类星体团演化的证据

本文讨论了类星体成团随红移的变化。利用Hewitt-Burbidge类星体星表和寻找类星体对的统计方法,分析结果表明类星体成团主要是由于小红移类星体的贡献,大红移类星体没有成团分布的证据。进一步分析表明不同红移类星体在成团分布上的区别并不是由于样品的绝对光度不同而引起的选择效应,而是反映了类星体团随宇宙时间变化的演化效应。     

类星体候选者二维分布的分析

本文采用了两点相关函数方法,团分析方法(渗流方法)重度函数方法对两个类星体候选者样品进行了类星体成团性的分析。发现与Monte-Carlo无规抽样的平均结果无非常明显的差别,但显示出有尺度为100Mpc的极弱成团性。     

类星体光度函数

对前人在类星体光度函数研究中的工作作了详细的介绍,在前人工作的基础上,提出两个新的研究方法和一个新的统计方法。第一为分类研究法。针类星体分作若干子类,每一子类的光度演化形式可以通过相关分析求出,而数密度则可由简单计数求得。第二为平均星等法,定义平均星等Ｍ。研究表明,对于纯密度演化模型,Ｍ与红移ｚ无关;而对于纯光度演化模型,Ｍ与光度演化形式（Ｍｚ＝Ｍ）成线性关系,提出的新统计方法是ｎ／ｎｍａｘ检验法     

类星体的光度演化函数Ⅰ：包括Z＞2．2大红移范围的统计演化函数

本文对前人的类星体光学演化函数进行改进，使其适用于更大的红移范围，可达Ｚ＝３以上。其物理考虑是：一方面包括核心黑洞质量和吸积率变化而引起光度演化；另一方面在高红移时类星体诞生所引起的密度演化，并且这种演化率与光度有关。这种型式更利于与类星体演化的动力学模型相衔接。新的演化函数通过三种检验来决定，即（１）类星体直到ｍ＝２２ｍ．０的星等计数，（２）以ΔＺ＝０．１为间隔的红移分布，（３）Ｚ＞２的类星体的星等计数。在适当的光学演化参数和诞生参数下，我们的演化函数与上述三项观测对比相当好，理论预言在观测误差之内。特别要强调的是改善了其它演化函数理论预言在Ｚ＞２普遍过剩的行为，因此这个演化函数可作为类星体演化动力学模型的依据之一。     

类星体的光度演化函数I：包括Z〉2.2大红移范围的统计演化函数

本文对前人的类星体光学演化函数进行改进，使其适用于更大的红移范围，可达Ｚ＝３以上。其物理考虑是：一方面包括核心黑洞质量和吸积率变化而引起光度演化；另一方面在高红移时类星体诞生所引起的密度演化，并且这种演化率与光度有关。这种型式更利于与类星体演化的动力学模型相衔接。新的演化函数通过三种检验来决定，即（１）类星体直到ｍ＝２２＾ｍ．０的星等计数，（２）以ΔＺ＝０．１为间隔的红移分布，（３）Ｚ〉２的类星体     

不同类型Abell团与类星体的成协

本文采用覆盖全天区的ＨＢ类星体表和ＡＣＯ星系团表为样本，对不同类型的Ａｂｅｌ星系团进行分类研究，发现不同类型的星系团与类星体的成协有不同的特性．两样品的ＫＳ检验证实与Ａｂｅｌ成协（或反成协）的类星体与全部类星体不是出自同一母体，说明这种成协（或反成协）是真实的，不是由投影效应引起的．进一步的计算得到，Ｄ４的Ａｂｅｌ团对其周围成协类星体的密度增强因子ｑ＝１．０８９，Ｒ２的Ａｂｅｌ团对其周围的类星体的吸收星等ＡＢ＝０．０９．     

类星体和Abell星系团的角相关函数

本文采用目前样品数最大的Hewitt Burbidge类星体总表与覆盖全天区的Abell星系团表 (即ACO表 )研究了类星体与星系团分布的成协问题 .利用交叉相关函数方法 ,发现在角距离θ >3°范围内类星体与Abell团呈反相关现象 .这种反相关主要是由光学选类星体产生的 ,射电选类星体的分布与Abell团基本无关 ,这一事实支持了星系团中尘埃的吸收效应的解释 .在θ <3°范围反而无明显的反相关性 ,说明类星体与星系团存在着成协的倾向 .进一步分析表明类星体与星系团的相关性与红移无关 ,这不利于引力透镜效应的解释     

类星体的成线排列

以Savage-Bolton的两个5°×5°天区的光学类星体巡天为样品,本文系统地分析了成线排列的类星体数目,并与由Monte Carlo方法产生的随机样品进行了比较。统计结果表明,类星体成线排列现象至少在这组样品中不明显。     

跟类星体红移宇宙学解释相符合的证据

分析类星体吸收线红移和发射线红移的特征。我们从Hewitt和Burbidge ( 1 993 )的星表中选择了吸收线红移和发射线红移都同时提供的类星体 ,得到了包含 4 0 1个对象的样本。这是至今对类星体红移研究的最大样本。我们从吸收线红移和发射线红移之间的关系图发现绝大多数 ( 93 .6% )对象的吸收线红移都小于相应的发射线红移。这个结论人们在 2 0世纪 70年代已经从很小的类星体样本 (样本大小 50左右 )中得到。本文进一步支持了这个结论。它表明类星体红移确实是距离的指示器。这跟宇宙学对类星体红移的解释是一致的     

跟类星体红移宇宙学解释相符合的证据

分析类星体吸收线红移和发射线红移的特征。我们从Hewitt和Burbidge（1993）的星表中选择了吸收线红称和发射线红移都同时提供的类星体，得到了包含401个对象的样本。这是至今对类星体红移研究的最大样本。我们从吸收线红移和发射线红移之间的关系图发现绝大多数（93．6％）对象的吸收线红移都小于相应的发射线红移。这个结论人们在20世纪70年代已经从很小的类星体样本（样本大小50左右）中得到。本文进一步支持了这个结论。它表明类星体红移确实是距离的指示器。这跟宇宙学对类星体红移的解释是一致的。     

类星体吸收线

类星体光谱中有大量的吸收线,它们或者生于与类星体本身有联系的气体云,或者产生于类星体和观测者的吸收系统。因此,类星体吸收线是强有力的宇宙探针。对类星体吸收线的研究将不助于我们了解星系的形成和演化。本文介绍了类星体吸收线的性质并评述了近年来一吸收研究的最新进展。     

类星体形成的半解析模型

以Kang等的星系形成的半解析模型为基础,研究星系和中心大质量黑洞的共同形成和演化.假设类星体的活动性由星系并合引起,通过引入黑洞吸积率,确定了红移区间0z4.5的类星体的热光度函数,并分别从爱丁顿比率、黑洞质量函数和两点相关函数3个方面对模型进行限制,模型预言的光度函数能在整个红移、整个光度范围内与观测相符合.结果显示,常数爱丁顿比率不能很好地描述黑洞吸积,爱丁顿比率需要在一定红移范围内随红移增加;星系主并合是触发类星体活动性的有效机制,而次并合只对低光度和中等光度的类星体有影响,对高光度类星体影响很小;在z=1.0处,极高光度的类星休比其他类星体具有更强的成团性.     

赖曼α线丛的演化

本文利用类星体的高分辨率光谱资料研究赖曼α线丛的演化，结果表明，演化是明显的，演化指数近似为２，且与等值宽度没有明显的关系，另外，演化指数可能随红移而变化。     

光学选类星体样本的光变

本文报导光学选类星体样本的光变研究结果。利用ＣＣＤ 测光资料,本文研究中等亮类星体样本的长期光变行为。结果表明,大约４０ ％ 的光学选类星体在１８ 年的研究期间内有光变;变光类星体的光变同光度负相关,即愈亮的类星体的光变愈小;光变同红移也可能存在负相关。     

射电类星体的演化与宇宙学红移

收集了142个射电类星体(28个射电宁静类星体、114个射电噪类星体)、43个核占优型射电类星体、82个瓣占优型射电类星体和80个Seyfert星系的样本,基于Logistic非线性回归分析的方法对红移和热光度、黑洞质量、5 GHz射电光度、爱丁顿吸积率、核主导参数R的关系进行研究,拟合出相应的演化曲线,得到如下结论:(1)射电类星体的演化是从射电噪类星体(RLQ)演化到射电宁静类星体(RQQ),当演化到一定阶段射电类星体过渡到Seyfert星系;(2)核占优型射电类星体(CDQ)和瓣占优型射电类星体(LDQ)之间并没有明显的随红移演化.     

类星体的光度函数

主要讨论了光学选类星体的光度函数有其演化的达几年中的进展，目前在小红移范围已取得比较一致的结论，对ｚ〉２．２，由于类星样品的限制，对类星体光度函数的演化还存在着很大的分岐，在文中还比较了类星体光学，射电，Ｘ射线的光度函数的性质。     

类星体光度函数

对前人在类星体光度函数研究中的工作作了详细的介绍。在前人工作的基础上,提出两个新的研究方法和一个新的统计方法。第一为分类研究法。将类星体分作若干子类,每一子类的光度演化形式可以通过相关分析求出,而数密度则可由简单计数求得。第二为平均星等法,定义平均星等Ｍ。研究表明,对于纯密度演化模型,Ｍ与红移ｚ无关;而对于纯光度演化模型,Ｍ与光度演化形式（Ｍｚ－Ｍ）成线性关系。提出的新的统计方法为ｎ／ｎｍａｘ检验法,它是传统的Ｖ／Ｖｍａｘ和Ｖ′／Ｖ′ｍａｘ检验法的推广。与传统方法不同,它能适用于任何光度函数模型。若所采用的光度函数正确,则样品的ｎ／ｎｍａｘ值应均匀分布于数域［０,１］