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当具有各向同性速度分布的相对论电子穿过稠密气体区,或者轰击稠密气体区的表面时,切仑科夫效应将会产生一种特殊的原子或离子发射线,称做切仑科夫线状发射.这一预言在光学波段已由实验室的实验所证实.把线状发射理论推广到X射线波段,给出计算切仑科夫铁Kα和Kβ发射线的强度比和本征红移比的基本公式,列出了不同价次铁线的强度比和本征红移比.这一计算结果在活动星系核中有可能找到潜在的应用.最近观测发现源NGC3783,除存在着6.4 keV的铁Kα发射线,还存在着很强的7.0 keV的铁Kβ发射线,且两者等值宽度之比为EW_(Kα)/EW_(Kβ)≈3.43,这很难用传统的"光电吸收-莹光机制"来解释.切仑科夫线状发射机制可为解决这一困惑提供一条新途径.此外,期待切仑科夫铁Kα和Kβ线的本征红移比也会在以后的观测中能得到检验.假如切仑科夫线状辐射的设想得到观测的进一步支持,则对中央大质量黑洞周围物理环境的传统认识将有大的修改-活动更加剧烈,而且更加高能,其中气体也更加稠密. 相似文献
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类星体与赛弗特Ⅰ型星系中观测到很陡的巴尔末减缩,与传统的理论预言相矛盾．这是一个长期没有解决的困惑．如果活动星系核的宽的氢线是产生于“Cerenkov线状辐射”机制,这一难题就可解决．搜集了过去已发表的近百个有巴尔末减缩观测结果的类星体与赛弗特星系源,并采用“Cerenkov线状辐射”这一新型辐射机制的线强比公式完成了对观测的巴尔末减缩的理论计算．理论与观测符合很好,这是活动星系核宽的氢发射线主要起源于“Cerenkov线状辐射”机制的一个重要证据．如果这一结论最终获得肯定,将大大改变人们对活动星系核物理的认识． 相似文献
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基于K近邻方法的窄线与宽线活动星系核的自动光谱分类 总被引：1，自引：0，他引：1
对于美国芝加哥大学等6个组织的斯隆数字化巡天观测(SDSS)的一批低红移活动星系核(AGN)光谱数据,针对宽线AGNs和窄线AGNs发射线的不同特征,在静止系的光谱上截取有效波段范围,采用自动分类的K近邻方法,对其进行分类．宽线和窄线AGNs光谱的主要区别在于Hβ、[OⅢ]、Ha和[NⅡ]等发射线的幅度和半高全宽(FWHM)的大小,所以截取这些发射线所在的波段进行单独或组合的分类实验,实验证明,单独采用以Hα和[NⅡ]发射线为主的波段,分类效果最好,且对于训练样本数和测试样本数分别为1000和3313条的AGNs光谱的单次分类速度可达32．89秒．在充分利用光谱的典型特征的情况下,自动分类方法也可有效地应用于活动星系核的分类,为传统的通过计算发射线的FWHM值或发射线强比对大型光谱巡天所产生的庞大数据库进行分类提供了一种快速直接的分类方法． 相似文献
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本文简要介绍了在活动星系核 (Seyfert星系 )统一模型研究领域的研究结果。最近的研究结果表明Seyfert1和 2型星系的差别不仅仅是视线方向上的不同 ,星系的环境、演化、星系核的活动等在活动星系核的统一模型中都起着非常重要的作用。最新的观测和理论研究发现Seyfert 2型星系中宽线区存在和星系核的活动密切相关。在一些核活动较低的Seyfert 2型星系中 ,宽线区很可能不存在 ,即可能存在所谓的“真正”的Seyfert 2型星系。 相似文献
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活动星系核中的铁K线辐射可由X射线照射的冷物质 ,热等离子体产生 ,它提供了活动星系核从非常核心到核周围的物质分布 ,物理状态 ,以及中心黑洞强引力场的重要诊断手段。本文我们评述活动星系核中铁K线形成的物理和最近的观测进展 相似文献
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利用从斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,简称SDSS)第4次释放的光谱数据中选取的10~5个发射线星系样本,研究了[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系尘埃消光、气体电离态和金属丰度的关系.发现尘埃消光改正对[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比影响显著,消光改正前、后的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比的中值分别为0.48和0.89;尘埃消光改正后,F([O_Ⅱ]λ3727)-F(Hα)的弥散显著减小.贫金属星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比随星系气体的电离度增高而减小,而富金属星系不存在这种关系.另外,[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系金属丰度相关.当12+lg(O/H)8.5时,星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比随金属丰度增加而下降;12+lg(O/H)8.5的星系,谱线流量比与金属丰度正相关.最后,利用气体电离度参数和星系的金属丰度,给出了计算不同类型星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比的公式.LAMOST望远镜将观测到大量红移z0.4的星系光谱,利用该公式可以给出星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比,从而可以利用[O_Ⅱ]λ3727谱线流量计算z0.4星系的恒星形成率. 相似文献
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利用赫歇尔空间望远镜的H-ATLAS(Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey)SDP(Science Demonstration Phase)天区从紫外到亚毫米波段数据,结合星族合成方法和尘埃模型,计算了星系的红外总光度.在此基础上,分别针对强恒星形成星系和弱恒星形成星系,研究了利用紫外光度、红外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率(Star Formation Rate,SFR)的差异以及导致差异的内在物理起因.发现对于恒星形成活动强的星系,这3种恒星形成率指针给出的结果基本一致,弥散较小、只是在高恒星形成率端,利用紫外光度算得的恒星形成率比利用Hα谱线流量算得的恒星形成率略微偏小;而在低恒星形成率端,紫外光度指针偏大于Hα谱线指针;红外光度指针与Hα谱线指针在两端无明显偏差.对弱恒星形成星系,紫外光度、Hα谱线和红外光度3种恒星形成率指针存在明显的差异,且弥散较大.利用紫外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率的弥散和系统偏差随着星系年龄、质量的增加而增大.系统偏差增大的主要原因是利用紫外连续谱斜率β定标恒星形成活动较弱星系的消光时,高估了这些星系的紫外消光,使得消光改正后的紫外光度偏大.另外,MPA/JHU(Max Planck Institute for Astrophysics/Johns Hopkins University)数据库中弱恒星形成星系的恒星形成率SFR(Hα)比真实值偏低. 相似文献
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介绍了近年来河外Ｈ２Ｏ超脉泽的主要观测结果。Ｈ２Ｏ超脉泽通常起源于活动星系核中央的拱核盘。它们主要寄生在 Ｓｅｒｆｅｒｔ ２星系或低电离核区。至今为止，已有２０个星系探测到Ｈ２Ｏ超脉泽。脉泽辐射的各向同性光度为１０～６０００Ｌ⊙。所有超脉泽星系显示出核的活动，显然，脉泽是由核活动所产生的射电和Ｘ射线光子或激波来抽运的。Ｈ２Ｏ超脉泽倾向存在于高倾斜度的星系，这使得沿视线上的分子柱密度增高，产生足够大的放大光深。最有可能产生Ｈ２Ｏ超脉泽辐射的星系应有一个包含着射电源的侧向的分子盘以及一个适当的抽运机制。 相似文献
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水超脉泽辐射( 各向同性光度超过 10 个太阳光度) 通常在星系中心最内部的核区( 小于几个秒差距) 被发现,因而活动星系核被认为是其唯一的能量源。同其它没有检测到水脉泽辐射的活动星系核相比,水脉泽寄主活动星系核可能隐含着某种或某些特殊性质。基于此我们调研了已经公开发表的所有水脉泽源的 X 射线观测情况,得到了一个有 X 射线观测研究结果的子样本( 39 个源) 。由它们的 X 射线光度以及估算的黑洞质量,导出了它们的无量纲吸积率( logL2-10keV /LEdd,其中 L2-10keV和 LEdd分别是 2 - 10keV 的固有光度和爱丁顿光度) ; 与距离范围相当的、没有检测到水脉泽的活动星系核样本相比,发现脉泽寄主活动星系核有较高的吸积率。进一步分析比较这两个活动星系核样本的质量吸积率,也发现类似的趋势。此外,为了探索吸积率和水脉泽辐射间可能的内在联系,我们对它们的脉泽光度和吸积率进行了统计分析,然而结果显示二者之间没有明显的相关性。 相似文献
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本文收集了射电源表１Ｊｙ,Ｓ４ ,Ｓ５ 中的活动星系核的宽发射线数据,发现射电活动星系核的宽发射线与５ＧＨｚ 射电辐射强相关。ＢＬＬａｃ 天体具有较弱的宽发射线辐射,但具有与其它活动星系核类似的统计行为。结果表明射电活动星系核中的喷流与吸积过程存在本质联系。 相似文献
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本文利用宽波段能谱结构讨论了四个PG类星体的红外辐射机制．结果表明，在产生红外连续辐射的可能机制中，非热的、具有幂律特征的辐射和被核光度加热的“核尘埃”的热再辐射是红外辐射的主要来源．对于高光度的活动星系核，它的主星系的红外辐射及恒星形成区的红外辐射是可以忽略的． 相似文献
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星系中心黑洞质量和核球恒星速度弥散度的紧密关系揭示出准确测量恒星速度弥散度对测定星系中心黑洞质量尤为重要.文中提供了一种利用SDSS(Sloan Digital SkySurvey)光谱测定速度弥散度及其不确定性的方法.通过对像素空间包含显著特征吸收线的4个不同谱区的拟合,得到准确测量恒星速度弥散度σ的光谱区域.文中4个拟合波段主要包含的吸收线为CaⅡK,MgⅠb三重线(波长5167.5,5172.7,5183.6(?))和CaT(CaⅡ三重线,波长8498.0,8542.1,8662.1(?)).不同区域结果表明,MgⅠb区由于受到铁族发射线影响,拟合的σ值偏低;CaⅡK线区谱线强度很弱,易受限于最小二乘法搜索算法;CaT+CaⅡK联合区得出的速度弥散度和只计算CaT区域的结果相当.利用该方法,测试了一个红移小于0.05的赛弗特星系样本,发现CaT区是测速度弥散度的最佳谱区. 相似文献
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星暴和活动星系核之间的联系是活动星系研究领域最重要、最活跃的研究课题之一。Seyfert星系由于距离较近、数目较多和相对低的核活动,已成为研究星暴和活动星系核之间联系的理想天体。综述了活动星系核中存在星暴的观测证据和Seyflert2型星系核区星暴活动的最新研究结果,着重讨论了存在两类Seyflert2型星系(一类是被遮挡的Seyfert1型星系,另一类是“真正”的Seyfert2型星系即不存在宽线区的Seyfert2型星系)的可能性．通过比较具有和不具有偏振宽线的Seyflert2型星系在红外、射电、光学和X射线光谱性质的差别,发现具有偏振宽线的Seyfert2型星系在本质上和Seyflert1型星系是同一类天体,差别只在于观测者视线方向的不同;而不具有偏振宽线的Seyfert2型星系是一些星系核活动较弱而星暴活动占主导的天体,这些星系从射电、红外、光学到硬X射线,都具有和星暴星系相似的性质。由于这些星系中核的吸积率将比Seyflert1型星系低近两个量级,因而它们很有可能是一些没有宽发射线区的Seyfert2型星系,即所谓的“真正”Seyflert2型星系。 相似文献
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本文对CfA样本中的属群星系进行了最近邻间距分析,发现在最近邻距离小于20kpc的星系中存在明显的Seyfert核超(即其中Seyfert星系所占比率高出平均值约3倍)。这表明近距星系的存在可能是产生Seyfert核活动的有利环境。 相似文献
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利用星系解构软件GALFIT通过面亮度轮廓拟合对近邻早型旋涡星系M81 (NGC 3031)进行形态学解构,旨在探究M81星系的结构组成并对其进行形态学量化.通过6种解构模式,对M81进行了不同复杂程度的结构分解,其中最复杂的解构模式包含核球、盘、外旋臂、内旋臂、星系核5个子结构.研究结果显示, M81有一个Sérsic指数约为5.0的经典核球,其形态和光度在不同解构模式中均保持稳定; M81星系盘的Sérsic指数约为1.2,但它的形态参数和光度与是否分解内旋臂相关.不同子结构的组合对作为混合体的星系整体的形态有不可忽视的影响.星系解构的结果提供了不同解构模式适用性的建议:其中核球+盘+星系核的三成分解构适用于大样本星系的核-盘研究;而考虑旋臂的复杂解构则适合于对星系子结构的精确测量,如小样本(或个源)研究.基于Spitzer-The Infrared Array Camera (IRAC) 4.5μm的单波段图像的形态学解构研究是后续一系列研究的开始,在此基础上未来将会对M81进行多波段解构,同时研究不同子结构的光谱能量分布和星族性质,并推断M81各子结构的形成历史和演化过程. 相似文献
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介绍了近年来河外H2O超脉泽的主要观测结果。H2O超脉泽通常起源于活动星系核中央的拱核盘。它们主要寄生在Serfert2星系或低电离核区。至今为止，已有20个星系探测到H2O超脉泽。脉泽辐射的各向同性光度为10－6000L。所有超脉泽星系显示出核的活动，显然，脉泽是由核活动所产生的射电和X射线光子或激波来抽运的。H2O超脉泽倾向存在于高倾斜度的星系，这使得沿视线上的分子柱密度增高，产生足够大的放大光深。最有可能产生H2O超脉泽辐射的星系应有一个包含着射电源的侧向的分子盘以及一个适当的抽运机制。 相似文献