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活动星系核窄铁K发射线和类星体吸收线系统中类银河系尘埃

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第1章绪论

第2章AGN窄铁Kα发射线的Baldwin效应

第3章利用AGN窄铁Kα发射线测量其中心黑洞质量

第4章探测高红移Mg Ⅱ 类星体吸收线系统中的2175-(A)尘埃消光特征

第5章2175-(A)类星体吸收线系统中的尘埃耗散

第6章总结和后续工作

第7章在读期间的其他工作简介

参考文献

致谢

在读期间发表的学术论文与取得的研究成果

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摘要

本论文主要介绍我们关于活动星系核（AGN）的两个方面研究工作。AGN是我们已知宇宙中最明亮的天体。根据AGN的统一模型，其强烈的辐射是来源于环绕中心超大质量黑洞的气体吸积盘。AGN 给我们提供了独特的工具去研究强引力场下的物理现象。AGN的超强辐射可以在宇宙中传播非常遥远的距离。
　　 明亮的高红移AGN 通常被称作类星体（QSO 或者quasar）。QSO是高红移宇宙中能被观测到的天体中最为丰富的一类源。在高红移QSO到地球的路径上存在着很多不能被直接观测到的暗淡的星系。如果它们这好在QSO的视线方向上，背景QSO的光谱上会产生一些和这些星系相关的吸收特征。因此，高红移QSO光谱使得我们可以探测和研究某些位于中间的暗淡星系。
　　 AGN的发射光谱覆盖了从γ射线到射电波段这样很宽的波长范围。我们主要是研究AGN的X射线波段的窄铁Kα发射线。在第2章中，我们研究了AGN中窄铁Kα线的Baldwin 效应。在AGN的X射线波段光谱上，大部分AGN 在～6.4 keV的地方都能探测到窄铁Kα发射线。它来源于远离吸积盘的冷物质受硬X射线照射产生的荧光辐射。利用XMM-Newton 望远镜，Page等人在2004年发现窄铁Kα发射线的等值宽度（EW）随着AGN 光度的增加而减小（EW∝L-0:17±0:08）。这个现象可能表明铁Kα线的发射来源物质（可能是尘埃环）的覆盖因子是随光度的增加而减小的。我们在Chandra HETG的存档数据中找到了34个1 型AGN，把它们和文献中查找的XMM的数据结合起来组成了一个容量为101个1 型AGN的较大样本。利用这个样本，我们发现了和他们报道类似的Baldwin 效应（EW∝L-0:2015±0:0426）。但是，我们注意到这个反相关关系主要是由射电噪的AGN 贡献的，而射电噪源的X射线光谱很可能被其相对论性喷流污染。剔除这些射电噪源后，我们发现上面的反相关关系变弱（EW∝L-0:1019±0:0524）。我们的蒙特卡洛模拟结果显示这个较弱的反相关关系极有可能是AGN的X射线连续谱的较短时标光变引起的。在第3章中，我们做了另一个相关工作。利用窄铁Kα线测量超大质量黑洞的质量。我们用AGN的V和K波段的光变时延与窄铁线线宽的维里乘积计算了10个1 型AGN的中心黑洞质量。比较这些质量和利用其他方法测量的黑洞的质量，我们发现窄铁Kα线的观测线宽比从利用红外光变时延在尘埃环运动速度是各向同性的假设下计算的理论线宽平均大了2.6+0.9-0.4倍。我们提出尘埃环的厚盘模型可能能够解释观测到的更大线宽。另一种可能性是窄线受到了来自宽线区或吸积盘外围辐射的较宽铁Kα线污染。还有可能是窄铁线起源于接近蒸发半径的尘埃环最内区，而红外辐射是来至于靠外的区域。利用我们新方法测量的黑洞质量和其它方法测量的结果在统计上没有显著相关性。我们认为这很有可能是因为现在的样本太小而同时对窄铁Kα发射线线宽的测量误差太大导致的。下一代的X射线望远镜有可能确定窄铁线的起源和证实这种新的测量黑洞质量方法的可靠性。
　　 本论文的第二部分是研究类星体吸收线系统（QAL）的尘埃消光。我们感兴趣的是寻找QAL中很少见的类银河系尘埃消光特征。我们开发了一套高效方法来探测斯隆数字巡天（SDSS）数据中高红移Mg Ⅱ QAL 光谱上的银河系2175-(A)尘埃消光特征。在第4章中，我们报道39个在SDSS DR3 光谱中找到的和红移z～1–1.8的强Mg Ⅱ吸收线关联的2175-(A)吸收坑候选体。这些特殊的Mg Ⅱ QAL是从2,951个等值宽度Wrλ2796>1.0，红移位于1:0＜z＜1:86的强Mg Ⅱ QAL中选取的。而这些QAL是在Prochter等人2006年构建的一个包含7,421个强Mg Ⅱ QAL 样本中通过限定红移范围选取的。限定红移范围是要求可能的2175-(A)消光特征能够完整地被SDSS 光谱波长范围所覆盖。同时我们也限定背景类星体的发射线红移上限为z=2.1，这样可以避免Lyα森林吸收线对2175-(A)吸收坑的测量的影响。我们应用FM90（Fitzpatrick & Massa 1990）
　　 参数化模型来描述具有2175-(A)吸收特征的Mg Ⅱ QAL 候选体在其静止参考系下的光学和紫外消光曲线。而后我们利用自己开发的模拟手段去计算候选体的2175-(A)吸收坑的统计置信度。最后我们认定了12个置信度超过5σ的高置信候选体，10个置信度超过4σ的中等置信候选体和17个置信度超过超过3σ的低置信候选体。大多数候选体中的吸收坑都和在大麦哲伦云星系（LMC）中LMC2区域观测到的相对较弱的2175-(A)吸收坑类似，而不是像在银河系（MW）中观测到的强吸收坑。这个样本极大程度地提高了在SDSS 光谱上认证的2175-(A)吸收特征的数目。对候选体的后续观测将有助于我们排除一些可能的虚假探测和揭示2175-(A)QAL的物理和化学本质。在第5章，我们研究了关于两个红移约为z～1:4的2175-(A)QAL的后续光谱观测结果。我们测量了这两个QAL的金属吸收线的柱密度和尘埃耗散效应。其中，柱密度是利用表面光深方法测量它们的Keck/ESI 光谱上的低电离吸收线得到的。我们发现它们的尘埃耗散强度和MW中冷气体云中的测量结果几乎一样。它们的尘埃耗散[Fe/Zn]≈-1.5和[Si/Zn]<-0.67也属于已知QAL中最大的一类。Noterdaeme等人(2009)对另一个红移z=1.64的2175-(A)QAL也做过类似的光谱观测。这个2175-(A)QAL的尘埃耗散和我们测量的两个2175-(A)QAL的结果接近([Fe/Zn]=-1.47and[Si/Zn]=-1.07)。同时Noterdaeme等人还在VLT/UVES的光谱上探测到了来源于2175-(A)QAL的CI和CO吸收线。我们总结认为严重的尘埃耗散(它是MW中致密冷气体的特征之一)是产生显著的2175-(A)尘埃消光特征必要条件之一。

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