射電寧靜的活動星系核的光變研究進(jìn)展

孫謀遠(yuǎn)，黎 婷

(廈門大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，福建 廈門 361005)

現(xiàn)在，天文學(xué)家普遍認(rèn)為每一個典型的大質(zhì)量星系中心都寄居著至少一個超大質(zhì)量黑洞[1].這些超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量為百萬倍到數(shù)百億倍太陽質(zhì)量，且與寄主星系的物理性質(zhì)(比如核球質(zhì)量和恒星速度彌散度等)存在緊致的相關(guān)性[2-3].超大質(zhì)量黑洞可以通過其強(qiáng)大的引力場吞噬周圍氣體(該過程被稱為黑洞吸積過程)[4].在掉入黑洞的過程中，被黑洞吸積的氣體會釋放其引力能，通過黏滯過程(其物理起源并不是常見的分子黏滯，而很可能與磁旋轉(zhuǎn)不穩(wěn)定有關(guān)[5-6])將引力能轉(zhuǎn)變成為熱能，加熱氣體溫度，從而使得這些高溫氣體產(chǎn)生劇烈的多波段電磁輻射.這類中心超大質(zhì)量黑洞活躍地吸積氣體的物理過程被認(rèn)為是活動星系核(active galactic nucleus，AGN)的中心能量機(jī)制.

通過各種觀測手段，天文學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)超過百萬個AGN候選體[7].基于AGN的研究，天文學(xué)家能夠獲得多方面的天體物理知識：1)黑洞吸積氣體中的磁湍流物理過程(例如，引起黏滯的磁旋轉(zhuǎn)不穩(wěn)定性)[8-9]；2)黑洞附近強(qiáng)引力效應(yīng)對廣義相對論的檢驗(例如，利用X-射線光變和光譜觀測，或亞毫米波干涉給黑洞成像、測量黑洞自旋以及檢驗廣義相對論)[10]；3)極端物理條件下的原子分子物理過程；4)AGN樣本普查和黑洞質(zhì)量的宇宙學(xué)演化[11]；5)黑洞質(zhì)量和活躍性與星系性質(zhì)的關(guān)系(即黑洞與寄主星系共同演化)[3]；6)黑洞吸積對宇宙大尺度結(jié)構(gòu)形成的反饋物理過程[12].

非周期性的多波段光變(即光度隨時間的變化)是AGN的鮮明特征[13]，其涉及的時標(biāo)從小時、天到年乃至數(shù)十年不等，為研究AGN和超大質(zhì)量黑洞提供了獨(dú)一無二的視角.這一事實(shí)部分是因為超大質(zhì)量黑洞吸積涉及的空間尺度太小(太陽系尺度)，而這些黑洞離地球的距離又太遙遠(yuǎn)(即宇宙學(xué)距離，超過百萬倍秒差距，或3.08×1019km)[14].對于絕大部分AGN，現(xiàn)有的(空間和地面)望遠(yuǎn)鏡無法直接從空間上分辨超大質(zhì)量黑洞吸積的物理尺度.此外，光在超大質(zhì)量黑洞的史瓦西半徑(即無自旋黑洞的視界面半徑)尺度上的傳播時標(biāo)約為103s，這一時標(biāo)也是光變時標(biāo)的下限.通過研究AGN的光變曲線，天文學(xué)家可以獲得黑洞吸積氣體的物理尺度等關(guān)鍵信息.事實(shí)上，正是Matthews等[15]早年分析了AGN的光變時標(biāo)，給出了AGN中心引擎的尺度上限.這一上限結(jié)合其他觀測結(jié)果排除了一部分理論模型[16]，確認(rèn)AGN的中心能源機(jī)制是超大質(zhì)量黑洞吸積氣體這一物理過程.

經(jīng)過約半個世紀(jì)的研究，天文學(xué)家在利用光變研究AGN的天體物理方面取得了巨大的進(jìn)展.Uttley等[17]綜述了X-射線反響映射的理論、觀測和統(tǒng)計方法.Peterson等[18]重點(diǎn)闡述了寬線反響映射研究.Vaughan等[19]詳盡地介紹了描述AGN光變的統(tǒng)計學(xué)理論和分析手段.這些進(jìn)展涉及許多方面，無法一一枚舉,本文只討論射電寧靜的AGN，挑選其隨機(jī)光變的數(shù)個方面的進(jìn)展進(jìn)行介紹和綜述.

本文分為以下幾個部分：首先討論光變與反響映射研究，以及黑洞質(zhì)量和自旋的測量方法；其次討論光變的一般特性和物理本質(zhì)；最后對AGN的光變研究進(jìn)行展望.

1 光變與反響映射

根據(jù)黑洞“無毛”定理，穩(wěn)態(tài)黑洞僅由3個參數(shù)描述：質(zhì)量、自旋和電荷.天體物理環(huán)境下的黑洞一般不攜帶電荷，否則由于庫侖力的作用，黑洞將迅速從周圍環(huán)境吸引相反的電荷，使得黑洞自身電荷被中和.測量黑洞質(zhì)量和自旋是AGN研究的一個極其重要的課題.

AGN光變研究的一個或許最為典型的例子是利用寬發(fā)射線的反響映射技術(shù)測量黑洞質(zhì)量[20].由于來自黑洞附近吸積盤的高溫氣體產(chǎn)生的電離光子照射，圍繞超大質(zhì)量黑洞高速運(yùn)動的云團(tuán)將產(chǎn)生寬發(fā)射線(即發(fā)射線因為云團(tuán)的高速運(yùn)動而被多普勒展寬).這些寬發(fā)射線的展寬對應(yīng)的多普勒速度可達(dá)數(shù)千乃至數(shù)萬km/s.如果天文學(xué)家可以進(jìn)一步測量寬發(fā)射線的輻射區(qū)(即寬發(fā)射線區(qū))離中心黑洞的距離，并假定寬發(fā)射線區(qū)云團(tuán)的動力學(xué)由黑洞引力主導(dǎo)，那么天文學(xué)家可以利用唯里定理計算黑洞質(zhì)量(這一思路和計算太陽質(zhì)量的方法相似)，即

(1)

其中，G是引力常數(shù)，V是由寬發(fā)射線的展寬推測的云團(tuán)多普勒速度(即視線方向的運(yùn)動速度分量)，R是寬線區(qū)到中心黑洞的距離，唯里化因子f表征(許多情況下是未知的)寬線區(qū)的幾何結(jié)構(gòu)和運(yùn)動學(xué)信息.R比AGN到地球的距離小十余個量級，一般無法通過現(xiàn)有的望遠(yuǎn)鏡直接分辨和測量(唯一的例外或是對3C 273的寬線區(qū)測量[21]).然而，天文學(xué)家可以從時域角度利用AGN的光變測量R.當(dāng)AGN中心引擎的電離連續(xù)譜的流量發(fā)生變化時，寬發(fā)射線將在一定的時間延遲后響應(yīng)電離連續(xù)譜的變化(即反響映射).這一時間延遲τ即是電離光子從中心引擎?zhèn)鞑サ綄捑€區(qū)所需的時間(圖1).因此，天文學(xué)家通過同時監(jiān)測中心引擎連續(xù)譜輻射和寬發(fā)射線的光變曲線，測量時間延遲τ，計算R(即R=cτ，其中c是真空中的光速)，從而測量黑洞質(zhì)量.

圖1 寬發(fā)射線反響映射技術(shù)的原理示意圖

反響映射技術(shù)的物理原理明確，但需要對單個AGN進(jìn)行長時間的多次光譜觀測，以獲得高質(zhì)量的發(fā)射線和連續(xù)譜的光變曲線，確定二者的時間延遲.因此，自反響映射技術(shù)被提出的前30多年里，天文學(xué)家只對百余個活動星系核測量了寬發(fā)射線相對于連續(xù)譜的時間延遲[22-24]，計算了寬線區(qū)到黑洞的距離R，并得到相應(yīng)的黑洞質(zhì)量[25]，其中半數(shù)以上測量是在過去的數(shù)年內(nèi)獲得的(圖2).

現(xiàn)有樣本規(guī)模尚小的反響映射AGN是否具有統(tǒng)計代表性？從圖2可知，反響映射AGN樣本與斯隆數(shù)字巡天(SDSS)光譜確認(rèn)的AGN樣本[26](其黑洞質(zhì)量是利用單歷元唯里黑洞質(zhì)量估計方法獲得，見后文)具有相似的愛丁頓比值分布范圍(愛丁頓比值定義為AGN的熱光度與愛丁頓光度之比).然而，與SDSS的AGN樣本相比，反響映射AGN樣本的黑洞質(zhì)量偏低.究其原因：首先，受限于觀測靈敏度，SDSS無法探測質(zhì)量偏小的超大質(zhì)量黑洞；其次，超大質(zhì)量(比如10億倍太陽質(zhì)量)黑洞往往具有非常高的光度和紅移，其寬發(fā)射線時間延遲在觀測系可達(dá)數(shù)年，因而反響映射的觀測極其困難，是未來時域巡天應(yīng)該突破的課題.

(a)黑色和紅色分別表示SDSS發(fā)現(xiàn)的AGN和已有Hβ反響映射黑洞質(zhì)量的AGN的黑洞質(zhì)量(以太陽質(zhì)量M⊙為單位)分布圖;(b)兩類AGN在愛丁頓比值-黑洞質(zhì)量二維平面的分布;(c)兩類AGN的愛丁頓比值分布圖.

利用這些測量結(jié)果，天文學(xué)家還發(fā)現(xiàn)距離R與AGN的光學(xué)光度之間在跨越4個光度量級上存在非常緊致的相關(guān)關(guān)系[22](即R∝L0.5,簡稱R-L關(guān)系).這一相關(guān)關(guān)系具有重要的天體物理學(xué)意義.首先，這個關(guān)系表明不同AGN的寬線區(qū)性質(zhì)具有一定的相似性.按照光致電離物理，可以定義寬線區(qū)云團(tuán)的電離參數(shù)

(2)

其中，Lion、NH和c分別為云團(tuán)接收到的電離光子的光度、云團(tuán)的粒子密度和光速.R-L關(guān)系的緊致性表明光度L與電離光度Lion的比值、電離參數(shù)U以及云團(tuán)的粒子數(shù)密度在不同AGN中沒有顯著的演化(根據(jù)公式(2)，可得R∝L0.5).其次，天文學(xué)家通過測量光度，借助R-L關(guān)系估計寬線區(qū)尺度，從而得到黑洞質(zhì)量(這一方法被稱之為單歷元唯里黑洞質(zhì)量).與反響映射相比，單歷元唯里黑洞質(zhì)量估計方法僅需一次光譜觀測(通過擬合光譜數(shù)據(jù)，同時得到光度和寬發(fā)射線的展寬V)，極大地節(jié)約了觀測時間，可以被應(yīng)用于估計數(shù)以萬計的AGN的黑洞質(zhì)量[26](圖2).

類似于聲納探測水下目標(biāo)的結(jié)構(gòu)，反響映射不僅能夠測量寬線區(qū)到黑洞的距離和黑洞質(zhì)量，還可以用來探測寬線區(qū)云團(tuán)的結(jié)構(gòu)和物理性質(zhì).例如，通過分析不同多普勒速度的發(fā)射線成分相對同一連續(xù)譜的時間延遲，天文學(xué)家可以對擁有高質(zhì)量光變數(shù)據(jù)的極少數(shù)AGN構(gòu)建寬線區(qū)云團(tuán)的位置-速度二維分布圖[27-30]，發(fā)現(xiàn)寬線區(qū)氣體的動力學(xué)結(jié)構(gòu)復(fù)雜多變，有內(nèi)流、外流和開普勒盤運(yùn)動等多種形式.這些研究也有助于確定參數(shù)因子f，改善黑洞質(zhì)量的估計精度.

利用寬發(fā)射線和連續(xù)譜光變的反響映射技術(shù)亦可服務(wù)于宇宙學(xué)研究.例如，R-L關(guān)系為天文學(xué)家提供了一種不依賴于宇宙學(xué)距離的AGN的光度測量方法.借助R-L關(guān)系，天文學(xué)家可以將AGN作為遙遠(yuǎn)宇宙的標(biāo)準(zhǔn)燭光，測量宇宙膨脹歷史和宇宙學(xué)參數(shù)[31].此外，將3C 273反響映射測量的寬線區(qū)大小與GRAVITY干涉觀測獲得的寬線區(qū)角直徑[21]相結(jié)合，天文學(xué)家借助于幾何學(xué)獲得該源的距離，并有效地測量了哈勃參數(shù)(相對誤差僅為15%)[32].將來，天文學(xué)家可以對更多AGN進(jìn)行反響映射和GRAVITY干涉觀測，有望進(jìn)一步減小哈勃參數(shù)的誤差.

最新的研究表明，作為單歷元唯里黑洞質(zhì)量估計方法的關(guān)鍵因素，R-L關(guān)系需要額外的修正.以往的反響映射觀測[22]多針對愛丁頓比值較低(小于0.3)的AGN(見圖2中的空心數(shù)據(jù)點(diǎn)).這些源的光變幅度較大，鐵發(fā)射線叢對Hβ寬發(fā)射線的污染較小，因而寬線的時間延遲較為容易測量.然而基于低愛丁頓比值A(chǔ)GN樣本建立的R-L關(guān)系[22]并不適用于高愛丁頓比值的源[23,29,33].越來越多的證據(jù)表明寬線區(qū)距離R不僅與光度L有關(guān)，還和愛丁頓比值(或者黑洞質(zhì)量)有關(guān)[23,29].愛丁頓比值被認(rèn)為決定超大質(zhì)量黑洞周圍吸積氣體盤的幾何結(jié)構(gòu)和能譜分布.因此，R-L關(guān)系與愛丁頓比值的依賴關(guān)系或與高愛丁頓比值下氣體吸積盤厚度增加有關(guān)[24]，其具體細(xì)節(jié)尚不完全清楚，是有待進(jìn)一步研究的重要問題.

即便是低愛丁頓比值的AGN，其R-L關(guān)系甚至是反響映射本身均遭受一定的觀測挑戰(zhàn).例如，利用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡和數(shù)個地面光學(xué)望遠(yuǎn)鏡對NGC 5548進(jìn)行同時的多歷元觀測表明，該源近年來的高精度寬Hβ時間延遲明顯小于上述R-L關(guān)系的預(yù)言值[34].此外，對NGC 5548的細(xì)致研究表明，該源的寬發(fā)射線光度變化偶爾會顯著地偏離連續(xù)譜的光度變化[34-35]，直接挑戰(zhàn)了寬發(fā)射線反響映射的基本假設(shè)，或與吸積氣體的動態(tài)演化[36]以及由氣體吸積盤驅(qū)動的高速物質(zhì)外流[37]有關(guān).這些問題的物理本質(zhì)有待于未來大樣本的AGN時域研究揭示.

除了傳統(tǒng)的寬發(fā)射線對來自中心引擎的連續(xù)譜的反響映射，AGN不同能量段的X-射線之間也存在響應(yīng)行為[38].具體而言，在短時標(biāo)上，能量高的X-射線輻射的光變領(lǐng)先于能量低的X-射線輻射(被稱為軟延遲)；在長時標(biāo)上，情況正好相反(被稱為硬延遲).上述依賴于時標(biāo)的時間延遲現(xiàn)象已經(jīng)被觀測證實(shí)[39-40].一般認(rèn)為，長時標(biāo)上的硬延遲對應(yīng)于黑洞附近氣體的擾動從相對靠外的輻射區(qū)(主要產(chǎn)生能量偏低的X-射線)向更內(nèi)區(qū)(主要產(chǎn)生能量更高的X-射線)傳播的過程；在短時標(biāo)處，硬X-射線照射靠外的吸積氣體并被氣體反射產(chǎn)生能量更低的X-射線輻射過程占主導(dǎo).軟延遲對應(yīng)于硬X-射線輻射傳播到吸積氣體所需的時間，可以用于測量黑洞周圍X-射線熱冕的空間尺寸.觀測發(fā)現(xiàn)軟延遲的幅度與黑洞質(zhì)量成正比[41]，表明不同質(zhì)量范圍的黑洞周圍的X-射線熱冕的空間尺寸具有相似性.

當(dāng)硬X-射線照射靠外的吸積氣體時，吸積氣體也將產(chǎn)生“熒光”鐵發(fā)射線.位于黑洞周圍10倍史瓦西半徑以內(nèi)的吸積氣體感受黑洞強(qiáng)引力場的作用，在引力紅移效應(yīng)等廣義相對論效應(yīng)的影響下，鐵發(fā)射線的輪廓變得扭曲和極其不對稱，紅端(即低能量端)輻射更為顯著[42]，可用于測量黑洞自旋.

總之，與寬發(fā)射線的反響映射不同，X-射線反響映射信號往往包含黑洞周圍時空結(jié)構(gòu)的信息.通過分析X-射線的反響映射觀測數(shù)據(jù)，天文學(xué)家可以測量黑洞的質(zhì)量，估計黑洞的另一個關(guān)鍵參數(shù)，即自旋，在最極端的環(huán)境下檢驗廣義相對論[43]，并揭示在極端引力環(huán)境下的X-射線熱冕的動態(tài)演化過程[10].

對于個源的研究表明，X-射線反響映射測量黑洞質(zhì)量的精度和寬線反響映射的結(jié)果相差不大[10].如前所述，寬線反響映射的黑洞質(zhì)量測量結(jié)果依賴于描述寬線區(qū)結(jié)構(gòu)的參數(shù)因子f，而該因子往往需要借助于其他獨(dú)立的黑洞質(zhì)量測量結(jié)果來確定.將X-射線和寬線反響映射的黑洞質(zhì)量測量結(jié)果相結(jié)合，天文學(xué)家還有望確定參數(shù)因子f，探究寬線區(qū)的結(jié)構(gòu).現(xiàn)有X-射線反響映射的活動星系核樣本規(guī)模仍然偏小，是未來更多的X-射線時域觀測應(yīng)該突破的課題.

另一值得提及的反響映射研究是考察X-射線、紫外、光學(xué)和紅外連續(xù)譜的相關(guān)性和時間延遲.這一研究可以檢驗寬線反響映射的基本假設(shè).按照反響映射理論，寬發(fā)射線將響應(yīng)電離連續(xù)譜的變化.然而，在實(shí)際觀測中，天文學(xué)家一般無法直接獲得電離連續(xù)譜(X-射線和極紫外輻射)的光變曲線，故退而求其次，觀測寬發(fā)射線鄰近紫外/光學(xué)連續(xù)譜的光變曲線，測量寬發(fā)射線與鄰近紫外/光學(xué)連續(xù)譜的時間延遲(圖1).因此，反響映射技術(shù)依賴于以下兩個基本假設(shè)：第一，鄰近紫外/光學(xué)連續(xù)譜的光變曲線與波長更短的電離連續(xù)譜之間存在緊致的相關(guān)性；第二，鄰近紫外/光學(xué)連續(xù)譜相對電離連續(xù)譜的時間延遲可以忽略不計.通過對一小部分AGN的多波段同時監(jiān)測，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)X-射線、紫外和光學(xué)連續(xù)譜之間均存在顯著的相關(guān)性，且時間延遲與波長呈正相關(guān)(即X-射線光變領(lǐng)先于紫外，紫外光變領(lǐng)先于光學(xué))[44-45].與寬發(fā)射線相對紫外/光學(xué)連續(xù)譜的時間延遲相比，紫外/光學(xué)連續(xù)譜相對X-射線連續(xù)譜的時間延遲更小[34].這些結(jié)果都很好地支持前述提到的兩個寬線反響映射的基本假設(shè).

一般認(rèn)為，紫外和光學(xué)輻射由超大質(zhì)量黑洞周圍的吸積氣體盤產(chǎn)生，其輻射區(qū)的位置可以通過吸積物理模型加以計算.進(jìn)一步假設(shè)時間延遲由X-射線輻射以光速傳播到短波輻射區(qū)和到長波輻射區(qū)的傳播時間差決定，天文學(xué)家比較了時間延遲的測量結(jié)果與吸積物理模型的預(yù)期值.出乎意料的是，測量結(jié)果比預(yù)期值超出了約2倍[44-45].這一觀測與理論的矛盾被稱之為“吸積盤尺度超標(biāo)”問題，直接挑戰(zhàn)了黑洞吸積物理模型.事實(shí)上，“吸積盤尺度超標(biāo)”問題只是黑洞吸積物理在解釋光變方面碰到的眾多挑戰(zhàn)之一.對這個問題的回答還涉及另一個基本問題，即光變的物理起源.

2 光變的物理起源

如前所述，基于光變的反響映射技術(shù)取得了極大的進(jìn)展，然而天文學(xué)家對光變的物理本質(zhì)仍不明確.AGN的中心引擎被廣泛地認(rèn)為是幾何薄光學(xué)厚的靜態(tài)黑洞吸積盤，即所謂靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤[46].按照靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤模型，吸積率變化所需的黏滯時標(biāo)長達(dá)數(shù)百乃至千年，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過天文學(xué)家的觀測時間.因此，AGN的光變觀測結(jié)果與靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤模型并不兼容，給AGN中心引擎的物理模型帶來了嚴(yán)峻的挑戰(zhàn).

一種緩解上述沖突的途徑是引入X-射線照射[47].X-射線被廣泛認(rèn)為來自于黑洞周圍的高溫等離子體，即所謂X-射線熱冕，其流量可以隨時間快速變化，可能起源于熱冕的磁湍流.當(dāng)部分X-射線照射在溫度更低的靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤時，部分X-射線光子被薄盤表面氣體吸收和熱化，以紫外和光學(xué)光子再輻射.因此，快速變化的X-射線可以誘導(dǎo)紫外和光學(xué)光變.這一模型也可以自然地解釋AGN在不同波段的連續(xù)譜輻射的相關(guān)關(guān)系.根據(jù)X-射線照射模型，紫外光學(xué)的光變落后于X-射線，且對應(yīng)的時間延遲等于X-射線光子傳播到靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤的紫外光學(xué)輻射區(qū)所需的時間.然而，這一經(jīng)典的X-射線照射模型也面臨光變觀測數(shù)據(jù)的諸多挑戰(zhàn).

第一，最近的觀測研究表明，X-射線與紫外光學(xué)的相關(guān)性較弱.具體而言，X-射線光變曲線中包含的高頻成分無法在紫外光學(xué)光變曲線中找到對應(yīng)體，和X-射線照射模型的基本假設(shè)沖突[45].

第二，X-射線和紫外光學(xué)的時間延遲，以及紫外與光學(xué)的時間延遲比預(yù)期的光子以光速傳播的時間高出約兩倍(即前述“吸積盤尺度超標(biāo)”問題)甚至更多[45].

第三，AGN的顏色光變，即不同波段的輻射光度之比隨時間的變化行為，依賴于光變時標(biāo).這一觀測事實(shí)與X-射線照射的預(yù)期不符[48].

第四，AGN的光變參數(shù)，諸如光變幅度、特征時標(biāo)、功率譜的形狀等，往往與黑洞質(zhì)量、光度、波長和寬線藍(lán)移速度等物理參數(shù)存在相關(guān)關(guān)系[9,49].X-射線照射模型對此并無明確的解釋.

第五，X-射線的光變幅度與光學(xué)光變幅度之間缺乏緊致的相關(guān)關(guān)系[50].X-射線的光變幅度與黑洞質(zhì)量有著顯著的反相關(guān)關(guān)系[50]，這也為測量黑洞質(zhì)量提供了一條新的途徑.光學(xué)的光變幅度則與AGN的光度有更顯著的相關(guān)關(guān)系[9].這些觀測事實(shí)也和X-射線照射模型沖突.

第六，一部分AGN在紫外光學(xué)波段存在“變臉”現(xiàn)象，即紫外光學(xué)寬發(fā)射線存在消失和出現(xiàn)的現(xiàn)象[51].這些現(xiàn)象往往伴隨著連續(xù)譜數(shù)倍乃至數(shù)十倍的光變幅度，變化的時標(biāo)是數(shù)百天到數(shù)年不等，無法用靜態(tài)的標(biāo)準(zhǔn)薄盤的吸積率劇烈變化加以解釋.如若“變臉”現(xiàn)象起源于X-射線照射的變化，其要求的X-射線光度遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過觀測值[52].

這些觀測與理論的某些嚴(yán)重沖突可以通過引入更為復(fù)雜的物理過程加以解決.例如，“吸積盤尺度超標(biāo)”問題可以由吸積盤的大氣輻射轉(zhuǎn)移過程[53]或者吸積盤的外流過程[54]解釋.這些復(fù)雜的模型并沒有同時解決以上所有難題.上述觀測與理論的嚴(yán)重沖突被歸納為AGN的黏滯危機(jī)[55]，表明天文學(xué)家對AGN中心引擎的關(guān)鍵物理過程(即通過磁湍流產(chǎn)生的黏滯轉(zhuǎn)移角動量過程)的認(rèn)識并不清楚.

3 總結(jié)和展望

自20世紀(jì)60年代發(fā)現(xiàn)AGN以來，光變在AGN研究中扮演著重要的角色.在21世紀(jì)的前20年里，天文學(xué)家對光變展開了多波段和多時間尺度上的觀測研究，展示了利用反響映射技術(shù)和光變分析來研究AGN物理過程和測量黑洞質(zhì)量和自旋的潛力.

在下一個20年里，天文學(xué)家的任務(wù)將是利用時域天文時代海量AGN的光變數(shù)據(jù)，系統(tǒng)地研究超大質(zhì)量黑洞周圍的質(zhì)量、自旋，黑洞周圍的時空結(jié)構(gòu)、氣體動力學(xué)基本天體物理過程.為此，天文學(xué)家應(yīng)該在光變理論、數(shù)據(jù)積累和分析等方面緊密合作.

盡管磁耦合模型為光變與黑洞吸積理論在多方面的嚴(yán)重沖突提供了一個全面的解決方案，該模型的諸多細(xì)節(jié)還有待完善，其基本假設(shè)有待黑洞吸積數(shù)值模擬加以檢驗.此外，該模型無法應(yīng)用于X-射線光變.未來，發(fā)展出包含X-射線熱冕的含時演化的磁耦合模型將是一個重要的課題.此外，認(rèn)識寬線區(qū)的幾何結(jié)構(gòu)和動力學(xué)信息，確定常數(shù)因子f，可以縮小基于寬線反響映射的黑洞質(zhì)量測量的誤差.

對一個具有足夠代表性的AGN樣本進(jìn)行多波段和多時間尺度的觀測數(shù)據(jù)積累將是未來時域巡天的核心任務(wù).目前已有數(shù)個多目標(biāo)反響映射項目正在運(yùn)行(比如，SDSS反響映射項目[58]和Black Hole Mapper項目).多個時域觀測設(shè)備即將在未來數(shù)年內(nèi)投入使用.其中，國際時域巡天旗艦項目LSST(Legacy Survey of Space and Time)以及我國中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)和紫金山天文臺聯(lián)合建設(shè)中的寬視場巡天望遠(yuǎn)鏡，將分別在南天區(qū)和北天區(qū)為AGN光變研究提供海量光學(xué)光變數(shù)據(jù).我國主導(dǎo)的愛因斯坦探針(Einstein Probe)X-射線望遠(yuǎn)鏡將有望產(chǎn)出高質(zhì)量X-射線光變數(shù)據(jù).此外，我國規(guī)劃中的空間站望遠(yuǎn)鏡將提供非常有價值的多目標(biāo)測光數(shù)據(jù)，增加AGN光變研究的時間跨度.

總之，作為和活動星系核幾乎同步被發(fā)現(xiàn)的一種物理現(xiàn)象，AGN的光變在過去20年內(nèi)取得了非常重要的進(jìn)展.在時域天文時代，光變將是研究AGN天體物理的關(guān)鍵手段.