（理论物理专业论文）活动星系核的谱指数探究.pdf

学位论文独创性声明 本人郑重声明： l 、坚持以“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，不包含其他入或其它机构 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 了谢煎 作者签名：怨整 日期：坦墨：丝 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：主莲墨蕉 日 期：一砸0 ：? 一 摘要 光变是活动星系核的普遍特征。结构函数和自相关函数等是研究活动星系核 样本光变性质的主要方法。目前，有三种基本的理论模型可以解释活动星系核的 光变。它们是吸积盘模型、超新星爆发模型和引力微透镜模型。光变对于限制活 动星系核中心区域的理论模型起着非常重要的作用。类星体通常在光度变大能谱 变硬。 在本文中，我们利用1 7 个p g 类星体长达7 5 年的光谱监测资料，研究类星 体在光学波段的光谱斜率变化。这1 7 个p g 类星体中的绝大部分表现出光谱斜 率和静止坐标系5 1 0 0 k 处连续谱流量的反相关。从样本总体来看，类星体的平 均光谱斜率和平均光度之间存在很强的反相关，光谱斜率改变和连续谱流量改变 之间存在中等强度的反相关。这些结果表明类星体在变亮时总体变蓝。同时，我 们发现吸积盘模型有利于解释单个类星体光谱斜率和连续谱流量之间的反相关。 类星体通常有强的x 射线辐射。然而，类星体的光学和x 射线辐射会受到 周围高柱密度尘埃和气体的屏蔽。红外波段的探测有利于研究被屏蔽的类星体。 类星体的红外辐射受尘埃消光的影响较小，并且在红外波段的连续谱近似为幂律 谱。利用特殊的能谱性质可以将类星体和正常星系区分开。 在本文中，我们根据i r a c 波段的4 色测光资料在g o o d s - n 天区寻找类星 体。我们使用i r a f d a o p h o t 软件包在各波段图像中得到点源的位置、星等和 误差，并找出同时出现在4 个波段的点源。我们用幂律谱拟合了这些点源在i r a c 波段的能谱，并以谱指数口一o 5 为判据，得到了3 9 个类星体候选者。其中6 9 的候选者找到了光学对应体，4 1 的候选者找到了x 射线对应体。 关键词：活动星系核，光变，光谱斜率，红外 a b s t r a c t v a r i a b i l i t y i sac o m m o np h e n o m e n o ni na g n s s t r u c t u r ef u n c t i o na n d a u t o c o r r e l a t i o nf u n c t i o na r em a j o rt o o l sf o rs t u d y i n gt h ev a r i a b i l i t yp r o p e r t i e so f a g n s a m p l e s t h e r ea r ct h r e eb a s i cm o d e l st oi n t e r p r e tt h eo b s e r v e da g nv a r i a b i l i t y t h e ya r ed i s ci n s t a b i l i t ym o d e l ，s t a r b u r s tm o d e la n dm i c r o l e n s i n gm o d e l v a r i a b i l i t y p r o v i d e sap o w e r f u lt o o lf o rc o n s t r a i n i n gt h ep h y s i c a lm o d e l so ft h ec e n t r a le n g i n eo f a g n q s o so f t e nb e c o m eb l u e rw h e nt h e yb r i g h t e n i nt h i sp a p e r , u s i n g7 5 y e a rs p e c t r o s c o p i cm o n i t o r i n gd a t ao fas a m p l eo f1 7p g q s o s ，w es t u d yt h eo p t i c a ls p e c t r a ls l o p ev a r i a n c e m o s to ft h e s e17p gq s o ss h o w a n t i c o r r e l a t i o nb e t w e e nt h es p e c t r a ls l o p ea n dt h er e s t - f r a m e51o o ac o n t i n u u mf l u x f o rt h ee n s e m b l eo ft h e s e17p gq s o s ，as t r o n ga n t i c o r r e l a t i o nb e t w e e nt h ea v e r a g e s p e c t r a ls l o p ea n dt h ea v e r a g el u m i n o s i t yi sf o u n dw h i l eam e d i a na n t i - c o r r e l a t i o ni s f o u n db e t w e e ns p e c t r a ls l o p ec h a n g e sa n dc o n t i n u u mf l u xv a r i a t i o n s ，i n d i c a t i n ga h a r d e n i n go ft h es p e c t r u md u r i n gb r i g h tp h a s e s t h ed i s ci n s t a b i l i t ym o d e lc a n q u a l i t a t i v e l ye x p l a i nt h ea n t i c o r r e l a t i o nb e t w e e nt h es p e c t r a ls l o p ea n dt h ec o n t i n u u m f l u xf o ri n d i v i d u a lq s o s a g n sa r es o u r c e so fl 啪i n o t i sx - r a ye m i s s i o n h o w e v e r , t h ex - r a ya n do p t i c a l e m i s s i o no fa g n sc a nb ea b s o r b e db yo b s c u r i n gc o l u m n so fd u s ta n dg a s m i d - i n f r a r e do b s e r v a t i o n sp r o v i d ea l lo p p o r t u n i t yt os t u d yt h ep r o p e r t i e so fo b s c u r e d a g n s a tt h e s ew a v e l e n g t h s t h ee m i s s i o ni sl e s $ a f f e c t e db yd u s te x t i n c t i o n t h e m i d i n f r a r e dc o n t i n u u mo fa g n si sd o m i n a t e db yap o w e r - l a w t h ec h a r a c t e r i s t i c s e d sc a nb eu s e dt od i s t i n g u i s ha g n sf r o mn o r m a lg a l a x i e s i nt h i sp a p e r , w eu s ei r a cp h o t o m e t r y 屯0s e l e c ta g nc a n d i d a t e si nt h e g o o d s nf i e l d s o u r c ed e t e c t i o na n dp h o t o m e t r ya r ec a r r i e do u tw i t hd a o p h o t p a c k a g e w r ef i tt h ei r a cs p e c t r aw i t hap o w e r - l a w , w es e l e c ta sa g n c a n d i d a t e st h a t a r ed e t e c t e di na l lf o u r 默cb a n d sa n dw h o s es p e c t r a li n d i c e s 口- 0 5 3 9a g n c a n d i d a t e sa r cf o u n d t h eo p t i c a ld e t e c t i o nf r a c t i o ni nt h eg o o d s - nf i e l di s6 9 w h i l et h ex - r a yd e t e c t i o nf r a c t i o ni s41 k e yw o r d s ：a g n s ，v a r i a b i l i t y , s p e c t r a ls l o p e ，i n f r a r e d 2 1 - l 刖吾 在本文中，我们首先讲述活动星系核( a g 的观测特征，介绍几种主要的活 动星系核( a g n ) 。活动星系核( a g n ) 是特殊的一类星系，其核中心区域存在非常 大的辐射能量并伴随剧烈的物理过程。活动星系核( a g n ) 具有恒星状的外表，光 度比正常星系高出很多。在射电、红外、光学和x 射线等波段，活动星系核( a g n ) 的连续光谱常具有幂律形式即e o cy 叫且光谱中存在原子和离子的强发射线。连 续光谱的强度，发射线的强度和轮廓等都可能随时间变化。和正常星系相比，活 动星系核( a g n ) 通常具有更强的发射高能粒子的能力。类星体和s e y f e r t 星系是 活动星系核( a g n ) 最主要的两大类。 在第二章中，我们讲述活动星系核( a g n ) 的光变研究方法，总结一些研究者 的光变研究结果，讨论光变幅、光变时标等光变参数和活动星系核( a g n ) 物理参 量间的关系。光变是活动星系核( a g n ) 的普遍特征，从射电到x 射线的所有波段 都观测到了活动星系核( a g n ) 的光变。活动星系核( a g n ) 在光变时间尺度和光变 幅度上表现出很大的范围。对活动星系核( a g n ) 样本的光变研究中，很重要的是 确定光变判据。目前，傅立叶功率谱、结构函数和自相关函数等是分析样本光变 资料的几种有效方法。其中结构函数和自相关函数很类似也最为常用。典型的结 构函数包括三个显著的部分：第一，在时间间隔大于相关的光变时间尺度时出现 一个平台，其值对应光交大小的两倍；第二，在时间间隔远小于光变时间尺度时， 也出现一个平台，其值对应测量误差的两倍；第三，在两平台之间存在一个随时 间幂律增加的部分。 c d s t i a n ie ta 1 ( 1 9 9 6 ) 研究了s a 9 4 天区光学选取的包含1 8 0 个类星体的样本 在b 波段的长期监测资料，并且结合s a5 7 天区和s g p 天区的两个类星体样本， 利用结构函数的方法，讨论了由三个天区组成的的大样本的光变性质。通过对结 构函数的分析，他们得到类星体在静止坐标系的光变时标是5 5 年。同时，光变 幅和光度之间有较明显的反相关，而光变幅和红移之间有较明显的正相关。 g i v e o nc ta 1 ( 1 9 9 9 ) 总结了以往对些类星体样本光变研究的主要结果。 t r e v e s e & v a g n e t t i ( 2 0 0 2 ) 利用结构函数的方法总结了一些光变研究中光变幅和 红移的关系。 对类星体样本的光变研究在很大程度上取决于样本的完备性，样本的观测历 元，测光精度和观测时间跨度等。对类星体的长期监测没有发现类星体的光交有 明显的周期性。通常认为类星体的光变幅与光度反相关，光变幅可能和红移有关， 但由于光度随红移演化，这种关系存在复杂性。 在第三章中，我们介绍解释活动星系核( a g 0 光变的几种主要模型。光变对 于限制活动星系核( a g n ) 最中心区域的物理性质和理论模型等起着非常重要的 作用。早期的单波段光变观测研究对中心源的尺度和能量密度施加限制，建立了 标准的黑洞一吸积盘模型。目前，有三种基本的理论模型解释活动星系核( a q d 的光变性质。这三种模型分别为：吸积盘模型，超新星爆发模型和引力微透镜模 型。 一 在吸积盘模型里，一般认为，活动星系核( 删巨大的能量输出和高能辐射 很可能源于中心的大质量黑洞和环绕黑洞的吸积盘。吸积盘理论得到很多观测现 象的支持。由于利用标准的吸积盘计算出的能谱分布与观测到的活动星系核 ( a g n ) 的能谱分布大体一致，因此认为活动星系核( a g n ) 的紫外光学红外辐射 很可能是吸积盘的热辐射。 k a w a g u c h ie ta 1 ( 1 9 9 8 ) 假定吸积盘为a d a f 盘，认为光变由m i n e s h i g ee ta 1 ( 1 9 9 4 ) 的盘不稳定造成。他们利用自动网格法模拟的结构函数在较小的时间尺 度上具有幂律增加的形式，并且模拟得到的光变曲线和结构函数与观测得到的光 变曲线和结构函数比较吻合。 在超新星爆发模型里，一般认为，活动星系核( a g n 3 巨大的辐射能量来源于 中心区域剧烈的恒星形成过程。具有典型的光度和演化形式的超新星遗迹事件的 随机叠加可以产生光变。超新星爆发模型适合解释低光度的活动星系核( a g 。 a r e t x a g ae ta 1 ( 1 9 9 7 ) 讨论了超新星爆发模型。该理论模型中的四个主要参 数为超新星的爆发率，每次超新星爆发在b 波段释放的能量，每次超新星爆发 的光变曲线和无变化的背景强度。超新星爆发的光变曲线由超新星的光变曲线和 伴随演化的超新星遗迹的光变曲线两部分叠加决定。 k a w a g u c h ie ta 1 ( 1 9 9 8 ) 利用超新星爆发模型通过蒙特卡罗方法模拟得到了 与观测比较吻合的光变曲线和结构函数。在该模型中，结构函数同样在小的时间 尺度上具有幂律增加的形式。同时，结构函数的斜率只依赖于辐射冷却时标，对 超新星爆发率的依赖性很弱。 在引力微透镜模型里，一般认为，活动星系核( a g n ) 的光变是外来原因造成 的。该模型主要是利用致密天体的微透镜效应去解释类星体长期的光变。一些遥 远的类星体在沿着视线方向存在行星质量大小的致密天体。红移较大的类星体可 能因沿视线方向的这些暗物质的引力微透镜效应而在年的时标上表现出复杂的 模式。 h a w k i n s ( 1 9 9 6 ) 和h a w k i n s ( 2 0 0 2 ) 根据微透镜源的不同位置利用该模型模 4 拟出和观测比较吻合的光变曲线和结构函数。 在本文的第四章中，我们重点研究类星体光变时的能谱变化。通常类星体在 光变时能谱会发生变化。研究光变时能谱的变化是探究活动星系核( a g n ) 主要发 射机制的重要方法。能谱的变化比单波段流量的变化提供了更多的信息。得到能 谱变化的信息需要进行多波段测光或者获得光谱。 g i a l l o n g oe ta 1 ( 1 9 9 1 ) 在结合两个流量限制的样本分析类星体长期的测光 监测资料时得到了光变幅和红移的正相关。d ic l e m e n t ee ta 1 ( 1 9 9 6 ) 在分析p g 类星体的测光资料时，发现光变随静止坐标系频率的增加而增大。这些研究表明 高红移类星体表现出更大光变的原因可能是这些类星体被观测到的是静止坐标 系中频率更高的部分。光变幅和红移的正相关可以解释为类星体在变亮时能谱变 硬。g i v e o ne ta 1 ( 1 9 9 9 ) 在根据b 和r 两个波段的测光资料研究4 2 个p g 类星 体的能谱变化时发现样本中至少有一半类星体在交亮时能谱变硬。 t r e v e s ee ta 1 ( 2 0 0 1 ) 在利用u 、b j 、f 、n 波段的测光资料研究s a5 7 天区的 流量限制完备样本时，发现类星体的光谱斜率( 工旷) 改变和亮度改变之间存在 正相关。t r e v e s ee ta 1 ( 2 0 0 2 ) 在利用b 、r 波段的测光资料分析g i v e o ne ta 1 ( 1 9 9 9 ) 样本中的p g 类星体时，发现类星体的光谱斜率( 工y 口) 和b 波段光度存在正相 关。这些表明类星体光度增大时能谱变硬。 w i l h i t ee ta 1 ( 2 0 0 5 ) 在2 5 0 0 个s d s s 类星体中找到了3 1 5 个具有显著光变的 类星体并利用这些类星体的光谱资料得到了平均差光谱。通过对谱指数的研究， 他们发现类星体的平均差光谱比单观测历元的平均光谱蓝。这表明类星体在变亮 时总体交蓝。 k a s p ie ta 1 ( 2 0 0 0 ) 在研究2 8 个p g 类星体时间跨度为7 5 年的光谱监测资料 时，得到了宽线区的尺度并分析了类星体光度、中一t l , 黑洞质量、宽线区尺度等之 间的相关性。2 8 个p g 类星体中的1 7 个具有充足的观测历元( 观测历元数 2 0 ) 。 在本文中我们利用这1 7 个p g 类星体长达7 5 年的光谱监测资料分析类星体光变 时光谱斜率( 工i , , - a ) 的变化。 这1 7 个p g 类星体的光谱监测是利用s t e w a r d 天文台的2 3 米望远镜和w i s e 天文台的1 米望远镜完成的。观测数据在1 9 9 1 年至1 9 9 8 年间获得。在s t e w a r d 天文台和w i s e 天文台获得的光谱的典型覆盖范围都是4 0 0 0 至8 0 0 0 a 。i r a f 程 序被用来进行光谱的数据归算。利用一个或多个观测历元的标准星光谱对每个 p g 类星体的光谱进行了流量定标。 类星体在光学波段的连续谱通常可大致用幂律谱来进行拟合。在对类星体的 连续谱进行拟合时，需要选择适当的光谱区域。通常认为相对避开强发射线的连 续谱窗口为：3 0 1 0 - - 3 0 4 0 ，3 2 4 0 - - - 3 2 7 0 ，3 7 9 0 3 8 1 0 ，4 2 0 0 - - 4 2 3 0 ，5 0 8 0 - - - 5 1 0 0 ， 5 6 0 0 - - 5 6 3 0 ，5 9 7 0 - - - - 6 0 0 0 ，6 0 0 5 - - 6 0 3 5 a 。我们在拟合1 7 个p g 类星体的连续谱 时，直接利用k a s p ie ta 1 ( 2 0 0 0 ) 在观测坐标系定义的连续谱区域，这些区域避 开了氢的巴耳末线系和一些强的发射线。通过最佳的幂律谱拟合，我们得到1 7 个p g 类星体在所有观测历元的光谱斜率和静止坐标系5 1 0 0 a 处的连续谱流量。 我们发现所有1 7 个p g 类星体都表现出显著的光谱斜率变化。1 7 个p g 类星体 中的绝大部分表现出光谱斜率和静止坐标系5 1 0 0 a 处连续谱流量的反相关，其 中5 个p g 类星体表现出很强的反相关。这表明类星体在变亮时能谱变硬。在对 1 7 个p g 类星体的总体研究中，我们发现类星体的平均光谱斜率和静止坐标系 5 1 0 0 a 处的平均光度之间存在很强的反相关。同时，光谱斜率改变和连续谱流量 改变之间存在中等强度的反相关。这表明类星体在变亮时总体变蓝。同时，我们 发现吸积盘模型可以合理解释单个类星体的光谱斜率和连续谱流量之间的反相 关。然而，吸积率的变化不利于解释p g 类星体样本总体的光谱斜率变化。在吸 积盘模型中，需要对吸积过程伴随的物理机制作进一步探究。 。 在本文的第五章中，我们介绍类星体巡天并重点研究在红外波段寻找类星 体。类星体巡天是利用类星体的特征在某个天区搜寻类星体，从而得到完备的类 星体样本。类星体的面密度比恒星低很多，因此类星体巡天的主要任务是利用一 些方法把类星体从众多恒星中分离出来。 一 。 光学波段是搜寻类星体最有效的波段。根据类星体光学波段能谱的一些特 征，可以将类星体和恒星很好地区分开。利用多色巡天的测光资料，可以组成多 个两色图，这样很容易区分类星体和大部分恒星，得到的类星体样本较完备。类 星体在x 射线波段的高能辐射通常在总辐射中占了相当的比例，对x 射线波段 的探测也是搜寻类星体的有效方法。利用x 射线一光学流量比可以很好地区分 类星体与恒星和星系。类星体的红外辐射较强，红外巡天也可以有效地搜寻类星 体。根据不同类型红外源的红外辐射特征，可以适当地区分类星体与星系和恒星。 在本文中，我们重点研究从红外波段寻找类星体。 类星体的硬x 射线很强。硬x 射线的探测是得到类星体完备样本的有效方 法。但在柱密度很高的情况下，类星体的紫外、光学和x 射线辐射被围绕中心 区域的尘埃和气体所屏蔽。最深的x 射线巡天也不能分解出被尘埃高度屏蔽的 类星体。而类星体的红外辐射受尘埃消光的影响较小，因此红外波段的探测有利 于研究被屏蔽的类星体。红外巡天是搜寻类星体的有效手段。类星体有明显的红 外超，在红外波段的连续谱近似为幂律谱。利用这种特殊的能谱性质可以将类星 6 体和正常星系区分开。 l a c ye ta 1 ( 2 0 0 4 ) 利用s p i t z c rf l s 巡天得到的i r a c 和m i p s2 4 9 m 测光资 料，在4 平方度天空寻找类星体。他们根据s d s s 巡天得到的类星体在i r a c 两 色图上定出了类星体的区域，并找到了4 3 个类星体候选者。 a l o n s o - h e r r e r oe ta 1 ( 2 0 0 6 ) 利用m i p s2 4 岬点源表，根据i r a c 测光资料 在c d f s 天区寻找类星体。他们要求类星体候选者在i r a c 波段的能谱满足很 好的幂律谱( 工o c 伊) 并且谱指数口 0 5 ，b 波段绝对星等m b 2 3 等。s e y f e r t 星系的z 2 3 等。结构函数s = 【鼯( f ) 】妮。从图中看出类星体和s e y f e n 星系的结构函 数有近似幂律增加的形式，类星体的光变幅总体大于s e y f e r t 星系的光变幅。类星 体结构函数的对数斜率p = 0 2 0 0 0 1 。s e y f e r t 星系的对数斜率d = 0 3 6 0 0 2 比 类星体大得多，并且s e y f e r t 星系的结构函数在小的时间尺度上变平。 2 2 光变研究结果 结合传统的光变判据及结构函数和自相关函数等分析方法，可以较好地研究 光交幅度、光变时间尺度等光变参数和红移、光度及谱指数等活动星系核( a g n ) 物理参量之间的关系。 p i c a & s m i t h ( 19 8 3 ) 研究了13 0 个类星体和b ll a c 天体等活动星系核( a g n ) 在光学波段时间跨度为1 3 年的测光资料。他们用矛检验法和q 检验法讨论了样本 中的光变比例，分析了光变幅与光度和红移等物理参量间的相关性。结果发现光 变幅和光学波段的光度反相关，光变幅和红移也有较为明显的反相关。但此样本 不够完备。 g i a l l o n g oe ta 1 ( 1 9 9 1 ) 结合两个流量限制的样本( s a5 7 天区包含2 7 个类星 体的样本和b o n o l ie ta 1 ( 1 9 7 9 ) 包含2 8 个类星体的样本) ，利用固定时间间隔的 星等变化作为光变参数，研究了光变幅和光度、红移的相关性。f i g u r e2 5 是 g i a l l o n g oe ta 1 ( 1 9 9 1 ) 得到的光变幅和红移的函数关系。 g 勺 f i g u r e2 5 v a r i a b i l i t yv e f $ b sr e d s h i f t s t r a i g h tl i n ei n d i c a t e st h el e a s t - s q u a r e sf i t so fv a r i a b i l i t y 豳af u n c t i o no f r e d s h i f i s q u a r e si n d i c a t ed a t af r o mb o n o l ie ta 1 ( 1 9 7 9 ) a n dc r o s s e sf r o mt r e v e s ee ta 1 ( 1 9 8 9 ) 1 3 其中矩形代表的类星体来自b o n o l ie ta 1 ( 1 9 7 9 ) ，十字代表s a5 7 天区的类星体。 最d , z 乘方线性拟合表明光变幅和红移之间存在正相关，相关系数p = o 。2 5 。另 外，他们发现光变幅和光度之间的相关性不明显。 c i m a t t ie ta 1 ( 1 9 9 s ) 分析了光交选取的包含4 5 个类星体的一个较暗的样本 时间跨度为两年的观测资料。利用结构函数的方法，他们发现样本中有超过一半 的光变比例。在考虑相同的观测时间间隔对应不同的本征时间间隔后，光变幅和 类星体本征参量如绝对光度、红移和色指数等之间，没有明显的相关性。这可能 源于样本相对较小。 t r e v e s ee ta 1 ( 1 9 9 4 ) 研究了s a5 7 天区包含3 5 个类星体的样本时间跨度为 1 5 年具有1 1 个观测历元的监测资料。利用结构函数和自相关函数的分析方法， 他们得到了光变幅和光度的反相关，光变幅和红移的正相关以及光变时间尺度和 光度的反相关。由于样本观测历元多，测光误差小，光度低，因而结果较可靠。 c r i s t i a n ie ta 1 ( 1 9 9 6 ) 研究了s a9 4 天区光学选取的包含1 8 0 个类星体的样本 在b 波段的长期监测资料，并且结合s a5 7 天区和s g p 天区的两个类星体样本， 利用结构函数的方法，讨论了由三个天区组成的包含4 8 6 个类星体的大样本的光 变性质。该样本涉及更大的光度和红移空间。f i g u r e2 6 是c r i s t i a n ie ta 1 ( 19 9 6 ) 得到的结构函数。其中，上图是静止坐标系中三个天区的光变类星体和控制天体 的结构函数。下图是全部光变类星体的结构函数。通过对结构函数的分析，他们 得到类星体在静止坐标系的光变时标是5 5 年。另外，他们还发现光变幅和光度 之间有较明显的反相关，而光变幅和红移之间有较明显的正相关。 。 c r i s t i a n ie ta 1 ( 19 9 7 ) 研究了s a9 4 天区光学选取的包含1 4 9 个类星体的样本 在r 波段的长期监测资料。f i g u r e2 7 是样本中的类星体在b 、r 两个波段结构 函数的比较( 结合c r i s t i a n ie ta 1 ( 1 9 9 6 ) 得到的这些类星体在b 波段的观测资料) 。 从图中可以看出r 波段的光变幅比b 波段的小。在相关性分析中，他们发现r 波段得到的光变幅和光度的反相关与b 波段的情况类似。在消除星等和红移的 相关性后，光变幅和红移正相关。 g i v e o ne ta 1 ( 1 9 9 9 ) 研究了p a l o m a r - g r e e n 样本中的4 2 个类星体在b 、r 波 段时间跨度为7 年，典型观测时间间隔为4 0 天的测光资料，发现样本中所有的 类星体都表现出一定的光变。利用自相关函数的分析方法，他们得到了光交参数 和类星体物理参量之间的一些相关性，如光变幅和光度反相关，光交幅和红移反 相关，光变时标和光度正相关等。虽然样本的测光误差很小，但以上的这些相关 性都比较弱。 1 4 l ： - l 羔圣 壬 兰薹鼍毛 i i _ ， i i l - l 【 i l 一- ，熏l ， - ) 己，。一r e s t 罗r ：a 鹾昱饿塞( y e a 魁 f i g u r e2 6 u p p e rp a n e l ：s t r u c t u r ef u n c t i o nf o rt h eq s os a m p l e ss a9 4 ( f i l l e dc i r c l e s ) ，s g p ( c r o s s e s ) ，s a5 7 ( o p e n s q u a r e s ) a n dt h ec o n t r o ls a m p l e ( o p e nc i r c l e s ) l o w e rp a n e l ：g l o b a ls t r u c t u r ef u n c t i o no b t a i l l c df r o mt h et h r e eq s o s a m p l e s r e s tf r a m et i m e ( y r 认r ) f i g u r e2 7 ，s t r u c 缸t r ef a n v t i o nf o rq s o si nt h erb a n da n d 证t h ebb a n d 1 5 p d 暑v zo；q乏呈饕瞄8塞k敬 g i v e o ne ta 1 ( 1 9 9 9 ) 还总结了以往对一些类星体样本光变研究的主要结果， 见t a b l e2 1 。表中的各栏分别给出了研究者、样本、能谱区域、天体数、时间跨 度、观测历元以及光变幅与光度、光变幅与红移、光变时标与光度之间的相关性。 t a b l e2 1 s u m m a r yo fp r e v i o u ss t u d i e so fq u a s a rv a r i a b i l i t y v a r i a b i l i t ya m p l i t u d e 仃a n d v a r i a b i l i t yt i m e s c a l efw e r ed e f i n e di nd i f f e r e n tw a y sb yt h ev a r i o u sa u t h o r s p o s i t i v ec o r r e l a t i o n s a g em a r k e dw i t l l ”+ ”a n da n t i c