射電寧靜的活動星系核的光變研究進展

孫謀遠，黎 婷

(廈門大學物理科學與技術學院，福建 廈門 361005)

現在，天文學家普遍認為每一個典型的大質量星系中心都寄居著至少一個超大質量黑洞[1].這些超大質量黑洞的質量為百萬倍到數百億倍太陽質量，且與寄主星系的物理性質(比如核球質量和恒星速度彌散度等)存在緊致的相關性[2-3].超大質量黑洞可以通過其強大的引力場吞噬周圍氣體(該過程被稱為黑洞吸積過程)[4].在掉入黑洞的過程中，被黑洞吸積的氣體會釋放其引力能，通過黏滯過程(其物理起源并不是常見的分子黏滯，而很可能與磁旋轉不穩定有關[5-6])將引力能轉變成為熱能，加熱氣體溫度，從而使得這些高溫氣體產生劇烈的多波段電磁輻射.這類中心超大質量黑洞活躍地吸積氣體的物理過程被認為是活動星系核(active galactic nucleus，AGN)的中心能量機制.

通過各種觀測手段，天文學家已經發現超過百萬個AGN候選體[7].基于AGN的研究，天文學家能夠獲得多方面的天體物理知識：1)黑洞吸積氣體中的磁湍流物理過程(例如，引起黏滯的磁旋轉不穩定性)[8-9]；2)黑洞附近強引力效應對廣義相對論的檢驗(例如，利用X-射線光變和光譜觀測，或亞毫米波干涉給黑洞成像、測量黑洞自旋以及檢驗廣義相對論)[10]；3)極端物理條件下的原子分子物理過程；4)AGN樣本普查和黑洞質量的宇宙學演化[11]；5)黑洞質量和活躍性與星系性質的關系(即黑洞與寄主星系共同演化)[3]；6)黑洞吸積對宇宙大尺度結構形成的反饋物理過程[12].

非周期性的多波段光變(即光度隨時間的變化)是AGN的鮮明特征[13]，其涉及的時標從小時、天到年乃至數十年不等，為研究AGN和超大質量黑洞提供了獨一無二的視角.這一事實部分是因為超大質量黑洞吸積涉及的空間尺度太小(太陽系尺度)，而這些黑洞離地球的距離又太遙遠(即宇宙學距離，超過百萬倍秒差距，或3.08×1019km)[14].對于絕大部分AGN，現有的(空間和地面)望遠鏡無法直接從空間上分辨超大質量黑洞吸積的物理尺度.此外，光在超大質量黑洞的史瓦西半徑(即無自旋黑洞的視界面半徑)尺度上的傳播時標約為103s，這一時標也是光變時標的下限.通過研究AGN的光變曲線，天文學家可以獲得黑洞吸積氣體的物理尺度等關鍵信息.事實上，正是Matthews等[15]早年分析了AGN的光變時標，給出了AGN中心引擎的尺度上限.這一上限結合其他觀測結果排除了一部分理論模型[16]，確認AGN的中心能源機制是超大質量黑洞吸積氣體這一物理過程.

經過約半個世紀的研究，天文學家在利用光變研究AGN的天體物理方面取得了巨大的進展.Uttley等[17]綜述了X-射線反響映射的理論、觀測和統計方法.Peterson等[18]重點闡述了寬線反響映射研究.Vaughan等[19]詳盡地介紹了描述AGN光變的統計學理論和分析手段.這些進展涉及許多方面，無法一一枚舉,本文只討論射電寧靜的AGN，挑選其隨機光變的數個方面的進展進行介紹和綜述.

本文分為以下幾個部分：首先討論光變與反響映射研究，以及黑洞質量和自旋的測量方法；其次討論光變的一般特性和物理本質；最后對AGN的光變研究進行展望.

1 光變與反響映射

根據黑洞“無毛”定理，穩態黑洞僅由3個參數描述：質量、自旋和電荷.天體物理環境下的黑洞一般不攜帶電荷，否則由于庫侖力的作用，黑洞將迅速從周圍環境吸引相反的電荷，使得黑洞自身電荷被中和.測量黑洞質量和自旋是AGN研究的一個極其重要的課題.

AGN光變研究的一個或許最為典型的例子是利用寬發射線的反響映射技術測量黑洞質量[20].由于來自黑洞附近吸積盤的高溫氣體產生的電離光子照射，圍繞超大質量黑洞高速運動的云團將產生寬發射線(即發射線因為云團的高速運動而被多普勒展寬).這些寬發射線的展寬對應的多普勒速度可達數千乃至數萬km/s.如果天文學家可以進一步測量寬發射線的輻射區(即寬發射線區)離中心黑洞的距離，并假定寬發射線區云團的動力學由黑洞引力主導，那么天文學家可以利用唯里定理計算黑洞質量(這一思路和計算太陽質量的方法相似)，即

(1)

其中，G是引力常數，V是由寬發射線的展寬推測的云團多普勒速度(即視線方向的運動速度分量)，R是寬線區到中心黑洞的距離，唯里化因子f表征(許多情況下是未知的)寬線區的幾何結構和運動學信息.R比AGN到地球的距離小十余個量級，一般無法通過現有的望遠鏡直接分辨和測量(唯一的例外或是對3C 273的寬線區測量[21]).然而，天文學家可以從時域角度利用AGN的光變測量R.當AGN中心引擎的電離連續譜的流量發生變化時，寬發射線將在一定的時間延遲后響應電離連續譜的變化(即反響映射).這一時間延遲τ即是電離光子從中心引擎傳播到寬線區所需的時間(圖1).因此，天文學家通過同時監測中心引擎連續譜輻射和寬發射線的光變曲線，測量時間延遲τ，計算R(即R=cτ，其中c是真空中的光速)，從而測量黑洞質量.

圖1 寬發射線反響映射技術的原理示意圖

反響映射技術的物理原理明確，但需要對單個AGN進行長時間的多次光譜觀測，以獲得高質量的發射線和連續譜的光變曲線，確定二者的時間延遲.因此，自反響映射技術被提出的前30多年里，天文學家只對百余個活動星系核測量了寬發射線相對于連續譜的時間延遲[22-24]，計算了寬線區到黑洞的距離R，并得到相應的黑洞質量[25]，其中半數以上測量是在過去的數年內獲得的(圖2).

現有樣本規模尚小的反響映射AGN是否具有統計代表性？從圖2可知，反響映射AGN樣本與斯隆數字巡天(SDSS)光譜確認的AGN樣本[26](其黑洞質量是利用單歷元唯里黑洞質量估計方法獲得，見后文)具有相似的愛丁頓比值分布范圍(愛丁頓比值定義為AGN的熱光度與愛丁頓光度之比).然而，與SDSS的AGN樣本相比，反響映射AGN樣本的黑洞質量偏低.究其原因：首先，受限于觀測靈敏度，SDSS無法探測質量偏小的超大質量黑洞；其次，超大質量(比如10億倍太陽質量)黑洞往往具有非常高的光度和紅移，其寬發射線時間延遲在觀測系可達數年，因而反響映射的觀測極其困難，是未來時域巡天應該突破的課題.

(a)黑色和紅色分別表示SDSS發現的AGN和已有Hβ反響映射黑洞質量的AGN的黑洞質量(以太陽質量M⊙為單位)分布圖;(b)兩類AGN在愛丁頓比值-黑洞質量二維平面的分布;(c)兩類AGN的愛丁頓比值分布圖.

利用這些測量結果，天文學家還發現距離R與AGN的光學光度之間在跨越4個光度量級上存在非常緊致的相關關系[22](即R∝L0.5,簡稱R-L關系).這一相關關系具有重要的天體物理學意義.首先，這個關系表明不同AGN的寬線區性質具有一定的相似性.按照光致電離物理，可以定義寬線區云團的電離參數

(2)

其中，Lion、NH和c分別為云團接收到的電離光子的光度、云團的粒子密度和光速.R-L關系的緊致性表明光度L與電離光度Lion的比值、電離參數U以及云團的粒子數密度在不同AGN中沒有顯著的演化(根據公式(2)，可得R∝L0.5).其次，天文學家通過測量光度，借助R-L關系估計寬線區尺度，從而得到黑洞質量(這一方法被稱之為單歷元唯里黑洞質量).與反響映射相比，單歷元唯里黑洞質量估計方法僅需一次光譜觀測(通過擬合光譜數據，同時得到光度和寬發射線的展寬V)，極大地節約了觀測時間，可以被應用于估計數以萬計的AGN的黑洞質量[26](圖2).

類似于聲納探測水下目標的結構，反響映射不僅能夠測量寬線區到黑洞的距離和黑洞質量，還可以用來探測寬線區云團的結構和物理性質.例如，通過分析不同多普勒速度的發射線成分相對同一連續譜的時間延遲，天文學家可以對擁有高質量光變數據的極少數AGN構建寬線區云團的位置-速度二維分布圖[27-30]，發現寬線區氣體的動力學結構復雜多變，有內流、外流和開普勒盤運動等多種形式.這些研究也有助于確定參數因子f，改善黑洞質量的估計精度.

利用寬發射線和連續譜光變的反響映射技術亦可服務于宇宙學研究.例如，R-L關系為天文學家提供了一種不依賴于宇宙學距離的AGN的光度測量方法.借助R-L關系，天文學家可以將AGN作為遙遠宇宙的標準燭光，測量宇宙膨脹歷史和宇宙學參數[31].此外，將3C 273反響映射測量的寬線區大小與GRAVITY干涉觀測獲得的寬線區角直徑[21]相結合，天文學家借助于幾何學獲得該源的距離，并有效地測量了哈勃參數(相對誤差僅為15%)[32].將來，天文學家可以對更多AGN進行反響映射和GRAVITY干涉觀測，有望進一步減小哈勃參數的誤差.

最新的研究表明，作為單歷元唯里黑洞質量估計方法的關鍵因素，R-L關系需要額外的修正.以往的反響映射觀測[22]多針對愛丁頓比值較低(小于0.3)的AGN(見圖2中的空心數據點).這些源的光變幅度較大，鐵發射線叢對Hβ寬發射線的污染較小，因而寬線的時間延遲較為容易測量.然而基于低愛丁頓比值AGN樣本建立的R-L關系[22]并不適用于高愛丁頓比值的源[23,29,33].越來越多的證據表明寬線區距離R不僅與光度L有關，還和愛丁頓比值(或者黑洞質量)有關[23,29].愛丁頓比值被認為決定超大質量黑洞周圍吸積氣體盤的幾何結構和能譜分布.因此，R-L關系與愛丁頓比值的依賴關系或與高愛丁頓比值下氣體吸積盤厚度增加有關[24]，其具體細節尚不完全清楚，是有待進一步研究的重要問題.

即便是低愛丁頓比值的AGN，其R-L關系甚至是反響映射本身均遭受一定的觀測挑戰.例如，利用哈勃空間望遠鏡和數個地面光學望遠鏡對NGC 5548進行同時的多歷元觀測表明，該源近年來的高精度寬Hβ時間延遲明顯小于上述R-L關系的預言值[34].此外，對NGC 5548的細致研究表明，該源的寬發射線光度變化偶爾會顯著地偏離連續譜的光度變化[34-35]，直接挑戰了寬發射線反響映射的基本假設，或與吸積氣體的動態演化[36]以及由氣體吸積盤驅動的高速物質外流[37]有關.這些問題的物理本質有待于未來大樣本的AGN時域研究揭示.

除了傳統的寬發射線對來自中心引擎的連續譜的反響映射，AGN不同能量段的X-射線之間也存在響應行為[38].具體而言，在短時標上，能量高的X-射線輻射的光變領先于能量低的X-射線輻射(被稱為軟延遲)；在長時標上，情況正好相反(被稱為硬延遲).上述依賴于時標的時間延遲現象已經被觀測證實[39-40].一般認為，長時標上的硬延遲對應于黑洞附近氣體的擾動從相對靠外的輻射區(主要產生能量偏低的X-射線)向更內區(主要產生能量更高的X-射線)傳播的過程；在短時標處，硬X-射線照射靠外的吸積氣體并被氣體反射產生能量更低的X-射線輻射過程占主導.軟延遲對應于硬X-射線輻射傳播到吸積氣體所需的時間，可以用于測量黑洞周圍X-射線熱冕的空間尺寸.觀測發現軟延遲的幅度與黑洞質量成正比[41]，表明不同質量范圍的黑洞周圍的X-射線熱冕的空間尺寸具有相似性.

當硬X-射線照射靠外的吸積氣體時，吸積氣體也將產生“熒光”鐵發射線.位于黑洞周圍10倍史瓦西半徑以內的吸積氣體感受黑洞強引力場的作用，在引力紅移效應等廣義相對論效應的影響下，鐵發射線的輪廓變得扭曲和極其不對稱，紅端(即低能量端)輻射更為顯著[42]，可用于測量黑洞自旋.

總之，與寬發射線的反響映射不同，X-射線反響映射信號往往包含黑洞周圍時空結構的信息.通過分析X-射線的反響映射觀測數據，天文學家可以測量黑洞的質量，估計黑洞的另一個關鍵參數，即自旋，在最極端的環境下檢驗廣義相對論[43]，并揭示在極端引力環境下的X-射線熱冕的動態演化過程[10].

對于個源的研究表明，X-射線反響映射測量黑洞質量的精度和寬線反響映射的結果相差不大[10].如前所述，寬線反響映射的黑洞質量測量結果依賴于描述寬線區結構的參數因子f，而該因子往往需要借助于其他獨立的黑洞質量測量結果來確定.將X-射線和寬線反響映射的黑洞質量測量結果相結合，天文學家還有望確定參數因子f，探究寬線區的結構.現有X-射線反響映射的活動星系核樣本規模仍然偏小，是未來更多的X-射線時域觀測應該突破的課題.

另一值得提及的反響映射研究是考察X-射線、紫外、光學和紅外連續譜的相關性和時間延遲.這一研究可以檢驗寬線反響映射的基本假設.按照反響映射理論，寬發射線將響應電離連續譜的變化.然而，在實際觀測中，天文學家一般無法直接獲得電離連續譜(X-射線和極紫外輻射)的光變曲線，故退而求其次，觀測寬發射線鄰近紫外/光學連續譜的光變曲線，測量寬發射線與鄰近紫外/光學連續譜的時間延遲(圖1).因此，反響映射技術依賴于以下兩個基本假設：第一，鄰近紫外/光學連續譜的光變曲線與波長更短的電離連續譜之間存在緊致的相關性；第二，鄰近紫外/光學連續譜相對電離連續譜的時間延遲可以忽略不計.通過對一小部分AGN的多波段同時監測，天文學家發現X-射線、紫外和光學連續譜之間均存在顯著的相關性，且時間延遲與波長呈正相關(即X-射線光變領先于紫外，紫外光變領先于光學)[44-45].與寬發射線相對紫外/光學連續譜的時間延遲相比，紫外/光學連續譜相對X-射線連續譜的時間延遲更小[34].這些結果都很好地支持前述提到的兩個寬線反響映射的基本假設.

一般認為，紫外和光學輻射由超大質量黑洞周圍的吸積氣體盤產生，其輻射區的位置可以通過吸積物理模型加以計算.進一步假設時間延遲由X-射線輻射以光速傳播到短波輻射區和到長波輻射區的傳播時間差決定，天文學家比較了時間延遲的測量結果與吸積物理模型的預期值.出乎意料的是，測量結果比預期值超出了約2倍[44-45].這一觀測與理論的矛盾被稱之為“吸積盤尺度超標”問題，直接挑戰了黑洞吸積物理模型.事實上，“吸積盤尺度超標”問題只是黑洞吸積物理在解釋光變方面碰到的眾多挑戰之一.對這個問題的回答還涉及另一個基本問題，即光變的物理起源.

2 光變的物理起源

如前所述，基于光變的反響映射技術取得了極大的進展，然而天文學家對光變的物理本質仍不明確.AGN的中心引擎被廣泛地認為是幾何薄光學厚的靜態黑洞吸積盤，即所謂靜態的標準薄盤[46].按照靜態的標準薄盤模型，吸積率變化所需的黏滯時標長達數百乃至千年，遠遠超過天文學家的觀測時間.因此，AGN的光變觀測結果與靜態的標準薄盤模型并不兼容，給AGN中心引擎的物理模型帶來了嚴峻的挑戰.

一種緩解上述沖突的途徑是引入X-射線照射[47].X-射線被廣泛認為來自于黑洞周圍的高溫等離子體，即所謂X-射線熱冕，其流量可以隨時間快速變化，可能起源于熱冕的磁湍流.當部分X-射線照射在溫度更低的靜態的標準薄盤時，部分X-射線光子被薄盤表面氣體吸收和熱化，以紫外和光學光子再輻射.因此，快速變化的X-射線可以誘導紫外和光學光變.這一模型也可以自然地解釋AGN在不同波段的連續譜輻射的相關關系.根據X-射線照射模型，紫外光學的光變落后于X-射線，且對應的時間延遲等于X-射線光子傳播到靜態的標準薄盤的紫外光學輻射區所需的時間.然而，這一經典的X-射線照射模型也面臨光變觀測數據的諸多挑戰.

第一，最近的觀測研究表明，X-射線與紫外光學的相關性較弱.具體而言，X-射線光變曲線中包含的高頻成分無法在紫外光學光變曲線中找到對應體，和X-射線照射模型的基本假設沖突[45].

第二，X-射線和紫外光學的時間延遲，以及紫外與光學的時間延遲比預期的光子以光速傳播的時間高出約兩倍(即前述“吸積盤尺度超標”問題)甚至更多[45].

第三，AGN的顏色光變，即不同波段的輻射光度之比隨時間的變化行為，依賴于光變時標.這一觀測事實與X-射線照射的預期不符[48].

第四，AGN的光變參數，諸如光變幅度、特征時標、功率譜的形狀等，往往與黑洞質量、光度、波長和寬線藍移速度等物理參數存在相關關系[9,49].X-射線照射模型對此并無明確的解釋.

第五，X-射線的光變幅度與光學光變幅度之間缺乏緊致的相關關系[50].X-射線的光變幅度與黑洞質量有著顯著的反相關關系[50]，這也為測量黑洞質量提供了一條新的途徑.光學的光變幅度則與AGN的光度有更顯著的相關關系[9].這些觀測事實也和X-射線照射模型沖突.

第六，一部分AGN在紫外光學波段存在“變臉”現象，即紫外光學寬發射線存在消失和出現的現象[51].這些現象往往伴隨著連續譜數倍乃至數十倍的光變幅度，變化的時標是數百天到數年不等，無法用靜態的標準薄盤的吸積率劇烈變化加以解釋.如若“變臉”現象起源于X-射線照射的變化，其要求的X-射線光度遠遠超過觀測值[52].

這些觀測與理論的某些嚴重沖突可以通過引入更為復雜的物理過程加以解決.例如，“吸積盤尺度超標”問題可以由吸積盤的大氣輻射轉移過程[53]或者吸積盤的外流過程[54]解釋.這些復雜的模型并沒有同時解決以上所有難題.上述觀測與理論的嚴重沖突被歸納為AGN的黏滯危機[55]，表明天文學家對AGN中心引擎的關鍵物理過程(即通過磁湍流產生的黏滯轉移角動量過程)的認識并不清楚.

3 總結和展望

自20世紀60年代發現AGN以來，光變在AGN研究中扮演著重要的角色.在21世紀的前20年里，天文學家對光變展開了多波段和多時間尺度上的觀測研究，展示了利用反響映射技術和光變分析來研究AGN物理過程和測量黑洞質量和自旋的潛力.

在下一個20年里，天文學家的任務將是利用時域天文時代海量AGN的光變數據，系統地研究超大質量黑洞周圍的質量、自旋，黑洞周圍的時空結構、氣體動力學基本天體物理過程.為此，天文學家應該在光變理論、數據積累和分析等方面緊密合作.

盡管磁耦合模型為光變與黑洞吸積理論在多方面的嚴重沖突提供了一個全面的解決方案，該模型的諸多細節還有待完善，其基本假設有待黑洞吸積數值模擬加以檢驗.此外，該模型無法應用于X-射線光變.未來，發展出包含X-射線熱冕的含時演化的磁耦合模型將是一個重要的課題.此外，認識寬線區的幾何結構和動力學信息，確定常數因子f，可以縮小基于寬線反響映射的黑洞質量測量的誤差.

對一個具有足夠代表性的AGN樣本進行多波段和多時間尺度的觀測數據積累將是未來時域巡天的核心任務.目前已有數個多目標反響映射項目正在運行(比如，SDSS反響映射項目[58]和Black Hole Mapper項目).多個時域觀測設備即將在未來數年內投入使用.其中，國際時域巡天旗艦項目LSST(Legacy Survey of Space and Time)以及我國中國科學技術大學和紫金山天文臺聯合建設中的寬視場巡天望遠鏡，將分別在南天區和北天區為AGN光變研究提供海量光學光變數據.我國主導的愛因斯坦探針(Einstein Probe)X-射線望遠鏡將有望產出高質量X-射線光變數據.此外，我國規劃中的空間站望遠鏡將提供非常有價值的多目標測光數據，增加AGN光變研究的時間跨度.

總之，作為和活動星系核幾乎同步被發現的一種物理現象，AGN的光變在過去20年內取得了非常重要的進展.在時域天文時代，光變將是研究AGN天體物理的關鍵手段.