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。     

有射电子源结构类星体的统计分析 Ⅰ.视星等红移关系

本文对有射电子源结构类星体的红移、视星等关系进行了统计研究。主要结果如下: 1.最大子源间距D是个重要的参量,可以用它进行“标准烛光”分类。 2.由于红移,视星等及D之间存在着相关系数较高的回归关系,所以,这种类星体的红移可能主要是宇宙学的。 3.红移与距离的关系是r∝z-0.19z~2,在z>1时与哈勃线性关系有明显偏差。 4.对于射电星系,这个红移距离关系所给出的视星等红移关系也比哈勃关系为好。 5.随着子源间距的增大,类星体的光学光度逐渐下降。     

Seyfert星系核大蓝包特征

借助HST高分辨率观测图像所分离的Seyfert星系核的光学光度,以及IUE观测的紫外流量,来推算Seyfert星系核的大蓝包特征谱指数(α)(Fν～ν-α)并进行统计。发现样本的平均谱指数是-0.55,比Sloan数字天空巡天(SDSS)类星体合成谱幂律拟合谱指数(0.46)要小,更接近于经典吸积盘理论所预测的光学—紫外谱指数(-0.3)。尽管谱指数分布仍然较宽,但与星系总辐射所推测的大蓝包谱指数αT相比,大多数天体都有所降低。另外发现,相比Ⅰ型来说,SeyfertⅡ型星系核大蓝包特征谱指数的降低有异常的大,可能与星系盘上紫外辐射在Ⅱ型总辐射中占有相当大的份额有关。     

类星体的X射线辐射 1.光度性质和演化

本文概述了Einstein天文台IPC获得X射线流量和光度的统计结果,对混合样品,即光学选择类星体样品,射电选择类星体样品和X射线选择活动星系核样品,讨论了X射线光度与光学光度、射电光度、射电形态的关系以及它的演化性质。     

活动星系核大蓝包的峰值在1050附近吗?

对中小红移不同光度AGN的大蓝包位置进行了统计检验．主要统计方法是对比软X射线波段谱指数（asx）分布与“直线”连接紫外1050■和软X射线0．5keV的幂指数（αuv-sx）分布．经过平均值统计和K－S检验,表明二者分布是类似的．因此,在1050■至O．5keV中可能是幂律谱,统计预言大蓝包峰值在1050■附近．这个统计结果在软X选低光度AGN样本（WF93）上亦能得到．这表明WF93样品尽管普遍存在软X过剩,大蓝包峰值仍可能在1050■附近．但是,软X射线谱指数。αsx与1050■到0.5keV间“直线”连接的幂指数αuv-sx没有相关性,说明还存在一种不明的、但在远紫外（FUV）和极紫外（EUV）谱中起作用的因素,它既能保证。。αuv-sx与αsx的分布在总体上的一致性,又使二者不具备—一对等的关系．     

光学选类星体的低中能X射线连续谱性质

对光学选类星体在更高精度和更宽波段ＡＳＣＡＳＩＳ探测器观测谱中进行了分析．在所使用的X2拟合统计中,有单幂律、双幂律和有能量截止幂律三种形式．发现在８个源的样本中,其中四个源的０．４－１０ｋｅＶ能谱,具有软Ｘ过剩特征．初步发现,软Ｘ过剩的流量随类星体光度的增加,在相应波段中占总流量的比例逐渐降低．同时也注意到,类星体有无软Ｘ过剩与它的射电性质和光度高低无关．     

射电活动星系核相对论性束流Doppler因子的决定(I)3C273

目前决定射电活动星系核Ｄｏｐｐｌｅｒ因子δ的方法,主要是用均匀球状源模型的同步自康普顿机制（ＳＳＣ）关联射电和Ｘ射线（或光学）波段各一点的流量来定出δ．观测表明,此方法有较大的不足．本文发展了一种新方法,一方面将ＳＳＣ机制推广到非均匀情况,另一方面是用谱拟合代替点计算．我们首次用这种方法对３Ｃ２７３的Ｄｏｐｐｌｅｒ因子进行了推算．计算结果表明,３Ｃ２７３的多普勒因子δ～３１３．在假设喷流中非均匀成分和喷流整体的运动速度相同时,得到相对论性束流运动方向与视向的夹角θ～１５°．根据δ定出源的内禀亮温度约为５０×１０１０Ｋ,缓解了“康普顿灾变”的困难．由于非均匀模型比均匀模型更接近射电活动星系核中心致密子源的真实物理图象,有关参数由３Ｃ２７３的同时性和准同时性多波段观测定出,观测结果对ＳＳＣ机制提供了较好的支持,故理论和观测相符,由此确定的多普勒因子是更可信的．