高和低紅移活動星系核C IV寬線區(qū)動力學

高 姍，王慧元

(中國科學技術大學 天文學系，合肥230026)

1 背景簡介

寬發(fā)射線區(qū)(broad line region, BLR)是活動星系核(active galactic nuclei, AGN)的最重要觀測特征之一，其動力學狀態(tài)的研究有助于測量AGN 的基本參數(如黑洞質量、吸積率)。而AGN 的動力學結構對AGN 本身的結構特點、發(fā)射線的產生機制以及這些結構隨著黑洞吸積的演化同樣至關重要。

致力于這方面的研究工作有很多。首先，基于反響映射[1-8]方法所得到的時延與發(fā)射線寬的關系[9-11]，給出了一個支持BLR 做位力運動的有力證據。但是由于RM 數據很少，選取的樣本有限，其結論不能代表整個AGN 群體。不過其他方面的研究，尤其是基于PG 類星體的主成分分析研究[12,13]揭示低電離發(fā)射線(例如Hβ)的寬度與主成分(與黑洞吸積率和質量相關)有著緊密的聯(lián)系，這暗示低電離線發(fā)射區(qū)的運動狀態(tài)是引力主導的。Richards 等人[14]利用SDSS 類星體數據，仔細研究了Mg II 寬線相對于[O III]窄線的運動狀態(tài)，發(fā)現(xiàn)這兩者之間的速度差異很小。由于[O III]窄線產生于很大尺度上，受類星體輻射影響相對較小，被認為沒有顯著的系統(tǒng)性速度①目前也有不少研究發(fā)現(xiàn)[O III]線有顯著藍移，但是其往往都有一個沒有藍移的核心成分。，所以可以當作基準。這直接表明，對于大多數類星體而言，其低電離線發(fā)射區(qū)基本上沒有系統(tǒng)性的額外速度問題，位力運動的假設是可靠的。這里需要特別說明的是，在少數極端AGN 中，低電離線也發(fā)現(xiàn)了系統(tǒng)性的速度分量。

而對于高電離線，情況則變得相對復雜。首先低紅移的部分AGN 的反響映射結果顯示，這些AGN 的高電離線區(qū)也是在做位力化運動[9,10]。不過值得注意的是，低紅移反響映射觀測的源通常傾向于光度較低的AGN，可能存在系統(tǒng)性的偏差。Baskin 和Laor[15]基于低紅移PG 類星體樣本的研究發(fā)現(xiàn)，相對低電離的Hβ，高電離的C IV 線輪廓存在明顯的不對稱性，傾向于藍邊過剩，而且峰值也比Hβ 傾向于藍移；這些結果暗示C IV 線發(fā)射區(qū)可能有一部分來自于外流(或者塵埃遮蔽效應)。Richards 等人[14,16]研究了高紅移(z= 2～4)的類星體，發(fā)現(xiàn)其C IV 發(fā)射線比Mg II 線有更明顯的藍移，并且光度越高藍移越強，電離連續(xù)譜越弱藍移越強，而且藍移與C IV 的等值寬度反相關；這些特性與寬吸收線類星體中的外流特征非常相似[17-19]，暗示C IV 藍移來自于外流氣體。

Wang 等人[20]同樣研究了高紅移(z ≈2)類星體的C IV 發(fā)射線藍移特性，將Mg II 發(fā)射線作為基準并與C IV 線做詳細的比較。他們發(fā)現(xiàn)C IV 發(fā)射區(qū)在動力學狀態(tài)上確實與被認為是引力束縛的Mg II 發(fā)射區(qū)存在明顯不同，除了速度差異之外，在各種相關性上也存在顯著區(qū)別。并且C IV 的藍移特性與愛丁頓比(類星體熱光度除以愛丁頓光度)存在很強的正相關[21]。這些研究結果強烈支持C IV 線來源于輻射壓驅動的外流。當愛丁頓比較小時，C IV發(fā)射線與Mg II 發(fā)射線類似，呈現(xiàn)出引力束縛的特征；而當愛丁頓較大時，C IV 發(fā)射線區(qū)被外流主導。這些結果說明這兩種發(fā)射線區(qū)同時存在于活動星系核中，并且隨著愛丁頓比的變化而朝著相反的方向變化。在隨后的研究中，Wang 等人[22,23]進一步發(fā)現(xiàn)，C IV 藍移與類星體的金屬豐度以及紅外光度存在強相關，這為外流的輻射驅動又增添了額外的證據。受這些研究激勵，Shin 等人[24]利用低紅移樣本進行了類似的研究，同樣發(fā)現(xiàn)C IV 藍移屬性與愛丁頓比以及類星體金屬豐度存在明顯的相關性。

這些研究表明，除了位力化的成分，類星體里面普遍存在的外流確實能夠產生顯著的寬發(fā)射線，而且外流的強弱由吸積過程來調節(jié)，并依賴于活動星系核吸積率[25-27]。因此，研究寬線區(qū)的動力學結構，還有助于了解這兩類結構(位力化運動的寬線區(qū)與外流)之間的關系以及它們之間是否存在互相轉化。而研究外流本身又有著更廣泛的意義：現(xiàn)在的星系形成研究中普遍把外流當做活動星系核一種重要的反饋機制，認為其可以驅散或者加熱寄主星系中的氣體，并抑制寄主星系中的恒星形成[28]。

然而，無論高紅移類星體還是低紅移AGN 的研究都有其局限性，因此并不能完整描述整個AGN 群體的行為方式。一個最主要的因素是，這兩類樣本占據了不同且有限的參數空間。例如低紅移樣本由于需要觀測到紫外發(fā)射線C IV，通常只有紫外衛(wèi)星(例如IUE和HST)有相關數據，所以樣本有限，而且通常是低光度、低愛丁頓比(或者低吸積率)的AGNs。對于高紅移(例如z ≈2)的源，C IV 線由于宇宙學紅移而成為可見光，可以被地面望遠鏡直接觀測到；因此通過大規(guī)模光譜紅移巡天，可以得到很多數據。但是由于距離遙遠，通常觀測到的AGNs 都是高光度的類星體，而且愛丁頓比也通常很高。

因此，更加深入全面地了解AGN 寬線區(qū)的動力學結構，尤其是位力化區(qū)域與外流之間的相互關系，以及它們與類星體吸積機制之間的關聯(lián)，對研究發(fā)射線形成以及黑洞質量測量都有重要的幫助。我們需要一個在各類參數空間跨度足夠大的樣本來進行系統(tǒng)的研究?；诖?，我們把低紅移和高紅移數據結合起來，嘗試對以上問題進行深入的探討。本文結構如下，第2 章介紹樣本的選取以及譜線擬合，第3 章介紹我們的主要結果，第4 章對全文進行總結。本文采用的是標準宇宙學模型：H0=70 km·s-1·Mpc-1, Ωm=0.3, ΩΛ=0.7。

2 活動星系核的樣本選擇和發(fā)射線測量

本文將利用高紅移和低紅移的AGN 數據，在一個較大的參數空間范圍內研究活動星系核寬發(fā)射線區(qū)的動力學特性。接下來，我們將詳細介紹樣本選取方式以及譜線擬合過程，各種譜線參數的計算和活動星系核基本參數的計算。我們的高紅移樣本主要來源于SDSS 的觀測，而低紅移樣本主要來自于IUE 和HST 衛(wèi)星的觀測數據。

高紅移樣本的母樣本來自于SDSS DR5 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 5)[29]中1.7＜z ＜2.25 的Type I 類星體樣本。選擇這個紅移范圍是為了保證這些源有可靠的C IV線和Mg II 線的測量數據。滿足這一選取條件的類星體一共有8 540 個。為了保證擬合結果的可靠性，我們將光譜在1 450～1 600 °A(C IV)以及2 700～2 900 °A(Mg II)的信噪比限定在12 以上，并且剔除了寬吸收線類星體(broad absorption line QSO, 簡稱BAL QSOs)[30]。滿足以上限定條件的類星體一共有1 625 個。

在Wang 等人[20]研究工作的基礎上，我們采用BAI (blueshift and asymmetry index)來描述C IV 發(fā)射線的藍移屬性。BAI 定義為C IV 藍端(波長小于C IV 雙線實驗室靜止坐標系下波長1 549.06 °A)流量與總流量的比值。我們采用Hewett 和Wild[31](此后簡稱HW10)計算出的紅移，將光譜轉換到靜止坐標系進行分析。HW10 是通過采用一個仔細構建的模板擬合互相關的觀測譜所得到，求出的紅移精度得到了提高。我們采用參考文獻[20]中的方法對C IV 進行擬合，首先將連續(xù)譜的窗口定在1 440～1 460 °A, 1 680～1 700 °A，用冪律函數進行擬合；然后，將C IV 波段附近的流量減去冪律譜流量的剩余流量后，再用兩個高斯函數來擬合。這種方式經過觀測檢驗，可以很好地擬合大部分的光譜，但對小部分擬合得不好。因此，我們用卡方χ2/dof＞1.5 進行取舍的限定，排除了擬合不好的源?；谏鲜鰯M合，我們對C IV 的半高全寬(FWHM)、等值寬度(EW)、BAI、單色光度L1450(1 450 °A 的光度，光度單位為10-7J·s-1)進行了測量。

對于Mg II，我們采用參考文獻[32]中的方法進行擬合。首先，我們對一個無特征的冪律連續(xù)譜和Fe II 的多重發(fā)射線譜同時進行擬合，得到所謂的贗連續(xù)譜。其中Fe II 來源于Tsuzuki 等人[33]對1ZW1 的測量所得到的半經驗模板，在Mg II 所在波段，由于Mg II 發(fā)射線的影響，而無法可靠地分解出Fe II 的成分，故模板采用了CLOUDY 光致電離模型[34]進行計算。在去除了偽連續(xù)譜之后，對Mg II 附近的剩余流量進行擬合，Mg II λ2 796, 2 803雙線的寬成分用縮減為5 個參數的Gauss-Hermite 的級數輪廓進行擬合[35]，窄成分的雙線分別采用一個單獨的高斯成分進行擬合。因為Mg II 線是雙線，且雙線距離有800 km/s，所以無論窄線還是寬線，我們都用雙成分來擬合；在擬合過程中，我們把兩條線的寬度綁定在一起。為了確保擬合數據的可靠性，我們舍棄了χ2/d.o.f＞2.5 的源。半高全寬通過對Gauss-Hermite 模型中的Mg II 2 796 單線進行測量獲得，并利用擬合連續(xù)譜計算單色光度L3000(3 000 °A 的光度)。基于Mg II 相關測量數據，采用Wang 等人[32]的黑洞質量計算公式計算黑洞質量。為了計算每個源的愛丁頓比Lbol/LEdd，我們假設常數熱改正獲得熱光度Lbol=5.9L3000

[36]，其中LEdd為愛丁頓光度。經過擬合挑選，滿足以上所有擬合條件的源為1 188 個。我們發(fā)現(xiàn)，即使包含擬合不好的源，我們的結果也沒有發(fā)生改變。

低紅移的活動星系核樣本總共72 個，一共有兩大來源。其中一部分來源于Peterson 等人[3]列出的35 個低紅移有反響映射結果的樣本。其中有Mg II 數據的源一共是29 個，其中16 個來自HST 的光譜，13 個來自IUE 的光譜。Wang 等人[32]已經對這些源的Mg II 光譜進行了細致的擬合測量，采用與高紅移樣本相同的方法。

為了獲得這些源的C IV 光譜，我們在IUE 的數據庫中搜尋這29 個源的觀測數據①網址：http://archive.stsci.edu/iue/search.php。為敘述方便，我們將這一部分樣本稱為IUE 樣本。我們發(fā)現(xiàn)有3 個源的IUE 光譜質量太差或者有寬吸收線成分，導致不能使用，這些源被我們從樣本中剔除出去。由于低紅移的源數目很少，所以除了上述3 個光譜質量太差的被剔除掉，我們并沒有采用一個額外的信噪比限制。除去有反響映射結果的源，我們也嘗試過從IUE 數據庫中獲取其他具有C IV 和Mg II光譜數據的源，期望組成更全面的樣本。但我們發(fā)現(xiàn)這些源的Mg II 數據信噪比通常太差，無法獲得可靠的擬合結果，因此最終我們的IUE 樣本只有26 個源。

我們對這26 個IUE 光譜進行了詳細的擬合，采用的方法與高紅移樣本的一樣。結果發(fā)現(xiàn)，雙高斯函數可以很好地擬合C IV 發(fā)射線，也有4 個源存在明顯的較窄或者較淺的吸收成分。為了很好地擬合C IV 發(fā)射線，我們在擬合過程中手動對吸收部分進行了屏蔽。在之后的圖形中，這些源將會用不同的符號來進行標記。這26 個源的C IV 發(fā)射線的BAI,FWHM(C IV)和EW(C IV)以及L1450都列在表1 中。我們也把Wang 等人[32]算出的FWHM(Mg II),MBH,Lbol/LEdd列在了表1 中。

第二部分為低紅移樣本，我們稱之為HST 樣本，來源于Kuraszkiewicz 等人[37,38]列出的394 個活動星系核的HST 的FOS 光譜②注意，有些源已經過多次觀測。在對FOS 譜進行選源之后，我們也對HST 分辨率較高的COS 譜進行了相應的選擇，最終沒有發(fā)現(xiàn)可以用的光譜。。首先我們選取其中既包含C IV 又包含Mg II的光譜，這樣我們一共得到了35 個源。我們將其中的Seyfert 1.8, Seyfert 1.9, Seyfert 2.0,Liner, BL Lac 和BAL QSOs 剔除，一共剩下21 個源，我們將這部分樣本稱為HSTa 樣本。

對C IV 和Mg II 線所采用的擬合方法與之前的樣本完全一致，所以不再重復說明。與IUE 樣本處理方式相似，對于某些有吸收但是不嚴重的源，我們手動屏蔽有吸收的波段，這樣的源有2 個，在后續(xù)的結果中對這些源也有特殊符號標識。最終測量的C IV 的BAI,FWHM(C IV)和EW(C IV)以及L1450，基于Mg II 光譜擬合獲得的FWHM(Mg II),MBH,Lbol/LEdd列在了表2 中。

表1 IUE 樣本根據擬合結果計算所得的參數值

在Kuraszkiewicz 等人[37,38]所給出的394 個HST 的FOS 光譜中，一些只有C IV 光譜，而無Mg II 光譜。我們將其與SDSS DR7[39]進行匹配從而獲得Mg II 光譜數據，篩選匹配過程如下：首先，刪除191 個不包含C IV 波段(1 440 °A～1 700 °A)的光譜；其次，去除紅移大于1.7 的24 個高紅移樣本(因為我們之前已經有足夠的此類樣本)；再次，丟棄與Wang等人[32]采用的29 個源相重疊的源的光譜，這樣的光譜有17 個；接著，我們將剩下的162 個光譜的坐標與SDSS DR7 的類星體的坐標進行匹配，匹配半徑為3′′，得到對應的32 個活動星系核；最后，我們要求紅移大于0.4，確保SDSS 譜中Mg II 擬合波段的完整呈現(xiàn)，并且去除一些BAL QSOs 和光譜信噪比非常差的源。最終C IV 譜線來源于HST，Mg II 來源于SDSS DR7 的源一共為25 個，為敘述方便，我們將這部分稱為HSTb 樣本。我們采用與之前完全一樣的擬合方法擬合C IV 和Mg II 線，對于其中5 個有吸收但是不嚴重的源，手動屏蔽有吸收的波段。相關擬合結果和計算所得參數列在表3 中。

表2 HSTa 樣本根據擬合結果計算所得的參數值

3 寬線區(qū)動力學結構及對發(fā)射線的影響

3.1 活動星系核譜線參數、光度和吸積率分布

首先，我們分別計算并給出高紅移樣本和低紅移樣本各個參數的分布情況。由于高紅移樣本和低紅移樣本在數量上的巨大差異，并且選取方式也很不相同，我們把這兩個樣本分開計算。我們給出C IV 等值寬度和BAI 的幾率分布(見圖1)，如預期一樣，高紅移類星體有更小的EW(C IV)和更大的藍移參數BAI。

在圖2 中，我們給出C IV 和Mg II 線的半高全寬的分布情況。與EW 和BAI 不同，高紅移和低紅移樣本在這兩個參數上差異并不顯著。在FWHM(C IV)上，高紅移類星體系統(tǒng)性略高于低紅移活動星系核。在FWHM(Mg II)上，兩個樣本的差異更小，低紅移活動星系核的分布略寬一些。

表3 HSTb 樣本根據擬合結果計算所得的參數值

圖1 C IV 等值寬度(EW(C IV))與藍移不對稱指數(BAI)的幾率分布

圖2 C IV 半高全寬(FWHM(C IV))與Mg II 半高全寬(FWHM(Mg II))的幾率分布

在圖3 中，我們給出1 450 °A 光度(L1450)和愛丁頓比(Lbol/LEdd)的分布情況。可以看到，低紅移AGNs 和高紅移類星體在光度上基本上沒有重疊。低紅移AGN 的光度系統(tǒng)性偏低是可以理解的，因為它們距離我們更近。愛丁頓比反應的是中心黑洞的吸積輻射效率，兩個樣本之間也存在明顯的差異?；贚bol/LEdd的計算公式，其差異主要是由光度差異所導致。如圖3 所示，把兩個樣本結合起來確實能夠明顯地擴充樣本的參數空間，從而使得我們的研究能夠涵蓋更廣泛狀態(tài)的活動星系核，進而具有更好的代表性。

圖3 活動星系核光度(L1450)和愛丁頓比(Lbol/LEdd)的幾率分布

3.2 C IV 發(fā)射線的Baldwin 效應

圖4 給出EW(C IV)與L1450的關系。與之前的研究類似，C IV 發(fā)射線表現(xiàn)出很明顯的Baldwin 效應——光度越高，等值寬度越低[40,41]；這也自然解釋了兩個樣本在EW(C IV)分布上的差異(見圖1 和圖3)。我們采用spearman 相關檢驗對兩者的相關性進行了定量的計算和檢驗(見表4)。這里必須提到的是，由于高紅移和低紅移樣本的數量存在明顯差異，樣本選擇方式也非常不同，如果對整體樣本進行計算，其結果必然被數量占據優(yōu)勢的高紅移樣本所主導，導致結果出現(xiàn)系統(tǒng)的偏差，所以為了得到更客觀的相關性分析結果，我們在表4 中對高低紅移樣本分別進行了計算。為了理解Baldwin 效應的物理起源，人們嘗試研究了EW(C IV)與其他變量，尤其是AGNs 本征變量的相關性問題。人們發(fā)現(xiàn)，發(fā)射線等值寬度(不僅限于C IV 線)不僅與光度相關，也與愛丁頓比、黑洞質量以及AGN 的電離連續(xù)譜譜指數相關，甚至有些發(fā)射線(例如N V)還與金屬豐度相關。一種可能的解釋是，電離連續(xù)譜譜型和光度或者吸積率等參數相關：當光度/吸積率變高時，電離連續(xù)譜譜型變軟，因此發(fā)射線輻射相對連續(xù)譜變弱，進而等值寬度變小，這一點被光致電離模型很好地擬合[42]。該模型還預期EW(C IV)與Lbol/LEdd以及電離連續(xù)譜譜型有關，相關證據也被發(fā)現(xiàn)[43-45](見圖5)，同時也得到了單個源中發(fā)現(xiàn)的所謂內廩Baldwin 效應①所謂內廩Baldwin 效應指的是單個源的光度變化時，其發(fā)射線等值寬度也隨著變化[49]。的進一步支持。不過內廩Baldwin 效應與Baldwin 效應在斜率上的顯著差異暗示可能還受其他機制影響。

圖4 C IV 等值寬度(EW(C IV))與1450 °A 光度(L1450)的分布

發(fā)射線強度與愛丁頓比的關系還能通過另外一種方式建立。輻射可能驅動發(fā)射線云團，因此發(fā)射線區(qū)結構與吸積率相關。在高吸積率/愛丁頓比的類星體中，其較低柱密度的發(fā)射線云團不易存在，容易被驅動轉換成外流[20,46,47]。而低柱密度云團更容易產生高電離線，高柱密度云團相對更容易產生低電離線。這一過程自然也產生了Baldwin 效應，而且其強弱依賴于發(fā)射線的電離程度，這也與觀測相符[48]。在這種模型下，人們預測EW(C IV)不但與Lbol/LEdd有關，還可能與發(fā)射區(qū)的物理條件和動力學性質有關。

表4 各參數的相關性系數

圖5 C IV 等值寬度(EW(C IV))與愛丁頓比(Lbol/LEdd)的分布(標示與圖4 相同)

當然實際情況下，這兩種機制可能同時起作用。為了有一個較全面的了解，我們還計算出EW(C IV)與Lbol/LEdd的關系，如圖5 所示?？梢钥吹?，EW(C IV) 與Lbol/LEdd存在明顯的反相關性，該關系與之前的研究結果相似[41,43]。不過我們的研究在Lbol/LEdd上橫跨近4 個量級，明顯高于之前研究所探討的范圍。Xu 等人[41]只用高紅移數據，發(fā)現(xiàn)L1450-EW(C IV)關系比Lbol/LEdd-EW(C IV)關系強，這與我們的高紅移的結果是一致的(相關系數分別為-0.266 和-0.199，見表4)。但是我們的低紅移數據顯示Lbol/LEdd-EW(C IV)相關性遠強于L1450-EW(C IV)的相關性(相關系數分別為-0.377 和-0.619，見表4)，顯示愛丁頓比是更重要的主導因素。高紅移類星體的結果很可能是由它們的參數空間范圍有限所導致。我們也研究了EW(C IV)與MBH的關系，發(fā)現(xiàn)相關性明顯彌散很多，所以黑洞質量應該不是一個主導的參數。

在圖6 中，我們還給出EW(C IV)與外流強度的指標(BAI)的關系。與Wang 等人[20]的結果類似，我們發(fā)現(xiàn)，C IV 發(fā)射線隨著外流變強而變弱(具體的相關系數見表4)。在低紅移源中，少數BAI 較大的AGNs，其BAI-EW(C IV)關系與高紅移數據符合得很好，表明我們高低紅移的數據測量一致。而對于大部分BAI ≈0.5 的AGNs(即紫外外流很弱時)，相對于高紅移樣本，EW(C IV)出現(xiàn)了明顯更廣的變化范圍。我們很自然會問一個有意思的問題：對于這些外流弱的源，Baldwin 效應以及類似相關性是否還存在？外流強與外流弱的源的Baldwin 效應是否有區(qū)別？探索這些對于我們研究發(fā)射線的形成有重要的意義。因此我們把源分為兩大類：(1) 0.4＜BAI ＜0.6，代表外流弱的樣本；(2)BAI ＞0.6，代表外流強的樣本。在圖7 和8 中，我們給出這兩個樣本中L1450-EW(C IV)與Lbol/LEdd-EW(C IV)的分布。

圖6 C IV 等值寬度(EW(C IV))與外流參數(BAI)的分布(標示與圖4 相同)

圖7 C IV 等值寬度(EW(C IV))與1450 °A 光度(L1450)的分布

圖8 C IV 等值寬度(EW(C IV))與愛丁頓比的分布(Lbol/LEdd-EW(C IV))

在兩個子樣本中，L1450-EW(C IV) 和Lbol/LEdd-EW(C IV) 的相關性都發(fā)生了顯著變化。對于強外流樣本，由于其參數空間有限，雖然相關性檢驗對某些子樣本給出顯著相關信號(見表4)，但并不能得到可靠結論。對高紅移弱外流樣本，L1450-EW(C IV)弱相關性基本沒變，而Lbol/LEdd-EW(C IV)的弱相關基本消失了。對低紅移弱外流樣本，L1450-EW(C IV) 幾乎不相關，但是Lbol/LEdd-EW(C IV) 相關性依然很強(相關系數為-0.445，見表4)。此外，如果我們限定一個較窄的L1450或者Lbol/LEdd范圍，依然可以看到明顯的EW(C IV)對于外流強弱(BAI)的依賴。綜合這些結果，并考慮到高紅移樣本參數空間的范圍較窄，我們認為愛丁頓比和外流強度對于發(fā)射線產生都有顯著影響，光度影響最??；這暗示上面提到的光致電離模型和外流模型可能同時在影響發(fā)射線的產生。因此發(fā)射線區(qū)的動力學狀態(tài)對于發(fā)射線的輻射有重要的影響。

3.3 外流與位力化結構

我們基于已測量到的動力學參數對發(fā)射線區(qū)的動力學狀態(tài)進行直接的分析?，F(xiàn)在有3個重要的動力學方面的參數：BAI, FWHM(C IV) 和FWHM(Mg II)。Wang 等人[20]發(fā)現(xiàn)，在高紅移時，C IV 和Mg II 寬線在各種參數空間中分布形式完全不同；結果暗示C IV 和Mg II 線來源于不同的動力學結構。為了深入理解AGNs 的寬線區(qū)動力學狀態(tài)，我們采用與Wang 等人[20]相似的方法。在圖9, 10 和11 中，我們展示了這3 個動力學參數之間的關系。

首先，我們可以看到，在高紅移類星體中，F(xiàn)WHM(C IV) 與BAI有一定的正相關性(相關系數為0.326)，但是彌散相當大；這表明，在這些源中，F(xiàn)WHM(C IV)在一定程度上反應了外流的速度場。相反，F(xiàn)WHM(Mg II)與BAI 存在明顯的反相關性(相關系數為-0.487)，由愛丁頓比的計算公式，我們可推出，Lbol/LEdd與FWHM(Mg II)反相關，所以FWHM(Mg II)與BAI 的反相關很可能是Lbol/LEdd與BAI 正相關的自然產物，這一點可以參考Wang 等人[20]的詳細研究。最后，F(xiàn)WHM(C IV)和FWHM(Mg II)基本上看不到明顯的相關性，這些結果與Wang 等人[20]的結果一致；也說明在高紅移AGNs 中，C IV 和Mg II 來自于不同動力學狀態(tài)的發(fā)射區(qū)。

圖9 C IV 半高全寬(FWHM(C IV))與外流參數(BAI)的分布(標示類似于圖4)

圖10 FWHM(Mg II)與外流參數(BAI)的分布(標示類似于圖4)

圖11 C IV 半高全寬(FWHM(C IV))與Mg II 半高全寬(FWHM(Mg II))的分布(標示類似于圖4)

而在低紅移AGNs 中，我們通常看到不同的結果(見表4)：首先，F(xiàn)WHM(C IV) 與BAI 幾乎無關，同樣的，F(xiàn)WHM(Mg II)與BAI 的關系也相對變弱；其次，F(xiàn)WHM(C IV)與FWHM(Mg II)顯示出明顯的正相關性(相關系數為0.533)。兩個半高全寬與BAI 的關系較弱，主要原因可能是由于低紅移源中外流通常較弱，其BAI參數范圍非常有限，所以難以看出高紅移源中的強相關性；其次是FWHM(C IV)在低紅移源中已經代表了不同于高紅移源的屬性(見下面的分析)。低紅移源中，F(xiàn)WHM(C IV)與FWHM(Mg II)展現(xiàn)出較強的正相關性，這強烈暗示，這兩個發(fā)射線來自于動力學狀態(tài)類似的發(fā)射區(qū)——位力化的區(qū)域。這一點與高紅移類星體正好相反。不論在高紅移源還是低紅移源，大部分Mg II 發(fā)射線來自于位力化結構[14,16]，所以Mg II 發(fā)射線反映了引力主導下的物質運動。為了進一步理解這一點，我們在圖12 中顯示了所有AGNs 的FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)隨著BAI的變化。FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)可以作為C IV 發(fā)射線區(qū)偏離引力束縛的指標。我們看到，對于高紅移源，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II)與BAI有很強的正相關性(相關系數為0.631)，這可以很好地用外流輻射區(qū)來解釋；而對于低紅移AGNs，由于其BAI約為0.5，所以外流很弱，其C IV 寬度比Mg II 寬度系統(tǒng)性稍微偏高一點，整體而言差異不大。

額外的證據來源于等值寬度與半高全寬的比較。在圖13 中，我們給出EW(C IV) 隨著FWHM(C IV)的變化。對于高紅移樣本，EW(C IV)隨著FWHM(C IV)的增加而減??；而對于低紅移樣本，除了少數幾個AGNs 和高紅移樣本占據了相似的參數空間外，大部分AGNs 明顯占據不同的參數空間。我們還發(fā)現(xiàn)低紅移樣本有一個較弱但是清晰的趨勢：EW(C IV)隨著FWHM(C IV)的增加而增加，這是一個與高紅移類星體完全相反的趨勢。相關性檢驗顯示低紅移樣本沒有相關性(見表4)，這可能是低紅移樣本中有一部分與高紅移樣本類似，占據相同的參數空間導致的。可見紅移不是產生兩個樣本差異的主要因素，內稟的物理過程才是(見后續(xù)的分析)。

而對于高紅移類星體，其EW(Mg II)隨著FWHM(Mg II)的增加而增加(見文獻[20]中圖2)。這一點與低紅移的C IV 發(fā)射線相似，而與高紅移的C IV 發(fā)射線相反。

圖12 FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)與BAI 的分布(標示類似于圖4)

圖13 C IV 等值寬度(EW(C IV))與半高全寬(FWHM(C IV))的分布(標示類似于圖4)

這些結果可以用外流加位力化結構模型以及3.2 節(jié)中的發(fā)射線強度相關性來合理地解釋。無論是在高紅移源還是低紅移源，AGNs 中的Mg II 發(fā)射線區(qū)基本可以被認為是處于位力化的狀態(tài)中。由愛丁頓比的計算公式，我們可得到，Lbol/LEdd與FWHM(Mg II)反相關。而又由于Lbol/LEdd與等值寬度反相關(見圖5)，所以可以自然得到FWHM(Mg II)與EW(Mg II)的正相關關系。對于低紅移AGNs，如果其C IV 線也處于位力化的狀態(tài)，那我們也自然可以獲得FWHM(C IV)與EW(C IV) 的正相關關系。因此，低紅移FWHM(C IV)-EW(C IV)與FWHM(Mg II)-EW(Mg II)的關系可以作為一個有效的證據，表明這些低紅移的源中，F(xiàn)WHM(C IV)與FWHM(Mg II)一樣，反映了引力主導下的位力化運動，C IV發(fā)射線區(qū)確實系統(tǒng)性地處于位力化狀態(tài)。這實際上與圖11 中的結論一致。Peterson 和Wandel[9,10]基于反響映射方法找到了更加直接有效的證據，表明低紅移的高電離線是滿足位力化假設的。但需要注意的是，由于需要大量的觀測時間，他們的工作實際上只是基于很少一部分反響映射AGNs，也就個位數的量級。我們的結果雖然只是一個間接的證據，但卻是基于更大的樣本所得出來的結論。

對于高紅移類星體，F(xiàn)WHM(C IV)與EW(C IV)的反相關是可以理解的。因為這些源的C IV 發(fā)射區(qū)中，外流已經變得相當普遍，所以FWHM(C IV)已經不能夠用來描述引力主導的位力化運動，而是反映了外流的動力學狀態(tài)(見圖9)。而如圖6 所示(也可見第3.2 節(jié)的相關討論)，外流越強(BAI越大)則EW(C IV)越弱，所以可以很自然地得到FWHM(C IV)與EW(C IV)的反相關性。

那么緊接著一個重要的問題就是，到底是什么因素導致了不同的樣本中寬線區(qū)(尤其是高電離C IV 寬線區(qū))的系統(tǒng)性差異？或者換句話說，在什么樣的狀態(tài)下，C IV 發(fā)射線區(qū)開始從低紅移的位力化狀態(tài)轉向高紅移的外流運動狀態(tài)？Wang 等人[20]的結果顯示，活動星系核的吸積過程(基于愛丁頓比刻畫的)是其中的一個重要因素，我們在圖14 中展示了Lbol/LEdd與BAI的關系。與Wang 等人[20]一致的是，高紅移類星體展現(xiàn)出非常強的正相關性，表明吸積越強的類星體，外流特征越明顯。低紅移AGNs 中，有一部分也展示了類似的特性；但是大部分都沒有明顯的外流特征(BAI ≈0.5)，而且BAI與Lbol/LEdd沒有相關性。非常有意思的是，這個臨界點發(fā)生在Lbol/LEdd≈0.1 的位置處。我們也單獨對Lbol/LEdd＜0.1 的樣本做了spearman 相關性分析，發(fā)現(xiàn)這部分樣本并無明顯相關；這表明外流(確切地說，是可輻射紫外發(fā)射線的外流)的產生有一個重要的條件，就是Lbol/LEdd＞0.1。

圖14 愛丁頓比(Lbol/LEdd)與外流參數(BAI)的分布(標示類似于圖4)

另外一個重要的描述外流的參量是FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)。在有外流的情況下，這個量可以用來衡量C IV 區(qū)相對于位力化運動的偏離。在圖15 中，我們給出FWHM(C IV)/FWHM(Mg II) 隨著Lbol/LEdd變化的趨勢。類似于Lbol/LEdd-BAI關系，這個關系也存在顯著的雙相過程，而且轉折點同樣發(fā)生在Lbol/LEdd≈0.1 處。這強烈地暗示，隨著吸積率的升高，寬線區(qū)的動力學結構發(fā)生了突變，突變點就在Lbol/LEdd≈0.1的位置處。當Lbol/LEdd＞0.1 時，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II) 隨著Lbol/LEdd的增加而增加，這是可以理解的，因為愛丁頓比描述的是輻射相對于引力的強弱，而FWHM(C IV)/FWHM(Mg II) 描述的是外流運動相對于引力主導運動的比，當外流是輻射驅動時，此關系就容易解釋。

圖15 Lbol/LEdd 與FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)的分布(標示類似于圖4)

有意思的是，當Lbol/LEdd＜0.1 時，我們發(fā)現(xiàn)一個微弱的反相關趨勢；對Lbol/LEdd＜0.1 這部分樣本的spearman 相關系數的計算結果也反應了這種趨勢，但這種相關性并不完全可靠(見表4)。值得注意的是，由于3c390.3 具有雙峰輪廓，所以我們也做了去除這個源之后的相關性分析，相關系數從-0.321 變?yōu)?0.404，不相關概率從0.083 7 變?yōu)?.029 6。相關性變得顯著了。但這里需要強調的是，鑒于目前的樣本數量較少，這種相關性仍需要后期更多數據的檢驗。當Lbol/LEdd≈0.1 時，兩條線統(tǒng)計上寬度相當[20]。在一個完全由引力主導的系統(tǒng)中，由于C IV 發(fā)射線來自于內區(qū)，所以其運動速度應該比Mg II 發(fā)射線寬。我們的結果暗示，隨著輻射越來越強，C IV 發(fā)射區(qū)雖然還是引力主導，但是越來越外移，向Mg II 發(fā)射區(qū)靠近。當Lbol/LEdd≈0.1 時，C IV 發(fā)射區(qū)與Mg II 發(fā)射區(qū)重疊。Lbol/LEdd再增加，輻射UV 發(fā)射線的外流產生。然而必須強調，我們現(xiàn)在的數據有限，而且質量也并不是很大，所以需要更多更精確的數據來檢驗這一論點。

我們還研究了FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)與光度(L1450)以及黑洞質量(MBH)的關系(見圖16 和17)。可以看到，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II)與光度基本不相關或者相關性很弱(見表4)，更不用說兩相的狀態(tài)；FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)與黑洞質量有強相關，有意思的是，兩個樣本似乎在質量相同位置處遵循不同的趨勢。我們猜測這可能是一種選擇效應，因為對MBH和Lbol/LEdd采用的計算方式導致兩個參數是兼并，有可能部分引起此類效應。我們將研究黑洞質量對此類效應的影響。

圖16 光度(L1450)與FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)的分布(標示與圖4 相同)

圖17 黑洞質量(MBH)對FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)(標示與圖4 相同

我們的結果對于測量黑洞質量也有幫助。對于高紅移類星體，由于Mg II 線已經移出了觀測者的光學波段，很多研究者就用C IV 線來測量黑洞質量?；谖覀兊慕Y果顯示，高紅移類星體普遍具有高愛丁頓比(也即Lbol/LEdd＞0.1)，這意味著他們的C IV 發(fā)射線都有明顯的外流成分，甚至是被外流成分主導的；這不但會導致黑洞質量測量的不確定性增大，更重要的是，會產生系統(tǒng)性的偏差。從圖12 中可以看到，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II)會隨著BAI的增加而增加；所以基于單光譜黑洞質量測量方法，如果光度給定(相當于發(fā)射區(qū)半徑給定)，那么BAI大的源，其FWHM(C IV)相對于基準的FWHM(Mg II)偏大，對應測量到的黑洞質量偏大，因此愛丁頓比會偏低。雖然現(xiàn)在很多研究對基于C IV 測量質量的方法進行了修正，但是這些修正往往是對高紅移樣本的一個整體修正，并沒有仔細考慮對于C IV 發(fā)射線藍移不對稱的依賴，所以即使平均質量精確度提高，但是系統(tǒng)性的偏差并沒有被消除。又由于BAI 與愛丁頓比有很強的相關性，因此，如果基于C IV 發(fā)射線測量黑洞質量，那么測量質量的偏差也將與愛丁頓比有著系統(tǒng)性的相關。這些效應主要發(fā)生在高紅移的類星體當中，因此，那些基于C IV 發(fā)射線測量的黑洞質量和吸積率所得出的關于高紅移類星體的研究結論，需要特別謹慎對待。

4 總 結

長期以來人們得出一致結論，活動星系核的寬發(fā)射線區(qū)可能處于不同的動力學狀態(tài)下：一種是引力主導的運動狀態(tài)，也稱作位力化狀態(tài)；另一種是外流狀態(tài)。寬線區(qū)的動力學狀態(tài)對于我們了解活動星系核的吸積過程、活動星系核結構以及黑洞質量測量等都有著重要的意義。在本文中，我們詳細研究了活動星系核寬發(fā)射線區(qū)，尤其是以C IV 為代表的高電離線發(fā)射區(qū)的動力學狀態(tài)，這些動力學狀態(tài)對發(fā)射線的影響，以及動力學狀態(tài)與活動星系核吸積過程的關系。

為了能夠更加全面地研究這些效應，需要研究樣本覆蓋足夠大的參數空間。因此，我們首先從SDSS 類星體樣本中選取了紅移為1.7～2.25 的高紅移樣本，然后利用IUE 和HST的紫外觀測數據選取了低紅移樣本。我們用藍移不對稱參數(BAI)來衡量C IV 發(fā)射線外流的強弱，并測量了這條線的等值寬度(EW)和半高全寬(FWHM)。我們測量了Mg II 發(fā)射線的半高全寬，并利用單光譜黑洞質量測量方法估算了活動星系核的黑洞質量和愛丁頓比。我們選擇的樣本在光度、C IV 藍移參數、C IV 等值寬度等參數空間中有很大的覆蓋范圍。

利用獲得的發(fā)射線參數，我們詳細研究了這些參數之間的關系以及其與活動星系核基本參數(例如光度、黑洞質量和愛丁頓比) 的關系。我們證實了之前的結果：高紅移類星體中，C IV 發(fā)射線與Mg II 發(fā)射線在參數空間中往往表現(xiàn)出不同的行為模式，例如在FWHM-BAI 參數空間和FWHM-EW 參數空間都表現(xiàn)出不同的趨勢；這表明C IV 與Mg II發(fā)射線處于不同的動力學狀態(tài)。我們又進一步發(fā)現(xiàn)，在低紅移活動星系核，F(xiàn)WHM(C IV)與FWHM(Mg II)存在明顯的正相關，而且其FWHM-EW 關系與Mg II 發(fā)射線完全一致。這表明低紅移活動星系核中，C IV 線與Mg II 線處于一致的動力學狀態(tài)。這一點其實從C IV 發(fā)射線的BAI 參數的分布上就可以得到直接的佐證，即C IV 發(fā)射線外流在高紅移時較強而在低紅移時較弱。

為了進一步理解高、低紅移活動星系核的差異，我們研究了BAI 參數與愛丁頓比的關系，發(fā)現(xiàn)兩個紅移樣本在一起形成了一個兩相分布模式。在Lbol/LEdd＜0.1 時，BAI 與Lbol/LEdd沒有關系，而在Lbol/LEdd＞0.1 時，兩者存在非常強的正相關；這表明發(fā)射線的動力學狀態(tài)在Lbol/LEdd≈0.1 處發(fā)生了轉變。我們也研究了FWHM(C IV)/FWHM(Mg II)與Lbol/LEdd的關系，同樣發(fā)現(xiàn)了這一臨界愛丁頓比。在Lbol/LEdd＞0.1 時，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II)隨著Lbol/LEdd的增加而增加，F(xiàn)WHM(C IV)/FWHM(Mg II)在這時實際上反映了外流導致的運動速度與引力束縛狀態(tài)對應的運動速度比值。有意思的是當Lbol/LEdd＜0.1 時，這兩者之間存在微弱的反相關；這可以用引力主導下的分層結構隨著愛丁頓比的增加而變得無法區(qū)分來解釋。然而，我們必須強調，這一推測有賴未來更多更加可靠的數據來檢驗。我們的結果還表明，利用C IV 發(fā)射線來測量活動星系核質量，不僅統(tǒng)計誤差增加，而且存在系統(tǒng)性的風險；這種方法造成的質量偏差與BAI 以及活動星系核愛丁頓比存在明顯相關性，這一偏差對于高紅移類星體尤其顯著。