射电宁静的活动星系核的光变研究进展

孙谋远，黎 婷

(厦门大学物理科学与技术学院，福建 厦门 361005)

现在，天文学家普遍认为每一个典型的大质量星系中心都寄居着至少一个超大质量黑洞[1].这些超大质量黑洞的质量为百万倍到数百亿倍太阳质量，且与寄主星系的物理性质(比如核球质量和恒星速度弥散度等)存在紧致的相关性[2-3].超大质量黑洞可以通过其强大的引力场吞噬周围气体(该过程被称为黑洞吸积过程)[4].在掉入黑洞的过程中，被黑洞吸积的气体会释放其引力能，通过黏滞过程(其物理起源并不是常见的分子黏滞，而很可能与磁旋转不稳定有关[5-6])将引力能转变成为热能，加热气体温度，从而使得这些高温气体产生剧烈的多波段电磁辐射.这类中心超大质量黑洞活跃地吸积气体的物理过程被认为是活动星系核(active galactic nucleus，AGN)的中心能量机制.

通过各种观测手段，天文学家已经发现超过百万个AGN候选体[7].基于AGN的研究，天文学家能够获得多方面的天体物理知识：1)黑洞吸积气体中的磁湍流物理过程(例如，引起黏滞的磁旋转不稳定性)[8-9]；2)黑洞附近强引力效应对广义相对论的检验(例如，利用X-射线光变和光谱观测，或亚毫米波干涉给黑洞成像、测量黑洞自旋以及检验广义相对论)[10]；3)极端物理条件下的原子分子物理过程；4)AGN样本普查和黑洞质量的宇宙学演化[11]；5)黑洞质量和活跃性与星系性质的关系(即黑洞与寄主星系共同演化)[3]；6)黑洞吸积对宇宙大尺度结构形成的反馈物理过程[12].

非周期性的多波段光变(即光度随时间的变化)是AGN的鲜明特征[13]，其涉及的时标从小时、天到年乃至数十年不等，为研究AGN和超大质量黑洞提供了独一无二的视角.这一事实部分是因为超大质量黑洞吸积涉及的空间尺度太小(太阳系尺度)，而这些黑洞离地球的距离又太遥远(即宇宙学距离，超过百万倍秒差距，或3.08×1019km)[14].对于绝大部分AGN，现有的(空间和地面)望远镜无法直接从空间上分辨超大质量黑洞吸积的物理尺度.此外，光在超大质量黑洞的史瓦西半径(即无自旋黑洞的视界面半径)尺度上的传播时标约为103s，这一时标也是光变时标的下限.通过研究AGN的光变曲线，天文学家可以获得黑洞吸积气体的物理尺度等关键信息.事实上，正是Matthews等[15]早年分析了AGN的光变时标，给出了AGN中心引擎的尺度上限.这一上限结合其他观测结果排除了一部分理论模型[16]，确认AGN的中心能源机制是超大质量黑洞吸积气体这一物理过程.

经过约半个世纪的研究，天文学家在利用光变研究AGN的天体物理方面取得了巨大的进展.Uttley等[17]综述了X-射线反响映射的理论、观测和统计方法.Peterson等[18]重点阐述了宽线反响映射研究.Vaughan等[19]详尽地介绍了描述AGN光变的统计学理论和分析手段.这些进展涉及许多方面，无法一一枚举,本文只讨论射电宁静的AGN，挑选其随机光变的数个方面的进展进行介绍和综述.

本文分为以下几个部分：首先讨论光变与反响映射研究，以及黑洞质量和自旋的测量方法；其次讨论光变的一般特性和物理本质；最后对AGN的光变研究进行展望.

1 光变与反响映射

根据黑洞“无毛”定理，稳态黑洞仅由3个参数描述：质量、自旋和电荷.天体物理环境下的黑洞一般不携带电荷，否则由于库仑力的作用，黑洞将迅速从周围环境吸引相反的电荷，使得黑洞自身电荷被中和.测量黑洞质量和自旋是AGN研究的一个极其重要的课题.

AGN光变研究的一个或许最为典型的例子是利用宽发射线的反响映射技术测量黑洞质量[20].由于来自黑洞附近吸积盘的高温气体产生的电离光子照射，围绕超大质量黑洞高速运动的云团将产生宽发射线(即发射线因为云团的高速运动而被多普勒展宽).这些宽发射线的展宽对应的多普勒速度可达数千乃至数万km/s.如果天文学家可以进一步测量宽发射线的辐射区(即宽发射线区)离中心黑洞的距离，并假定宽发射线区云团的动力学由黑洞引力主导，那么天文学家可以利用唯里定理计算黑洞质量(这一思路和计算太阳质量的方法相似)，即

(1)

其中，G是引力常数，V是由宽发射线的展宽推测的云团多普勒速度(即视线方向的运动速度分量)，R是宽线区到中心黑洞的距离，唯里化因子f表征(许多情况下是未知的)宽线区的几何结构和运动学信息.R比AGN到地球的距离小十余个量级，一般无法通过现有的望远镜直接分辨和测量(唯一的例外或是对3C 273的宽线区测量[21]).然而，天文学家可以从时域角度利用AGN的光变测量R.当AGN中心引擎的电离连续谱的流量发生变化时，宽发射线将在一定的时间延迟后响应电离连续谱的变化(即反响映射).这一时间延迟τ即是电离光子从中心引擎传播到宽线区所需的时间(图1).因此，天文学家通过同时监测中心引擎连续谱辐射和宽发射线的光变曲线，测量时间延迟τ，计算R(即R=cτ，其中c是真空中的光速)，从而测量黑洞质量.

图1 宽发射线反响映射技术的原理示意图

反响映射技术的物理原理明确，但需要对单个AGN进行长时间的多次光谱观测，以获得高质量的发射线和连续谱的光变曲线，确定二者的时间延迟.因此，自反响映射技术被提出的前30多年里，天文学家只对百余个活动星系核测量了宽发射线相对于连续谱的时间延迟[22-24]，计算了宽线区到黑洞的距离R，并得到相应的黑洞质量[25]，其中半数以上测量是在过去的数年内获得的(图2).

现有样本规模尚小的反响映射AGN是否具有统计代表性？从图2可知，反响映射AGN样本与斯隆数字巡天(SDSS)光谱确认的AGN样本[26](其黑洞质量是利用单历元唯里黑洞质量估计方法获得，见后文)具有相似的爱丁顿比值分布范围(爱丁顿比值定义为AGN的热光度与爱丁顿光度之比).然而，与SDSS的AGN样本相比，反响映射AGN样本的黑洞质量偏低.究其原因：首先，受限于观测灵敏度，SDSS无法探测质量偏小的超大质量黑洞；其次，超大质量(比如10亿倍太阳质量)黑洞往往具有非常高的光度和红移，其宽发射线时间延迟在观测系可达数年，因而反响映射的观测极其困难，是未来时域巡天应该突破的课题.

(a)黑色和红色分别表示SDSS发现的AGN和已有Hβ反响映射黑洞质量的AGN的黑洞质量(以太阳质量M⊙为单位)分布图;(b)两类AGN在爱丁顿比值-黑洞质量二维平面的分布;(c)两类AGN的爱丁顿比值分布图.

利用这些测量结果，天文学家还发现距离R与AGN的光学光度之间在跨越4个光度量级上存在非常紧致的相关关系[22](即R∝L0.5,简称R-L关系).这一相关关系具有重要的天体物理学意义.首先，这个关系表明不同AGN的宽线区性质具有一定的相似性.按照光致电离物理，可以定义宽线区云团的电离参数

(2)

其中，Lion、NH和c分别为云团接收到的电离光子的光度、云团的粒子密度和光速.R-L关系的紧致性表明光度L与电离光度Lion的比值、电离参数U以及云团的粒子数密度在不同AGN中没有显著的演化(根据公式(2)，可得R∝L0.5).其次，天文学家通过测量光度，借助R-L关系估计宽线区尺度，从而得到黑洞质量(这一方法被称之为单历元唯里黑洞质量).与反响映射相比，单历元唯里黑洞质量估计方法仅需一次光谱观测(通过拟合光谱数据，同时得到光度和宽发射线的展宽V)，极大地节约了观测时间，可以被应用于估计数以万计的AGN的黑洞质量[26](图2).

类似于声纳探测水下目标的结构，反响映射不仅能够测量宽线区到黑洞的距离和黑洞质量，还可以用来探测宽线区云团的结构和物理性质.例如，通过分析不同多普勒速度的发射线成分相对同一连续谱的时间延迟，天文学家可以对拥有高质量光变数据的极少数AGN构建宽线区云团的位置-速度二维分布图[27-30]，发现宽线区气体的动力学结构复杂多变，有内流、外流和开普勒盘运动等多种形式.这些研究也有助于确定参数因子f，改善黑洞质量的估计精度.

利用宽发射线和连续谱光变的反响映射技术亦可服务于宇宙学研究.例如，R-L关系为天文学家提供了一种不依赖于宇宙学距离的AGN的光度测量方法.借助R-L关系，天文学家可以将AGN作为遥远宇宙的标准烛光，测量宇宙膨胀历史和宇宙学参数[31].此外，将3C 273反响映射测量的宽线区大小与GRAVITY干涉观测获得的宽线区角直径[21]相结合，天文学家借助于几何学获得该源的距离，并有效地测量了哈勃参数(相对误差仅为15%)[32].将来，天文学家可以对更多AGN进行反响映射和GRAVITY干涉观测，有望进一步减小哈勃参数的误差.

最新的研究表明，作为单历元唯里黑洞质量估计方法的关键因素，R-L关系需要额外的修正.以往的反响映射观测[22]多针对爱丁顿比值较低(小于0.3)的AGN(见图2中的空心数据点).这些源的光变幅度较大，铁发射线丛对Hβ宽发射线的污染较小，因而宽线的时间延迟较为容易测量.然而基于低爱丁顿比值AGN样本建立的R-L关系[22]并不适用于高爱丁顿比值的源[23,29,33].越来越多的证据表明宽线区距离R不仅与光度L有关，还和爱丁顿比值(或者黑洞质量)有关[23,29].爱丁顿比值被认为决定超大质量黑洞周围吸积气体盘的几何结构和能谱分布.因此，R-L关系与爱丁顿比值的依赖关系或与高爱丁顿比值下气体吸积盘厚度增加有关[24]，其具体细节尚不完全清楚，是有待进一步研究的重要问题.

即便是低爱丁顿比值的AGN，其R-L关系甚至是反响映射本身均遭受一定的观测挑战.例如，利用哈勃空间望远镜和数个地面光学望远镜对NGC 5548进行同时的多历元观测表明，该源近年来的高精度宽Hβ时间延迟明显小于上述R-L关系的预言值[34].此外，对NGC 5548的细致研究表明，该源的宽发射线光度变化偶尔会显著地偏离连续谱的光度变化[34-35]，直接挑战了宽发射线反响映射的基本假设，或与吸积气体的动态演化[36]以及由气体吸积盘驱动的高速物质外流[37]有关.这些问题的物理本质有待于未来大样本的AGN时域研究揭示.

除了传统的宽发射线对来自中心引擎的连续谱的反响映射，AGN不同能量段的X-射线之间也存在响应行为[38].具体而言，在短时标上，能量高的X-射线辐射的光变领先于能量低的X-射线辐射(被称为软延迟)；在长时标上，情况正好相反(被称为硬延迟).上述依赖于时标的时间延迟现象已经被观测证实[39-40].一般认为，长时标上的硬延迟对应于黑洞附近气体的扰动从相对靠外的辐射区(主要产生能量偏低的X-射线)向更内区(主要产生能量更高的X-射线)传播的过程；在短时标处，硬X-射线照射靠外的吸积气体并被气体反射产生能量更低的X-射线辐射过程占主导.软延迟对应于硬X-射线辐射传播到吸积气体所需的时间，可以用于测量黑洞周围X-射线热冕的空间尺寸.观测发现软延迟的幅度与黑洞质量成正比[41]，表明不同质量范围的黑洞周围的X-射线热冕的空间尺寸具有相似性.

当硬X-射线照射靠外的吸积气体时，吸积气体也将产生“荧光”铁发射线.位于黑洞周围10倍史瓦西半径以内的吸积气体感受黑洞强引力场的作用，在引力红移效应等广义相对论效应的影响下，铁发射线的轮廓变得扭曲和极其不对称，红端(即低能量端)辐射更为显著[42]，可用于测量黑洞自旋.

总之，与宽发射线的反响映射不同，X-射线反响映射信号往往包含黑洞周围时空结构的信息.通过分析X-射线的反响映射观测数据，天文学家可以测量黑洞的质量，估计黑洞的另一个关键参数，即自旋，在最极端的环境下检验广义相对论[43]，并揭示在极端引力环境下的X-射线热冕的动态演化过程[10].

对于个源的研究表明，X-射线反响映射测量黑洞质量的精度和宽线反响映射的结果相差不大[10].如前所述，宽线反响映射的黑洞质量测量结果依赖于描述宽线区结构的参数因子f，而该因子往往需要借助于其他独立的黑洞质量测量结果来确定.将X-射线和宽线反响映射的黑洞质量测量结果相结合，天文学家还有望确定参数因子f，探究宽线区的结构.现有X-射线反响映射的活动星系核样本规模仍然偏小，是未来更多的X-射线时域观测应该突破的课题.

另一值得提及的反响映射研究是考察X-射线、紫外、光学和红外连续谱的相关性和时间延迟.这一研究可以检验宽线反响映射的基本假设.按照反响映射理论，宽发射线将响应电离连续谱的变化.然而，在实际观测中，天文学家一般无法直接获得电离连续谱(X-射线和极紫外辐射)的光变曲线，故退而求其次，观测宽发射线邻近紫外/光学连续谱的光变曲线，测量宽发射线与邻近紫外/光学连续谱的时间延迟(图1).因此，反响映射技术依赖于以下两个基本假设：第一，邻近紫外/光学连续谱的光变曲线与波长更短的电离连续谱之间存在紧致的相关性；第二，邻近紫外/光学连续谱相对电离连续谱的时间延迟可以忽略不计.通过对一小部分AGN的多波段同时监测，天文学家发现X-射线、紫外和光学连续谱之间均存在显著的相关性，且时间延迟与波长呈正相关(即X-射线光变领先于紫外，紫外光变领先于光学)[44-45].与宽发射线相对紫外/光学连续谱的时间延迟相比，紫外/光学连续谱相对X-射线连续谱的时间延迟更小[34].这些结果都很好地支持前述提到的两个宽线反响映射的基本假设.

一般认为，紫外和光学辐射由超大质量黑洞周围的吸积气体盘产生，其辐射区的位置可以通过吸积物理模型加以计算.进一步假设时间延迟由X-射线辐射以光速传播到短波辐射区和到长波辐射区的传播时间差决定，天文学家比较了时间延迟的测量结果与吸积物理模型的预期值.出乎意料的是，测量结果比预期值超出了约2倍[44-45].这一观测与理论的矛盾被称之为“吸积盘尺度超标”问题，直接挑战了黑洞吸积物理模型.事实上，“吸积盘尺度超标”问题只是黑洞吸积物理在解释光变方面碰到的众多挑战之一.对这个问题的回答还涉及另一个基本问题，即光变的物理起源.

2 光变的物理起源

如前所述，基于光变的反响映射技术取得了极大的进展，然而天文学家对光变的物理本质仍不明确.AGN的中心引擎被广泛地认为是几何薄光学厚的静态黑洞吸积盘，即所谓静态的标准薄盘[46].按照静态的标准薄盘模型，吸积率变化所需的黏滞时标长达数百乃至千年，远远超过天文学家的观测时间.因此，AGN的光变观测结果与静态的标准薄盘模型并不兼容，给AGN中心引擎的物理模型带来了严峻的挑战.

一种缓解上述冲突的途径是引入X-射线照射[47].X-射线被广泛认为来自于黑洞周围的高温等离子体，即所谓X-射线热冕，其流量可以随时间快速变化，可能起源于热冕的磁湍流.当部分X-射线照射在温度更低的静态的标准薄盘时，部分X-射线光子被薄盘表面气体吸收和热化，以紫外和光学光子再辐射.因此，快速变化的X-射线可以诱导紫外和光学光变.这一模型也可以自然地解释AGN在不同波段的连续谱辐射的相关关系.根据X-射线照射模型，紫外光学的光变落后于X-射线，且对应的时间延迟等于X-射线光子传播到静态的标准薄盘的紫外光学辐射区所需的时间.然而，这一经典的X-射线照射模型也面临光变观测数据的诸多挑战.

第一，最近的观测研究表明，X-射线与紫外光学的相关性较弱.具体而言，X-射线光变曲线中包含的高频成分无法在紫外光学光变曲线中找到对应体，和X-射线照射模型的基本假设冲突[45].

第二，X-射线和紫外光学的时间延迟，以及紫外与光学的时间延迟比预期的光子以光速传播的时间高出约两倍(即前述“吸积盘尺度超标”问题)甚至更多[45].

第三，AGN的颜色光变，即不同波段的辐射光度之比随时间的变化行为，依赖于光变时标.这一观测事实与X-射线照射的预期不符[48].

第四，AGN的光变参数，诸如光变幅度、特征时标、功率谱的形状等，往往与黑洞质量、光度、波长和宽线蓝移速度等物理参数存在相关关系[9,49].X-射线照射模型对此并无明确的解释.

第五，X-射线的光变幅度与光学光变幅度之间缺乏紧致的相关关系[50].X-射线的光变幅度与黑洞质量有着显著的反相关关系[50]，这也为测量黑洞质量提供了一条新的途径.光学的光变幅度则与AGN的光度有更显著的相关关系[9].这些观测事实也和X-射线照射模型冲突.

第六，一部分AGN在紫外光学波段存在“变脸”现象，即紫外光学宽发射线存在消失和出现的现象[51].这些现象往往伴随着连续谱数倍乃至数十倍的光变幅度，变化的时标是数百天到数年不等，无法用静态的标准薄盘的吸积率剧烈变化加以解释.如若“变脸”现象起源于X-射线照射的变化，其要求的X-射线光度远远超过观测值[52].

这些观测与理论的某些严重冲突可以通过引入更为复杂的物理过程加以解决.例如，“吸积盘尺度超标”问题可以由吸积盘的大气辐射转移过程[53]或者吸积盘的外流过程[54]解释.这些复杂的模型并没有同时解决以上所有难题.上述观测与理论的严重冲突被归纳为AGN的黏滞危机[55]，表明天文学家对AGN中心引擎的关键物理过程(即通过磁湍流产生的黏滞转移角动量过程)的认识并不清楚.

3 总结和展望

自20世纪60年代发现AGN以来，光变在AGN研究中扮演着重要的角色.在21世纪的前20年里，天文学家对光变展开了多波段和多时间尺度上的观测研究，展示了利用反响映射技术和光变分析来研究AGN物理过程和测量黑洞质量和自旋的潜力.

在下一个20年里，天文学家的任务将是利用时域天文时代海量AGN的光变数据，系统地研究超大质量黑洞周围的质量、自旋，黑洞周围的时空结构、气体动力学基本天体物理过程.为此，天文学家应该在光变理论、数据积累和分析等方面紧密合作.

尽管磁耦合模型为光变与黑洞吸积理论在多方面的严重冲突提供了一个全面的解决方案，该模型的诸多细节还有待完善，其基本假设有待黑洞吸积数值模拟加以检验.此外，该模型无法应用于X-射线光变.未来，发展出包含X-射线热冕的含时演化的磁耦合模型将是一个重要的课题.此外，认识宽线区的几何结构和动力学信息，确定常数因子f，可以缩小基于宽线反响映射的黑洞质量测量的误差.

对一个具有足够代表性的AGN样本进行多波段和多时间尺度的观测数据积累将是未来时域巡天的核心任务.目前已有数个多目标反响映射项目正在运行(比如，SDSS反响映射项目[58]和Black Hole Mapper项目).多个时域观测设备即将在未来数年内投入使用.其中，国际时域巡天旗舰项目LSST(Legacy Survey of Space and Time)以及我国中国科学技术大学和紫金山天文台联合建设中的宽视场巡天望远镜，将分别在南天区和北天区为AGN光变研究提供海量光学光变数据.我国主导的爱因斯坦探针(Einstein Probe)X-射线望远镜将有望产出高质量X-射线光变数据.此外，我国规划中的空间站望远镜将提供非常有价值的多目标测光数据，增加AGN光变研究的时间跨度.

总之，作为和活动星系核几乎同步被发现的一种物理现象，AGN的光变在过去20年内取得了非常重要的进展.在时域天文时代，光变将是研究AGN天体物理的关键手段.