黃紅強(qiáng)，陸偉堅(jiān)，林櫻如

(百色學(xué)院，百色533000)

1 引 言

FeⅡ發(fā)射線是活動(dòng)星系核(active galactic nuclei,AGN)光譜的重要特征，人們?cè)诙鄶?shù)活動(dòng)星系核的光譜上都能觀測(cè)到明顯的FeⅡ發(fā)射線。目前Fe+離子的光譜合成模型包括幾百個(gè)能級(jí)和超過(guò)344 000 種能級(jí)躍遷方式[1–3]。FeⅡ發(fā)射線可以從類星體的紫外波段一直延伸到近紅外波段，與其他發(fā)射線一起組合成所謂的小藍(lán)包[4,5]。FeⅡ發(fā)射線比較強(qiáng)的波段包括4 000～5 400 ?A(光學(xué)FeⅡ線)，2 800～3 500 ?A,以及2 000～2 600 ?A(紫外FeⅡ線)[5–7]。

FeⅡ發(fā)射線的研究對(duì)于天文學(xué)有著重要的意義，主要表現(xiàn)在以下兩個(gè)方面：(1)在低紅移類星體光譜發(fā)射線性質(zhì)的主成分分析中，光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的相對(duì)強(qiáng)度(通常用4 434～4 684 ?A的FeⅡ發(fā)射線與寬Hβ 發(fā)射線的等值寬度的比值表示，RFeⅡ=EWFeⅡ/EWHβ)是本征向量Ⅰ的主要特征[8]；(2)對(duì)不同紅移處，活動(dòng)星系核Fe 元素豐度的測(cè)量結(jié)果可以用來(lái)驗(yàn)證一些宇宙學(xué)參數(shù)[9–12]。雖然人們從觀測(cè)和理論兩方面對(duì)FeⅡ發(fā)射線已研究了幾十年，但仍有許多待解決的問(wèn)題。不過(guò)許多研究已證實(shí)，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線與許多活動(dòng)星系核的基本物理問(wèn)題緊密相關(guān)。本文將從FeⅡ發(fā)射線與本征向量Ⅰ的聯(lián)系、FeⅡ發(fā)射線的起源和激發(fā)機(jī)制、FeⅡ發(fā)射區(qū)的運(yùn)動(dòng)學(xué)特征，以及FeⅡ發(fā)射線在宇宙學(xué)上的應(yīng)用等幾方面介紹近年來(lái)FeⅡ發(fā)射線的研究進(jìn)展。

2 FeⅡ發(fā)射線及本征向量Ⅰ的驅(qū)動(dòng)機(jī)制

本征向量Ⅰ代表著光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的相對(duì)強(qiáng)度(RFeⅡ)與[OⅢ] 發(fā)射線的等值寬度(EW[OⅢ])，以及與Hβ 發(fā)射線的半峰全寬(full width at half-maximum,FWHM)FWHMHβ之間的反相關(guān)。從活動(dòng)星系核各個(gè)波段的光譜都可以看出，不同活動(dòng)星系核的各種性質(zhì)相差很大，這說(shuō)明活動(dòng)星系核所處的物理環(huán)境也不同。盡管活動(dòng)星系核的類型很多，從統(tǒng)計(jì)上來(lái)看，它們至少存在一個(gè)共性——遵循著本征向量Ⅰ。自從本征向量Ⅰ被發(fā)現(xiàn)以來(lái)，愛(ài)丁頓比(Eddington ratio,L/LEdd)一直被認(rèn)為是其基本的物理驅(qū)動(dòng)因素[6,8,13]。Shen 和Ho[14]于2014年為這個(gè)猜想提供了明確的佐證。他們通過(guò)分析斯隆數(shù)字化巡天項(xiàng)目第7 期釋放數(shù)據(jù)(Sloan Digital Sky Survey seventh data release,SDSS DR7)中2 萬(wàn)多個(gè)紅移z<0.9的類星體的成團(tuán)性，發(fā)現(xiàn)當(dāng)類星體光度已知時(shí)，平均黑洞質(zhì)量隨著光學(xué)FeⅡ發(fā)射線強(qiáng)度的增加而降低，從而證明了愛(ài)丁頓比是本征向量Ⅰ的驅(qū)動(dòng)因素。Sun 和Shen[15]于2015年通過(guò)測(cè)量SDSS 中低紅移類星體的寄主星系光譜中的恒星速度彌散發(fā)現(xiàn)，當(dāng)類星體光度已知時(shí)，寄主星系的恒星速度彌散隨著光學(xué)FeⅡ發(fā)射線強(qiáng)度的增加而降低。這為愛(ài)丁頓比作為本征向量Ⅰ的基本物理驅(qū)動(dòng)因素的觀點(diǎn)提供了新的獨(dú)立證據(jù)。

但是，目前人們還沒(méi)有完全理解愛(ài)丁頓比是如何驅(qū)動(dòng)本征向量Ⅰ，即究竟是什么物理機(jī)制導(dǎo)致光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度隨著愛(ài)丁頓比的增加而增加？其中一種可能是，因?yàn)楦邜?ài)丁頓比往往同時(shí)伴隨著過(guò)量的軟X 射線，而后者會(huì)使產(chǎn)生FeⅡ發(fā)射線的電離區(qū)域更大[13,16]。Shields 等人[17]則認(rèn)為，寬線區(qū)(broad-line region,BLR)中低電離態(tài)的部分Fe 元素消耗程度的不同，導(dǎo)致了活動(dòng)星系核中FeⅡ發(fā)射線強(qiáng)度的不同。Dong 等人[11]對(duì)此有不同解釋，他們認(rèn)為愛(ài)丁頓比控制了被引力束縛在發(fā)射區(qū)云的柱密度的整體分布，及其整體的氣體供應(yīng)。由于受到輻射壓影響，低柱密度云將會(huì)被高愛(ài)丁頓比處相對(duì)大的輻射壓吹走，因此只有高柱密度云才能夠被引力束縛。Ferland 等人[18]利用Cloudy 光致電離模型對(duì)上述觀點(diǎn)開(kāi)展了具體的定量研究，得到了肯定的結(jié)果，即認(rèn)為愛(ài)丁頓比是通過(guò)控制發(fā)射區(qū)云的柱密度來(lái)驅(qū)動(dòng)本征向量Ⅰ的。

3 FeⅡ發(fā)射線的起源

3.1 系統(tǒng)性研究

通過(guò)研究FeⅡ發(fā)射區(qū)的空間尺度，可以揭示FeⅡ發(fā)射線的起源。然而，目前直接給出這個(gè)尺度的研究工作還比較少。通過(guò)對(duì)發(fā)射線輪廓的測(cè)量可間接推算FeⅡ發(fā)射區(qū)與其他發(fā)射區(qū)域的相對(duì)尺度。早期，Phillips[19]及Boroson 和Green[8]發(fā)現(xiàn)光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的寬度通常與Hβ 的相近，意味著光學(xué)FeⅡ發(fā)射線和Hβ 可能來(lái)自于寬線區(qū)內(nèi)的相同區(qū)域。而Marziani 和Sulentic[20]及Popovic 等人[21]則提出，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線可能來(lái)源于中等寬度線發(fā)射區(qū)(intermediate line region,ILR)。后來(lái)關(guān)于SDSS 類星體的系統(tǒng)性研究揭示了Hβ 與光學(xué)FeⅡ?qū)挾戎g細(xì)微的系統(tǒng)性區(qū)別，為光學(xué)FeⅡ發(fā)射線來(lái)源于中等寬度線發(fā)射區(qū)提供了證據(jù)[7,22]。通過(guò)由斯隆數(shù)字化巡天項(xiàng)目第5 期釋放數(shù)據(jù)(Sloan Digital Sky Survey fifth data release,SDSS DR5)的約4 000 個(gè)類星體光譜組成的樣本，Hu 等人[7]于2008年發(fā)現(xiàn)光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的半峰全寬FWHMFe總體上比Hβ 發(fā)射線的寬成分窄，即FWHMFe≈0.75FWHMHβ。若FeⅡ發(fā)射區(qū)是位力化的，則FeⅡ發(fā)射區(qū)的典型尺度約為Hβ 寬發(fā)射區(qū)的2 倍。2010年，Kovaˇcevi′c等人[22]基于SDSS DR7 的302 個(gè)類星體的數(shù)據(jù)得到了與Hu 等人[7]類似的結(jié)果。2015年，Kovaˇcevi′c等人[23]利用SDSS DR7 的293 個(gè)同時(shí)覆蓋了紫外和光學(xué)波段的Ⅰ型類星體的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)，紫外與光學(xué)波段的FeⅡ發(fā)射線寬度之間存在正相關(guān)，意味著紫外FeⅡ發(fā)射線與光學(xué)FeⅡ發(fā)射線一樣，都來(lái)源于中等寬度線發(fā)射區(qū)。利用25 個(gè)活動(dòng)星系核的近紅外光譜，Marinello 等人[24]于2016年發(fā)現(xiàn)FeⅡ發(fā)射線的寬度與OⅠ和CaⅡ發(fā)射線相似，但是比Paβ發(fā)射區(qū)大2 倍。

3.2 反響映射

反響映射是研究活動(dòng)星系核結(jié)構(gòu)的重要方法，該方法根據(jù)發(fā)射線區(qū)光變相對(duì)于中心源光變的時(shí)間延遲，來(lái)推算發(fā)射線區(qū)的尺度。早在1993年，Maoz 等人[25]就給出NGC 5548 的紫外FeⅡ發(fā)射線的反響映射，并發(fā)現(xiàn)延遲約為10 d。這個(gè)值與Lyα 的接近，表明紫外FeⅡ發(fā)射線可能起源于寬線區(qū)。這是目前唯一一個(gè)紫外波段FeⅡ發(fā)射線時(shí)間延遲的測(cè)量值。由于時(shí)間延遲的測(cè)量需要觀測(cè)大量的光譜數(shù)據(jù)，所以FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲很少觀測(cè)到。2005年，Wang 等人[26]基于NGC 4051 的3年觀測(cè)數(shù)據(jù)，證實(shí)了光學(xué)FeⅡ發(fā)射線與連續(xù)譜之間存在協(xié)同的光變。2005年，Vestergaard 和Peterson[27]基于活動(dòng)星系核NGC 5548 的13年觀測(cè)數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)在幾周之內(nèi)，光學(xué)FeⅡ發(fā)射線與連續(xù)譜呈現(xiàn)協(xié)同的變化。2008年，Kuehn 等人[28]測(cè)量了Ark 120 FeⅡ發(fā)射線的光變曲線，他們發(fā)現(xiàn)了光學(xué)FeⅡ發(fā)射線與連續(xù)譜有長(zhǎng)時(shí)間的協(xié)同光變。2011年，Han 等人[29]利用Fairall 99 個(gè)月的觀測(cè)數(shù)據(jù)，首次報(bào)道了光學(xué)FeⅡ發(fā)射線與連續(xù)譜兩者的光變呈反相關(guān)的案例。然而以上學(xué)者都未能探測(cè)到FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲。

直到最近幾年，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線時(shí)間延遲的觀測(cè)才有所進(jìn)展。利用Kaspi 等人[30]于2000年公布的活動(dòng)星系核的監(jiān)測(cè)數(shù)據(jù)，Bian 等人[31]于2010年計(jì)算了PG 1700+518 光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的光變曲線。雖然誤差比較大，但他們成功地測(cè)量出光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲，約為2013年，Barth 等人[32]利用利克天文臺(tái)2011年的光譜監(jiān)測(cè)數(shù)據(jù)，成功測(cè)量出兩個(gè)活動(dòng)星系核的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲，而且發(fā)現(xiàn)兩個(gè)光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲分別比對(duì)應(yīng)的Hβ 線長(zhǎng)了1.5 和1.9 倍。2013年，Rafte 等人[33]研究窄線賽弗特Ⅰ星系SDSS J113913.91+335551.1，用反響映射方法計(jì)算得到的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲與Hβ線的一致。2014年，Chelouche 等人[34]測(cè)量了Kaspi 等人[30]監(jiān)測(cè)的3 個(gè)活動(dòng)星系核的光學(xué)FeⅡ光度曲線和時(shí)間延遲(其中有一個(gè)目標(biāo)也被Bian 等人[31]研究過(guò))。結(jié)合Barth 等人[32]的研究結(jié)果，他們還提出一個(gè)初步的光學(xué)FeⅡ線的尺度-光度關(guān)系，并指出該關(guān)系與Hβ 線的相似。這些結(jié)果暗示著FeⅡ發(fā)射區(qū)的尺度與Hβ 發(fā)射線的發(fā)射區(qū)相近。2015年，Hu 等人[35]發(fā)表了他們對(duì)10 個(gè)高吸積率活動(dòng)星系核的反響映射的監(jiān)測(cè)結(jié)果。他們成功探測(cè)到了其中的9個(gè)活動(dòng)星系核的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線相對(duì)連續(xù)譜的時(shí)間延遲，其中有6 個(gè)源的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線時(shí)間延遲與Hβ 發(fā)射線的接近，2 個(gè)源的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線時(shí)間延遲明顯比Hβ 發(fā)射線的長(zhǎng)，1個(gè)源的光學(xué)FeⅡ發(fā)射線時(shí)間延遲比Hβ 發(fā)射線的稍短。結(jié)合以前的研究數(shù)據(jù)，Hu 等人也探測(cè)到與Hβ 類似的光學(xué)FeⅡ的尺度-光度關(guān)系。2016年，Wang 等人[36]研究窄線賽弗特Ⅰ星系1H 0323+342，用反響映射方法計(jì)算出光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲與Hβ 線的相近。Park等人[37]在2017年研究鄰近賽弗特Ⅰ星系PG 0934+013，用反響映射方法計(jì)算出其光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的時(shí)間延遲比Hβ 線的短很多，該結(jié)果意味著這個(gè)源的FeⅡ發(fā)射區(qū)可能比Hβ 的發(fā)射區(qū)更靠近中心。

綜上所述，對(duì)部分活動(dòng)星系核的反響映射研究表明，大多數(shù)源的位置可能很難與Hβ 發(fā)射區(qū)進(jìn)行區(qū)分。但是目前反響映射研究的源的數(shù)量較少，而且往往伴隨著很明顯的選擇效應(yīng)[35]，所以反響映射的結(jié)果目前還不足以代表整體的活動(dòng)星系核FeⅡ發(fā)射線的性質(zhì)。

3.3 窄FeⅡ發(fā)射線的研究

不少研究活動(dòng)星系核的文獻(xiàn)都介紹并處理過(guò)窄線FeⅡ，特別是[FeⅡ] 禁線，如Boroson和Green mbox[8]在1992年就介紹[FeⅡ] 5 158,5 273及其處理結(jié)果。Dong 等人[11,38]在2010年和2011年對(duì)活動(dòng)星系核中的光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線開(kāi)展了系統(tǒng)性研究。Dong 等人[38]在2010年的研究工作中指出：在Ⅰ型活動(dòng)星系核中，普遍存在光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線(無(wú)論是容許線還是禁線)；而在Ⅱ型活動(dòng)星系核中，則普遍沒(méi)有光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線?；诖耍珼ong 等人認(rèn)為窄的FeⅡ發(fā)射區(qū)被限制在窄線區(qū)(narrow-line region,NLR)最內(nèi)部的盤(pán)狀區(qū)域中，其物理尺度小于塵埃環(huán)。如果這個(gè)結(jié)論普適，那么尋找沒(méi)有寬線區(qū)的活動(dòng)星系核(真正的Ⅱ型活動(dòng)星系核)，或者尋找沒(méi)有塵埃環(huán)遮擋的活動(dòng)星系核是很有意義的。然而，后續(xù)研究表明這個(gè)結(jié)論可能并不普適。2015年，Villar-Martn 等人[39]對(duì)一個(gè)Ⅱ型活動(dòng)星系核個(gè)源MRK 477 進(jìn)行研究，首次在Ⅱ型活動(dòng)星系核中證認(rèn)出超過(guò)10 條光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線；他們認(rèn)為，Dong 等人所提出的塵埃環(huán)內(nèi)的窄線區(qū)難以解釋MRK 477 中的光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線。通過(guò)運(yùn)用Cloudy光致電離模擬等方法，Villar-Mart′?n 等人認(rèn)為這些發(fā)射線由窄線區(qū)的氣體云光致電離引起的，而不是起源于恒星形成過(guò)程或者激波。

目前，人們無(wú)法確認(rèn)在活動(dòng)星系核紫外波段是否能觀測(cè)到窄FeⅡ發(fā)射線，文獻(xiàn)中只有零星的報(bào)道(如參考文獻(xiàn)[40])。Sameshima 等人[12]在2017年研究發(fā)現(xiàn)紫外FeⅡ發(fā)射線與愛(ài)丁頓比之間只有輕微的相關(guān)，這可能意味著來(lái)自紫外波段的窄FeⅡ發(fā)射線的貢獻(xiàn)很小。這可能是由于紫外的FeⅡ光子容易被NLR 中的塵埃以及溫氣體所吸收和散射。而在近紅外波段，[FeⅡ] 禁線在Ⅰ型和Ⅱ型活動(dòng)星系核中都廣泛存在(具體介紹見(jiàn)參考文獻(xiàn)[38,41])；但是近紅外FeⅡ容許線是否存在，仍有爭(zhēng)議。例如，Marinello 等人[24]在2016年的研究指出，不管是OⅠ,CaⅡ或者FeⅡ發(fā)射線，在進(jìn)行實(shí)測(cè)光譜的擬合時(shí)，即使在信噪比最好的光譜里面，都不需要添加窄發(fā)射線成分。

4 FeⅡ發(fā)射線的激發(fā)機(jī)制

類星體中許多發(fā)射線的產(chǎn)生可以通過(guò)經(jīng)典的光致電離模型來(lái)解釋。然而不少研究表明，經(jīng)典的光致電離模型不能很好地?cái)M合觀測(cè)到的紫外和光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度，說(shuō)明還有其他機(jī)制起作用[2,3,42–47]。雖然目前還沒(méi)有一個(gè)模型能夠完美解釋紫外與光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度比值以及2 000～2 600的FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度，但是，研究表明AGN 寬線區(qū)的各種物理過(guò)程都可能影響FeⅡ發(fā)射線。首先，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線的反響映射研究(成功探測(cè)到FeⅡ發(fā)射線的變化相對(duì)于連續(xù)譜變化的時(shí)間延遲，詳見(jiàn)3.2 節(jié))為光致電離機(jī)制提供了很強(qiáng)的證據(jù)；其次，有跡象表明微湍可能對(duì)FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度有重要影響[2,3,45–48]。Baldwin 等人[46]的研究表明，只有考慮了微湍氣體運(yùn)動(dòng)，光致電離模型才可以很好地再現(xiàn)觀測(cè)到的紫外(2 200～2 800)FeⅡ發(fā)射線的形狀和等值寬度。此外，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度還可能受柱密度的控制[18,43,47,49]，強(qiáng)FeⅡ發(fā)射線與高密度發(fā)射區(qū)存在相關(guān)[50–54]。2011年，Sameshima 等人[47]指出，F(xiàn)eⅡ發(fā)射線強(qiáng)度的模型預(yù)測(cè)值與實(shí)測(cè)值不符，可能是由于FeⅡ發(fā)射區(qū)并不是各向同性的。如果FeⅡ云呈不對(duì)稱分布，則可以解釋觀測(cè)到的紫外與光學(xué)FeⅡ發(fā)射線強(qiáng)度的比值。Ferland 等人[18]發(fā)現(xiàn)紫外FeⅡ發(fā)射區(qū)可能比光學(xué)FeⅡ發(fā)射區(qū)更加不對(duì)稱，且所預(yù)測(cè)的源于發(fā)射云塵埃的FeⅡ發(fā)射線強(qiáng)度與觀測(cè)結(jié)果完全一致。然而，這種不對(duì)稱分布是基于光學(xué)FeⅡ發(fā)射線存在系統(tǒng)性紅移這一假設(shè)，也就是假設(shè)發(fā)射區(qū)可能存在內(nèi)流[7]。但是，Sulentic 等人[55]認(rèn)為這種紅移可能并不顯著，應(yīng)謹(jǐn)慎對(duì)待(詳見(jiàn)第5 章)。

比較有趣的是，有研究表明，來(lái)自類星體外流的熒光激發(fā)也可能產(chǎn)生FeⅡ發(fā)射線。2016年，Wang 等人[56]從由廣域紅外線巡天探測(cè)衛(wèi)星探測(cè)到的具有很強(qiáng)的紫外FeⅡ發(fā)射線的4 個(gè)遮蔽型類星體的光譜中，發(fā)現(xiàn)了強(qiáng)的共振線(如CⅣ,AlⅢ和MgⅡ)，但是卻未發(fā)現(xiàn)非共振線(如CⅢ],SⅢ和HeⅡ)。他們認(rèn)為這些源的FeⅡ發(fā)射線是離中心比較遠(yuǎn)的外流所產(chǎn)生的共振散射光。由于這4 個(gè)類星體都是遮蔽型類星體，所以吸積盤(pán)和寬線區(qū)的發(fā)射線都被塵埃環(huán)遮蔽，但是在塵埃環(huán)以外的外流的共振散射光還能到達(dá)觀測(cè)者。近期，對(duì)紅外波段的FeⅡ發(fā)射線的研究也有了一定的進(jìn)展。2016年，通過(guò)對(duì)25 個(gè)活動(dòng)星系核的近紅外光譜的研究，Marinello 等人[24]發(fā)現(xiàn)：(1)所有源都存在位于9 200的FeⅡ發(fā)射線鼓包，表明活動(dòng)星系核普遍存在Lyα 熒光；(2)9 200鼓包的流量、1μm 的發(fā)射線以及光學(xué)FeⅡ發(fā)射線三者之間存在相關(guān)性，這意味著Lyα 熒光對(duì)FeⅡ發(fā)射線的激發(fā)起了重要的作用。

5 FeⅡ發(fā)射區(qū)的運(yùn)動(dòng)學(xué)

利用SDSS DR5 中約4 000 個(gè)類星體光譜，Hu 等人[7]于2008年發(fā)現(xiàn)，光學(xué)FeⅡ發(fā)射線相對(duì)于窄線區(qū)和Hβ 寬發(fā)射線都有系統(tǒng)性紅移，其速度漂移的典型值約為400 km·s?1，上限為2 000 km·s?1。他們還發(fā)現(xiàn)：

(1)FeⅡ發(fā)射線的寬度系統(tǒng)性地比Hβ 發(fā)射線的寬成分窄；

(2)FeⅡ發(fā)射線的紅移與愛(ài)丁頓比呈反相關(guān)；

(3)FeⅡ發(fā)射線有紅移的源，其Hβ 發(fā)射線的輪廓有紅移不對(duì)稱的趨勢(shì)。

基于以上發(fā)現(xiàn)，Hu 等人認(rèn)為FeⅡ發(fā)射線來(lái)源于中等寬度發(fā)射區(qū)，并且其運(yùn)動(dòng)學(xué)由內(nèi)流主導(dǎo)[7]。2012年，Sulentic 等人[55]對(duì)Hu 等人[7]于2008年關(guān)于FeⅡ發(fā)射線的速度漂移的報(bào)道提出了質(zhì)疑。Sulentic 等人[55]基于四維本征向量Ⅰ的框架，把Hu 等人[7]的類星體樣本以及他們觀測(cè)到的469 個(gè)類星體樣本分成了幾個(gè)子樣本。通過(guò)測(cè)量每個(gè)子樣本的合成光譜(具有更高的信噪比)，Sulentic 等人發(fā)現(xiàn)這些類星體的FeⅡ發(fā)射線并不存在系統(tǒng)性的紅移。Sulentic 等人[55]提出，導(dǎo)致Hu 等人探測(cè)到系統(tǒng)性紅移的原因主要有兩點(diǎn)：

(1)Hu 等人采用的類星體樣本的信噪比不足以給出可信的FeⅡ發(fā)射線的速度漂移；

(2)Hu 等人在擬合類星體發(fā)射線的時(shí)候并沒(méi)有考慮HeⅡ發(fā)射線。

隨后，2012年，Hu 等人[57]根據(jù)文獻(xiàn)[7] 中FeⅡ發(fā)射線的紅移，把類星體樣本分成了5個(gè)子樣本。Hu 等人[57]擬合了這5 個(gè)子樣本的合成光譜，采用類似Sulentic 等人[55]的方法，并且擬合的時(shí)候考慮HeⅡ發(fā)射線，結(jié)果成功地從5 個(gè)子樣本中探測(cè)到了FeⅡ發(fā)射線的紅移，所以他們認(rèn)為文獻(xiàn)[7] 中FeⅡ發(fā)射線紅移具有較好的魯棒性。但是，Hu 等人[57]對(duì)Sulentic 等人[55]的結(jié)果不能給出一個(gè)合理的解釋，他們認(rèn)為部分由于Sulentic 等人采用四維本征向量Ⅰ框架(即Hβ 寬度和FeⅡ/Hβ 的強(qiáng)度比)的方法進(jìn)行光譜分類。Hu 等人[7](見(jiàn)參考文獻(xiàn)[7] 中的圖9)表明這些參數(shù)與FeⅡ的速度漂移幾乎不存在相關(guān)性。

另外一個(gè)科研團(tuán)組也對(duì)光學(xué)FeⅡ發(fā)射線的系統(tǒng)性紅移的觀點(diǎn)提出質(zhì)疑。2010年，Kovaˇcevi′c 等人[22]利用來(lái)自SDSS 的平均信噪比較高但樣本量較小的類星體樣本，對(duì)FeⅡ發(fā)射線進(jìn)行研究，他們測(cè)量的FeⅡ發(fā)射線的紅移遠(yuǎn)小于Hu 等人[7]在2008年所得到的結(jié)果(相對(duì)于窄線的平均FeⅡ發(fā)射線紅移為100±240 km·s?1)。2015年，Kovaˇcevi′c等人[23]發(fā)現(xiàn)紫外FeⅡ線存在明顯的平均紅移，但是在光學(xué)FeⅡ發(fā)射線中沒(méi)有出現(xiàn)，他們認(rèn)為這可能說(shuō)明紫外FeⅡ發(fā)射線的運(yùn)動(dòng)學(xué)是內(nèi)流，或者它們可能呈不對(duì)稱的分布。

關(guān)于活動(dòng)星系核FeⅡ發(fā)射線藍(lán)移也有相關(guān)的報(bào)道。2008年，Hu 等人[7]對(duì)4 037 個(gè)活動(dòng)星系核樣本進(jìn)行研究，發(fā)現(xiàn)有481 個(gè)存在FeⅡ發(fā)射線藍(lán)移(不考慮測(cè)量誤差所導(dǎo)致的數(shù)目漲落)。2010年，Marziani 等人[58]發(fā)現(xiàn)，一些FeⅡ發(fā)射線很強(qiáng)的源存在藍(lán)移成分或者呈藍(lán)移不對(duì)稱。2016年，Wang 等人[56]發(fā)現(xiàn)一些遮蔽型類星體的光譜包含有藍(lán)移的FeⅡ發(fā)射線成分。他們認(rèn)為這些藍(lán)移的FeⅡ發(fā)射線成分可以由活動(dòng)星系核的外流進(jìn)行解釋(詳見(jiàn)第4 章)。

6 FeⅡ發(fā)射線的宇宙學(xué)應(yīng)用

目前人們普遍認(rèn)為，F(xiàn)e 元素主要來(lái)源于Ia 型超新星。Ia 型超新星是由壽命較長(zhǎng)、質(zhì)量中等的恒星對(duì)爆炸后形成。而α 族元素(如Mg 元素)通常被認(rèn)為來(lái)源于壽命較短、質(zhì)量較大的恒星爆炸(主要是Ⅱ型超新星)[59]。由于Fe 元素與α 族元素形成的時(shí)間不同，因此他們兩者的元素豐度的比值可以作為宇宙金屬豐度指示器。

利用SDSS DR7 中4 178 個(gè)賽弗特Ⅰ星系和類星體的樣本，Dong 等人研究了FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度及其與其他發(fā)射線和活動(dòng)星系核的物理參數(shù)的相關(guān)性[11]。他們發(fā)現(xiàn)，大部分發(fā)射線的強(qiáng)度比值和等值寬度都與愛(ài)丁頓比有最強(qiáng)的相關(guān)性，而與其他參數(shù)的相關(guān)性弱得多，例如在5 100的連續(xù)譜光度(L5100)或黑洞質(zhì)量(MBH)。唯一的例外是紫外FeⅡ發(fā)射線的等值寬度，它與寬線寬度、L5100、MBH及L/LEdd都不存在相關(guān)性。相比之下，紫外和光學(xué)FeⅡ發(fā)射線與MgⅡλ2 800的強(qiáng)度比與L/LEdd存在非常強(qiáng)的相關(guān)性?；谶@些結(jié)果，他們猜測(cè)活動(dòng)星系中發(fā)射線強(qiáng)度的變化是受L/LEdd影響。因此，當(dāng)使用FeⅡ/MgⅡ強(qiáng)度比表征Fe/Mg豐度比來(lái)研究類星體環(huán)境的化學(xué)進(jìn)化史時(shí)，必須先糾正FeⅡ/MgⅡ強(qiáng)度對(duì)L/LEdd的系統(tǒng)性依賴。換言之，MgⅡ/FeⅡ的強(qiáng)度比只能作為Mg/Fe 豐度比的“二級(jí)”表征。

通過(guò)研究SDSS DR4 的2 092 個(gè)活動(dòng)星系核的MgⅡ發(fā)射線的觀測(cè)數(shù)據(jù)，Dong 等人[60]首次發(fā)現(xiàn)MgⅡ的等值寬度與愛(ài)丁頓比之間存在強(qiáng)烈的反相關(guān)。利用SDSS DR7 的17 432 個(gè)類星體的MgⅡ和紫外FeⅡ發(fā)射線的數(shù)據(jù)，Sameshima 等人[12]研究了源于寬線區(qū)的Mg 元素與Fe 元素的豐度比。他們發(fā)現(xiàn)MgⅡ的等值寬度也與愛(ài)丁頓比存在強(qiáng)烈的反相關(guān)，而FeⅡ的等值寬度與愛(ài)丁頓比僅存在弱的正相關(guān)。為了研究導(dǎo)致MgⅡ和FeⅡ發(fā)射線這種差異的原因，他們使用Cloudy 模型進(jìn)行光致電離計(jì)算，并且考慮了最新的反響映射研究的約束。他們發(fā)現(xiàn)：(1)MgⅡ和FeⅡ發(fā)射線分別產(chǎn)生于光致電離云中的不同區(qū)域；(2)它們的等值寬度與愛(ài)丁頓比的相關(guān)性可以通過(guò)僅改變?cè)频臄?shù)密度來(lái)解釋?；谶@些結(jié)論，他們認(rèn)為在關(guān)于類星體發(fā)射線的化學(xué)演化研究中，MgⅡ/FeⅡ流量比很大程度上取決于云數(shù)密度。而MgⅡ/FeⅡ流量比用作Mg/Fe 豐度比的一級(jí)代表的時(shí)候，應(yīng)該先校準(zhǔn)來(lái)自密度的依賴。通過(guò)校正這種密度的依賴后，他們提出了一些對(duì)寬線區(qū)云的Mg/Fe 豐度比的新判斷。他們把最終得到的Mg/Fe 豐度比與化學(xué)演化模型進(jìn)行比較，認(rèn)為α 族元素的增豐發(fā)生在紅移z ≈2 的時(shí)期或者更早。

7 總 結(jié)

本文綜述了活動(dòng)星系核FeⅡ發(fā)射線近年的幾個(gè)方面的研究進(jìn)展，包括FeⅡ發(fā)射線與本征向量Ⅰ的關(guān)系、FeⅡ發(fā)射線的起源、激發(fā)機(jī)制、FeⅡ發(fā)射區(qū)的運(yùn)動(dòng)學(xué)特征以及FeⅡ發(fā)射線的宇宙學(xué)應(yīng)用等。總結(jié)全文，我們可以發(fā)現(xiàn)，近年FeⅡ發(fā)射線在多個(gè)領(lǐng)域都有了一定的進(jìn)展，但也存在不少問(wèn)題，主要表現(xiàn)在五個(gè)方面。

(1)雖然目前有證據(jù)表明愛(ài)丁頓比是驅(qū)動(dòng)本征向量Ⅰ的參數(shù)，但是還缺乏有力的證據(jù)解釋活動(dòng)星系核的愛(ài)丁頓比是如何驅(qū)動(dòng)本征向量Ⅰ的，以及為什么FeⅡ發(fā)射線的強(qiáng)度會(huì)隨著愛(ài)丁頓比的增大而變強(qiáng)。

(2)人們利用SDSS 大樣本的活動(dòng)星系核進(jìn)行研究，傾向于認(rèn)為FeⅡ發(fā)射線可能主要來(lái)源于中等寬度發(fā)射區(qū)；對(duì)部分活動(dòng)星系核的反響映射研究表明，大多數(shù)這些源的位置可能難以與Hβ 發(fā)射區(qū)進(jìn)行區(qū)分；對(duì)活動(dòng)星系核窄FeⅡ發(fā)射線的系統(tǒng)性研究認(rèn)為光學(xué)窄FeⅡ發(fā)射線可能主要來(lái)源于塵埃環(huán)以內(nèi)的窄線區(qū)。

(3)越來(lái)越多的證據(jù)表明多種物理機(jī)制參與了FeⅡ發(fā)射線的激發(fā)，但具體包括了哪幾種，以及哪一種扮演著重要甚至決定性的角色仍未有定論。

(4)研究發(fā)現(xiàn)FeⅡ發(fā)射線相對(duì)于窄線區(qū)和Hβ 發(fā)射線有系統(tǒng)性紅移，但后續(xù)的研究對(duì)此有異議。因此，F(xiàn)eⅡ發(fā)射區(qū)是位力化的還是內(nèi)流，目前仍有爭(zhēng)議。

(5)基于SDSS 大樣本的活動(dòng)星系核的研究表明，紫外波段的FeⅡ與MgⅡλ2 800發(fā)射線的強(qiáng)度比與L/LEdd存在強(qiáng)烈的相關(guān)性。校準(zhǔn)了來(lái)自MgⅡ/FeⅡ?qū)/LEdd的依賴后，利用Fe 元素與α 族元素豐度的比值作為宇宙金屬豐度指示器，研究表明，α 族元素的增豐可能發(fā)生在紅移z ≈2 或者更早時(shí)期。

致謝

非常感謝審稿人提出的寶貴建議。