活动星系核宽线区标准模型的谱线轮廓

在标准宽线区模型的框架下,根据光致电离理论,通过构造细致的发射线云团的辐射结构,计算了活动星系核光谱中,Lya和CIVλ1549两条重要紫外宽发射线的轮廓,并根据所得谱线轮廓的特征,讨论了宽线区模型中的两相介质理论和运动学状态等影响谱线发射和谱线轮廓的主要物理因素.主要结论是,如果宽线区的运动学状态是引力所主导的径向内流,则当宽线区中存在一定的热相介质(其粒子数密度n_h≈2×10⁵cm^-3)时,所得理论谱线轮廓与观测特征符合的较好;如果对宽线区尺度进行合理的截取,Lya和CIVλ1549的理论谱线轮廓都向蓝端有一定的峰移,这可以用来定性解释活动星系核的观测谱中,高电离谱线和低电离谱线有系统性红移差别的现象.     

HeIλ5876和Hβ谱线轮廓与活动星系核宽发射线区的运动学模型

本文推导了辐射压加速宽线区云团径向外流模型的谱线轮廓表达式,并考虑到光致电离计算表明的云团本身对Hβ和HeⅠλ 5876诺线的辐射差异,用数值方法计算了它们的谱线轮廓,发现该模型不能解释HeⅠλ 5876线宽大于Hβ线宽的观测事实。作为比较,本文还计算了引力作用模型的两种简单情形——自由下落和转动盘模型的谱线轮廓,认为前者可以对观测事实给予合理解释,因此得出结论,自由下落很可能是发射线云团真实运动的一个重要成分。     

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     

类星体中Balmer线的Cerenkov红移

利用Cerenkov线发射理论,本文估算了Balmer线的Cerenkov红移,较好地解释了类星体中高价离子宽发射线相对于氢宽Balmer线及低价离子宽发射线有蓝移这一观测事实。     

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。     

类星体对和类星体的本动速度

本文讨论了由类星体对的统计来确定类星体本动速度上限的一种方法。初步结果表明,在成对类星体中两者之间连线方向上的本动速度,平均说来不超过1000km/s。     

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。     

NGC 1097周围的类星体分布

使用1.2米UK Schmidt望远镜提供的资料,以NGC 1097(2^h44^m2,—30°29′.0)为中心,对其周围作了类星体寻找工作。在大约9平方度范围内发现了37颗类星体,连同早先发现的6颗,共为43颗。 对所发现类星体的分布作了分析,初步结果是:(1)愈靠近NGC 1097,类星体的密度值愈高。从每平方度2.0颗增加到15.2颗,而平均密度为4.8颗。(2)类星体的分布与该星系的喷流之间显示了十分明显的相关性。(3)类星体的分布很难用几率分布或者其它原因给以圆满地解释。很可能为红移的内禀性起因提供了一个很好的例证。     

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。     

并合形成的类星体丰度及其演化

大量的观测事实揭示了类星体现象与天体间强引力相互作用或并合之间的关联 .假定类星体是由大质量天体相互碰撞和进一步并合形成的 ,采用暗物质模型对其在不同红移处的空间数密度进行了估算 .功率谱指数n =1的标准CDM模型中 ,类星体寿命t_Q=2 - 4× 10⁸a的计算结果与最新的观测数据很好地符合.对于n <1的CDM模型和混合暗物质模型,高红移处生成的类星体数密度偏低.     

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。     

Cerenkov发射线和类星体参量的确定

本文进一步论证,类星体的发射线有可能来自erenkov线状发射机制,并针对样品3C 273完成了L_α观测谱线和理论谱线的拟合。从而定出3C 273的物理参量的估值。平均气体密度为N≈1.8×10¹⁶厘米^-3,平均气体温度为T≈13000K,相对论电子密度则为N_e≈10⁸厘米^-3。     

黑洞吸积盘中的迅速冷却区及受激复合发射

本文提出了在黑洞吸积盘中有可能存在受激复合发射机制,这种机制将出现于具有迅速冷却区的吸积盘中.这种盘将有相干的H及HeI的线发射.这一模型可以用来自恰地解释所有迄今得到的关于SS433的观测事实.     

类星体和SeyfertⅠ型星系的Balmer减缩

本文收集了低红移类星体和Seyfert Ⅰ型星系的各Balmer线强度资料,在Cerenkov线辐射理论的框架下,比较了理论预言值和观测值,发现对有射电的类星体或Seyfert星系,它们的观测值都要比相应的射电宁静样本更靠近理论预言值。这表明,有射电的活动星系核,由于存在丰富的相对论电子,它们的Balmer线的Cerenkov线辐射特征更为明显。我们还讨论了存在于类星体和Seyfert星系中的尘埃红化问题,对Seyfert星系,其红化比类星体厉害,这表明它比类星体有更多的尘埃,这与目前一般的观点是相符的。     

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。     

G-M线性模型的一个估计类

本文主要讨论参数β的形如β~=AX’y的估计类：给出了β~线性可容性的充要条件；当误差正态时，其线性可容许子 类与Bayes估计类等价；k阶主要成分估计β~k^*的协方差阵在估计类Гk中具有T-min max性和A,Фi=max min性。     

变系数模型变窗宽局部M-估计的相合性

用变窗宽局部M-估计对变系数模型的系数函数进行估计,得到了估计的相合性和渐近正态性.所采用的方法继承了局部多项式回归的优点并且克服了最小二乘方法缺乏稳健性的缺点.变窗宽的使用提高了局部M-估计的可塑性,并使得它们能成功地处理空间非齐性曲线、异方差性及非均匀设计密度.     

部分线性回归模型变窗宽一步局部M-估计

讨论了部分线性回归模型的变窗宽一步局部M-估计.用一步局部M-估计给出未知函数的估计,用平均方法给出参数估计.进一步通过两个引理证明一步M-估计的渐近正态性.所提出的方法继承了局部多项式的优点并且克服了最小二乘法缺乏稳健性的缺点.     

类星体Q1232+134及其多重红移系统

Q1234+134是1982年在室女座星系团区域内发现的一颗类星体。本文介绍了用UK Schmidt的物端棱镜巡天和美国Palomar山天文台5m望远镜的分光观测结果;列出了全部的发射线和它们的红移值Z_e=2.364±0.002;对吸收光谱进行了分析,给出了29根吸收线和两个较可靠的吸收线红移系统(Z_aⅠ=2.279,Z_aⅡ=2.249)及一个可能系统(Z_aⅢ=1.734)。最后,对本文的结果进行了讨论。     

原子离子气云中的Cerenkov辐射和类星体光谱

本文讨论了原子离子气云中的Cerenkov线谱辐射,计算了N_v(1240)离子谱线对L_α(1216)谱线的影响,解释了类星体光谱中的N_v/L_α强度比,并且由类星体UM663的L_α-N_v谱线的分析,定出了该类星体L_α线的Cerenkov红移量△λ_c(?)24。