活動星系核光譜與測光反響映射比較

張安琪

【摘 要】反響映射是測量活動星系核寬發射線區半徑和中心黑洞質量的重要途徑，本文利用測光反響映射方法，用窄帶測光探測活動星系核的寬發射線，寬帶測光探測連續譜。為了和光譜反響映射方法比較來驗證測光反響映射的可行性，本文通過光譜卷積的方式得到模擬測光數據，再利用已有的JAVELIN 算法進行測光反響映射研究。本文使用的樣本為研究尚未充分的黑洞質量為10^6—10^7M⊙的近鄰活動星系核。結果顯示利用[OⅢ]濾光片觀測紅移后的Hβ發射線的結果與光譜結果相比略微偏小，這是因為[OⅢ]濾光片觀測得到的光度中仍包含了連續譜的成分，但是用[SⅡ]濾光片觀測紅移后的Hα發射線時得到的結果不佳。改變濾光片帶寬后發現時間延遲隨著帶寬的增加而減小，因為帶寬增加造成連續譜的成分增加。除此之外，研究結果還顯示隨著帶寬的減小時間延遲的結果越來越不可信，因為當帶寬過小時，發射線中寬發射線成分所占比例減小，而窄線所占比例成分會增加。這些結果有望為今后進行的測光反響映射觀測研究提供有價值的參考。

【關鍵詞】活動星系核；反響映射；JAVELIN；濾光片；帶寬

中圖分類號： P152 文獻標識碼： A 文章編號： 2095-2457（2018）36-0270-004

DOI：10.19694/j.cnki.issn2095-2457.2018.36.116

1 活動星系核概述

1.1 活動星系核簡介

活動星系核一般是指內部發生劇烈活動的星系致密核區。活動星系核在光學波段的亮度集中在一個半徑0.1pc的球體范圍內，與普通恒星十分相似，因此又被稱作為類星體。活動星系核的光度一般介于10^42-10^48erg/s間。盡管其外觀在地球上觀測與恒星相似，但類星體具有強烈的發射線。這些發射線通常來自于活動星系核內部的原子和離子。由于黑洞不斷向外進行輻射，使得這些粒子在受到輻射后被激發，低能級電子躍遷至高能級，進而再發生退激發，電子再由高能級躍遷至低能級，同時向外輻射，產生強烈的發射線（Zeldovich & Novikov，1964[1]）。大部分類星體的光變幅度較弱，幅度在0.3-0.5星等，變化周期為數月，但也存在一些活動星系核變化周期能達到日的量級（Matthews & Sandage， 1963[2]）。活動星系核的輻射為非熱輻射，即射電、X射線、γ射線波段的輻射。它的非熱輻射一般都在很寬的波長范圍內。

1.2 活動星系核的類別

活動星系核由于其被觀測時觀測到的不同特征而大致分為五類，分別是低電離核發射線區星系（Heckman， T.M.1980[4]），賽佛特星系，射電寧靜類星體，射電噪類星體，耀變體。低電離核發射線區星系只有非常弱的核發射區域，除此之外沒有其他發射區，是活動星系核中光度最低的一類。賽佛特星系在光學波段有連續譜、窄發射線，偶爾會有寬發射線和強的X射線，有些賽佛特星系還會有較弱的射電噴流。射電寧靜類星體被認為是光度更高的賽佛特星系，它們的核光度要遠高于宿主星系。射電噪類星體與射電寧靜類星體十分相似，但射電噪類星體具有來自于噴流的射電輻射。耀變體主要特征是具有快速的光變。

1.3 活動星系核的組成結構

活動星系核一般由吸積盤、寬線區、塵埃環、窄線區、噴流五個部分組成（Antonucci， 1993[5]）。吸積盤是由彌散物質組成的、圍繞中心體轉動的結構，在宇宙中十分常見。寬線區和窄線區都由許多粒子云組成，但寬線區要比窄線區更靠近黑洞，其轉動的線速度更大，因此在轉動過程中發射線會發生輕微的紅移或藍移，進而使連續譜上接收到的寬線區射線波長范圍要比窄線區射線寬。塵埃環是圍繞在黑洞外側的環形結構，由星際塵埃組成。噴流是部分活動星系核具有的結構，一般由核心沿兩極方向向外噴射。圖1顯示了活動星系核的物理模型。

2 反響映射概述

2.1 基本原理

由于活動星系核內部核的光度遠遠超過宿主星系的光度，我們一般很難通過相對簡單的星系動力學方法測出其黑洞的質量，因此，人們常常用反響映射來估算黑洞的質量。由于活動星系核的核心也是黑洞，因此這種方法對求活動星系核質量也適用。活動星系核的發射線源于寬發射線區和窄發射線區，是由黑洞輻射激發再退激發后而產生的，因此，黑洞輻射所產生的連續譜與發射線的光變的時間差是光從黑洞到外邊界所需要的時間τ，即：

RBLR=cτ

借助寬線區粒子云間的維里運動，并通過黑洞與寬線區輻射的延遲，用此延遲乘以光速求出其半徑，再利用維里運動的的公式：

2.2 測光與光譜反響映射

反響映射一般分為兩種，分別是測光反響映射和光譜反向映射。測光反響映射通過寬帶測光對連續譜的光變進行觀測，通過窄帶測光對發射線的光變進行觀測，每隔一段時間記錄一次數據，并利用這些點分別擬合出二者的光變曲線，最后使用JAVELIN求出這兩條光變曲線之間的延遲，帶入公式中即可計算出黑洞的質量。測光反響映射具有易于操作，易于獲取數據的特點，但由于在窄帶測光中含有了連續譜的成分，使得其本身并不能完全被看作發射線，因而存在一定的誤差。光譜反響映射通過對目標光譜進行的長時間觀測，得到在不同時刻的光譜數據，通過積分的方式分別得到發射線波段和連續光譜的光變數據，再通過擬合的方式扣除發射線數據中包含的連續光譜部分，并擬合出二者的光變曲線，最后同樣是使用JAVELIN求出二者之間的延遲，進而求出黑洞的質量。

3 研究過程

3.1 研究目的

雖然和測光反響映射相比，光譜反響映射更加精確，并能減少連續譜成分對結果的影響，但是觀測起來費時費力，且數據不易獲得。正因為測光反響映射和光譜反響映射存在這些區別，使得我們想要親自操作并計算一系列的數據，深入了解并體會二者的區別。

3.2 觀測源基本情況

目前大部分反響映射的研究基于107—109M⊙的黑洞，由于低質量黑洞光度較低，限制了反響映射的計算，但是106—107M⊙的黑洞是近鄰黑洞的的主要組成部分，精確的計算其質量有著十分重要的意義。本文使用的活動星系核源來自美國的LAMP（Lick AGN Monitoring Project）數據， 這些源中的一部分在Benz的文章中做過光譜反響映射的計算（Bentz et al. 2009[3]），其中SBS1116+538A的基本情況如表1所示。

3.3 數據處理

本文希望利用光譜觀測數據模擬出測光數據，并以其計算反響映射與光譜反響映射相比較。為了模擬測光數據，需要選擇相應的濾光片及其透射系數。本文選取了v波段來代替連續譜，[OⅢ]濾光片來代替Hβ發射線，這些濾光片的透射系數已知，圖2顯示了v波段和[OⅢ]濾光片的透射系數曲線。

在利用光譜數據模擬測光數據時，首先需要將光譜與透射系數相乘，計算出在通過濾光片的流量，然后將流量按照流量積分，可以得到透過濾光片的總的輻射強度，用公式表達為：

3.4 JAVELIN算法概述

JAVELIN算法的全稱是Just Another Vehicle for Estimating Lags in Nuclei（JAVELIN， Zu et al. 2011[7]， 2013[8]， 2016[9]），是用來計算反響映射中發射線和連續譜之間的時間延遲的算法。這個算法假設所有的發射線的光變曲線都是通過連續譜的光變曲線縮放、平滑和移動而來，這是一個公理性的假設。可以通過馬爾科夫蒙特卡洛算法將連續譜的光變曲線擬合成發射線的光變曲線，其中縮放變量為s，平滑變量為w，移動變量為t，t即為發射線光變曲線和連續譜光變曲線的延遲。圖4顯示了擬合得到的上述參數分布。

可以看出時間延遲t有許多峰，但是大多數時間延遲較大的峰來源于數據精度的影響而非物理的時間延遲，對于本文使用的源，時間延遲應當位于0-1附近。

4 時間延遲結果分析

由上述JAVELIN算法可知，其利用馬爾科夫蒙特卡洛方法進行擬合，由于該擬合方法是采用隨機插值的方法，因此每次擬合的結果不完全相同，甚至會出現無法擬合的結果。為了減少一次計算出現的不確定性，利用JAVELIN算法將每個源的v波段光變曲線與[OⅢ]波段光變曲線的時間延遲分布重復計算了10次，并將每次計算得到的時間延遲分布相加總，得到一個多次重復計算的結果，減少隨機誤差帶來的影響。圖5展示了上述源的多次重復計算的結果。

從圖中可以看出，SBS1116+538A的時間延遲分布有明顯的峰值，Bentz的文章中利用光譜反響映射給出了該源的時間延遲，結果如表2所示，其中τpeak為本文的結果，τpeak（Bentz）為Bentz利用光譜反響映射得到的結果。

可以看出僅僅利用[OⅢ]波段和v波段的測光數據就可以得到與經過處理后的光譜數據反響映射結果相近，說明這幾個源的Hβ發射線區和中心黑洞之間的有著明顯的時間延遲，從物理結構上來看Hβ發射線區域位置較為固定，寬發射線區的輻射沒有被塵埃環遮擋，Hβ射線主要來自于寬發射線區，并且宿主星系的光度較小，對于活動星系核的輻射強度的影響較小，所以我們可以觀測到明顯的時間延遲。但是本文的結果較之Bentz的結果偏小，可能的原因是，利用[OⅢ]濾光片觀測發射線得到的光度中也含有連續譜的成分，因此發射線和連續譜之間的差距減小，時間延遲也會變小。

5 總結與討論

本文以LAMP計劃中的SBS1116+538A活動星系核為數據源，將這個源的多次拍攝的光譜與[OⅢ]濾光片和v波段濾光片的透射系數進行卷積得到模擬的測光數據，再利用JAVELIN算法分別計算兩個窄波段濾光片和寬波段濾光片的測光反響映射，得到寬線區和連續譜的時間延遲分布。從[OⅢ]濾光片和v波段濾光變的計算結果中可以看出，直接利用窄帶測光結果和寬帶測光結果得到的時間延遲較之利用光譜處理后的Hβ發射線和連續譜之間的時間延遲要小，這是因為窄帶測光中含有連續譜的成分，造成其光變曲線類似于連續譜的光變曲線，因而時間延遲會減小。

在利用窄帶測光和寬帶測光進行反響映射時，由于窄帶測光中含有連續譜成分，寬帶測光中含有發射線成分，采用適當的方式將這兩種成分去除是反響映射的重點。本文的結果中正是由于窄帶測光中連續譜成分偏高造成了時間延遲結果的偏低，之后研究工作中的重點應當傾向于如何去除窄帶中的連續譜成分。本文傾向于利用一個光譜數據擬合出連續譜的形狀和發射線的形狀，并通過積分計算出對應在窄帶中的連續譜輻射強度和發射線輻射強度，計算其比例，以該比例為基準扣除多次窄帶測光數據中的連續譜成分，在進行反響映射的計算，這雖然仍有較大誤差，但是對于較之完全利用測光數據或許會有更好的結果。

【參考文獻】

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