类星体3C 446射电光变非线性特性分析

类星体有剧烈、大幅度的光变现象,光变研究有助于建立与观测相符的理论模型.这篇文章从密歇根大学射电天文台数据库收集了类星体3C 446射电4.8、8.0和14.5GHz波段的长期观测数据.传统的线性方法难以分析复杂的光变现象,文章采用了集合经验模态分解(Ensemble Empirical Mode Decomposition,EEMD)方法和非线性分析方法相结合,从混沌动力学特性、分形特性和周期性多角度对类星体光变随时间演化的规律进行了较全面的分析,并重点对比分析了除去周期成分或混沌成分前后,光变的周期性和非线性特性是否存在明显区别.分析结果表明,类星体3C 446射电波段光变资料由周期成分、趋势成分和混沌成分组成,光变具有周期性、混沌性和分形特性.除去混沌成分和趋势成分后的光变周期与原始光变资料的周期完全相同,而两者的混沌和分形特性有明显不同.从饱和关联维数来看,重构动力学系统时,除去周期成分和趋势成分后的光变资料比原始光变资料需要更多的独立参量,Kolmogorov熵值表明前者信息的损失率比后者大,系统的混沌程度更高,系统也更复杂,Hurst值表明后者自相似性和长程相关性比前者略强.

星系及其超新星和黑洞及类星体的形成和演化

星系的形成和演化是天体物理学中最活跃的研究领域之一,因此许多人研究了这一领域。但由于他们没有完全理解从卫星到行星再到恒星的演化规律,他们的理论非常脆弱。一些早期的假说认为一个星系是由一片巨大气体云坍塌而成的,而较近的假说则认为星系是由较小的团块物质合并而成的,这些都是难以置信的。因此,本文对卫星、行星和恒星的形成和演化进行了系统的研究,建立了一套关于星系形成与演进的科学理论,从而揭示了星系的层次结构及其中的超新星、中子星、黑洞和类星体的形成和演化规律。

类星体CGRaBSJ0132+4325的射电周期研究

基于欧文斯谷射电天文台(Owens Valley Radio Observatory,OVRO)40 m望远镜近12年的观测数据,从中收集了类星体J0132+4325在15 GHz射电波段的光变曲线数据,利用LSP和加权小波Z变换方法分析其光变准周期.结果发现,类星体CGRaBS J0132+4325存在一个约851±80天的准周期振荡.基于红噪声蒙特卡洛模拟来估算其准周期信号的置信水平,得到其置信度超过3σ(99.7%).

富尘埃宽发射线类星体的CO发射

富尘埃宽发射线类星体在星系演化中十分关键,而星系中分子气体的信息有助于人们了解其恒星形成潜力等性质。使用IRAM-30m望远镜对红移0:5<z<3之间的9个富尘埃宽发射线类星体的CO发射线进行了观测,并在8个源中成功探测到9条不同能级的发射线,其中5条为强探测信号,4条为暂定探测信号。根据CO线宽与光度关系,7个源满足未被引力透镜严重放大的关系,而1个源可能被放大约12倍。利用文献以及能谱分布拟合得到远红外光度,并对引力透镜效应造成的严重放大进行矫正,估算出它们的恒星形成率为(40~3500)M⊙·a^(−1),气体耗竭时间为(20~300)Ma。将它们的红外光度与CO光度进行比较,发现该富尘埃宽发射线类星体样本的恒星形成效率相对其他亚毫米波星系及类星体无明显区别。在该样本中发现了活动星系核相对强度与气体耗竭时间的负相关关系,这与目前的类星体演化理论相符。

部分遮蔽类星体SDSS J151653.22+190048.2的紫外波段中等宽度发射线起源

类星体SDSS J151653.22+190048.2 (简称J1516+1900)在紫外-光学-近红外波段展现出奇特的光谱性质:其光学Hα、Hβ和近红外的Paα、Paβ等发射线的半高全宽(full width at half maximum intensity, FWHM)均超过5000 km/s,等值宽度接近类星体平均值;而紫外波段光谱的常见发射线Lyβ、OVI、Lyα、NV、Si IV和CIV等,由FWHM1700 km/s的中等宽度成分主导.这种现象很可能是由于紫外发射线的宽线成分经尘埃消光,强度严重削弱,从而使得中等宽度成分凸显出来;在光学和近红外波段,尘埃消光减弱,发射线由宽线成分主导,潜在的中等宽度成分不容易被看到.根据中等宽度成分的线宽和J1516+1900中央超大质量黑洞的质量MBH5.75×108M⊙,在维里化假设下,估计中等宽度发射区到中央黑洞的距离约为1.6 pc.另一方面,利用J1516+1900丰富的观测谱线,结合光致电离模型计算,可以限定J1516+1900的中等宽度发射线区气体密度1012cm-3、电离参数10-0.65.据此估计该发射线区到中心黑洞距离0.016 pc,只有维里化距离的1%.这一矛盾结果预示着中等宽度发射区可能具有较为复杂的物理结构,未来需要观测更多类似J1516+1900的部分遮蔽类星体并进行系统的分类和研究.

射电类星体B31637+436A双峰轮廓宽发射线的光变研究

通过对比间隔17 yr (静止系12.5 yr)的Sloan Digital Sky Survey (SDSS)、Keck LRIS (Low-Resolution Imaging Spectrograph)和Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS)的光学光谱,对宽线双峰射电类星体B3 1637+436A的吸积盘性质做了初步研究.该类星体的SDSS (2001年5月21日)和Keck LRIS (2003年6月28日)的连续谱没有明显差异,而BOSS (2018月6月17日)连续谱在V波段比SDSS暗了约1.2星等.这3条光谱的Hα宽发射线均表现出明显的双峰轮廓.和连续谱一样,宽线双峰的发射线轮廓也被认为是来自于吸积盘.通过上述3条光谱的Hα宽线双峰的盘模型拟合发现:BOSS光谱的Hα宽线双峰可以用单个盘模型很好地拟合,谱线发射区距离中心黑洞约900–3000引力半径.而SDSS和Keck LRIS的Hα双峰轮廓需要用两个盘模型拟合,对应的吸积盘发射区有两个区域,其中一个发射区(“外盘”)与BOSS类似,另一个发射区(“内盘”)位于约400–900引力半径范围内,到中心黑洞的距离显著小于外盘.结合连续谱的光变特征,推测内盘消失是造成SDSS/Keck LRIS光谱和BOSS光谱在连续谱和发射线轮廓上同时发生光变的主要原因.

具有类多重线结构的一个类星体光谱(英文)

类星体QSO 1 30 3+ 30 8是一个特殊的宽吸收线类星体 ,其光谱显示出相当复杂的、引人注目的结构 .我们发现它的光谱中很多尖锐的峰 (强度 )是关联的 ,具有类多重线结构 .现有的理论模型很难解释这一结果 .

光谱预处理及其对星系/类星体分类结果的影响

由于噪声、畸变和观测环境等因素的影响,在天体光谱自动处理之前,需要对它进行相应的预处理.研究巡天光谱的预处理(数据格式和流量标准化)对光谱自动分析的影响.分析了同数据格式对光谱及其谱线特征的影响和格式标准化研究的必要性;通过分析光谱流量数量级的不确定性及其特点,提出了流量数量级变化的基本模型,并给出了相应的标准化方法.通过星系和类星体的分类实验,结果表明:1)采用对数波长数据格式对光谱的自动分类更有利;2)验证了所提出的流量标准化模型的合理性,以及所给流量标准化方法良好的性能.特别需要指出的是,文献中通常采用的流量标准化方法在光谱自动分类中的效果反而是较差的.

用WWZ变换分析类星体3C 345的光变周期

介绍了一种全新的基于小波分析原理的处理非等间隔数据的方法:加权小波Z变换(Weighted Wavelet Z-transform,WWZ).收集了类星体3C 345光学B波段100多年来较为完整的观测数据,获得了其长期光变曲线.利用WWZ变换对3C 345 B波段28 yr的光变数据进行分析,通过研究发现3C 345的光变曲线中包含有624～941 d、4.54～5.23 yr和9.59～11.51 yr的周期成分,并分析了它们随时间演化的情况.其中后两个周期成分属于稳定周期,而前一个周期成分波动比较大,可以推测它并不是一个稳定周期.

基于自适应径向基神经网络的类星体光谱自动识别方法

通过对光谱的研究来识别和认证类星体是天文学研究中的重要方法。文章提出了一种对类星体光谱进行自动识别的自适应径向基神经网络(RBFN)方法。该方法包括以下几个步骤:(1)先将训练样本归一化,再利用PCA变换进行降维,获得样本特征向量;(2)设计出K均值聚类算法与梯度下降法相结合的径向基神经网络结构的基本模型,再用SSE(sum of squares error)误差函数进行判断,对RBFN隐含层的神经元进行自动调节,直至满足给定误差阈值;(3)用训练得到的参数对用于测试的样本中的类星体光谱进行识别。该方法不但克服了经典RBFN算法选择隐层神经元数目的困难,而且还提高了对类星体识别的稳定性和正确率。研究结果对于大型光谱巡天所产生的海量数据的自动处理具有重要意义。

基于最近邻方法的类星体与正常星系光谱分类

随着高质量CCD传感器技术的日渐成熟与广泛应用,以及许多大型巡天计划的相继实施,天体数据量极大,因此天体观测数据的自动识别、分析问题首当其冲。文章在原始测量空间使用最近邻方法(NN)研究了正常星系与类星体光谱的识别问题。正常星系和类星体属于河外天体,一般距离地球较远,其观测光谱会受到许多干扰,所以这两类天体光谱的分类在光谱自动识别研究中具有一定的代表性。同时,采用的NN是模式识别和数据挖掘方面的基准性方法,在许多新方法的评估中,往往以NN方法的性能作为比较对象。从实用价值来说,研究表明,NN方法的类星体和正常星系光谱识别率与文献中复杂方法的最好结果相当,但该文方法不需要进行分类器的训练,利于实时进行增量式学习和并行实现,这对海量光谱数据的快速处理有重要意义。因此,该研究具有重要的理论参考意义和一定的实用价值。

基于稀疏子空间的类星体光谱异常特征并行提取与分析

类星体是人类所观测到的最遥远天体,对于了解早期宇宙的演化具有重要科学意义。由于类星体距离地球较远,其红移一般较大,导致在光学观测窗口中只有很少的特征(发射线),且难以识别。类星体光谱的异常特征提取与分析可对未知类星体的识别,提供有效的判别依据。离群检测作为数据挖掘领域的一个主要研究内容,旨在发现那些稀有、特殊数据对象及异常特征,可作为从海量类星体光谱数据中,发现特殊、未知类星体的一种有效途径和手段。Spark作为新一代大数据分布式处理框架,可为海量天体光谱的有效分析和处理,提供一个高效且可靠的并行编程平台。本文充分利用集群系统和Spark编程模型的强大数据处理能力,提出一种基于稀疏子空间的类星体光谱异常特征并行提取与分析方法,其工作由三个模块组成,即类星体光谱特征约减、类星体光谱的稀疏子空间构造和搜索、类星体光谱异常特征提取并行算法设计与分析。类星体光谱特征约减模块,通过属性相关性分析来识别呈现聚类结构的类星体光谱特征线,这些特征线通常会聚集在稠密区域且对类星体光谱异常特征检测毫无意义。光谱特征约减旨在运行异常特征检测算法之前剪枝类星体光谱的冗余特征线,缩小光谱数据检测范围。类星体光谱的稀疏子空间构造和搜索模块,通过设定的稀疏系数阈值来测量类星体光谱的子空间密度,并采用粒子群优化方法作为稀疏子空间的搜索策略,从而快速、高效地获取类星体的异常特征。在第三个模块中,提出了一种MapReduce框架下的类星体光谱异常数据并行检测算法,该算法由并行化数据约减策略、稀疏子空间并行搜索技术两个MapReduce构成,达到适应海量光谱数据的处理目标。最后对检测出的部分类星体异常特征进行了理论分析、测量及人眼证认,充分说明稀疏子空间可为识别特殊、未知类星体候选源,提供有效支持和有力证据。

射电类星体黑洞质量和射电特性的研究

收集了117个类星体(20个射电宁静类星体和97个射电噪类星体)的红移、热光度、H_β发射线宽度、5 100 A的单色光度、射电噪度.利用反响映射法计算了样本的黑洞质量和爱丁顿比,利用总的5 GHz流量密度计算出射电光度.分析了它们之间的相关性,得到的结论如下:(1)射电宁静类星体的黑洞质量和热光度、射电噪度、射电光度之间具有弱相关性,而射电噪类星体黑洞质量和热光度、射电噪度、射电光度之间具有强相关性;(2)射电宁静类星体热光度和射电光度、5 100 A的单色光度之间具有弱的相关性,而射电噪类星体热光度和射电光度、5 100 A的单色光度之间具有强的相关性;(3)射电宁静和射电噪类星体的黑洞质量、发射线宽度和爱丁顿比分布有差异.基于这些结果得到:射电宁静和射电噪类星体发射线宽度的差异可能是导致它们黑洞质量不同的原因;射电宁静和射电噪类星体本质的不同是由于内秉物理性质的不同造成的;黑洞质量、黑洞自旋、爱丁顿比和寄主星系形态是解释射电噪度起源和双峰状分布的重要参量;射电喷流和盘的吸积率之间具有紧密的关系.

类星体3C345的光变周期特性研究

从大量文献资料中，收集了类星体3C345光学B波段的有效观测数据点共1642个，获得了从1896年至1993年的历史光变曲线．用Jurkevich方法计算分析3C345的光变周期，结果表明3C345的长光变周期为10．1±0．8年（或21．8±1．5年），预期2002年1月应该为再次爆发期．

类星体3C273的多波段光变周期分析

从文献中收集了类星体3C273射电、毫米、红外、光学、紫外和高能波段1963年至2006年的观测数据,获得各波段的长期光变曲线。用Jurkevich方法和离散相关函数(Discrete Correlation Function,DCF)方法分别研究了多波段的光变周期。研究结果表明:(1)3C273在所研究波段内的辐射流量都表现出周期性变化的特征;(2)用Jurkevich方法和离散相关函数方法分析得到的多波段变化周期的结果非常一致;(3)3C273在射电和毫米波段可能存在8.0年左右的固有周期成分,在红外、光学和紫外波段可能存在2.0年和11.0年左右的固有周期成分,在高能波段可能存在1.0年左右的固有周期成分。简要探讨了引起3C273各波段周期光变的可能原因,研究结果表明用激波加速模型(shock-in-jet)能较好地解释引起3C273多波段光变的原因。

类星体3C273的近红外光变性质

收集了类星体3C273的近红外资料,许由此讨论了该天体的光变性质.我们发现3C273的最大红外光变分别为△J=1.0m,△H=0.90m,△K=0.82m。

一种基于交叉相关的类星体的红移测量方法

给出了一种新的类星体光谱的红移测量方法。首先,利用提取出的发射谱线信息确定一组红移候选;然后,按这些红移候选将静止模板光谱红移,计算所得光谱与目标光谱的相关值;最后,确定最大相关值对应的红移候选为目标光谱的红移。相对于已有的基于谱线匹配的方法,此方法的性能受谱线提取效果的影响较小。实验结果表明:此方法的鲁棒性较好,性能优于基于谱线匹配的方法。

类星体PKS1510-089的X波段光变周期特性研究

我们从Sw ift卫星上得到了2005年2月到2008年5月X波段的观测数据,通过对这些数据进行剔除粗差的处理,得到了PKS 1510-089的光变曲线。用Jurkevich方法计算分析PKS 1510-089 X波段的光变周期特性,结果表明其光变周期约为1.84±0.10年。针对这样的光变周期,我们用薄吸积盘理论进行了讨论,并估算了PKS 1510-089的黑洞质量。

一种基于Hough变换和神经网络的分层类星体识别方法

类星体是宇宙中最明亮、密集的天体。它产生于宇宙诞生早期,具有重要的研究价值。观测的类星体光谱由于红移现象,光谱向长波方向偏移,因此识别类星体观测光谱中的发射线和确定类星体的红移是类星体识别的主要目标。类星体光谱固有的高噪声和观测光谱特性,给类星体识别带来很大困难。一般来说基于规则的直接匹配方法在类星体识别中效果不佳。本文介绍一种神经网络和Hough变换(HT)结合的类星体自动识别方法。该方法具有简单、快速、高效、鲁棒性强和通用性强等特点。

基于近似熵的斯隆数字化巡天中类星体光变复杂性分析

光变是类星体的重要观测特征之一,类星体在多个波段存在剧烈的光变现象.光变非常复杂,具有非线性特征.以斯隆数字化巡天(Sloan digital sky survey, SDSS) stripe 82天区中的类星体为研究对象,利用近似熵方法分析了类星体光变的复杂性.首先应用模拟信号检验了近似熵方法对周期序列、白噪声序列、混沌序列和组合序列的区分能力,验证了近似熵方法是一种识别不同类型时间序列的有效方法.再计算了SDSS第7次释放数据中光谱证认过的类星体光变的近似熵,并分析了它们的复杂性.结果表明:SDSS类星体光变的近似熵值最大值为0.58,类星体光变的复杂性介于周期序列和白噪声序列的复杂性之间,近一半样本的复杂性与混沌序列基本一致.