类星体的观测与研究
类 星 体 一 瞥类 星 体 一 瞥类 星 体 一 瞥类 星 体 一 瞥 类星体的发现 什么是类星体 类星体的多波段观测 宇宙探针 红移的本质
类星体的发现 1908 年美国天文学家福茨 (Fath) 最早观测到了星系核中的发射线。发射线的存在标 志着该星系核可能处于某种活动状态 1918 年卡提斯 (Curtis) 发现星系 M87 的光学喷流 1918 年斯里弗尔 (Slipher) 观测到 NGC1068 中的宽发射线。后来证实这是一个塞佛 特星系 1934 年塞佛特 (Seyfert) 系统地研究了具有强发射线和有明显星系核的星系。这类星 系后来被命名为塞佛特星系 1950 年英国剑桥大学天文研究所开始对射电源进行系统地观测。发表了第 1 个射电 源表，简称 1C ，共包括 50 个射电源。 1954 年巴德 (Baade) 和闵可夫斯基 (Minkovski) 对天空中最强的射电源天鹅座 A 进行 了研究。用 5 米望远镜观测发现，其射电辐射是来自一个延伸天体。事实上早在 1944 年这个源就被一位天文爱好者瑞贝尔（ Reber ）用一架自制的望远镜发现。 1959 年剑桥大学天文研究所发表第 3 个射电源表，简称 3C ，共包含 471 个源。 3C 表 的发表为活动星系核的研究，尤其是类星体的发现提供了重要的资料。在此之前 的 2C 表发表于 1955 年，共含有 1936 个源。由于观测仪器的定标问题，这些源中许 多都是 “ 伪源 ” 。
类星体的发现 1960 年格林斯坦（ Greenstein ）和欧克（ Oke ）在从事白矮星巡天观测中发现了第一颗类星体， 可惜没有引起重视，立即予以发表。直到 1970 年才披露了他们的观测结果。 1963 年哈扎德 (Hazard) 等人在澳大利亚 Parkes 64 米射电望远镜上利用月掩星的机会准确测量了 3C-273 的位置，发现它是一个射电双源，中心天体具有发射线。 1963 年施密特（ Schmidt ）用美国帕洛瑪山天文台的 5 米望远镜准确地测量了 3C-273 发射线的 位置。破识这就是氢的巴尔末线，从此类星体正式被发现。 1963 年格林斯坦和马萨斯（ Matthews ）测量了 3C48 和其它几颗类星体的红移值。 1965 年桑德奇发现蓝星体或紫外超（ UVX ）天体有可能是类星体。许多这类类星体的射电辐 射并不强，为类星体的发现开辟了新的途径。 1966 年兹维基（ Zwicky ）在致密星系巡天中发现了一类新的活动星系核。其中包括第 1 个蝎虎 座 BL 型（ BL Lac ）天体，从此这类天体就依此命名。 1967 年马卡良 (Markarian) 开始了大规模的蓝色或紫外超星系的巡天观测。使用前苏联比拉干 天体物理台的 1 米口径的施密特望远镜加一顶角为 1.5 度的物端棱镜。这类星系被称之为马卡良 天体。马卡良天体的巡天工作一直持续到 80 年代，先后发表了 15 个巡天星表。巡天范围达 平方度。共发现 1500 颗马卡良天体。 1975 年起奥斯米尔（ Osmer ）和史密斯（ Smith ）在智利泛美天文台（ CTIO ）用一架 60 公分的 施密特望远镜加物端棱镜寻找类星体，开辟了发现类星体的无缝光谱方法。
类星体的发现 1977 年由赫维特（ Hewitt ）和柏比奇（ Burbidge ）编辑 的第一个类星体总表问世，共包括 637 颗类星体。 2000 年由维隆（ Veron ）夫妇编辑的 “ 类星体和活动星 系核表 ” （第 9 版）发表。其中包括 颗类星体。 2000 年基特峰天文台（ Kitt Peak ）发现 Z=5.50 的 类星 体（ J ） 2003 年维隆（ Veron ）夫妇编辑的 “ 类星体和活动星系 核表 ” （第 11 版）发表。其中包括 颗类星体。 2003 年 SLOAN 巡天， Xiaohui Fan 等发现最大红移类星 体 Z=6.42
什么是类星体 高光度 类型 射电 红外 光学 X 射线 旋涡星系 5 射电星系 ～ 45 2 Seyfert ～ 45 3 ～ 45 类星体 ～ 48 4 ～ 表：星系和活动星系的光度（尔格 / 秒）
小尺度 物质高度密集 爱丁顿光度 <L<10 48 erg/s 则 10 5 <M<10 10 M ⊙
非热辐射谱 光变现象 不规则光变， 小时～天 喷流现象 jet ，光学或射电， 1pc ～ 1Mpc
What is our Monster likely? X-ray H + He ++ 54.4eV H + He <54.4eV He H <13.6eV
Black Hole 12 M=10 8 ~10 12 M ⊙ Ne=10 7 ~10 10 cm -3 Te=10000 ~ ◦ K D < 10 light years Abundance sun, may C,N,O more Eating mass M=0.15 L 46 -1 M ⊙ a -1 1.0 M ⊙ /year
标准的类星体光谱
如何探测宇宙 电磁波（光子） 射线 <0.01Å X 射线 0.01 ～ 100Å 紫外线 100 ～ 4000Å 可见光 4000 ～ 7000Å 红外线 7000Å ～ 1mm 射电波 1mm ～ m 宇宙线粒子 质子， α 粒子，电子，中子， 子，磁单极 中微子 e ， ， 引力子（引力波）
类星体的多波段观测 光学波段 射电波段 X 射线波段 红外波段 完备的多波段样本
射线 EGRET 0.1~10 GeV Whipple 0.2~50 TeV GLAST 0.1~300 GeV
X 射线 Uhuru 1970 HEAO HERO 白马（ Hakucho) 1979 天马（ Tenma) 1983 银河（ Ginga) 1987 EXOSAT 1983 ROSAT 1990 AXAF NASA 2000 XMM ESA 1999
光学 Markarian 15.5m ~500 Kiso （木曾） ～ 19.0m ~10000 Palomar BQS 16.2m ~100 LBQS ~18.5m 1054 Edinburgh/Cape BQS ~17.0m 240 HST WF/PC ~28.0m ~3000 SDSS ~20.0m ~10 5 LAMOST
SLOAN
红外 红外的重要性 地面观测： 几乎所有 的新建大型望远镜都加红外 空间 IRAS ： 12,25,60,100 m 1983 ISO: 4 ～ 100 m 1995 WIRE: 12 m,25 m faint Starburst Galaxies ~5000 SPITZER: 3~180 m 2003
射电 15MHz~4.85GHz 3C 178M 4C 178M 5C 178M 6C 151M 7C 151M 8C 38M 9C 15M Texas 365M 87GB 4.85G GB6 4.85G Parkes 2.7G NVSS 1.4G FIRST 1.4G
Slitless Spectroscopic Technique By Hoag, Smith, Osmer… in 1970’s From the slitless spectrum one can see Ly 1216 Å CIV 1549 Å CIII 1909 Å MGII 2798 Å Improvement: (1)To decrease the select effect (2)To increase the successful rate
最遥远的天体是什么 类星体 Z=6.43 星系 Z=6.56 其它 Z= ? 星系
宇宙探针 宇宙中最早形成的天体？ 引力透镜 Ly 线丛 D 丰度测定 D/H=2 观测值 3 10 -4
类星体的红移 / 红移的本质及其争 论 红移的极限 Z ＝ 5 ？ 红移的本质 宇宙论性 非宇宙论性 （二者兼之）
天文学家 四人帮 Arp Hoyle Burbidge Nalikar
非宇宙论性红移 亮星系周围类星体的数密度明显高于场类星体 类星体靠近星系，而彼此红移相差很大 亮星系本身存在着高红移的 “ 特区 ” 类星体和星系存在着统计上的相关性 类星体往往存在着特殊的排列和成团性 观测上没有发现黑洞模型的充分证据 “ 能量予莫 ” 矛盾依然存在 没有肯定的证据否定红移是非宇宙论性的
宇宙论性红移 类星体和一些活动星系核没有明显的本质区别 类星体光谱中的 H ， C ， Ca ， Mg ， Na 等的谱线都出现 在一般星系中 在几个和星系靠近的类星体中，观测到了红移值和星 系距离一致的吸收线 Ly 森林线是由宇宙中的氢云造成的 类星体对中观测到了属于对方的吸收线 观测到了类星体周围的气体云，且距离相同，表明类 星体是活动星系核 引力透镜现象 没有肯定的证据证明红移是非宇宙论性的
谢谢
SLOAN