或者相对强度，数字越 大，允许线越窄或者越弱。 1 9 8 5 年，o s t e r b r o c k 和p o g g e ( 1 9 8 5 ) 1 习在对s e y f e r t 星系进行分类时提出了 窄线s e y f e a1 星系( n a r r o wl i n es e y f e r t1 ，即n l s l ) 的概念。按照 g o o d r i c h ( 1 9 8 9 ) t 1 劫的测量，n l s l 的允许线相对较窄，其f w h m 2 0 0 0k m s 。 以后的大量研究表明，n l s l 有许多特别的性质。m a t h u r ( 2 0 0 0 ) t 蚓指出，n l s l 的f e i i 线相对于h 来说较强，而【0 】线则较弱。b r a n d t e t a l ( 1 9 9 7 ) t 1 5 】，b o l l e r e ta 1 ( 1 9 9 6 ) 1 6 则指出，相对于正常的宽线s e y f e r t1 星系，n l s l 的x 射线( 特别 是在1k e v 的软x 射线波段) 谱更陡，而且有快速光变。w i l l se t a l ( 1 9 9 9 ) t 1 7 】， s h e m m e r & n e t z e r ( 2 0 0 2 ) t 1 8 】发现，n l s l 有特别强的nv a1 2 4 0 c 五1 5 5 0 流量 比，表明其氮丰度很高，与星暴造成的金属丰度一致。另外，n l s l 的近红外很亮， 活动星系棱中黑洞与核球质量关系研究 说明其上正进行着快速恒星形成n 9 1 。n l s l 的其它特征与通常的s e y f e r t 星系类 似。现普遍认为，窄线s e y f e r t1 星系是a g n 的极端情况。正因为如此，近年来 窄线s e y f e r t1 星系受到广泛的关注。 至2 0 0 0 年为止，已发现的s e y f e r t 星系共约2 0 0 0 个，其中，s e y f e r t1 约占 6 0 ，s e y f e r t2 约占4 0 ，而窄线s e y f e r t1 星系约2 0 0 个。最近，w i l l i a m se t a 1 ( 2 0 0 2 ) 1 2 0 1 从s d s s 巡天资料探测到约1 5 0 个窄线s e y f e r t1 星系，图1 4 给出了 其中几个的光谱。 图1 4 三个窄线s e y f e r t1 光谱，取自w i l f i a m se la 1 ( 2 0 0 2 ) “。 心里薏蕾 r 葛葛 活动星系核中黑洞与核球质量关系研究 第二章活动星系核中黑洞与其寄主星系关 ，系研究进展 a g n 离我们很远，核心尺度很小，需要具有很高空间分辨率的望远镜才能 分辨出星系核心的恒星；同时，其核心又很亮，盖住了星光。因此，通常无法用 恒星、气体动力学来研究a g n 中心黑洞质量。与近距正常星系相比，a g n 中心 存在超大质量黑洞的直接动力学证据不是很多。对少数中等活动的近距s e y f e r t 星系，如m 8 7 ( 窄线射电星系，s e y f e t 星系) 、n g c 4 2 5 8 ( 又名m 1 0 6 ， 低电离 核区， s e y f e t1 9 星系) ，已经有了动力学测量。人们相信a g n 中心有超大黑洞 主要是因为超大黑洞吸积可以很好地解释a g n ( 特别是类星体) 的能量问题， 此外，还有其他证据表明a g n 中心超大黑洞的存在( h o k o r m e n d y 2 0 0 0 ) n 1 。 观测证据表明s m b h 与其寄主星系的形成与演化密切相关( 此后称为 s m b h b u l g e 关系) ，s m b m m g c 为一近似线性关系：m m * 上怒陆3 一。s m b h 质量与其寄主星系核球质量成比例，一些研究者获得黑洞核球质量比率 m 。，m 。岵约为0 0 0 1 ，同时，另一些研究者发现非线性的s m b h b u l g e 质量关系， 从而提出质量比率m 。，m 。不再是一个常数，而是与其核球质量密切相关5 。 一些理论研究也表明m 。，m 呐。比值不是一个常数，而是跟星系核球速度弥散相 关7 1 。 2 1 研究进展 观测上有证据表明活动星系核与其寄主星系密切联系。在等级暗物质宇宙模 型中，星系形成与演化和活动星系核密切相关( f a b i a n1 9 9 9 t ；h a e h n e l te ta 1 1 9 9 8 【9 】；m a t h u r2 0 0 0 n 0 1 ) 。m a g o r r i a n ( 1 9 9 8 ) n 1 1 研究了一个近距正常星系样本，发 现核心的超大黑洞质量与其核球的质量成一定比例( 以后我们称为s m b h b u l g e 关系) ，黑洞质量约为核球质量的0 0 0 6 。l a o r ( 1 9 9 8 ) “”发现在1 4 个亮类星体也 存在这一关系。近年来，h s t 的使用以及方法的改进给出了比以前低的黑洞与核 球质量比( 约0 0 0 1 ) ，并且发现黑洞与核球之间存在近似线性关系： m b h * 上温( m e r r i t t & f e r r a r e s e2 0 0 1 “”；k o r m e n d y & g e b h a r d t2 0 0 1 “4 1 ；m c l u r e & 1 0 活动星系核中熏洞与核球质量关系研究 d u n l o p2 0 0 1 ，2 0 0 2 “5 1 q ) 。然而l a o r ( 2 0 0 1 ) t ”1 研究表明s m b h b u l g e 的关系是非线 性的，m 。* m 脚1 5 4 ，因此两者质量比不是一个常数， 这个值与核球质量相关。 一般认为晚型旋涡星系( l a m - t y p es p i r a l s ) 或n l s l s ( n a r r o wl i n es e y f e r t 1 g a l a x i e s ) 中心黑洞质量较小，这两类天体的寄主星系信息将有助于我们来检验 s m b h b u l g e 非线性关系的假设。w a n d e l ( 2 0 0 2 ) u 8 1 研究了5 5 个a g n 和3 5 个正常星 系的s m b h b u l g e 关系，他发现宽线a g n ( b la g n ) 平均黑洞核球质量比约为 0 0 0 1 5 ，而且存在很好的相关性：m * 监；m m * c r 3 5 - 5 。对于几个窄线 a g n ( n l a g n ) ，他发现n l a g n 的黑洞核球质量比的确很低，约为1 0 - 4 。m a t h u r ( 2 0 0 0 ) “0 1 提出n 1 s l s 可能是活动星系核演化的早期阶段，因此与b la g n 相比， n la g n 拥有较小的黑洞核球质量比。m a t h u re ta 1 ( 2 0 0 1 ) t ”佣吸积盘加冕的模型 拟合光谱给出了1 5 个n l s l s 的黑洞质量，发现黑洞核球质量比平均为0 0 0 0 0 5 ，比 b la g n 的要小3 0 倍。 不仅仅中心黑洞质量与核球的光度有关，黑洞质量也与核球恒星速度弥散相 关。f e r r a r e s e m e r r i t t ( 2 0 0 0 ) m 和g e b h a r d te ta 1 ( 2 0 0 0 a ) t 2 ”都发现宁静星系的黑洞 质量与速度弥散的相关性要强于质量与核球光度的相关性，分别给出以下关系： m 。一盯“和m 。* c r 3 。目前只有少数几个a g n 同时有反响映射黑洞质量和 核球速度弥散的测量，g e b h a r d te ta 1 ( 2 0 0 0 b ) 阎和f e r r a r e s ee ta 1 ( 2 0 0 1 ) t 2 3 1 发现这几 个a g n 遵循在正常星系中发现的质量与速度弥散关系。许多研究者就黑洞核球 关系提出了不少理论。有的是与并合导致星暴的黑洞吸积相关( i a f f m a f