活动星系核及致密天体-05-宽线区

Mg
II
2798
II
Mg
Fe
II
2 7 9 6, 2 8 0 3
F e II 4 5 7 0 H e
H
m u ltip lets 3 7 , 3 8, & 4 3 ； H e II 4 6 8 6
II
H 4 8 6 1 ；F e
4 9 2 4, 5 0 1 8 m u ltip let 4 2

rm ax rm in
v 1 n c jc r 0 1 c d d r
1 2
5 .2 0
j c —— 每个云的发射率；
计算 示例-1
v
n c —— 云的数密度；
v co s
0 —— 中心线波长；
r
至观测者
概述
—— 宽 发 射 线 从 哪 里 来 ？
QSO--Flash
概述-物理图象1
概述
——宽发射 线区靠近中 心源。
概述-物理图象2
概述
概述-1
研究意义：中心源的有效探针
（1）谱线展宽：多普勒展宽——发射区云的运动； 存在引力同辐射压的对抗； （2）宽线区的能量来源于吸积盘连续辐射于云中物质
（如氢等）所产生的光致电离辐射，再生能量和过
5 .1 7
B 情形表对氢
n e B —— 单位时间单位体积复合光子数； B —— B 情形复合系数；
VC
连续谱Biblioteka Baidu光学
厚的，即完全
—— 云电离体积
吸收。
r1
Vc Ac

Uc n e
B
5 .1 8
r1 4 .8 1 0 0 .7 R
10
cm
r1 —— Strömgren 深度（边界到中心的距离，电离深度）；
光致电离模型的关键特征： 具有电离扩展区（PIZ），在云内应远大于 Strömgren 深度。
光学 薄证据
—— 宽线光谱中反常的
L y H
低值解释。
宽发射线区的光学薄证据： （1）一些Seyfert星系中线轮廓与光学厚模型预测有差异；
（2）Mrk 590 中 H

线轮廓尾翼不随连续谱变化；
（3）一些宽线流量比的行为更符合光学薄模型。
某个质子俘获。电子和质子复合形成中性氢原子的过程可能有两种方式：①
电子直接复合到基态；②电子复合到某一激发态。在第一种情形下，释放出 一个属于赖曼连续区的光子。处于基态的氢原子过了一段时间后再次电离，
一切又从头开始。在第二种情形下，电子将向下级联跃迁，并最终落在基态，
同时释放出属于辅线系的光子。星云对辅线系的辐射完全透明，能被观测到。 因为氢的辅线系谱线是在自由电子复合且级联跃迁至基态的过程中产生的， 所以称为 复合线 。
L y 1 0 2 6 ；O L y 1 2 1 6 ；N Si C
IV V VI
1 0 3 2, 1 0 3 8
1 2 3 9, 1 2 4 3
IV ]
Si
IV
O
IV ]
1 3 9 4, 1 4 0 3 ； O
1402
C
IV
1549
O
III
IV
1 5 4 8, 1 5 5 1
ergs s
1
5 .3
є
—— 填充因子，有发射物质体积占总体积的百分比，与元素丰度有关。
填充因子（以C IV 线估算） ：
假定碳宇宙丰度，且都是三次电离的：lo g C
є N c 4 l
3
填充 因子
H

3 .4 8
3
4 r
3
3

N cl r
3
3
5 .4
。
氢原子
Lyman
n λ (nm)
2 122
3 103
4 97.2
5 94.9
6 93.7
附： 氢原子 谱
∞
线系
91.1
§5.3 宽线区的光致电离
连续谱流量变化强相关。
中心源单位时间发出的可电离氢的光子数
Q
§5.3 宽线区 的光致 电离
宽发射线能源： 中心源的连续辐射的光致电离，发射线的流量变化与
源发射的电离光子的流量（photons·-1· -2）： s cm
H
1 912 Å
Lyman连续
谱低能量限
至X-射线的谱
OX



1
F d h



1
F 1 2 1 6 A h 0
指数估算。
d
O X 1 .4
程可由宽反射线观测推断。
§5.1 宽线光谱
谱线相对强度和轮廓存在多样性
§5.1 宽线光 谱
宽线光谱
存在允许线及半禁线，谱线混杂（见表5.1）
宽线 光谱图
谱线特征 —— 混合线（表5.1）
Feature
L y O VI 1 0 3 5 L y N
V
谱线 特征-混 合线表
Contributing Lines
5 .1 0
L y
发射线流量：
F L y
覆盖 因子-2

F 1 2 1 6 A 9 1 2 H h 0 OX 1216
L y
OX

c 1216 Å
5 .1 1
L y
的等效宽度（相当于将所有
线合在一起产生的结果）：

2 .2 1 0 ne
2
64
L 4 2 C IV

5 .8
云数量
3
M
BLR

4 l 3 4 3
N c ne m p єr ne m p
3
云内物质质量密度
1 .5 1 0 ne
41
云体积
L 4 2 C IV

g
10
-3
L 4 2 C IV
M
5 .9
Fe
II
5 1 9 0, 5 3 2 0
Fe
II
m u ltip lets 4 2, 4 8, 4 9, & 5 5
宽线光谱
同一光谱中，不同发射线的宽度也可能不同
宽线 光谱图3
典型的宽发射线强度情况
典型 宽线强 度
谱线表述 —— 多普勒展宽（速度表示）
从
v F W H M 5 0 0 km s
宽线区质量较中心质量而言很小。
覆盖因子：宽线区吸收的连续辐射的比例。
以
L y
覆盖 因子-1
的等效宽度与实际观测值的对比确定：
（1）光学厚纯氢星云假定，每一个光子电离最终导致一个 L y 光子 （2）如果所有的电离光子都被吸收，总 确定 L y 的等效宽度。
近似地以紫外
L y
流量与连续谱强度可以
F 1 2 1 6 A 0 h
OX
0 1216 Å
L y 线对应
的频率


1

1 O X
d
OX
F 1 2 1 6 A 0 h O X 1
OX
F 1 2 1 6 A 9 1 2 h O X 1216
W
L y

F F
L y 1 2 1 6 A
OX
5 .1 2
W
L y
1216 912 OX 1216
A
5 .1 3
估算结果（
1 .4 ）：
等效宽度约580Ǻ，比观测到的大约一个量级，由此
比较表1.1
f 0 .1
II
He
C
III
II
He
Al
1 6 4 0 ；O
III
III
]1663
III
] Si
III
]
III
1 8 5 7 ；S i
] 1 8 9 2 ；C
]1909
Small blue bump
Balmer continuum ( 3 6 4 6 Ǻ)
Fe
II
m any
II
lin es
11
r
—— 宽线区尺度； n H —— 氢离子密度，近似以电子密度代之。
发射区云厚度的估算：
云厚 度的估 算
设光致电离平衡：单位时间击打宽线区云的光子数等于单位时间产生
的复合光子数。
云截面积 以 n 代 n e H
Q Ac
H
2
4 r
A cU c n e
2
5 .1 6
A cU c n e = n e B V c
16
5 .6
可根据反响映射估算
ne 1 0 cm
11
3
є 2 .7 1 0
7
h0
3
L42
1 2
C IV
5 .7
填充因子较小反映宽线区结构 —— 纤维状或块状结构。
宽线 区质量
宽线区质量：
结合（5.3）式和（5.5）式，有
єr
3
估算 N cl
3
[（5.4）式 ]
云
co s
§5.2 基本参数
温度：
与其它电离气体中的线相对强度比较，气体的温度为量级 104K。
视线速度弥散
kT v m p
1 2
§5.2 基本参 数
10 km s
1
5 .1
—— 比较典型值：～5000 km· -1 ，否定热加宽（要求109K）。 s
密度：
总光度（C IV 线）：
L C IV
n c 3
用丰度估
用丰度估
算，即
n
c
3


j C IV d d V
4 r 3
3 2 3 2
10
3 .4 8
є n e n C 3 q 2 s S , 2 p P h
2 23
ne
є r n e 4 .6 1 0
与其它电离气体中的发射线比较，缺 [OIII] 线 4 3 6 3, 4 9 5 9, 5 0 0 7 有 C III] 线 1 9 0 9 由碰撞去激发临界密度估计低限和高限分别为：
1 0 cm
8 3
n e 1 0 cm
11
3
发射率（C IV 线） ：
j C IV
H



1
L h
d
5 .1 4
L
—— 单位时间单位频率间隔能量； h —— 一个光子能量； 1 9 1 2 Å
电离参数： 光子数密度对云入射面粒子数密度之比
U 0 .0 4 h 0
2 3
U
Q
H
2
4 r c n H
5 .1 5
ne 10 cm
首页
活动星系核及致密天体
（第五讲）
云南大学物理系
2009
第五章 宽 线区
第五章 宽线区（BLR）
概述 §5.1 宽线光谱 §5.2 基本参数 §5.3 宽线区的光致电离
§5.4 §5.5 §5.6 §5.7 §5.8
宽线轮廓 反响映射（Reverberation Mapping) 宽线区的速度场 云的性质 谱线--连续谱的相关性
宽线区云的模型仍有待研究。
§5.3 宽线轮廓
对数轮廓：
计算示例：
lo g
§5.4 宽线轮 廓
恒定辐射驱动下，外流光学厚宽线云发射线预期计算（并非唯一解释！）
基本假设：
1. 内禀谱线轮廓为 函数型； 2. 云运动所致的多普勒谱线展宽。
整个云的发射线轮廓：
L 2
1
谱线表 述
I
I0
至
v F W H M 1 0 km s
4 1
核
I0 2
翼
0
一般地
v F W H M 5 0 0 0 km s
1
半峰全宽 零强度全宽
特别地： 3 0 0 0 0 km s 1
谱线轮廓
典型“对数
谱线轮 廓-2
型”： F v ln v
q 2s S , 2 p P
2 2
发射 率

n e n C 3 q
2s S , 2 p P
2 2

h 4
5 .2
2 .6 1 0
9
—— 碰撞激发率，（ T e 2 0 0 0 0 K
，q
cm s
3
1
）
（表单位时间沿某方向单位立体角内单位体积的辐射能量）。
v —— 距中心
谱线的轮廓也可能表 现得相当复杂，而且结构
是变化的
其他
谱线 其他特 征
宽发射线观测多在可见光波段；其他（如红外，紫外）也有。
宽发射线也 有光变，且与连 续谱光变强烈相 关 —— 光学厚 模型。
复合线（recombination line)：
复合 线
在气体星云中，物质密度和辐射密度都很低，物态偏离热动平衡状态很大。 以氢为例，在这种情形下，绝大部分中性氢原子处于基态,而处于激发态原子 则很少。因此,星云对赖曼系和赖曼连续区的辐射不透明，而对辅线系（巴耳 末系、帕邢系等等）的辐射完全透明。氢原子可以吸收一个属于赖曼连续区 辐射的光子而电离，形成自由电子和质子。自由电子运动一段时间后又会被
r —— 宽线区半径， l —— 发射云半径， Nc —— 宽线区发射云数量
对明亮 Seyfert 星系的估算：
L C IV
1 2

L 4 2 C IV 1 0
42
erg s s
1 2
1
5 .5
r 8 h 0 L 4 2 C IV lig h t d a ys 2 1 0 h 0 L 4 2 C IV cm