类星体

类似恒星的天体

类星体

类星体（英文：Quasi-stellar object，QSO；或Quasi-Stellar Radio Source，quasar）是20世纪60年代天体物理学的“四大发现”之一，是一类极明亮、极遥远、且尺度很小的天体。类星体光度（天体单位时间内辐射出的总能量）极高，而科学家估计类星体的尺度很小，只有几光天到几光年，但其每秒钟释放的能量却比普通星系（尺度约几十万光年）每秒释放出的能量还大上千倍。[6]现在的天文学界普遍认为类星体是一类极明亮的活动星系核（active galactic nucleus，AGN），其能量来源于宇宙中超大质量黑洞的吸积。当重子物质落入黑洞，引力势能被转化为辐射能，巨大的能量以电磁辐射的形式释放出来。同时，考虑到角动量守恒，物质下落过程会向外转移角动量，因此这些物质围绕中心黑洞运动，形成一个吸积盘。[7][8]类星体辐射的能谱跨越了红外、光学、紫外、X射线和伽码射线等多个波段。[5][9]

类星体（英文：Quasi-stellar object，QSO；或Quasi-Stellar Radio Source，quasar）是20世纪60年代天体物理学的“四大发现”之一，是一类极明亮、极遥远、且尺度很小的天体。类星体光度（天体单位时间内辐射出的总能量）极高，而科学家估计类星体的尺度很小，只有几光天到几光年，但其每秒钟释放的能量却比普通星系（尺度约几十万光年）每秒释放出的能量还大上千倍。[7]

现在的天文学界普遍认为类星体是一类极明亮的活动星系核（active galactic nucleus，AGN），其能量来源于宇宙中超大质量黑洞的吸积。当重子物质落入黑洞，引力势能被转化为辐射能，巨大的能量以电磁辐射的形式释放出来。同时，考虑到角动量守恒，物质下落过程会向外转移角动量，因此这些物质围绕中心黑洞运动，形成一个吸积盘。[8][9]类星体辐射的能谱跨越了红外、光学、紫外、X射线和伽码射线等多个波段。[6][10]

1963年，美籍荷兰天文学家施密特（Maarten Schmidt）在射电源中认证了第一个类星体。[11]1964年，美籍华裔天文学家邱宏义将之命名为quasar。[12]在哈勃太空望远镜拍摄的高分辨率图像中，类星体位于宿主星系（host galaxy）中心，有些类星体的宿主星系是正在并合（merge）的系统。[13]研究表明，类星体的观测特性取决于黑洞质量、吸积气体的速率、吸积盘相对于观测者的方向、是否存在喷流以及宿主星系内气体和尘埃的消光等。[14][15][16]

类星体的样子在照片上与一般的恒星没有区别，[10]其红移[注1] 大于0.1，属于河外星系。[18]已知最近的类星体，马克仁231（Markarian 231，UGC 8058），距离地球约6亿光年。[19]已经确定的具有可靠光谱红移的类星体大约有100万个，[20]在测光星表（photometric catalogue）中确定的类星体大约有200万到300万个。[21]最近几年，科学家在红移7以前[注2]发现了几个质量为10亿太阳质量左右的类星体。[18][23][24]作为宇宙中最明亮的天体之一，类星体在研究活动星系核、黑洞演化和早期宇宙的结构生长方面都有着重要意义。[16]

命名

类星体的命名与其发现历史息息相关。[4]类星体在天文学上有两个常用术语：Quasi-stellar object（QSO）和Quasi-Stellar Radio Source（quasar），通常，现代天文学对其不做区分。[3]

类星体被发现后，科学家都从射电源出发寻找类星体，由于它们的光学对应体类似恒星，其在照片上与一般的恒星没有区别，是一个一个的小点源。[10]科学家将之称为“类恒星射电源（Quasi-Stellar Radio Source，quasar）”，该名字由美籍华裔天文学家邱宏义于1964年提出。这些源都拥有一个共同特点：即它们的紫外辐射很强，颜色看上去很蓝。科学家同时通过光学方法找到了一些类似特征的“蓝星体”，但这些蓝星体的射电辐射很弱，而这些天体被称为“类似恒星的天体（Quasi-stellar object，QSO）”。[4]因此，最初的QSO实际上指“弱（或无）射电响应的类星体类似物（radio-quiet quasar analogs）”，其射电信号弱于“强射电响应的类星体（radio-loud quasars）”。由于它们有相似的光学特性，在现在的天文学中，quasar和QSO两个术语通常不做区分，而只是加上“射电噪（radio-quiet）”或“射电静（radio-quiet）”形容其射电特性。[3]

室女座天区的一批类星体(其中的类星体用数字标注，其它为恒星)。类星体的样子在照片上与一般的恒星没有区别
室女座天区的一批类星体(其中的类星体用数字标注，其它为恒星)。类星体的样子在照片上与一般的恒星没有区别

研究历史

射电天文学的兴起使天体物理学产生了革命性的变化，也造就了20世纪60年代天体物理学的所谓“四大发现”——星际分子（Interstellar Molecules）、宇宙微波背景辐射（Cosmic microwave background radiation）、脉冲星（pulsar）和类星体（quasar；QSO）。[10]1963年，施密特揭开了类星体的面纱，宇宙中一种崭新而奇特的天体被发现了。1964年，邱宏义将之命名为“quasar”，这个名字后来被国际天文界正式采用。[4]

“发现类星体靠射电，找类星体靠光学。”实际上，后来的观测发现，有强烈射电信号的类星体只占类星体总数的10%左右，因此，认证类星体依然要回过头来使用传统的光学方法。[10]而现代天文学观测已经进入全波段时代，同一天体的不同区域可能发射不同波段的电磁辐射，而这些电磁辐射产生于不同的物理过程，通过对同一天体进行多波段交叉认证，天文学家能够更全面地研究天体蕴含的物理过程。[25]

类星体的发现

类星体的发现，要先从射电天文学（radio astronomy）的发展说起。二战时期，英国的雷达最为先进，预警雷达能很好地监视敌机到来。但有一次，雷达出现了预警故障，经研究发现，是太阳的射电爆发破坏了雷达。战后，一批为军事服务的科学家转行推动了射电天文的发展，因此，当时英国的射电天文学一直处于世界领先地位。其中最著名的是英国科学家赖尔（M.Ryle），他发明了综合孔径技术，即将将单个望远镜串联起来观测天体，这大大增强了望远镜的观测能力。赖尔因此获得1974年诺贝尔奖，是天文界最早的诺贝尔得奖人。[4]

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类星体的发现
英国剑桥大盾射电天文台的一英里望远镜（建于1964年），这是是射电望远镜阵列
英国剑桥大盾射电天文台的一英里望远镜（建于1964年），这是是射电望远镜阵列

英国剑桥大学开始利用射电望远镜进行巡天观测，寻找天空中发射射电波的天体，这些天体被统称为射电源。1950年，剑桥大学发表了剑桥射电源第一星表（ The first Cambridge Catalog of radio source，CRS），简称1C。[26]紧接其后于1955年发表了2C，[27]在1959年，科学家对2C进行了重新鉴定，发表了3C，其中共有471个源。[28]3C表中的源已经包含了类星体，而当科学家试图寻找射电源的光学对应体时，类星体的发现已经成为了必然。[4]

天文学家普遍认为第一颗被被发现的类星体是3C-273[注3]，该星体于1963年被施密特认证。而在此之前，有几位科学家与第一颗类星体的发现擦肩而过。加州理工学院的天文学家格林斯坦于1960年发现了现在被命名为QSO Ton202的类星体，但当时，他以为这是一颗特殊的白矮星，直到类星体的发现被公布，他才知道这原来是类星体。[4]另外两位与类星体的发现擦肩而过的是桑德奇（A.R.Sandage）和哈泽德（Cyril Hazard）：桑德奇在1960年找到了3C-48的光学对应体，而哈泽德准确测量了3C-273的位置。观测发现，这两个星体看上去像一颗恒星，但与普通恒星具有的吸收线不同，它们都有很宽的发射线。[29][30]

直到1963年，施密特用帕洛马山天文台的5米光学望远镜进一步观测了3C-273，准确测量了每一条发射线的位置，最终发现它们是最普通的巴尔末线和电离氢的谱线，只是它们往红端移动了很多。根据施密特的认证，得出3C-273的红移值是0.158，这表明它是存在于银河系之外的一种新天体。[31]至此，类星体被正式宣告发现。[25]

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类星体的发现
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类星体的发现和揭秘
类星体3C-273的光谱
类星体3C-273的光谱

近代研究

类星体刚被发现的时候，空间天文学仅仅处于起步阶段，第一个类星体的模拟光谱（analog spectra）被记录在玻璃板上。早在1967年就发现了一颗包含宽谱线、窄谱线以及不同红移的吸收谱线的类星体。这可能是类星体的红移的起源之争的来源。[32]现在的天文学界普遍认同“类星体的红移是宇宙学红移”这一观点，但类星体能在如此遥远的宇宙被观测到，其能量来源又带来了类星体的能量之谜。[11]现在对类星体能量来源问题，最被广泛认可的模型是黑洞-吸积盘模型（或AGN模型）。[11]

自19世纪60年代发现第一个类星体，已经过去了50年。科学家已发现了几十万个类星体，积累了许多资料，对类星体的认识也有了很大进展。巡天不仅是单纯地为了发现几个类星体，其最主要的目的是得到更多好的类星体样本。[33]天文观测技术的发展，允许科学家对同一天体进行多波段交叉认证，在不同波段对类星体及其宿主星系进行更全面的研究。[25]

3C 273的X(右)、光学(中)、射电喷流(左)
3C 273的X(右)、光学(中)、射电喷流(左)

红移之争

对类星体的观测结果告诉科学家，类星体的红移很高。但对类星体的高红移的解释，在天文学史上引起了一场红移争论，至今尚未完全停止。大部分科学家认为，类星体的红移是宇宙学红移（即红移是宇宙膨胀的结果），也就是说，类星体距离地球非常遥远。但也有一部分科学家认为，类星体的高红移至少有一部分具有非宇宙学红移起源——类星体与较近的星系有物理上的联系， 而它们的红移与距离无关 。[35][36]

早期对类星体和类星体的统计研究表明，类星体的红移大于星系的红移，因此当时的天文学家认为类星体红移中一定有非宇宙学成分。地面光学望远镜的观测找到了许多低红移类星体所在的星系（即宿主星系），而哈勃空间望远镜则观测到了更多的宿主星系，发现类星体的红移与其寄主星系的红移相同，“类星体的红移是宇宙学红移”这一观点已经被广泛接受。[36][37]2023年发表在《自然天文学》（Nature Astronomy，NA）杂志上的一篇文章，对这一观点进行了有力的论证。[38]

能量之谜

现在被广泛接受的说法是类星体的红移是宇宙学红移，即认为类星体距离地球非常遥远。[36]而在如此遥远的宇宙还能被观测到，这说明类星体的光度（天体单位时间内辐射出的总能量）极高。研究发现，类星体的尺度非常小，一般只有几光年（银河系大小约几十万光年），但类星体的能量达到数千亿太阳质量（其规模至少和银河系相当）。[7]如此小的发光区域，每秒钟释放的能量却如此之大，这带来了类星体的能量之谜。[11]对于它的小尺度和高能量，类星体的能量转换效率远不是恒星内部的核反应所能解释的。后来天文学家发现，这可以用中心致密天体周围的物质所释放出的巨大引力势能解释。直到20世纪80年代左右，大量光学和X射线观测等结果都表明类星体的能源来自于超大质量黑洞对物质的吸积。[11][39]

类星体的观测特征

射电望远镜的问世以后，造就了20世纪60年代包括类星体在内的，所谓天体物理学的“四大发现”。没有射电天文学指路，即使看到了类星体，也无法确认。但类星体发现之后，天文学家发现射电辐射并不是类星体特有的物理性质。把类星体分为“射电噪（radio-quiet）”或“射电静（radio-quiet）”两类，属于射电噪的类星体只占类星体总数的10%左右。因此要想发现更多类星体，仅通过射电方法证认射电源显然是不够的，必须回头来使用传统的光学方法。[10]

科学家利用类星体的特征在某个天区搜寻类星体的巡天观测，称为类星体巡天，其依据就是利用类星体的有别于其它天体的观测特征，类星体的观测特征包括：

高红移，高亮度。[2]类星：从地面望远镜看去，绝大多数类星体是恒星状天体，这意味着类星体的角直径小于1"。利用这个特征很容易将类星体与一般的天体（如星系）区分开。[40]强发射线光谱：类星体有许多强而宽的发射线，发射线是区别类星体和恒星、正常星系的最重要的观测特征。此外，类星体光谱中也存在许多情况复杂的吸收线。[2][41]

类星体的发射线光谱。实线、点线和虚线分别为SDSS、LBQS 和 FBQS 的结果。三个巡天得到的类星体合成光谱几乎没有差别
类星体的发射线光谱。实线、点线和虚线分别为SDSS、LBQS 和 FBQS 的结果。三个巡天得到的类星体合成光谱几乎没有差别

连续辐射光谱：类星体的连续辐射谱与绝大多数恒星明显不同。类星体连续谱的显著特征是随波长变化非常平滑，尤其是短波端（或蓝端），辐射强度仍然很强。这种类型的天体被称为蓝天体（或紫外超天体）。[10]连续辐射的光变：观测表明，类星体的光学辐射常有变化，称为”光变“，光变是类星体的普遍特征。受限于望远镜观测时间的限制，对光变的研究并不充分，但它是对理论模型进行限定的一种潜在手段。[42]

其中，特征2-5是巡天相关的观测特征，特征2是必需的，其它特征则根据研究需要有选择地利用，因此产生了不同种类的巡天。

连续光谱

通过大量的地面望远镜的观测和紫外、红外卫星的观测，现已积累了丰富的紫外-光学-红外波段的观测资料。由于类星体的光度弥散很大，绝对星等相差可达6等以上，在进行平均时，不能将它们的辐射强度直接相加。一般的做法是将类星体的光谱归一化到某个波长。[43]

类星体紫外-光学-红外谱的弥散，上图归一化到1.25µm
类星体紫外-光学-红外谱的弥散，上图归一化到1.25µm

虽然类星体的紫外-光学-红外波段的光谱能量分布有很大弥散，但它们也有一些共同特征。[43]

幂律谱

在紫外-光学-红外的很宽波段内，辐射近似地可用幂律谱（power law）描述。[43]

大蓝包

从红外-光学波段的幂律辐射可一直延伸到紫外，在静止波长约1000Å处达极大，形成“隆起”（bump），称为“大蓝包”（big blue bump）。不同类星体之间“大蓝包”的波长弥散很大。射电静星体和射电噪类星体的大蓝包特征没有明显差别。[43]

大蓝包是类星体紫外-光学波段连续辐射最显著的特征。科学家意识到，类星体的紫外-光学连续辐射可能来自是黑洞周围的吸积盘的热辐射，该特征可以帮助科学界识别不同的吸积盘模型。[44][45]

3000Å处的“隆起”

类星体在静止波长3000Å附近的辐射明显比幂律谱预言的强。3000Å处的隆起有时也称为“小蓝包”（small blue bump）。[43]大量的研究表明，小蓝包的出现可能是宽线区部分发射线的混合与HI的巴尔末连续辐射联合作用的结果。因此，小蓝包和大蓝包的形成机制完全不同。[46]采用标准的光致电离模型，可以很好地解释小蓝包的观测现象。[47]

红外辐射

类星体的红外辐射比光学幂律谱或黑体谱预言的强，这称为红外隆起或红外包（IR bump）。同时，1µm处，类星体的连续辐射谱有一下凹（dip），下凹的程度有很大弥散。该特征对射电静星体和射电噪类星体没有明显差别。[43]红外辐射并不是紫外-光学波段的辐射简单地向长波方向的延伸，吸积盘模型不能很好地解释整个紫外-光学-红外连续谱。一般认为，产生红外辐射的源是星系中的尘埃。知道了尘埃大小的分布和有关参数（如尘埃吸收效率、中心黑洞质量等），就可以求出尘埃盘的辐射谱，科学家发现，类星体的红外辐射来自距中心源几pc以内的吸积盘外边缘的热气体和尘埃以及分子气体的辐射。[48]

Sanders的射电宁静类星体红外辐射模型
Sanders的射电宁静类星体红外辐射模型

光变

光学波段和红外波段辐射有明显的光变，光变幅一般不大，且没有周期性。[43]作为类星体的重要观测特征，光变的研究为了解类星体最中心区域提供了重要手段，帮助科学家对理论模型做出约束。通常，科学家对某些感兴趣的变光天体进行长期监测，了解光变的细 节；或者对某些样本进行观测，寻求光变的统计特征。对光变的统计特征，不同的研究者得到的结果相差很大，比如类星体光变比例从97%到0%。实际上，从观测准确地确定光变比例是相当困难的。[49]

目前，解释类星体光变的模型有两类：一是光变原因是内禀的，即由类星体本身的变化所引起，如，吸积盘模型[50]和超新星爆发模型[51]；另一则是光变原因是外来的，如引力微透镜模型[52]。

偏振

辐射是偏振的，但偏振度很小。[43]

对类星体的吸积盘模型，大蓝包辐射的偏振方向平行于射电喷流，即平行于吸积盘的对称轴，但观测与理论出现了差异。科学家指出在吸积盘模型的框架下，某些因素可减小偏振度。[53][54]对低红移类星体Ton-202的偏振光谱的观测[55]支持非局部热动平衡的吸积盘模型，对大蓝包相关的热辐射模型是一个有力支持。[56]

高能辐射

类星体和活动星系核的高能辐射（包括X射线和γ射线）占了它们总辐射的相当的比例，提供了这些天体最核心部分的大量信息。因此，类星体的X射线和γ射线的研究对于理解这些天体的本质具有重要意义。

X射线

大部分类星体发出强烈的X射线（X-ray）辐射，X射线辐射光度占总的热光度的5%-40%，是类星体辐射的重要组成部分。[57]而在对银河系高纬度的X射线中等深度巡天中，近80%的X射线都是都是类星体（或AGN）[注4]，因此它是宇宙X射线背景的主要贡献者。X射线巡天可以帮助科学家找到被遮蔽的类星体。射电静类星体（也称I型类星体）和射电噪类星体（也称II型类星体）通常都有X射线辐射，且这两类quasar的X射线辐射谱也有所差异。X 射线辐射存在光变，相比于其它波段，X射线的变化是最猛烈的。[58][59]

射电静类星体中的平均X射线光谱(粗黑线)及其主要成分(细灰线)
射电静类星体中的平均X射线光谱(粗黑线)及其主要成分(细灰线)

X射线可以穿透超大质量黑洞周围的气体和尘埃，是对超大质量黑洞附近产生大量能量的吸积过程的最直接探测。[58]

伽玛射线

根据Energetic Gamma Ray Experiment Telescope（EGRET）的观测结果，科学家发现发出伽玛射线（γ射线）的活动星系核都是射电噪的。[60][61]γ射线波段的能谱可用简单的幂律谱描述，且γ射线波段的谱指数与红移没有明显关系。约70%类星体的γ射线辐射存在光变。[62]

射电辐射

类星体的射电辐射性质与其它波段辐射相比非常特别。科学家按射电辐射强度，将类星体分为“射电噪”和“射电静”两大类，两类的平均射电辐射强度相差几个量级。通常用两个量衡量类星体射电辐射的“噪”或“静”：某个观测频率或整个射电波段的光度；或射电辐射相对于光学辐射的相对强度R。大部分研究表明，射电强度R的分布与光学光度没有明显的关系，其与红移的关系还不明确。[63]

类星体的射电辐射的一个重要特点是，用现代射电技术可以把它们的射电图象分解开：不同的天体射电图像可能不同，同一个天体的射电图像也随着观测频率的不同而有所变化。[64][65]

射电星系NGC 6251在不同频率、不同分辨率下的图像
射电星系NGC 6251在不同频率、不同分辨率下的图像

发射线

强发射线是大多数类星体最显著的观测特征。发射线为科学家了解类星体的本质提供了大量信息。类星体的发射线可以明显地分为宽发射线和窄发射线两类。在高光度类星体光谱里实际上探测不到窄发射线，因此，讨论窄发射线不如宽发射线有价值。[66]对类星体的宽发射线，其半峰全宽（Full width at half maximum，FWHM）[注5]>1000km/s。不同类星体之间宽线强度比相差不大，一般不超过一倍，且宽线等值宽度相差也不大。[68]

观测表明，发射线相对强度与类星体光度可能存在相关，这种相关称为Baldwin效应。但对不同的发射线，其相关性可能有所变化，Baldwin效应弥散也很大。但如果Baldwin效应是准确的，通过测量类星体发射线的宽度，就可得到高红移类星体的光度，从而得到光度距离，这可以帮助科学家限定宇宙学参数。[69]

吸收线

类星体光谱中有许多吸收线，类星体的吸收线情况非常复杂：在许多高红移类星体光谱中证认了吸收线系统，其红移远小于类星体发射线红移；在某些高红移类星体 光谱中探测到多个吸收线系统，即所谓“多重红移”现象。对类星体吸收线的起源，主要有两种观点：起源于与类星体连系在一起的吸收物质，或在类星体和观测者之间（与类星体并无直接联系的）的天体。理解类星体吸收线有助于研究类星体的结构和其上发生的物理过程。此外，类星体是迄今为止观测到的离我们最遥远的天体，研究目标类星体到观测者之间的天体产生的吸收线，有助于理解宇宙时空范围内的物质和运动，有助于了解星系的形成和演化以及宇宙大尺度结构等。[70]

QSO PHL 957的光谱。Lyα发射线短波侧有大量的吸收线
QSO PHL 957的光谱。Lyα发射线短波侧有大量的吸收线

类星体的观测实例

3C 273

通常认为，类星体3C-273是第一个被认证的类星体。它位于室女座（The Virgin）星座中一个巨大的椭圆星系内，距离地球约25亿光年，红移为0.158，[29]是离我们最近的几颗类星体之一。[72]

这张来自哈勃太空望远镜的广域视野和行星相机2（WFPC2）的图像很可能是类星体3C 273中最好的一张。Credit: ESA/Hubble & NASA
这张来自哈勃太空望远镜的广域视野和行星相机2（WFPC2）的图像很可能是类星体3C 273中最好的一张。Credit: ESA/Hubble & NASA

J0313-1806

类星体J0313-1806可以追溯到大爆炸之后的6.7亿年，当时宇宙仅是其现在年龄的5％，J0313-1806是一个超大的黑洞，相当于16亿个太阳质量，是迄今发现的最遥远的类星体。[1][18][73]

夸克星在研究人员的数据中似乎只是一个小点。Credit：FEIGE WANG ET AL
夸克星在研究人员的数据中似乎只是一个小点。Credit：FEIGE WANG ET AL
类星体是星系中心的超大质量黑洞，包裹在明亮的物质盘中
类星体是星系中心的超大质量黑洞，包裹在明亮的物质盘中

J2236+0032

詹姆斯韦布空间天文望远镜（James Webb Space Telescope，JWST）[74]的发射升空无疑为科学家探索早期宇宙提供有力的工具，其最新的图像首次揭示了两个巨大星系中活跃增长的黑洞（类星体）——在不到大爆炸后不到十亿年的时间。《自然》杂志上的一项新研究发现，这些黑洞的质量接近太阳质量的十亿倍，而宿主星系的质量几乎是后来宇宙中的一百倍，其质量比和近域宇宙中所发现的黑洞-宿主星系质量比接近。[75][76]

WST NIRCam 3.6 μm HSC J2236+0032图像。从左到右分别是是缩小图像、类星体图像、以及去掉类星体光后的宿主星系图像。图像标度以光年表示
WST NIRCam 3.6 μm HSC J2236+0032图像。从左到右分别是是缩小图像、类星体图像、以及去掉类星体光后的宿主星系图像。图像标度以光年表示

射电噪类星体

射电噪类星体（Radio-loud quasar）：发出的射电辐射的类星体称为射电噪类星体。它们在类星体中的数量占比约10%。[10]

射电静类星体

射电静类星体（Radio-quiet QSO）：射电静类星体射电辐射相对射电噪类星体较弱。大多数类星体（约90%）都是射电静的。[10]

广吸收线类星体

广吸收线类星体（Broad absorption-line QSOs，BALQSOs）是具有宽的、蓝移的离子吸收线，大约有10-20%的所有类星体是广吸收线类星体。[78]广吸收线类星体的X射线辐射流量低，表明有类星体周围有大量气体吸收了黑洞活动释放的大多数X射线。一些广吸收线类星体似乎正在沿着它们的极轴喷射物质，与吸积盘垂直。[79]通常通过几何模型将BALQSOs与非广吸收线类星体统一起来。[80]

广吸收线类星体的艺术图
广吸收线类星体的艺术图

II型类星体

II型类星体（type II quasar）实际上是指窄发射线类星体，第一例是Stocke证认的 X 射线源1E 0449-184（红移为0.338）。[81]II型类星体的吸积盘和宽发射线被密集的气体和尘埃遮挡，它们是2型塞费尔特星系的高光度对应物。[82]按照统一模型，II型类星体很可能是被遮蔽的类星体。[83]

红色类星体

红色类星体（Red quasars）是具有比普通类星体更红的光学颜色的类星体，研究认为这是尘埃消光的结果。红外巡天表明，红类星体在类星体中的数量占比较高。[84]

光学激变类星体

光学激变类星体（Optically violent variable， OVV），多指大变幅变光类星体。[85]在统一模型中，光学激变类星体是从喷流下方观测的类星体。[86]

弱发射线类星体

弱发射线类星体（Weak emission line quasar，WLQ）是在紫外/可见光谱中具有异常微弱发射线的类星体。虽然典型的类星体在紫外/可见光谱显示出强且宽的谱线发射，但WLQ是射电静的类星体，具有弱发射线或没有发射线。[87]2020年，斯隆数字巡天（SDSS）发现了一个稀有的WLQ的X-射线极端变异事件，而X-射线变异的可能原因是黑洞吸积盘厚度发生轻微变化。[88]

类星体的统计性质

研究类星体的光度函数（luminosity function）[注6]等性质随红移的演化，可以帮助科学家直接约束黑洞质量的演化。对红移6左右的类星体的巡天观测可以帮助科学家对研究早期宇宙的大尺度结构形成和演化。[16]

空间分布

科学研究中，通常用两点相关函数（Two-point correlation function）表示天体（包括类星体）的空间分布。[89]极早期宇宙大尺度结构相当均匀，演化到后期星系强烈成团（clustering），类星体的红移极高，因此研究类星体成团有助于了解宇宙大尺度结构的演化。[90]

观测的ξ(r)（相关函数）取值（黑点），通过宇宙学标准模型（ΛCDM）拟合数据（红色虚线）
观测的ξ(r)（相关函数）取值（黑点），通过宇宙学标准模型（ΛCDM）拟合数据（红色虚线）

光度函数

画出类星体的光度函数是对类星体计数的方法之一。通过计算固定星等间隔天体的数目，可以研究天体的分布。对河外天体，它们的距离（红移）和宇宙时间联系在一起。因此，计数的结果也反映了河外天体的演化。[91]

发现类星体后不久，施密特发现它们的密度从红移2左右开始急剧上升，[92]广域巡天（Wide-field surveys）等观测表明发光类星体的密度在红移3左右达到峰值。[93]有证据表明红移3.5开始，类星体密度开始下降。[94]

红移为横坐标，发光类星体的空间数密度为纵坐标
红移为横坐标，发光类星体的空间数密度为纵坐标

黑洞-吸积盘模型

研究类星体的一个基本问题是其能量来源，基于其小尺度和高光度两个观测事实，Lynden Bell对射电噪的类星体能量来源进行了讨论，认为是类星体重要的能源应是引力坍缩。[95]而大量释放引力能的最简单的方式就是大质量黑洞的吸积。[96][97]当时Lynden-Bell并未要求类星体中心一定是黑洞，当时也提出一些其它模型，能够解决能量问题。随着观测和理论的相互验证，现在最被广泛认可的、用于解决类星体能量之谜的方案就是其中心有一个其中 心有一个超大质量黑洞。同时如果下落的物质围绕中心黑洞运动，形成一个吸积盘，就可以解决物质下落过程中存在角动量守恒问题。因此类星体模型的基本构成是：黑洞和吸积盘。[9]

统一模型

类星体和各种活动星系核的主要观测特征很类似，科学家常把它们归为同一类天体。同时，类星体和各种活动星系核的观测特征又有不小的差异。科学家发展了“统一模型”，希望用最少的参数统一描述包括类星体在内的各种活动星系核：统一模型选取观测者的视线相对于活动星系核对称轴的取向为基本参数，更进一步，则加入光学和射电光度等其他参数。[98]

AGN模型的漫画示意图。其中包含了模型的主要元素
AGN模型的漫画示意图。其中包含了模型的主要元素

其它模型

为了解决类星体能量来源之谜，在黑洞-吸积盘模型得到广泛认可之前，科学家也提出过其他模型。[99]

巨脉冲星模型

巨脉冲星模型该理论认为类星体中心是一个旋转着的巨大脉冲星。[100]而类星体光变没有周期性这一观测事实否定了巨脉冲星模型，因为单个天体的自转一定会带来周期性。而这种巨型天体即便存在，也是不稳定的，它会很快塌缩。[99]

致密星团模型

致密星团模型认为中心是大量致密恒星（如中子星）组成的星团。“光变的自相关函数是一个很宽的函数”这一观测发现否定了致密星团模型。因为如果光变是星团里单个恒星引起的，光变曲线将类似于白噪音，自相关函数看起来会像一个δ函数。[99]有些理论认为致密星团最终也要演化成大质量黑洞。[101]

定义国际天球参考系

国际天球参考系（International Celestial Reference System ，ICRS）是目前采用的标准天球参考系统，由国际天文学联合会（IAU）制定采纳。通过超长基线干涉测量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）技术在射电波段进行最精确的全天（all-sky）天文测量，用于定义参考系的射电源大多是类星体。全天VLBI目录中列出的射电源位置的不确定性通常小于一毫角秒，优于光学测量的结果至少两个数量级。同时，包括类星体在内的射电源是距离我们非常遥远的河外星系，可以认为它们是静止的，无自行（proper motion）[102]，因此，相对用恒星定义的参考系，用射电源定义的参考系更加稳定。[103][104]

早期宇宙

对红移6左右的类星体进行巡天观测，可以帮助科学家研究在早期宇宙的大尺度结构演化，尤其是对再电离（Reionization）时期的物理过程进行研究。[16]类星体是宇宙再电离历史的强大探测，它们与来自星系的恒星的光子一起，对驱动再电离的整体光子做出了贡献。通过测量类星光谱中的吸收线，可以有效约束星系间物质的密度、化学富集（chemical enrichment ）等。[105][106]

截至2020年，发现了约600个红移大于5.3的类星体
截至2020年，发现了约600个红移大于5.3的类星体

黑洞演化

通过分析红移6左右的类星体的观测结果，推测其对应的黑洞质量，科学家发现早期宇宙已经存在超大质量黑洞（Supermassive Black Holes，SMBHs），而现有的黑洞生长理论不足以解释这些观测结果。[107]高红移类星体的观测研究，对科学家研究早期宇宙中的黑洞快速生长模式至关重要。[108]

黑洞生长历史：黑洞质量与宇宙年龄的关系
黑洞生长历史：黑洞质量与宇宙年龄的关系

研究进展

星系“变脸”——人类也许见证了类星体的诞生

2019年，研究人员观察到6个相对安静的星系突然变得活跃起来，它们的中心黑洞疯狂“吞食”，中心区域亮度由弱变强。以前，天文学界此前几乎没有观测到过亮度增强的星系“变脸”事件，更多是明亮的类星体黯淡下来，这往往代表着类星体的‘终结’。理论上，类星体的形成需要至少数千年的时间，但此次观察结果表明，它的形成可能非常快，因此以往的理论可能是错误的。[109][110]

北大天文团队发现近200个新的银道面背景类星体

2022年7月29日，北京大学科维理天文与天体物理研究所傅煜铭博士和物理学院天文学系吴学兵教授所在团队在著名天文期刊The Astrophysical Journal Supplement Series（ApJS）发表论文，使用国内外5台光学望远镜的光谱观测高效证认了204个银道面背景类星体，其中191个为首次发现。研究结果验证了该团队提出的银道面背景类星体选源方法的有效性，为后续大样本的银道面背景类星体巡天打下了坚实基础。[111][112]

通过光谱观测证认的204个银道面背景类星体（红色方框）在银道坐标系中的分布，背景图是所有已知类星体的分布
通过光谱观测证认的204个银道面背景类星体（红色方框）在银道坐标系中的分布，背景图是所有已知类星体的分布

红色类星体

由英国纽卡斯尔大学和杜伦大学领导的国际天文学家团队使用了来自暗能量光谱仪（DESI）的新数据，发现了超大质量黑洞周围尘埃量与极亮星系中产生的无线电发射强度之间存在显著关联。与蓝色类星体不同，有一些类星体呈现红色，这种红色被认为来自尘埃的辐射。科学家认为，这表明了尘埃红化（dust reddening）与类星体中射电辐射产生之间的内在联系，射电电辐射很可能是因为，低功率的喷流在尘埃环境中引发的冲击。因此，红色类星体可能代表了类星体演化过程中的一个过渡阶段，在此阶段喷流将包围类星体的尘埃和气体吹走，之后将出现一个未被尘埃遮挡的蓝色类星体。[113]

红色类星体的艺术想象图。红色类星体被气体和尘埃包围。Credit：S. Munro & L. Klindt
红色类星体的艺术想象图。红色类星体被气体和尘埃包围。Credit：S. Munro & L. Klindt

成对的类星体

天文学家一个双类星体（dual quasar）系统，它们距离彼此仅约1万光年，即将发生巨大碰撞。尽管在低红移并合中观察到了许多双活跃星系核（类星体的低亮度对应物），但在恒星形成和类星体活动的高峰（红移3左右），尚不清楚是否存在明确的双类星体。通过对SDSS J0749+2255的多波段观测，科学家发现它是红移为2.17的双类星体系统。该系统可能在大约0.22Gyr内演化成一个引力束缚的双星系统。[114]

哈勃望远镜拍摄到的该双类星体的照片。Credit:NASA, ESA, Hsiang-Chih Hwang (JHU), Nadia Zakamska (JHU), Yue Shen (UIUC)
哈勃望远镜拍摄到的该双类星体的照片。Credit:NASA, ESA, Hsiang-Chih Hwang (JHU), Nadia Zakamska (JHU), Yue Shen (UIUC)

类星体“时钟”

通过在多个波段监测超过两个十年的190颗类星体中的宇宙时间，科学家首次观察到早期宇宙以极慢的速度运行，解开了爱因斯坦膨胀宇宙的一个谜团。研究指出，红移依赖的宇宙时间膨胀提供了对数据的更好描述。这项研究已经发表在《自然天文学》杂志上。[38][115]

参考资料 115

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  115. Quasar 'clocks' show the universe was five times slower soon after the Big Bang — Astronomy & Space - Astronomy

注释

  1. 宇宙在不断膨胀，光子的波长在传播过程中会被拉伸，光子的能量在不断衰减，到达地球时候的频率相对于发出时的固有频率会有偏移，这种现象被称为宇宙学红移（redshit）。在天体物理学中，常用红移表示宇宙学时间或天体距离观测者（即地球）的距离。[17]
  2. 红移7是非常年轻的宇宙，宇宙迄今的年龄约为138亿年，红移7的宇宙年龄仅不到约10亿年。[22]
  3. 3C表中的第273个源。该表中源的命名方式都与之类似，之后再出现3C-xxx(xxx为数字)不再重复注释。
  4. 类星体和其它AGN的X射线辐射有许多相似之处，在讨论X射线时经常不严格区分类星体和AGN。[57]
  5. 是衡量光谱特征的一个指标，指色谱峰高一半处的峰宽度。[67]
  6. 光度函数（luminosity function），是描述类星体空间数密度随光度变化的函数。
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