（天体物理专业论文）类星体c+Ⅳ发射线的baldwin效应.pdf

学位论文独创性声明 本人郑重声明： 1 、坚持以搿求实、创新一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 南京师范大学、国家图书馆、中国学术期刊( 光盘版) 杂志社、 中国科学技术信息研究所的 中国学位论文全文数据库有权保留本 人所送交学位论文的复印件和电子文档，可以采用影印、缩印或其他 复制手段保存论文，并通过网络向社会提供信息服务。本人电子文档 的内容和纸质论文的内容相一致。除在保密期内的保密论文外，允许 论文被查阅和借阅，可以公布( 包括刊登) 论文的全部或部分内容。 论文的公布( 包括刊登) 授权南京师范大学研究生部办理。 作者签名：炮 日期： 0 因8 工：握一 中文摘要 摘要 b a l d w i n 效应( b a l d w i ne f f e c t ) 指类星体( q s o s ) ci v15 4 9 a 发射线等值宽 度( e 聊与其附近连续谱光度( 即发射线光度与电离连续谱光度) 之间的反相关 关系。这关系最早由b a l d w i n1 9 7 7 年在研究一个高光度q s o s 样本时提出，被以 后的研究者称为b a l d w i n 效应。利用不同的q s o s 样本，研究者不断研究c 1 5 4 9 a 以及其他发射线的这一效应，探索其更本质的物理驱动。b a l d w i n 效应的 研究对我们理解类星体发射线的起源有重要意义。 该论文利用s l o a n 数字巡天释放的数据( s d s sd r 5 ) ，建立了一个红移在1 ，5 到5 1 的2 6 6 2 3 个类星体的最大样本来研究c 发射线的b a l d w i n 效应。研究 表明，在这个最大的类星体样本中b a l d w i n 效应确实存在。研究不同红移区间的 b a l d w i n 效应，我们发现b a l d w i n 效应不存在宇宙学演化效应。 我们进一步建立了一个含有1 3 9 6 0 个q s o s 的子样本，利用q s o s 的c 1 5 4 9 a 发射线的轮廓宽度和光度尺度经验关系计算了q s o s 中心的超大黑洞质 量，探讨黑洞质量、爱丁顿比率中哪个物理量是b a l d w i n 效应的内在物理驱动。 结果表明，ci ve w 和连续谱光度的相关系数要比另外两个关系的相关系数大， 并且ci ve w 和黑洞质量的相关系数要大于ci ve w 和爱丁顿比率的相关系数。 这说明对于爱丁顿比率而言，黑洞质量可能是更加本质的b a l d w i n 效应的内在物 理驱动参量。 关键词：活动星系核，类星体，发射线，黑洞，b a l d w i n 效应 a b s t r a c t a b s t r a c t b a l d w i ne f f e c t ，w h i c hi s f n s t l yd i s c o v e r e db yb a l d w i n i n19 7 7 ，i st h e a n t i - c o r r e l a t i o nb e t w e e nt h eci ve m i s s i o nl i n ee q u i v a l e n tw i d t hf e w ) a n dt h e c o n t i n u u ml u m i n o s i t ya t14 5 0 ai nq s o s t h i sc o r r e l a t i o nw a se x p l o r e di nq s o sf o r o t h e rb r o a de m i s s i o nl i n e s ，s u c h 弱l yd ，s i iv 1 4 0 0 ，ov i1 0 3 4 ，n v1 2 4 0 ，m gi i 2 8 0 0 ，hb4 8 6 1 ；f o rd _ a r r o we m i s s i o nl i n e s ，s u c h 嬲【oi i i 】5 0 0 7 ，【oi i 】3 7 2 7 ，i nv 】 3 4 2 6 ，i ni i i 38 6 9 ；e v e nf o rt h ef ek ae m i s s i o nl i n ei nx - r a ys p e c t r u m i ti sn o t c l e a rw h e t h e rt h eb a l d w i ne f f e c ti sa c t u a l l yd r i v e nb yar e l a t i o n s h i pb e t w e e ne wa n d o t h e rf u n d a m e n t a lp a r a m e t e r st h a th a p p e nt ob ec o r r e l a t e dw i t l lc o n t i n u u ml u m i n o s i t y , s u c ha st h er e d s h i f l ，t h ee d d i n g t o nr a t i o ，a n dt h es u p e r m a s s i v eb l a c kh o l em a s s i nt h i st h e s i s ，u s i n gs p e c t r a ld a t af r o mt h es l o a nd i g i t a ls k ys u r v e yd a t ar e l e a s e 5 ，w es e tu pal a r g e s ts a m p l eo f2 6 6 2 3q u a s a r sw i t hr e d s h i f t1 5 立s 5 1t oi n v e s t i g a t e t h eci vb a l d w i ne f f e c t w ef i n dt h a tt h e r ei sas t r o n gc o r r e l a t i o nb e t w e e nci v e m i s s i o nl i n ee q u i v a l e n tw i d t ha n dt h ec o n t i n u u ml u m i n o s i t ya t1 4 5 0 a , w h i c h c o n f i r m st h ee x i s t e n c eo fci vb a l d w i ne f f e c ti no u rs a m p l e b yi n v e s t i g a t i n gci v b a l d w i ne f f e c ti nd i f f e r e n tr e d s h i f lb i n s ，w ef m dt h a t , u pt oz - - 5 ，t h es l o p eo ft h e b a l d w i ne f f e c ts e e m st oh a v en oe f f e c to fc o s m o l o g i c a le v o l u t i o n f o ras u b - s a m p l eo f13 9 6 0q u a s a r s ，w ec a l c u l a t et h es u p e r m a s s i v eb l a c kh o l e m a s s e sf r o mcwl i n ew i d t ha n dt h ee m p i r i c a lr - lr e l a t i o na n di n v e s t i g a t et h eo d g i n o ft h eb a l d w i ne f f e c t w ef i n dt h a tcwe wh a sas t r o n g e rc o r r e l a f i o nw i t h s u p e r m a s s i v eb l a c kh o l em 嬲sr e s p e c tt oe d d i n g t o nr a t i o t h i ss u g g e s t st h a tt h e s u p e r m a s s i v eb l a c kh o l em a s si sp r o b a b l yt h ep r i m a r yd r i v e rf o rb a l d w i n e f f e c t k e yw o r d s ：a g n s ，q s o s ，e m i s s i o nl i n e s ，b l a c kh o l e ，b a l d w i ne f f e c t 4 前言 】上- 翮青 活动星系核主要指类星体、塞弗特星系、射电星系等。它们主要的观测特 征有：比正常星系更亮的致密核区，连续光谱上有发射线，存在光变，相对于正 常星系具有更强的辐射高能光子的能力。对活动星系核的研究发展了两种活动星 系核模型，黑洞吸积盘模型和统一模型。黑洞吸积盘模型认为活动星系核中心是 一个超大质量的黑洞，用来解释活动星系核的能源问题，黑洞外面是吸积盘，再 外面是产生宽发射线的宽线区，围绕宽线区的是尘埃环，最外面是产生窄线的窄 线区。而统一模型提出用尽量少的参数来描述活动星系核，其基本参数是“取向 ， 从不同的取向看去，可能会看到不一样的活动星系核。活动星系核光谱中的发射 线按照其轮廓的半高全宽，可以分为宽发射线和窄发射线。与通常的塞弗特星系 相比，类星体具有较高的光度。该论文研究类星体的ci v15 4 9 发射线的b a l d w i n 效应。 b a l d w i n 效应是b a l d w i n 在1 9 7 7 年研究一个主要由2 0 个平谱射电噪类星体 组成的高光度类星体样本而得到的结论，即发射线等值宽度和连续谱光度之间存 在反相关关系。之后，大家把这种反相关称为b a l d w i n 效应。3 0 多年来，大家 对b a l d w i n 效应的研究已经取得很大的成果。开始对b a l d w i n 效应的研究主要是 针对c 这条发射线。而大家的研究表明，其他发射线也存在b a l d w i n 效应， 比如l ya ，ci i im 9 0 9 ，h e m 6 4 0 ，h e l 4 6 8 6 ，m gi i x 2 8 0 0 ，s i l v m 4 0 0 ，o i v m 0 3 4 ， nv m 2 4 0 等。不仅宽线存在b a l d w i n 效应，对某些窄线的探究显示，窄线也有 b a l d w i n 效应，最好的例子是 o l l l 】砧0 0 7 这条发射线。我们在x 射线波段也有 研究，比如对f ek e t 线b a l d w i n 效应的探究。b a l d w i n 效应可以分为两类，整体 b a l d w i n 效应和内禀b a l d w i n 效应。整体b a l d w i n 效应是以许多类星体作为一个 整体为对象的，在整体b a l d w i n 效应中，样本的光度范围相差比较大，有1 0 0 倍的光度范围，得到斜率比较小，肛一0 1 7 。内禀的b a l d w i n 效应是以单个a g n 为研究对象的，它的斜率要比整体的b a l d w i n 效应陡，p 锄7 5 。 b a l d w i n 效应的起源问题一直是大家感兴趣的话题。b a l d w i n 效应是由其本 身即发射线e w 和连续谱光度之间的关系来驱动，。还是由发射线e w 和其他内 在参量来驱动的? 这些物理参量包括红移、黑洞质量、爱丁顿比率等。哪些参量 是更本质的b a l d w i n 效应内在物理驱动参量，目前还没有得到肯定的结论。 前言 为了研究在星体的ci v1 5 4 9 发射线的b a l d w i n 效应及其内在物理驱动，我 们利用s l o a n 数字巡天d r 5 数据，建立了适合这个研究的最大的类星体ci v 发 射线样本。我们的样本含有2 6 6 2 3 个类星体。对该样本，我们得到的结果是，在 大样本中b a l d w i n 效应也存在。为研究b a l d w i n 效应的宇宙学演化问题，我们把 这个样本进行红移分区，研究各个红移区间里的b a l d w i n 效应，发现b a l d w i n 效 应的斜率不存在宇宙学演化效应。 我们进一步讨论了连续谱光度、黑洞质量、爱丁顿比率这三个量哪个才是 更本质的b a l d w i n 效应内在物理驱动量。为此建立了一个类星体子样本，含有 1 3 9 6 0 个具有宽c 发射线的类星体。我们发现ci ve w 和连续谱光度的相关 系数要比它和另外两个量的相关系数大，并且，ci ve w 和黑洞质量的相关系数 大于其和爱丁顿比率的关系。因此，对于大样本来讲，爱丁顿比率也许并不是 b a l d w i n 效应的内在物理参量，而黑洞质量可能是。 本文第一章综述了活动星系核和类星体的总体特征，并对类星体的发射线 也做了简要介绍；第二章回顾了大家对b a l d w i n 效应的研究情况，对b a l d w i n 效 应做了详细的介绍；第三章我们把黑洞质量和爱丁顿比率的计算方法回顾了一 下；第四章陈述了我们对b a l d w i n 效应的研究情况；最后进行了总结和展望。 6 第一章类星体和活动星系核概述 第一章类星体和活动星系核概述 1 1 活动星系核简介 活动星系( a c t i v eg a l a x y ) 是一类很特别的星系【1 】。其最主要的特点是：星 系中心区域有一个极小而极亮的核，称为活动星系核( a c t i v eg a l a t i cn u c l e i ，简 称a g n ) 。a g n 主要包括类星体、塞佛特星系、射电星系、蝎虎天体、星爆星 系等。它们主要的观测特点有：有比正常星系更亮的致密核；在某些不太宽的波 段( 如射电、光学、x 射线波段等) 表现为非恒星的连续谱；存在原子和离子的 发射谱线；连续谱和发射线的强度、偏振和谱形随时间变化；相对于正常星系有 更强的高能光子( 如x 射线，y 射线等) 的发射能力。活动星系的数量约为正常 星系总数的1 ，但是我们对活动星系的本质了解得还很少。a g n 研究一直是 天体物理中最活跃的研究领域之一。 研究a g n 时，发展了两个基本模型：黑洞吸积盘模型【2 ，3 ，4 1 和统一模型【5 1 。 黑洞吸积盘模型是基于解决a g n 能量问题而提出的。该模型认为a g n 中心是 一个超大质量的黑洞( s u p e rm a s s i v eb l a c kh o l e ，s m b h ) ，黑洞外面是吸积盘 ( a c e r e s s i o nd i s k ) ，再外面是产生宽发射线的宽线区( b r o a dl i n er e g i o n ，b l r ) ， 围绕宽线区的是屏蔽区域或尘埃环( t o m s ) ，最外面是产生窄发射线的窄线区 ( n a l l o wl i n er e g i o n ，n l r ) 。表1 给出a g n 各成分的参数。统一模型是由u r r y & p a d o v a n i 在1 9 9 5 年提出的【引，它是由这样的思想而发展起来的：如果从不同 的方向观察a g n ，可能会看到不同的景象 6 1 ，即会观察到不同类型的a g n 。这 表明a g n 分类强烈地依赖“取向 。按照取向可以把a g n 分为“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，就是侧向。 表1a g n 各成分，取自p h y s i c so fa c t i v eg a l a c t i cn u c l e ia ta l ls c a l e s ， 2 0 0 6 7， 第一章类星体和活动星系核概述 本文研究的对象是类星体，它是a g n 中光度较大的一类。下面对类星体作 一下介绍。 1 2 类星体的概述 类星体的发现被誉为2 0 世纪6 0 年代天文学的四大发现之一。图1 是类星体 3 c2 7 3 的光学图像。 图l1 9 7 9 年拍摄的类星体3 c2 7 3 。h t t p ：w w w a s t r u a e d u k e e l a g n 对类星体研究，我们得到了类星体许多区别于其他a g n 的观测特征： 1 、类星 虽然现今已经确定类星体是活动星系核，哈勃望远镜也已观测到某些类星 体所在的星系( 称为寄主星系，h o s tg a l a x y ) ，但绝大多数类星体都是恒星状天 体。 2 、强的发射线 类星体的光谱中有很强的发射线。按能级跃迁分，发射线可以有允许线和 禁线；按照线宽，发射线又可以分为两类：宽线和窄线。各发射线及某些线强比 是区别类星体和恒星、正常星系的最重要的观测特征。 第一章类星体和活动星系核概述 3 、类星体的吸收线 类星体光谱中有许多吸收线。吸收线的情况很复杂：从吸收线线宽来看， 绝大多数发射线很窄，但有些吸收线的宽度很大，其线宽可以和发射线的相比； 从吸收线产生机制来看，有些线产生于类星体本身的气体，因此吸收线红移近似 等于发射线红移，而有些线则产生于类星体和观测者之间的吸收云，吸收线红移 小于发射线红移，两者差别很大。吸收线对类星体光谱有很大的影响。 4 、类星体的连续光谱 类星体的连续辐射谱和大多数恒星不一样，在各个波段有不一样的形式。 ( 1 ) 紫外一光学一红外波段 在这些波段，连续谱可近似地表示为幂律谱： f y = y 一 ( 1 ) 其中f v 是单位频率间隔的流量，谱指数删5 。大多数恒星的连续谱近似是黑体 谱，相对于这些恒星，类星体的连续谱有明显的紫外超和红外超。这给搜寻类星 体提供了强有力的手段。 ( 2 ) 射电波段 j 大多数类星体在射电波段的辐射很弱，是射电宁静类星体( r a d i oq u i e t q u a s a r ) 但是有一种类星体，被称为射电噪类星体( r a d i oq u a s a r ) ，是强射电源， 其射电谱也是幂律形式，只是谱指数与光学波段的不一定相同。但大多数类星体 的射电辐射很弱，它们是射电宁静类星体。 ( 3 ) x 射线和丫射线波段 观测表明，大部分类星体发出很强的x 射线，是x 射线源；也探测到一些 类星体发出丫射线。从软x 射线到硬x 射线，类星体的x 射线谱近似为幂律谱， 但谱很陡，谱指数0 【l 。 从各个波段光谱的形式来看，不能简单地用一种形式来描述类星体光谱【刀。 这也表明，各波段的辐射可能有不同的起源。 5 、光变 观测表明，类星体的光学辐射常有变化，即有光变。光变是类星体的普遍 特征，但是没有明显的周期性。光变时标一般是几年，但也有观测到很短的时标 ( 如几天) 。从光变时标推断，类星体的尺度只有几光日。 9 第一章类星体和活动星系核概述 6 、大红移 所有类星体的发射线都朝着光谱的红端移动，并且每个类星体的各条发射 线的红移量【即z e m - - 一厶) 气，九为观测波长，名。是静止波长】都相同，就 是说每个类星体只有一个发射线红移，而且观测表明类星体的红移是最大的。 7 、高光度 类星体是最亮的一类a g n ，观测到的类星体在几乎所有的波段都是天空中 最亮的天体。其核区的星等【8 】是： 鸩 一2 1 5 + 5 1 0 9 h o ( 2 ) 其中m b 是b 波段的绝对星等，h o = h o 1 0 0 ，h o 是宇宙学哈勃常数。若取h o = 0 5 ， 则m 8 - 2 3 ，若取1 1 0 = o 7 ，则m b - 2 2 3 。 1 3 类星体的发射线 当类星体周围有稀薄的气体云时，高频光子照射到这些气体云上，被云块吸 收再辐射过程形成了发射线。这些发射线主要由氢、氦、碳、氮、氧等元素产生。 从能级跃迁来看，这些发射线可以分成允许线和禁线，常见的允许线有氢线( 如 l y a ，h i s 等) 、f e i i 、m g i i 、ci v 等；禁线主要有【om x x 4 9 s 9 ，5 0 0 7 、 oi i 】x 3 7 2 7 等；按照线宽，发射线又可以分为两类，即宽线和窄线，如果发射线的半高全宽 ( f w h m ，f u uw i d ma th a l f m a x i m u m ) 范围是1 0 0 0 - - - 1 5 0 0 0 k ms - 1 ，那么该线就 是宽线，并且宽线只可能是允许线；若发射线f w h m 在2 0 0 - - 2 0 0 0 k ms 一，那么 这条发射线就是窄线，窄线主要是禁线。图2 是d i e t r i c h ( 2 0 0 2 ) 【l l 】得到的结果， 从图中可以看到一些主要的发射线。 1 0 第一章类星体和活动星系核概述 图2 取自d i e t r i c h ( 2 0 0 2 ) 1 1 1 1 ，在光度区间相同【4 6 1 叠l 九( 1 4 5 0 ) 9 7 1 1 、红 移区间是a z - - 0 5 上的各条合成光谱，光谱上标出了一些常见的发射线。横坐标 是静止系的波长，纵坐标是红移区间。各条发射线都经过了红移校正。水平方 向的点线是各条光谱的连续谱强度。右侧的图示和左侧相同，只是把竖直方向 进行放大以便看到弱发射线。 为了描述发射线的强度，通常我们引入等值宽度( e w ，e q u v i l e n tw i d t h ) 这个概念，用e w 来研究各发射线之间的强度关系。其定义是： = 掣蒙攀彳， ( 3 、) j 足( 见) u7 其中，w i 就是定义的等值宽度e w ，f i 是发射线对应的波长九处观测到的流 量，f 。是发射线下方连续光谱的流量，通常这些流量都是指单位波长间隔的流 量，单位是e r g s s 。1 c m - 2 a - 1 。 我们研究的是类星体c 发射线的b a l d w i n 效应，该效应是b a l d w i n 在1 9 7 7 年提出的。下面对b a l d w i n 效应作一下介绍。 第二章b a l d w i n 效应 第二章b a l d w i n 效应 2 1b a l d w i n 效应概述 观测表明发射线光度与类星体连续谱光度可能存在相关。b a l d w i n 在1 9 7 7 年发表了一篇文章1 9 1 ，文章中他研究了一个主要由2 0 个平谱射电噪类星体组成 的高光度类星体样本，发现在静止参考系里类星体紫外( u v ) 波段ci v 发射线 的等值宽度和其附近连续谱光度存在很强的反相关。这种相关关系常取如下形 - - ：i x a ： l o g e w ( c i v ) = t ；t + f l l o g 厶( 1 5 4 9 a ) ( 4 ) 有时，也用c 发射线得光度和连续谱光度之间得关系表示： l o g l ( c ) = 口+ f l l o g l a ( 1 4 5 0a ) ( 5 ) 在b a l d w i n 研究的结果中，他得到的斜率( ci vk 1 5 4 9e w 作为纵坐标，连 续谱光度作为横坐标的对数关系图中图线的斜率) 是胪_ 0 6 4 。图3 给出了 b a l d w i n 的研究结果。之后c a r s w e l l 和s m i t h 1 川便称这样的关系为b a l d w i n 效应， b a l d w i n 效应也就成为a g n 的一个特征。 啪弋c c 皿 第二章b a l d w i n 效应 图3 取自b a l d w i n ( 1 9 7 7 ) 1 9 1 。ci v 发射线等值宽度为横坐标，1 4 5 0 a 附近连 续谱光度为纵坐标的对数关系图。黑点代表的是平谱射电噪类星体，十字代表 陡谱射电类星体，三角表示凹谱射电类星体或是射电宁静类星体。 多年的研究使我们对b a l d w i n 效应有很深的了解，也有了很大的进展。对 于b a l d w i n 效应我们大致有这些分类：有整体的b a l d w i n 效应和内禀b a l d w i n 效 应；除了对紫外或光学波段宽发射线研究外，对窄线也探究其b a l d w i n 效应； 由于探测技术的提高，对x 射线波段我们也有相当大的了解，研究得到了“x 射线的b a l d w i n 效应 ，特别是对f ek 口这条线的研究，等等。下面对整体的 b a l d w i n 效应做一下详细的介绍。 2 2 整体的b a l d w i n 效应 k i n n e y 等人在1 9 9 0 年用了5 个射电宁静类星体样本和2 个射电噪类星体样 本进行研列1 2 1 ，结果表明，可能存在两种b a l d w i n 效应：整体的b a l d w i n 效应和 内禀的b a l d w i n 效应。 开始时对发射线强度和连续谱光度之间关系的研究是以许多类星体作为一 个整体为对象的，我们把这类研究得到的结果称为“整体”b a l d w i n 效应。在 整体b a l d w i n 效应中，样本的光度范围相差比较大，有1 0 0 倍的光度范围，得 到斜率比较小，1 3 一o 1 7 。自b a l d w i n 效应确定开始，对整体b a l d w i n 效应的 研究主要有下面的成果【1 3 1 。 首先是发射线强度和连续谱光度之间的反相关确实存在。b a l d w i n 发表文 章以后，包括光学选a g n 样本在内的许多样本的研究，都证实b a l d w i n 效应是 普遍存在的 9 , 1 2 , 1 4 , 1 5 】，虽然不同的样本得到的结果有差异，有些小样本的结果甚 至是否定的【1 6 ，1 刀。大家在研究中发现有些样本的结果有很大的弥散，或者有些样 本根本没有这样的效应存在。不过现在看来这些明显的弥散对大部分a g n 样本 来说可以是一种“标志 。研究结果也表明样本中若是要存在整体b a l d w i n 效应， 那么该样本必须有足够大的光度区间。k i n n e y 等人的研究很好地说明了这个观 点【1 2 】：他们选取的a g n 样本在u v 波段的连续谱光度范围覆盖了6 个数量级。 对于整体b a l d w i n 效应，第二个肯定的方面是，研究的发射线不同，得到 的斜率也不一样。但是这种不同并非是任意的，见图4 【1 1 】，从高电离区发射出来 第二章b a l d w i n 效应 的发射线得到图线的斜率要比低电离区出来的发射线的斜率要陡【1 1 1 8 1 。 乜 皿 o p 叫 ( 力 图4 取自d i e t r i c h ( 2 0 0 2 ) u l 。纵坐标是各样本发射线e w 和连续谱光度的对 数图像得到最佳线性拟合的斜率，横坐标是电离能。 值得提到的第三个方面是，有些发射线偏离了b a l d w i n 效应。大量的研究 表明，nv m 2 4 0e w 几乎和连续谱光度没有依赖关系1 9 1 ，也就是说，nv m 2 4 0 这条发射线不存在b a l d w i n 效应。另一个例子是对h pm 8 6 1 这条发射线的研究 情况。巴尔末线系几乎对光度没有依赖关系，但是最近对许多大样本的研究显示， h pm 8 6 1 这条发射线存在相对弱的b a l d w i n 效应：用2 d f + 6 d f 巡天得到的样本 的结果【2 0 1 是e w 0 0 一；用s d s s ( s l o a nd i g i t a ls k ys u r v y ) 巡天样本的结果【2 1 l 是e w o c l o 一。 2 3 内禀的b a l d w i n 效应 区别于把a g n 作为一个整体研究而得到的整体b a l d w i n 效应，对于不同的 a g n 的多次观测研究发现，a g n 存在另外一种b a l d w i n 效应，这就是“内禀 b a l d w i n 效应0 2 , 1 4 1 。现在已经有大量的数据可以对内禀b a l d w i n 效应作相应的概 述。 1 4 第二章b a l d w i n 效应 首先，内禀b a l d w i n 效应本质的特点是，它对发射线强度和连续谱光度研究 得到的斜率要比整体b a l d w i n 效应陡0 2 , 1 4 ，是防加7 5 。图5 给出了两种不同 b a l d w i n 效应的图示。两种不同的结果表明这两类b a l d w i n 效应可能起源于不同 的物理机制。内禀b a l d w i n 效应第二个常见的特征是其自身图线的曲率变化，在 发射线e w 和连续谱光度的对数关系图中，源的光度越大，图线就越陡 2 2 1 。对 于内禀b a l d w i n 效应图线斜率、曲率以及其他方面的理解，可以从宽线区的光致 电离理论来考虑瞄】。 岁 6 了 a 3 i o gt ( c o n t ) ， 图5 取自p o g g e 和p e t e r s o n l l 4 1 。连续谱光度和c 发射线光度的对数关系图， 整体b a l d w i n 效应( 实线所示) 和内禀b a l d w i n 效应( 虚线所示) 简单示意。 2 4 其他意义的b a l d w i n 效应 除了对ci v7 1 5 4 9 这条发射线研究外，对其他发射线的研究发现，其他发 射线也存在b a l d w i n 效应，比如l ya ，ci i i7 1 9 0 9 ，h e 7 1 6 4 0 ，h e l 4 6 8 6 ，m gi i l 2 8 0 0 ， s i i v m 4 0 0 ，o i v m 0 3 4 ，nv m 2 4 0 等 1 2 , 1 6 , 2 4 , 2 5 , 2 6 1 。 近多年来，大家对具有窄发射线的a g n 也做了大量的研究。研究结果表明， 至少某些窄发射线存在b a l d w i n 效应【l l 孔2 7 1 ，最好的例子是 o m 】k 5 0 0 7 这条发射 线。c r o o m 等人也有结论，队v 】l 3 4 2 6 、【oi i 】l 3 7 2 7 以及队1 i i 】l 3 8 6 9 这些 第二章b a l d w i n 效应 窄发射线都存在明显的b a l d w i n 效应。相比于宽线区的尺度，a g n 的窄发射线 可能起源于更大尺度的区域。考虑这个原因，光度对发射线等值宽度的依赖关系 在窄发射线和宽发射线这两种情况下很可能有不同的起源。窄线b a l d w i n 效应特 别，对它的一个可能的解释是对于那些很亮的a g n ，它们的窄线区的尺度几乎 可以和整个星系的大小相比，这样的结果是如果星系光度变大，气体的辐射量度 不能再增加【2 0 】。 对x 射线我们最近也有许多讨论。a g n 在硬x 射线波段最突出的发射线就 是f ek a 。对于这条发射线是否存在b a l d w i n 效应大家也一直在争论。最初提出 f e 融发射线有b a l d w i n 效应的是1 w a s a w a 和t a n i g u c h i 2 引，他们用的是高能天文 卫星o i n g a 的观测数据：n a n d r a 2 9 1 随后用宇宙学和天体物理学高新卫星( a s c a ， a d v a n c e ds a t e l l i t ef o rc o s m o l o g ya n da s t r o p h y s i c s ) 的数据进行研究也得到了肯定 的结论；x 射线成像望远镜( x m m - n e w t o n ) 和钱德拉塞卡望远镜( c h a n d r a ) 的投入使用使得对f ek a 观测的数量和质量都大大提高，许多人用这些数据来研 究，得到的结论是x 射线存在b a l d w i n 效应d o , 3 1 1 ，但并不是所有人都是支持这一 结果【3 2 】。 2 5b a l d w i n 效应的内在物理驱动 b a l d w i n 效应是观测的结果，这个结果的内在物理驱动可能是非常复杂的。 对于b a l d w i n 效应这一现象以及其对电离的依赖关系，大家已经提出了一些物理 机制。其中有一个假设得到相当大支持。这个假设是这样的：a g n 能谱分布表 明连续谱形状依赖于光度【3 5 1 ，光度大的天体在u v x 射线波段的光谱比较软， b l r 云块的电离和光电加热减弱，导致发射线强度降低 3 3 , 3 4 。 关于b a l d w i n 效应的内在物理驱动参量主要有类星体红移，爱丁顿比率 ( e d d i n g t o nr a t i o ，l l e 叻；其中l e d d ，爱丁顿光度，l 是热光度) ，黑洞质量。 要区分哪个才是主要的物理参量并不容易； d i e t r i c h 在2 0 0 2 年用各类巡天得到的样本组成一个大的、总体的样本来研 究光度和红移哪个是b a l d w i n 效应的主要驱动【1 1 1 。先是把各个源的红移作为常 量，看发射线e w 和光度之间的关系；又把光度看成是常量，研究发射线e w 和 红移之间的关系。结果表明，光度对e w 起决定性作用，e w 对红移的依赖性较 弱。 1 6 第二章b a l d w i n 效应 对于l l e d d 是否为b a l d w i n 效应的内在驱动参量，大家也做了很多的研 究。b a s k i n 和l a o r 在2 0 0 4 年以p g 类星体为对象研究c 发射线e w 和光度l 、 l l e d d 的关系【3 6 1 ，表2 是他们得到的结果。结果显示，ci ve w 和l l e d d 的关 系要比它和光度的关系强，这说明爱丁顿比率可能是更强的b a l d w i n 效应的物理 参量。类似的还有n e t z e r 在2 0 0 4 年的工作 3 7 1 。他用不同的样本来研究b a l d w i n 效应，发现ci ve w 和l l e d d 关系很明显，但是用h b 发射线来研究时，得到 的结果和其他的不一样。还有w a r n e r 等人，他们再一次研究了d i e t r i c h 等人【1 1 1 研究工作中的样本【3 8 】。用该样本中的其他发射线，他发现这些发射线的e w 和 l l e d d 有很明显的关系，但是结果得到的斜率却和以前的结果有差异，比如nv 和o 的b a l d w i n 效应。 表2 取自b a s k i n 和l a o r ( 2 0 0 4 ) 1 3 6 1 ，ci ve w 和各个物理参量的关系。 第1 列是各个参量，第2 列是各关系拟合的相关系数，第3 列拟合的非零假设 值。a 标注：其中某些参量前的r 表明该量其实是和b g 9 2 h p 发射线e w 的比 值，比如rf e l le w 等价于f e i le w h pe w 。b 标注：各相关系数有两个结果， 上面的数据是8 1 个源总样本的结果，下面的数据是h s t 观测的4 6 个源的子样 本结果。 第二章b a l d w i n 效应 要决定l 、l l e d d 、m b h 这三个参量到底哪个是主要的内在物理驱动量，是 很复杂的。因为在某些特殊的样本中这三个量之间本身就已经互相关联了，图6 是w a m e r 等人在2 0 0 4 年研究的结果。w a r n e r 等人在2 0 0 6 年又用了一些小样本 来研究这三个量【3 9 。结果表明：当黑洞质量不变时，l l e d d 在变大，而此时e w 基本是保持不变的；当l l e d d 不变时，黑洞质量也在变大，只是e w 在很大程 度上依赖于黑洞质量。他们的总样本表明b a l d w i n 效应是由光度决定的，但是对 于黑洞质量分布较窄的子样本来说，光谱的变化程度随着光度的变化而剧减。总 的来说，w a r n e r 等人认为黑洞质量可能是b a l d w i n 效应内在物理驱动的基本参 量。 最近几十年，对b a l d w i n 效应的理解以及相关的其他关系，我们做了大量的 研究，也得到了很大的进展。但是在总体上有一个方面值得重视，那就是对样本 我们要选取适当。 5 01234s4 34 4 只e d s h i f t 4 54 64 7 4 84 9s o l o gl ( e r g s s e c ) 0 3 ，03 234 5 63 84 042 6 78910 11 l o gci vfwhm(kms)logm 。( m 。) 图6 取自w a r n e re ta 1 ( 2 0 0 4 ) 1 3 8 1 。爱丁顿比率和红移、ci v 附近连续谱光度、 ci v 发射线半高全宽、超大黑洞质量之间的对数关系。 鼋瓣 5 0 5 o 5 0 5 o ， ， 0 o o ， ，2 一 一 一 一 ；jj 6 。j o 5 0 5 o 5 o ， o o o ， ，2 一 一 一 一 ；j 6 0 。 第三章黑洞质量及爱丁顿比率的计算方法 第三章黑洞质量及爱丁顿比率的计算方法 3 1 黑洞质量的计算方法 第一章提过，a g n 中心有超大质量的黑洞，测定中心黑洞质量的方法大致 可分成直接测定和间接测定两种。对于极少数非常近的s e y f e r t 星系可以用直接 方法：利用光学发射线方法或水分子脉泽方法来测定他们周围气体的动力学，从 而获得其中心的黑洞质量【加】。 对于远而亮的a g n ，由于目前观测设备无法分辨出这些a g n 周围的恒星 或气体，所以上面提到的直接动力学方法不适合测定这类a g n 黑洞质量。这里 介绍间接方法来定a g n 黑洞质量。间接方法是利用由理论模型推出的某些关系 或统计相关来求出中心黑洞的质量。这里主要介绍反响映射的方法 ( r e v e r b e r a t i o nm a p p i n gm e t h o d ) 。 有些a g n 光谱中有宽发射线，一般认为这些宽发射线来自距离中心0 0 1 一l p c 的宽线区。宽线区由密集的气体云构成。a g n 的连续辐射照亮宽线区， 光致电离产生发射线【4 1 1 。受中心大质量黑洞引力场的影响，宽线区绕黑洞旋转， 这些发射线多普勒致宽。如果知道宽线区到中心的距离i b l r ，那么通过万有引 力定律，中心黑洞的维里质量是m 拍= v 2 r 口堋g ，其中g 是万有引力常量， v 是宽线区内禀旋转速度，v = f v f 耽，f 是宽发射线的线宽，f 是和 宽线区几何相关的量级为1 左右的修正因子。假设宽线区中云块运动是随机的， f = 3 2 ，维里反响映射黑洞质量是： m = 1 4 6 4 1 0 5 熹t d a y s 】 斋0 3 k m s 2 坞( 6 ) 一“l 叫。 uw 7 其中m 。是太阳质量，i t - d a y s 表示光天，是距离单位。 引发光致电离的连续谱强度通常会变化，时标是数天或数月。光致电离产 生的发射线强度也会发生变化，但会落后连续谱变化一段时间。这段时间内光传 播的距离可以认为是宽线区到中心的距离。这称为反响映射技术 4 2 1 。同时监测 光学连续谱和宽发射线的光变，可以给出宽线区到中心的距离 4 3 1 。因为反响影 射质量的a g n 遵循近距星系中发现的质量与核球速度弥散关系，所以通常认为 这种方法得到的超大黑洞质量是可靠的。 1 9 第三章黑洞质量及爱丁顿比率的计算方法 反响影射方法测定其他高光度a g n 黑洞质量还在进行m 1 。光度越大，宽 线取尺度越大，时间延迟越长，反响影射所需要的时间越长。因此，这种获得宽 线区到核心距离的方法需要长达数年的光谱监测，利用这种方法来得到大样本 a g n 的黑洞质量是不现实的。然而光致电离模型【4 1 1 表明宽线区到核心的距离 r b l r 与光学连续谱流量l 有很好的理论关系，r b u 浮l 此。反响影射方法给出了 3 4 个a g n 的h p 线所对应的宽线区到核心的距离r b l r 与静止参考系中5 1 0 0 a 波长处的单色流量( h ( 5 1 0 0 a ) ) 之间很好的相关性【4 5 】： - ( 3 2 础) 襻】0 7 + 0 0 3 3 i t - - 蛳 ( 7 ) 由于来自观测拟合，在估计距离r b l r 时一般直接用这个经验公式，而不用来自 光致电离模型的关系r b l r o c l 怩。 对于低红移a g n ，一般选用h b 宽发射线和5 1 0 0 h 波长处的单色流量来 计算黑洞质量。但对于高红移a g n ，光学波段观测到的谱线实际是来自于红移 过的紫外谱线。因此可以使用m gi i 线】、ci v 线3 8 ，4 7 4 8 】等宽线代替h p 及其临 近的连续谱光度来估计黑洞质量。 利用ci v 线f w h m 和ci v 线附近1 3 5 0 a 紫外流量，维里黑洞质量为m ： l o g m b 日( c i l o = 可f w h 赢m ( c 丁v ) ，2 蹄m 。x ( 1 5 4 9 ) ，o 5 3 】+ ( 6 6 6 o 0 1 ) ( 玉 利用m gi i 线f w h m 和m gi i 线i 糙：3 0 0 0 a 紫外流量，维里黑洞质量为m ： m = 3 4x10 6 2 l u l l z