窄线SeyfertⅠ型星系

本文将概述窄线SeyfertⅠ型星系 (包括具有类似性质但光度较大的类星体 )的主要观测特征、物理内涵及其理论解释和在活动星系核内部结构上的反映。窄线SeyfertⅠ型星系 (NLS1 ,以后NLS1都认为包括NLSI星系和NLS1类星体 )具有窄的允许线Hβ,它兼有Sy1和Sy2的某些特征。它具有强的FeⅡ光学线和弱的 [OⅢ ]λ5 0 0 7禁线 ,这明显不同于Sy2。在观测相关量的主成分统计分析中表明NLS1是活动星系核第一主向量表现为极端的一类。这包括 :( 1 )HβFWHM取极小 ;( 2 )FeⅡλ45 70 /Hβ 取极大 ;( 3)SⅢ ]λ1 892 /CⅢ ]λ1 90 9取极大 ,亦一定范围内宽线区电子密度取大值 ;( 4 )CⅣλ1 5 4 9线中心蓝移取极大 ;( 5 )高光度NLS1的软X射线光子数谱指数Γx 取极大 ;( 6)X射线相对流量变化方差最大等。基于以上观测结构和相应统计规律 (观测量与HβFWHM的关系 ) ,解释NLS1现象最佳的模型是高相对吸积率L/LEdd模型。NLS1比之典型宽线活动星系核具有较低的中心黑洞质量MBH。进一步 ,还发现这一模型是活动星系核主...     

类星体的红移分布和演化函数

本文在宇宙学红移假说下,考虑谱线证认中的选择效应,对无缝技术选择的类星体应用三种流行的类星体演化函数计算了它们的红移分布函数,并与观测的红移分布直方图对证。对比表明无论在总体性质上还是细节行为上均能很好解释观测的红移分布,并对射电选和色选类星体的红移分布给出一定解释,这些结果表明类星体的宇宙学红移假说与它们的红移分布是相容的,本文还利用红移分布比较了不同类星体的演化函数,说明了哪种函数在什么范围内能很好说明观测结果。     

低红移活动星系核140nm特征线的研究

研究了低红移活动星系核中Si IV+O IV]λ1 400线的性质及与其他线的关系.发现:(1)有一小部分AGN具有很高的I(λ1 400)/I(C IV),而必须用高密度光致电离模型,甚至用非寻常元素丰度来解释.(2)光学Fe Ⅱ/Hβ与I(λ1 400)/I(CIV)间强相关,而与C IV的等值宽度反相关.(3)λ1 400和 C IV强度比和λ1 400的等值宽度随红移分布呈一鼓包,可能与演化有关.     

类星体发射线红移的分布与宇宙学红移

本文是作者前一工作的继续和发展。文中更深入细致地讨论了发射线认证中的选择效应对类星体红移分布的影响。在讨论中,假定红移为宇宙学的,并取标准宇宙学模型,还考虑了类星体演化和观测中的极限视里等所产生的影响。对用有缝技术和无缝技术选取的类星体以及两者总合的红移分布,分别进行了计算,结果与观测符合得非常好,特别是对无缝技术确定的类星体,两者几乎完全一致。计算给出了和观测分布相同的四个峰的位置和高度,二者间的线性相关系数大于0.95。本文的结果一方面肯定了类星体红移分布中的成团现象是由选择效应所引起的。另一方面支持了宇宙学红移的观点。分析结果对类星体的演化参量也给出了一定的限制     

窄线Seyfert Ⅰ型星系

本文将概述窄线Seryfert Ⅰ型星系（包括具有类似性质但光度较大的类星体）的主要观测特征、物理内涵及其理论解释和在活动星系核内部结构上的反映。窄线Seryfert Ⅰ型星系（NLS1，以后NLS1都认为包括NLSI星系和NLS1类星体）具有窄的允许线Hβ，它兼有Sy1和Sy2的某些特征。它具有强的FeⅡ光学线和弱的[OⅢ]λ5007禁线，这明显不同于Sy2。在观测相关量的主成分统计分析中表明NLS1是活动星系核第一主向量表现为极端的一类。这包括：（1）HβFWHM取极小；（2）FeⅡλ4570／Hβ取极大；（3）SⅢ]λ1892／CⅢ]λ1909取极大，亦一定范围内宽线区电子密度取大值；（4）CⅣλ1549线中心蓝移取极大；（5）高光度NLS1的软X射线光子数谱指数гx取极大；（6）X射线相对流量变化方差最大等。基于以上观测结构和相应统计规律（观测量与HβFWHM的关系），解释NLS1现象最佳的模型是高相对吸积率L／LEdd。NLS1比之典型宽线活动星系核具有较低的中心黑洞质量MBH。进一步，还发现这一模型是活动星系核主导物理参量L／MBH的直接结果；另一方面，由于活动星系核结构的非球对性，可能引起速度分布的各向异性，这是视角效应模型的基础。在与观测对比中发现视向效应是不可少的，但不可能解释全部观测，辅之于高吸积率模型可能更好理解活动星系核的主导物理机制对各种观测量的影响。     

不同光度星系的大尺度分布

本文在CfA红移巡天资料的基础上,对不同光度的星系进行空间两点相关函数的分析,并比较所得结果可以看到,不同光度星系的大尺度分布存在明显的差异。尽管其相关函数均以幂律形式表示,但其幂指数的绝对值,成团的幅度和成团的尺度均随光度的增加而增大。对不同光度星系大尺度分布的进一步研究,对宇宙中物质的分布和星系的起源和演化的研究都给出了新的限制。     

类星体X光度函数的观测再检验

本文对一种X光度条件几率函数——A-T函数进行了观测上的再检验,选用的检验方法包括计算类星体对宇宙X射线背景辐射的贡献百分数U,计算X流量计数并与观测对比,对只测出X流量上限值源α_⁰x,分布预测的合理性等,讨论了所有参量对U可能的影响,并在与X计数对证后,获得α_⁰x更合理分布基础上调整A-T函数的参量,最后获得U的最佳值在7—23之间,以往在处理X射线资料时往往无法采用上限源的X数据,Avni-Tananbaum的D-B方法可以计入其影响,本文用上限源的预测分布作为决定参量的重要依据。     

类星体的极软X过剩

在强软X类星体样品中,我们根据用Einsten天文台IPC决定的N_H与银河21cm线决定的N_H值的关系,构成极软X过剩类星体样品,并导出在0.3keV和0.5keV之间的X谱指数α_E。α_E明显大于0.5—3.5keV间的谱指数α_E。这表明0.3—0.5keV正是类星体紫外到X段大包右侧的急剧下降部分。这些结果将有助于导出这类类星体紫外到软X大包的组合模型。     

类星体的成团性

本文对三个类星体样品,考虑了与红移有关的选择效应,采用两点相关函数,团分析方法、渗透参数方法、多重度函数等统计方法,通过与Monte-carlo样品进行对比,发现类星体无明显成团。表明在z～2时代,可视物质分布尚无明显结构,支持小尺度结构形成时代可能在大尺度结构形成之前或之后的成团图景。     

谱线证认中的选择效应和类星体的演化

本文利用以前工作中对类星体发射线证认中选择效应分析所得的结果,从有相同极限视星等的光学巡天样本内,选择绝对星等小于给定值的类星体作为分析样品,以确定类星体的演化性质。对无缝技术选取的类星体,在假定演化取(1+Z)r的形式下,分析得出γ(?)3—4.5,即类星体的密度按幂律形式ρ=ρ0(1+z)^6.5±1演化。此分析结果一直到Z=2.8时与观测均符合得很好,并与以前从更少样品和更低极限的视星等分析中所得结果相一致。