主要學(xué)術(shù)成績、創(chuàng)新點(diǎn)及其科學(xué)意義

2．主要學(xué)術(shù)成績、創(chuàng)新點(diǎn)及其科學(xué)意義著重闡述近幾年來在基礎(chǔ)研究方面所取得的創(chuàng)新性研究成果，在國內(nèi)外同行中處于何種水平，有哪些優(yōu)勢（5000字以內(nèi)）；本群體主要從觀測和理論角度出發(fā)，注重理論與觀測密切結(jié)合，研究星系層次上的天體物理過程，最近幾年的主要成果列舉如下：2.1海量星系光譜數(shù)據(jù)物理分析方法的研究如何從海量光譜數(shù)據(jù)（基于SDSS或LAMOST）中抽取星系、活動星系相關(guān)的物理信息是基于光譜巡天數(shù)據(jù)開展星系和活動星系研究的基礎(chǔ)?；谥鞒煞址治龇?PCA)，李成等發(fā)展了一套獨(dú)立的模型星系譜的方法,通過與模擬樣本的比較,該方法能很好給出星系中恒星的光譜和速度彌散、以及星系的分類。該方法被應(yīng)用于Sloan數(shù)值巡天的大星系樣本。同時(shí),陸紅琳、周宏巖等發(fā)展了一套基于獨(dú)立成份分析法（ICA）對星系星光模擬的算法,通過和PCA方法比較,發(fā)現(xiàn)ICA模型只需要一半的基成分就能重構(gòu)星系的光譜,對模擬樣本的測試表明,基于該方法除了能給出星系的恒星速度彌散、星系的平均內(nèi)紅化外，還能夠較好地給出星系中星族的平均年齡、恒星質(zhì)量。該方法還能很好應(yīng)用于活動星系與寄主星系的星光分開。這些方法在星系的演化以及在星系和核活動關(guān)系方面的研究中獲得了廣泛的應(yīng)用。2.2高紅移Lyα發(fā)射線星系的研究高紅移星系的研究是當(dāng)代河外天文研究的重要研究課題，是研究宇宙結(jié)構(gòu)形成的物理過程和區(qū)別宇宙學(xué)模型非常重要的對象，研究宇宙的再電離過程有力工具，以及研究星系演化的必由之路。由于觀測的限制，特別是缺乏有效的候選天體發(fā)現(xiàn)方法，這方面的研究在國際上也是過去幾年一直努力但沒有突破。王俊賢和他的合作者利用窄、寬帶濾光片結(jié)合非常有效地找出一批高紅移發(fā)射線星系的候選者，并用大望遠(yuǎn)鏡光譜證實(shí)。發(fā)現(xiàn)包括紅移4.5,5.7和6.5在內(nèi)的高紅移星系300多個(gè)，獲得Chandra觀測數(shù)據(jù)研究高紅移Lyα發(fā)射線星系的X射線性質(zhì)，排除了活動星系的貢獻(xiàn)。三篇相關(guān)研究論文被國際權(quán)威雜志《天文與天體物理年評》（ARA&A）綜述文章正面引用。發(fā)現(xiàn)了紅移5.7的Lyα發(fā)射線星系分布的大尺度結(jié)構(gòu)，這也是目前探測到最遙遠(yuǎn)的宇宙大尺度結(jié)構(gòu)（Wangetal.2005,ApJL），并被后續(xù)觀測證實(shí),這表明星系的大尺度成團(tuán)性在該高紅移處已經(jīng)形成。該成果被美國著名天文學(xué)家Trimble教授在她一年一度的年評中大段引用(Astrophysicsin2005,TrimbleV.etal.2006)。圖一：左圖：馬普天體物理所宇宙學(xué)小組給出的不同宇宙學(xué)模型在不同紅移下的結(jié)構(gòu)，差別在高紅移尤為明顯，多數(shù)模型中結(jié)構(gòu)形成模型不明顯；右圖：王俊賢等（Wangetal.,2005,ApJL）給出的紅移5.7星系的分布，顯示早期宇宙的成團(tuán)結(jié)構(gòu)。2.3Sloan數(shù)字巡天（SDSS）大樣本活動星系核研究迄今為止最大的SDSS巡天項(xiàng)目是研究星系和活動星系核的最重要的觀測樣本?；趯阈呛托窍倒庾V的主成分分析（PCA）和對簡單星族的獨(dú)立成分分析（ICA）方法,我們發(fā)展了二套對星系中星光譜進(jìn)行模型的方法，非常有效地用于測量大樣本的星系的恒星質(zhì)量、星族構(gòu)成、恒星速度彌散、內(nèi)消光以及分離和測量弱活動星系核。應(yīng)用與SDSS的星系樣本，我們發(fā)現(xiàn)局部宇宙，星系的性質(zhì)呈雙模分布(如下圖)：高金屬豐度、老年星族組成、低消光的大質(zhì)量吸收線星系，和低金屬豐度、年輕星族組成、高消光的小質(zhì)量的發(fā)射線星系；我們將這方法應(yīng)用到活動星系核，探測弱的寬線活動星系核成分，并由此發(fā)現(xiàn)了局部宇宙中的一大類部分遮掩的類星體，其數(shù)密度和已知的藍(lán)類星體相近,支持了類星體的統(tǒng)一模型，同時(shí)也表明宇宙中大部分黑洞通過暗增長形成的。一系列文章在AJ,ApJ上發(fā)表。星系中心的中等質(zhì)量黑洞研究：對星系中心中等質(zhì)量黑洞的研究興趣在于，（1）對類星體的研究表明，今天見到的大星系中心的超大質(zhì)量的黑洞不可能從恒星質(zhì)量的種子黑洞增長而來，而必須從中等質(zhì)量黑洞開始；（2）對中等質(zhì)量黑洞系統(tǒng)的研究可以對各種標(biāo)度關(guān)系給出很重要的限制。利用我們先前發(fā)展的大樣本活動星系核光譜的精細(xì)處理方法，董小波等對SDSS星系低質(zhì)量段的活動星系核開展系統(tǒng)研究，發(fā)現(xiàn)300多個(gè)這種天體（在西安活動星系核的國際會議上Poster）。對其中一個(gè)源(105M⊙)的HST觀測的圖像進(jìn)行了分析，發(fā)現(xiàn)小尺度上的bar結(jié)構(gòu)，bar質(zhì)量和黑洞質(zhì)量比與星系中核球-黑洞質(zhì)量比一致（DongXB，WangTG，YuanWM,ZhouHYetal.ApJ射電類星體研究：（１）射電強(qiáng)的類星體中射電噴流以相對論性速度運(yùn)動已經(jīng)有很多證據(jù)，但對于中等射電強(qiáng)度類星體是否存在相對論噴流一直是個(gè)疑問。通過研究SDSS中大樣本類星體的射電光變，王挺貴、周宏巖等(WangTG,ZhouHYetal.ApJ2006)發(fā)現(xiàn)87個(gè)射電中等強(qiáng)度類星體的射電亮溫度超過逆Compton極限，據(jù)此推斷出這些源中射電噴流相對論性。根據(jù)射電源的亮溫度分布，他們推斷相當(dāng)部分的射電中等強(qiáng)度類星體具有相對論性噴流的（圖四）。對這些類星體的多波段性質(zhì)研究正在進(jìn)行之中。（２）射電強(qiáng)活動星系核的選擇效應(yīng)：盡管經(jīng)過這么多年研究，類星體射電輻射的一些基本觀測問題存在爭議，這至少部分是由于類星體的選擇效應(yīng)引起的。盧昱等（LuY,WangTG,ZhouHY,WuJ,2006,AJaccepted）通過構(gòu)造包括延展的射電成分的SDSS光學(xué)選擇的射電類星體樣本，我們發(fā)現(xiàn)以前大樣本射電類星體研究中常常被忽略的射電展源基本上都是射電噪度（radioloudness）很大的天體，它們占射電很強(qiáng)部分類星體的1/3，因而顯著影響射電強(qiáng)度的分布。窄線雙峰源--雙黑洞的證據(jù)?在射電、X射線方面已經(jīng)有一些雙黑洞的證據(jù)，但要想從這些觀測給出雙黑洞的數(shù)密度估計(jì)基本上不可能。在SDSS樣本中,周宏巖等發(fā)現(xiàn)了光學(xué)窄發(fā)射線雙峰的源，并且具有射電致密的雙源，我們提出這是雙活動星系核的特征，每個(gè)都有自己的窄發(fā)射線區(qū)，而從動力學(xué)方面的考慮，有5%左右的雙核源表現(xiàn)出雙峰。由于窄線雙峰源可以大規(guī)模的通過光譜巡天來尋找，這是將是目前知道的唯一的找出確定雙核的比例的方法，事實(shí)我們已經(jīng)在SDSS樣本中找近200個(gè)這類源。對于這類天體的原型研究已經(jīng)發(fā)表在ApJ上(ZhouHY,WangTG,ZhangXG,DongXB,LiC,2004,ApJ,604,L33)，樣本的統(tǒng)計(jì)研究正在繼續(xù)之中。來自吸積盤的發(fā)射線具有雙峰結(jié)構(gòu)，它是研究吸積盤物理的重要手段。王挺貴等發(fā)現(xiàn)迄今為止最寬的光學(xué)譜線雙峰的活動星系核，其譜線近40000km/s，相對論的吸積盤擬合給出譜線的產(chǎn)生區(qū)延伸到100引力半徑之內(nèi)，這是以后直接研究吸積盤在這些尺度上物理很好對象（WangTG,etal,2005,ApJ,625,L35）。類星體的吸收線作為研究星系星際介質(zhì)的工具.王挺貴等研究了SDSS樣本中一個(gè)塵埃消光很嚴(yán)重的類星體,表現(xiàn)出很強(qiáng)的與類星體相同紅移的星際介質(zhì)吸收線CaII和MgII,其中CaII的柱密度和塵埃的比與銀河系的暈成分相同,但譜線寬度達(dá)360km/s.他們認(rèn)為可能的視線方向穿過一個(gè)強(qiáng)相互作用/并合的寄主星系的盤一個(gè)伴星系(Wang,TG,DongXB,ZhouHY,WangJX,2005,ApJ,622,L101)窄線Ｉ型Ｓｅｙｆｅｒｔ星系：窄線I型Seyfert星系是一類特殊具有高吸積率的活動星系核，在近年來的活動星系核研究中特受關(guān)注。和云南天文臺合作，通過分析SDSS的光譜巡天數(shù)據(jù)，周宏巖等（ZhouHY，WangTG,YuanWM,DongXBetal.ApJS）把已知的窄線I型Seyfert星系的數(shù)目從200增加到2000多個(gè)，從而很好研究該類活動星系核的統(tǒng)計(jì)規(guī)律，得到很多新的結(jié)果，如窄線Seyfert1星系的比例強(qiáng)烈依賴于活動星系核光學(xué)、射電和X射線光度；Balmer線、FeII的等值寬度和連續(xù)譜光度正相關(guān)的（與Baldwin效應(yīng)相反的過程），可能由窄線Ｉ型Seyfert星系的光學(xué)-紫外電離連續(xù)譜隨光度增加變平引起的；該類源中的黑洞質(zhì)量系統(tǒng)比相同速度彌散的星系黑洞質(zhì)量小，黑洞增長落后于星系核球的增長；同時(shí)該文給出了非常稀有射電強(qiáng)的窄線Seyfert1星系的比例，對現(xiàn)有類星體射電產(chǎn)生模型給出限制。對這個(gè)樣本的后續(xù)研究正在進(jìn)行中。我們對窄線SeyfertI型星系與正常寬線活動星系核的寬波段連續(xù)譜性質(zhì)進(jìn)行了大樣本對比研究，揭示了窄線SeyfertI型星系的多波段統(tǒng)計(jì)特征顯著區(qū)別于正常寬線活動星系核，這是近年來同類研究中涉及波段最多的一項(xiàng)研究工作；發(fā)現(xiàn)了首例也是迄今唯一一例具有甚強(qiáng)射電輻射能力的窄線SeyfertI型星系SDSSJ0948+0022。這些工作為解決活動星系核中心黑洞質(zhì)量與射電輻射的關(guān)系，系統(tǒng)、全面了解窄線SeyfertI型星系的本質(zhì)，提供了重要的觀測依據(jù)。寬吸收線類星體的基本模型是吸積盤的風(fēng)，而一般的數(shù)值模擬和理論研究給出的外流應(yīng)該在赤道平面附近，對這一模型的決定性檢驗(yàn)是測出寬吸收線類星體的傾角。周宏巖、王挺貴等【2006】在ＳＤＳＳ類星體中發(fā)現(xiàn)一類射電有較大幅度變化的寬吸收線類星體，通過這些光變，可以確定這些類星體的噴流方向幾乎是朝著觀測者的，從對稱性考慮，噴流很可能是吸積盤的對稱軸。因而在這些寬吸收線類星體中，外流是沿吸積盤的軸方向，與目前流行的看法不同。王俊賢等【2008】通過XMM的X－ray觀測發(fā)現(xiàn)上述選取的極向外流寬吸收線類星體沒有明顯的X射線吸收，這與Proga等人的數(shù)值模擬結(jié)果相吻合。2.4大質(zhì)量高紅移星系的發(fā)現(xiàn)和物理特性研究利用日本國立天文臺Subaru望遠(yuǎn)鏡和歐洲南方天文臺VLT望遠(yuǎn)鏡，孔旭等人完成了兩個(gè)高銀緯、大視場、光學(xué)（～1800平方角分）和近紅外（～900平方角分）多波段圖像和光譜巡天深度觀測。利用B－z和z-K雙色判據(jù)，他們發(fā)現(xiàn)了700個(gè)紅移介于1.4-2.5（這個(gè)紅移范圍以前被稱做為“紅移沙漠”）的星系，并分析了這類星系的計(jì)數(shù)、空間成團(tuán)性、內(nèi)紅化、恒星形成率和恒星質(zhì)量等特性。發(fā)現(xiàn)這類星系具有強(qiáng)的空間成團(tuán)性、高的恒星形成率、大的恒星質(zhì)量，它們可能是鄰近大質(zhì)量星系的前身星系。他們的結(jié)果說明大質(zhì)量星系在紅移z>1的時(shí)刻已經(jīng)形成（Kongetal.2006,ApJ,638,72）。對以上700個(gè)紅移介于1.4-2.5高紅移、大質(zhì)量星系樣本中的一個(gè)紅移z~2.4的大質(zhì)量星系BzK-15504，2006年3月，Genzel、孔旭等人利用VLT－SINFONI(自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)＋二維光譜成像儀器)觀測了它的二維光譜，在國際上首次觀測得到了高紅移星系的二維精細(xì)結(jié)構(gòu)。分析發(fā)現(xiàn)，BzK-15504為一個(gè)與銀河系相似的大質(zhì)量旋渦星系，但很年輕，只有銀河系年齡的1/5。研究結(jié)果進(jìn)一步驗(yàn)證，大質(zhì)量星系在宇宙早期已經(jīng)形成和存在。這一結(jié)果已經(jīng)在英國的自然雜志上發(fā)表（GenzelR.，…,KongX.,…,etal.2006,Nature,442,786）。圖一、左圖表示沒有利用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)觀測得到的高紅移星系BzK-15504圖像。由于地球大氣湍流地影響，圖像的空間分辨率很低。圖中綠色圓圈為BzK-15504，紅色圓圈表示亮度V＝16.3的恒星。右圖表示利用歐洲南方天文臺甚大望遠(yuǎn)鏡的SINFONI儀器觀測得到的高紅移星系BzK-15504圖像。利用了自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)，SINFONI可以清楚地觀測到星系圖像的二維精細(xì)結(jié)構(gòu)星系星族和金屬豐度的研究利用SDSS的DR4數(shù)據(jù)，史菲、孔旭等人研究了大樣本星系的金屬豐度，發(fā)現(xiàn)了以前用來確定星系金屬豐度的方法（如電子溫度Te方法、R23方法、P方法、N2方法和O3N2方法）給出的結(jié)果，相互之間存在系統(tǒng)的偏差【史菲、孔旭等（2006）】。利用SDSS數(shù)據(jù)中的沃爾夫－拉葉星系樣本，張偉、孔旭等研究了星系中恒星初始質(zhì)量函數(shù)(IMF，dN/dM∝M-)與星系金屬豐度的關(guān)系，發(fā)現(xiàn)高金屬豐度星系的初始質(zhì)量函數(shù)的冪率指數(shù)更大（Z＝0.001時(shí)～；＝時(shí)～，＝即為太陽金屬豐度）【張偉、孔旭等（2007）】。我們使用北京天文臺2.16m望遠(yuǎn)鏡觀測了NGC5018的長縫光學(xué)譜，覆蓋波段3600-7500埃，利用基于星團(tuán)譜樣本的星族合成方法，我們研究了該星系的星族成分和恒星形成歷史。結(jié)果顯示，NGC5018中不僅有大量年老而低金屬豐度的恒星成分，而且有一些年齡小于5億年的年輕星族，這些年輕星族貢獻(xiàn)了很大一部分的星系光度。這些年輕星族可能是NGC5018與其他星系之間的潮汐相互作用和次并合造成的。橢圓星系中的恒星形成歷史可能經(jīng)歷了兩次以上的星暴過程。這些結(jié)果可以很好解釋NGC5018的觀測特征，比如顏色偏藍(lán)和Mg2譜指數(shù)偏小等。星系的年齡和金屬豐度是研究星系演化的兩個(gè)重要參量，然而這二者在觀測上存在耦合效應(yīng)，很難區(qū)分開來。我們利用主成分分析法研究了41個(gè)銀河系球狀星團(tuán)和22個(gè)年輕星團(tuán)的光學(xué)譜，發(fā)現(xiàn)了一些對金屬豐度敏感的譜指數(shù)：CN、CaIIK、CaIIH和MgI+MgII；同時(shí)發(fā)現(xiàn)了一些對年齡敏感的譜指數(shù)：H、Hγ,HβandHα。這些譜線可以作為年齡和金屬豐度的指標(biāo)，從而有助于我們解開年齡和金屬豐度的耦合效應(yīng)。暗物質(zhì)暈的形成對環(huán)境的依賴關(guān)系的研究PS理論預(yù)言的暗物質(zhì)暈的質(zhì)量函數(shù)和成團(tuán)性隨著質(zhì)量的變化關(guān)系與N體宇宙學(xué)模擬的結(jié)果符合的很好，為理解暗物質(zhì)暈的形成和演化提供了基本的解析工具。Sheth等通過引入橢球塌縮模型，使得解析的質(zhì)量函數(shù)和成團(tuán)性精確的符合模擬的結(jié)果，暗示大尺度結(jié)構(gòu)對于暗暈的形成存在著重要的影響，但是這種效應(yīng)一直沒有在數(shù)值模擬中被系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)。最近Gao等通過對數(shù)值模擬的研究發(fā)現(xiàn)，老的小質(zhì)量暗暈的成團(tuán)性要明顯高于年輕的同等質(zhì)量的暗暈。Jing等通過對一組大尺度高分辨率模擬的研究發(fā)現(xiàn)，對于大質(zhì)量暗暈，呈現(xiàn)出相反的特性：也就是越年輕成團(tuán)性越高，不過這種特性很弱。王慧元等人基于高分辨率模擬數(shù)據(jù)，研究了暗暈的形成是如何受到環(huán)境的影響，以及這種環(huán)境效應(yīng)是如何產(chǎn)生近期發(fā)現(xiàn)的年齡依賴的暗暈成團(tuán)性特征。對于每個(gè)在紅移為0的暗暈Mh，我們計(jì)算出它在模擬初始條件(紅移為72)中的的初始質(zhì)量Mi。我們發(fā)現(xiàn)，平均來說，形成越早的暗暈，其Mi/Mh越大(圖1)，且在初始條件中對應(yīng)密度峰值也比他們最終的質(zhì)量預(yù)言的越高。年老的小質(zhì)量暗暈之所以成團(tuán)性高，是因?yàn)樗麄兊某跏假|(zhì)量高。小質(zhì)量暗暈的這種年齡依賴的成團(tuán)性特征可以完全用我們不同的Mi/Mh來解釋(圖2)。年老的低質(zhì)量的暗暈基本上都處于一個(gè)較大的結(jié)構(gòu)之中。他們之所以年老，是因?yàn)槠涓浇蟪叨冉Y(jié)構(gòu)的潮汐力加速了暗暈周圍物質(zhì)的速度(圖3)，抑制了暗暈的吸積過程。而對于大質(zhì)量暗暈，大尺度結(jié)構(gòu)的潮汐力變得并不重要了。這個(gè)研究對于我們了解暗物質(zhì)的形成機(jī)制有著重要意義，說明大尺度的環(huán)境對于暗暈的形成存在著重要的影響。我們的工作也為理論上引入大尺度結(jié)構(gòu)的潮汐力，以檢驗(yàn)橢球塌縮模型能否解釋數(shù)值模擬中的年齡依賴的成團(tuán)性提供了依據(jù)。寬吸收線類星體的數(shù)值模擬：現(xiàn)在普遍認(rèn)為類星體的反饋可能對星系的和活動星系核本身的演化產(chǎn)生重要影響，但理論上沒法定量直接給出反饋的大??；同時(shí)外流如果來自吸積盤，也可能是角動量轉(zhuǎn)移的一種主要方式。類星體中的寬吸收線正是這種反饋的一個(gè)表現(xiàn)。傳統(tǒng)的方法是研究吸收線來給出外流的性質(zhì)，但吸收線只反映視線方向吸收物質(zhì)的分布和徑向速度的信息，給不出整體的幾何和橫向的速度信息，從而給不出整體的外流的物質(zhì)多少和物質(zhì)帶走的角動量，這些信息可以在共振散射光里找出來。王慧元、王挺貴、王俊賢【2005】研究了類星體寬吸收線區(qū)的物質(zhì)散射引起的偏振的分布，和觀測比較發(fā)現(xiàn)：（１）類星體的連續(xù)譜的平均偏振可以用寬吸收線區(qū)的散射來解釋；（２）吸收物質(zhì)柱密度要有一個(gè)相當(dāng)大的分布范圍由于選擇效應(yīng)，寬吸收線的類星體的吸收物質(zhì)的柱密度和覆蓋因子比非寬吸收線類星體大得多。王慧元、王挺貴、王俊賢【2007】發(fā)現(xiàn)在偏振光的一些特征的位置可以給出這些參數(shù)一個(gè)的估計(jì)，在一些寬吸收線類星體的偏振光譜中確實(shí)存在這些特征，說明外流可能是角動量向外轉(zhuǎn)移的一種重要途徑以及一些寬吸收類星體中吸收物質(zhì)覆蓋因子相當(dāng)大。同時(shí)研究也表明共振散射光可能對ＮＶ線有較大的貢獻(xiàn)，從而影響高紅移類星體的金屬豐度的確定。目前我們正在與Nevada大學(xué)的DanielProga博士合作，研究數(shù)值流體模擬給出吸積盤風(fēng)中的共振散射偏振譜；以及研究對發(fā)射線的共振散射?；顒有窍岛说腦射線觀測研究活動星系是天空中強(qiáng)的X射線源，它的高能輻射起源于星系核中心極端靠近大質(zhì)量黑洞的區(qū)域。因此活動星系的X波段觀測研究對研究AGN極內(nèi)區(qū)大質(zhì)量黑洞及周圍物理特性的最佳手段，也是研究周圍物理結(jié)構(gòu)的有效途徑。王俊賢、王挺貴等人在AGN的X射線觀測研究方向取得了豐碩的研究成果。王俊賢等人發(fā)現(xiàn)活動星系的X-rayBaldwin效應(yīng)主要由射電強(qiáng)活動星系核貢獻(xiàn)，提出新的X射線光變模型自然的解釋了觀測到的X-rayBaldwin效應(yīng)。文章2006年發(fā)表后很快引起國際同行關(guān)注。文章發(fā)表同年召開的國際會議“TheCentralEngineofActiveGalacticNuclei”上三個(gè)邀請綜述報(bào)告（作者分別為Shields，Yaqoob，Matt）正面大段引用了我們的結(jié)果，例如Shields在他的綜述文章中用整段的篇幅敘述我們的工作，并指出我們的光變模型“可以自然的(naturally)解釋射電寧靜樣本中的X-rayBaldwin效應(yīng)”。王俊賢等人發(fā)現(xiàn)統(tǒng)一模型預(yù)言的X射線遮蔽類星體大量存在的證據(jù)?；顒有窍档慕y(tǒng)一模型預(yù)研了大量II型類星體的存在。這類天體的尋找與研究將對研究活動星系核的結(jié)構(gòu)與統(tǒng)一模型、演化，黑洞的宇宙學(xué)增長過程，以及X射線背景輻射有著重要的意義。我們的最新研究，在做必要的選擇效應(yīng)改正后，成功的解釋了低紅移硬X射線選的AGN樣本中遮蔽類星體比例過小問題(Wang&Jiang2006ApJL)。通過對Chandra南天與北天深場中4-7keV硬X射線選活動星系的光譜統(tǒng)計(jì)分析，我們發(fā)現(xiàn)了大量的遮蔽類星體的存在。我們指出Chandra北天深場中獲得的低的遮蔽類星體的比例主要是由于低紅移完備度造成的(Wangetal.2007ApJ)。這種選擇效應(yīng)已經(jīng)引起國際同行重視。王俊賢等人發(fā)現(xiàn)Seyfert2星系中偏振寬線的缺失同X波段吸收的相關(guān)性，支持了活動星系核的統(tǒng)一模型，并獲得了核區(qū)電子散射氣體、塵埃環(huán)分布幾何圖像。偏振觀測在大約50%的Seyfert2星系光譜中發(fā)現(xiàn)了寬發(fā)射線。偏振寬線表明S2星系中被遮蔽寬線區(qū)的存在，是AGN的統(tǒng)一模型的重要支柱。然而約50%的S2星系中偏振寬線缺失又給統(tǒng)一模型帶來挑戰(zhàn)。我們最新的研究發(fā)現(xiàn)偏振寬線的缺失與強(qiáng)X射線吸收有著明顯的關(guān)聯(lián)，從而可以在統(tǒng)一模型的框架下成功的解釋S2星系中偏振寬線的缺失。發(fā)現(xiàn)活動星系核NGC4051和NGC4151的X波段鐵Kα熒光線在104秒時(shí)標(biāo)上的快速變化，獲得當(dāng)時(shí)活動星系核鐵Kα熒光線質(zhì)量最高的輪廓(NGC4151)，并提出NGC4151的鐵Kα熒光線的雙成份模型，解決了其吸積盤傾角的難題。研究結(jié)果被著名天體物理學(xué)家Fabian教授在綜述文章中正面大段引用。SDSS中的窄線AGN的成團(tuán)性研究（李成、景益鵬等，2006,MNRAS,373,457-468）了解星系核活動的觸發(fā)機(jī)制是研究AGN的主要目的之一。數(shù)值模擬表明星系之間的相互作用可以將星系盤中的氣體帶到核區(qū)，從而加劇核球中的恒星形成?？梢韵胂?，這些氣體有可能被中央黑洞吸積而觸發(fā)核活動；但目前還沒有明確的觀測證據(jù)。許多觀測方面的工作將星系核的活動性與星系周圍的環(huán)境聯(lián)系起來，但研究結(jié)果卻往往不一致，甚至完全相反。另有許多工作將注意力放在AGN的大尺度成團(tuán)性上。近年來的大規(guī)模巡天，特別是2dF類星體紅移巡天（2QZ）和Sloan數(shù)字化巡天（SDSS），使得對類星體成團(tuán)性的研究達(dá)到空前的精度。這些研究表明AGN的相關(guān)函數(shù)與亮星系的相關(guān)函數(shù)沒有區(qū)別。X射線選AGN的研究也得到類似結(jié)果。而射電AGN在大尺度上表現(xiàn)出強(qiáng)得多的成團(tuán)性，說明它們存在于大質(zhì)量的暗暈中。我們從SDSSDR4中選取了約9萬個(gè)窄線AGN，計(jì)算AGN與星系的交叉相關(guān)函數(shù)以及AGN周圍的近鄰數(shù)目，并將這些結(jié)果與正常星系的分析結(jié)果進(jìn)行比較。通過這項(xiàng)研究，我們試圖回答如下兩個(gè)問題：在有暗物質(zhì)大尺度分布的情況下，星系所處的位置如何影響中心黑洞的吸積？星系的核活動是否由星系之間的相互作用或并合所觸發(fā)？我們發(fā)現(xiàn)，在數(shù)個(gè)Mpc的尺度以上，AGN和非AGN的成團(tuán)幅度幾乎相同，表明二者居于質(zhì)量相似的暗暈中。在100kpc到1Mpc的尺度上，AGN成團(tuán)性弱于非AGN?；跀?shù)值模擬構(gòu)建的AGN的HOD模型表明，如果AGN傾向于位于暗暈中心，那么AGN相對于非AGN的這種“反偏袒”很容易得到解釋。在70kpc以下，AGN成團(tuán)性強(qiáng)于非AGN，但不顯著。與非AGN相比，每100個(gè)AGN中只有1個(gè)有相對多的鄰居。雖然近鄰數(shù)目的相對過剩隨著黑洞吸積率的增加而略有上升，但仍然只停留在數(shù)個(gè)百分點(diǎn)的水平。因此，盡管少數(shù)AGN的核活動可能是星系之間的相互作用所觸發(fā)，但對于絕大多數(shù)AGN而言需要其它機(jī)制來解釋其活動性。星系的成團(tuán)性隨星系物理性質(zhì)的變化（李成，景益鵬，程福臻等，MNRAS，2006，368，21）測量星系的空間分布并與理論預(yù)測相比較，可以有效限制大尺度結(jié)構(gòu)形成和星系形成的理論模型。通常用兩點(diǎn)相關(guān)函數(shù)描述星系空間分布的成團(tuán)性，并利用星系紅移巡天測量。我們從Sloan數(shù)字巡天（SDSS）第二批數(shù)據(jù)（DR2）中選取了約20萬個(gè)紅移在0.3以下的星系。利用該樣本，我們研究了星系兩點(diǎn)相關(guān)函數(shù)對星系的恒星質(zhì)量的倚賴性，并據(jù)此第一次給出了不同質(zhì)量星系的空間分布相對于宇宙本底物質(zhì)分布的偏袒因子。進(jìn)一步，我們研究了星系的成團(tuán)性對星系的近期恒星形成歷史（用g-r顏色和光譜上4000A處的躍變D4000表征）和星系結(jié)構(gòu)（用致密度和表面恒星質(zhì)量密度分布表征）的倚賴性。我們發(fā)現(xiàn)，星系質(zhì)量越大其成團(tuán)性越強(qiáng)；早型星系（較紅、D4000較大、較致密、表面密度較大）比晚型星系更易成團(tuán)。我們還發(fā)現(xiàn)，即使在很大尺度上（10Mpc或更大），我們?nèi)钥擅黠@看到成團(tuán)性對顏色和D4000的倚賴，而對致密度或表面密度則不然。這表明我們需要用不同的物理過程來解釋星系的結(jié)構(gòu)形成和恒星形成。我們的結(jié)果將對有關(guān)星系形成的HOD模型或半解析模型有強(qiáng)烈限制。星系的相對速度彌散隨星系物理性質(zhì)的變化（李成，景益鵬，程福臻等，MNRAS，2006，368，37）星系的相對速度彌散（PVD）指示了本地引力場的強(qiáng)弱，而后者與宇宙物質(zhì)密度的分布直接相關(guān)，因此研究PVD可以幫助我們了解宇宙大尺度結(jié)構(gòu)形成和星系形成。利用SDSS提供的星系樣本，我們研究了具有各種物理性質(zhì)的星系的PVD。我們證實(shí)了Jing&Boerner于2004年利用2dF星系巡天數(shù)據(jù)所發(fā)現(xiàn)的PVD對星系光度的倚賴關(guān)系：在k=1h/Mpc尺度上，PVD隨著光度的增加而減小，在特征光度處達(dá)到極小，之后隨著光度的增加而增加。我們發(fā)現(xiàn)，PVD對星系中的恒星質(zhì)量的倚賴性與其對光度的倚賴性相似。我們還發(fā)現(xiàn)，早型星系（較紅、D4000較大、較致密、表面密度較大）的PVD大于晚型星系，表明前者處于較大的暗物質(zhì)暈中。PVD對近期恒星形成歷史（顏色或D4000）的依賴性強(qiáng)于對星系結(jié)構(gòu)（致密度或表面恒星質(zhì)量密度）的依賴性，尤其是對較暗的星系而言或在較小尺度上。我們認(rèn)為，必定有一定比例的暗、紅星系處于富星系團(tuán)中；正是由于它們的存在，才使得暗星系的PVD高到可與很亮星系的PVD相媲美。同樣，這些結(jié)果將對有關(guān)星系形成的HOD模型或半解析模型有強(qiáng)烈限制。在后續(xù)的工作中，我們將利用半解析的星系形成模型解釋上述結(jié)果。5、星系空間分布和速度分布與星系光度之間的依賴關(guān)系——半解析模型與SDSS比較（李成、景益鵬等，已投SDSS內(nèi)部審閱（為期３周），即將投MN和astroph）星系的空間分布和速度分布長期以來被作為宇宙密度場的主要探針，其統(tǒng)計(jì)性質(zhì)可以揭示星系與宇宙本底物質(zhì)分布之間的聯(lián)系，從而有效限制大尺度結(jié)構(gòu)形成和星系形成的理論模型。星系的空間分布通常用兩點(diǎn)相關(guān)函數(shù)（2PCF）定量刻畫，而速度分布通常用相對速度彌散（PVD）描述，二者都可以從星系紅移巡天測量。從早期的二維巡天到今天的大規(guī)模紅移巡天都顯示不同類型的星系表現(xiàn)出不同的成團(tuán)特性。得益于2dF和SDSS的大樣本，星系PVD對物理性質(zhì)的依賴性也開始得到研究。盡管大部分觀測結(jié)果可以定性得到理解，但定量的理解需要建立星系性質(zhì)和它們所在暗暈之間的聯(lián)系。通過這樣的研究，觀測結(jié)果將為理論模型提供強(qiáng)有力的限制，將幫助我們更好地了解星系的分布、形成和演化。除了數(shù)值模擬和HOD方法外，可以通過構(gòu)建星系形成的半解析模型（SAM）來了解星系如何在暗暈中形成。我們利用康熙等人（Kangetal.2005）和Croton等人（Crotonetal.2006）的半解析模型給出的星系表，構(gòu)建了大量與SDSSDR4具有相同選擇效應(yīng)的模擬巡天樣本?；诖?，我們?yōu)椴煌舛葏^(qū)間的星系比較了半解析模型預(yù)言的和SDSS觀測的空間成團(tuán)和相對速度的統(tǒng)計(jì)性質(zhì)。結(jié)果表明目前星系形成的半解析模型可以定量地重現(xiàn)成團(tuán)性和相對速度彌散與光度的依賴關(guān)系中的一些主要特性，包括成團(tuán)幅度隨光度的單調(diào)上升和PVD的雙模態(tài)特性。直接考察SAM的模型星系為我們的結(jié)論提供了令人信服的支持，即很大比例的暗紅星系必定位于高質(zhì)量暗暈中。PVD對光度的依賴主要取決于不同光度和不同顏色的星系在暗暈內(nèi)外的分布情況。不過，模型與觀測仍存在一些雖然小但很顯著的差別。其一，模型預(yù)言的PVD比觀測系統(tǒng)地偏高。其二，暗星系的成團(tuán)性比SDSS的觀測系統(tǒng)地偏高?？紤]到“cosmicvariance”效應(yīng)的影響，這個(gè)差別不應(yīng)被過分強(qiáng)調(diào)。然而，即使是2dFGRS和SDSS兩個(gè)巡天之間也在暗端存在明顯差異。因此，只有在暗端得到更為準(zhǔn)確的統(tǒng)計(jì)測量才能真正有效地檢驗(yàn)?zāi)Ｐ?。如果證實(shí)了暗星系的成團(tuán)性確實(shí)被高估，那么SAM模型需減少大質(zhì)量暗暈中的暗星系或衛(wèi)星星系的比例（約減少30%）。高能天體物理發(fā)現(xiàn)含超子的新生中子星在演化晚期自轉(zhuǎn)反而加快。我們在嚴(yán)格廣義相對論的框架下分別研究了核區(qū)存在普通核子和超子的新生中子星（內(nèi)部囚禁大量的高能中微子和光子）由于中微子逃逸導(dǎo)致的它的轉(zhuǎn)動演化，發(fā)現(xiàn)含超子的中子星在演化晚期自轉(zhuǎn)反而加快。在統(tǒng)計(jì)意義上將導(dǎo)致快速轉(zhuǎn)動的中子星數(shù)目明顯增多（Yuan&Heyl,2005,MNRAS）；發(fā)現(xiàn)了一個(gè)解析的正負(fù)電子對等離子體中的β平衡條件。嚴(yán)格推導(dǎo)了所有參與反應(yīng)的粒子為任意的簡并度條件下的電子和正電子俘獲率，并且得到了一個(gè)新的決定高溫正負(fù)電子對等離子體中β反應(yīng)平衡的解析表達(dá)式?；谶@一新的平衡條件，我們還進(jìn)一步得到了一個(gè)用于計(jì)算電子豐度的代數(shù)方程。該方程可以完全重復(fù)以前復(fù)雜的數(shù)值計(jì)算的結(jié)果（Yuan,2005,PRD）。計(jì)算了來自相對論性噴流的線輻射的觀測結(jié)果。首次計(jì)算出相對論性的錐狀噴流理論上被觀測者看到的圖形和譜線的輪廓，結(jié)果是單峰的。這說明噴流的幾何結(jié)構(gòu)和動力學(xué)對觀測譜型起著決定性的作用，并強(qiáng)化了來自噴流的線輻射觀測譜與來自吸積盤的線輻射觀測譜的差別（Yuan,Y.F.,Li,B.,Wang,J.M.,2005,ApSS）；提出了類星體“余輝”的概念，預(yù)言了類星體“余輝”的觀測特性。高光度的類星體將電離周圍的星系際介質(zhì)，并將它們到加熱Compton溫度。即使類星體死亡之后，該“余輝”也可以被下一代的望遠(yuǎn)鏡觀測到。我們預(yù)言了類星體“余輝”的可能觀測特征，并提出了一種限制類星體年齡的新方法（Wang,Yuan,Ho,2005,ApJ）。黑洞存在的決定性證據(jù)是其具有視界。從觀測上尋找黑洞視界存在的證據(jù)是天體物理中的熱點(diǎn)和基本問題。由暗物質(zhì)組成的致密星的最大質(zhì)量可以超過中子星的理論最大值3.2太陽質(zhì)量（Rhoades&Ruffini1972,Phys.Rev.Letts32,324）,因此，這類致密星是一種可能的黑洞候選者。暗物質(zhì)可能是費(fèi)米子也可能是玻色子。袁業(yè)飛等仔細(xì)研究了質(zhì)量約為10倍的太陽質(zhì)量玻色子星和暗物質(zhì)費(fèi)米子星吸積產(chǎn)生的X射線爆發(fā)的穩(wěn)定性問題，基本上否定了由這類暗物質(zhì)組成的致密天體是恒星級黑洞的候選者【袁業(yè)飛等2004】研究了一孤立中子星在自轉(zhuǎn)減慢的過程中由于內(nèi)部結(jié)構(gòu)的相變導(dǎo)致中子星的轉(zhuǎn)動慣量作為轉(zhuǎn)動頻率的函數(shù)存在“回轉(zhuǎn)”現(xiàn)象，我們發(fā)現(xiàn)，“回轉(zhuǎn)”現(xiàn)象強(qiáng)烈地依賴于殼層的物理狀態(tài)，原則上提供了一種從觀測上限制亞核物質(zhì)理論的新的方法。嚴(yán)格計(jì)算了含核子的高溫正負(fù)電子中所有參與反應(yīng)的粒子為任意的簡并度條件下的電子和正電子俘獲率，這一結(jié)果可以應(yīng)用到核塌縮超新星爆發(fā)的計(jì)算之中。以前的超新星爆發(fā)數(shù)值模擬中電子俘獲率采用的都是近似公式，我們的這一新的結(jié)果可能有助于超新星的爆發(fā)。如果更有意思的是，在電子為非簡并的條件下，我們得到了一個(gè)新的決定高溫正負(fù)電子對等離子體中$\beta$反應(yīng)平衡的解析表達(dá)式。這一結(jié)果非常簡單但非常精確?；谶@一新的平衡條件，我們還得到了一個(gè)用于計(jì)算電子豐度的代數(shù)方程，該方程可以完全重復(fù)以前復(fù)雜的數(shù)值計(jì)算的結(jié)果。１．宇宙殘余引力波譜：給出了宇宙加速膨脹中宇宙殘余引力波譜的解析解，并且暴漲、再加熱、（張量/標(biāo)量）比值、以及暗能量等重要物理過程，都是參數(shù)化的，可以方便地用于其他研究計(jì)算，獲得了殘余引力波譜和能力譜，驗(yàn)證了暗能量的存在導(dǎo)致引力波譜幅度的修正因子Ωm/ΩΛ,并且與引力波探測LIGO的比較，得到了對于暴漲期間原初引力波譜的限制。a)Class.Quant.Grav.233783（2006）《ExactAnalyticSpectrumofRelicGravitationalWavesinAcceleratingUniverse》Y.Zhang,X.Z.Er,T.Y.Xia,W.Zhao,andH.X.Miaob)Phys.Rev.D74(2006)043503《Relicgravitationalwavesandtheirdetection》W.ZhaoandY.Zhang.他人評論：CMB觀測的WMAP組的3年觀測報(bào)告論文《ThreeYearWilkinsonMicrowaveAnisotropyProbe(WMAP)Observations:PolarizationAnalysis》(Pageetal,astro-ph/0603450，46pages,28figures,submittedtoApJ)認(rèn)為，以前的宇宙殘余引力波功率譜的計(jì)算工作，幾乎都是在輻射為主、物質(zhì)為主框架下計(jì)算，而暗能量為主的ΛCDM模型中的計(jì)算，只有我們宇宙加速膨脹中殘余引力波譜的工作，并采用我們的suddentransition的計(jì)算方法，應(yīng)用于WMAP觀測的CMB極化，受到的引力波影響。2．CMB的極化：計(jì)算了張量型擾動對于CMB的極化的貢獻(xiàn)，修正了visibility函數(shù)、宇宙加速膨脹的影響，獲得了CMB極化的功率譜半解析公式。a．Phys.Rev.D74(2006)083006《AnAnalyticApproachtoCMBPolarizationsGeneratedbyRelicGravitationalWaves》，W.ZhaoandY.Zhang.3．宇宙暗能量模型：提出了基于Yang_Mills凝聚的矢量型暗能量模型，研究了暗能量的動力學(xué)演化，以及物態(tài)w隨紅移的變化。證明了YM暗能量不依賴與初始條件，存在跟蹤解，比通常的標(biāo)量場模型更好地解決巧合性問題。并且與物質(zhì)有相互作用時(shí)，自然地得到了物態(tài)w<-1的狀態(tài)，能夠解釋近期SNLS等w=(-1.02,-1.20)觀測結(jié)果。a)Phys.Lett.B640(2006)69《CoincidenceprobleminYMfielddarkenergymodel》W.ZhaoandY.Zhang.b)Class.Quant.Grav.233405

（2006）《ThestateequationofYang–Millsfielddarkenergymodels》WenZhao,andYangZhangc)Phys.Rev.D73(2006)123509《Quintommodelswithanquationofstatecrossing-1》W.ZhaoandY.Zhang.4．宇宙大尺度結(jié)構(gòu)：建立了密度擾動場的場論，得到關(guān)聯(lián)函數(shù)滿足的場方程和Gaussian近似下的解析解，對于100Mpc尺度的星系團(tuán)關(guān)聯(lián)函數(shù)的振蕩行為，首次給出一個(gè)物理理論解釋。這個(gè)新的理論框架不同于通常的數(shù)值模擬法、微擾法、熱力學(xué)方法，把相變物理中非常成功的統(tǒng)計(jì)場論，發(fā)展為牛頓自引力系統(tǒng)的密度擾動場理論，應(yīng)用于研究宇宙大尺度結(jié)構(gòu)。a)A&ALetter(2006)《ACoarse-GrainedFieldTheoryforDensityFluctuationsandCorrelationFunctionsofGalaxiesandClusters》已正式接受YangZhangb)《加速膨脹宇宙中的暗能量和宇宙大尺度結(jié)構(gòu)》香山科學(xué)會議“相對論物理學(xué)100年的發(fā)展與展望”邀請報(bào)告，《科學(xué)前沿與未來》第十集，2006，中國環(huán)境科學(xué)出版社。張楊他人評論：審稿人認(rèn)為這個(gè)有興趣的工作意義在于，首次從物理上解釋100Mpc尺度上星系團(tuán)關(guān)聯(lián)函數(shù)的振蕩行為。并且是有別于通常方法不同的一個(gè)理論，提供研究宇宙學(xué)的一個(gè)不同視角?！尽皌heresultisinteresting,itisthefirstattempttoexplaintheseoscillations，”；“Also,developingsuchatheorycouldgiveusefulhintsfordevelopingitscosmological(expanding-space,intermediate-asymptotics)version.”】發(fā)現(xiàn)了宇宙加速膨脹對早期殘余引力波的影響。我們研究了宇宙的加速膨脹對宇宙早期由于量子擾動產(chǎn)成的殘余引力波的影響，發(fā)現(xiàn)在低頻端，引力波的頻譜峰值存在有限移動，并出現(xiàn)一段新的特征譜型。在高頻段，相對非加速膨脹宇宙，引力波的功率整體改變一與Einstein常數(shù)有關(guān)的倍數(shù)。（Zhang,Yuan,Zhao,Chen,2005,CQG;Zhang,Zhao,Yuan,Xia,2005,CPL）。張揚(yáng)等計(jì)算了宇宙加速膨脹對于宇宙殘余引力波譜的影響，獲得了殘余引力波譜和能力譜，發(fā)現(xiàn)暗能量的存在導(dǎo)致引力波譜的形狀的修正，幅度也有一個(gè)直接與暗能量有關(guān)的因子Ωm/ΩΛ,并且與引力波探測LIGO的比較，得到了對于暴漲期間原初引力波譜的限制。宇宙殘余引力波對于CMB的極化的影響：計(jì)算了張量型擾動對于CMB的溫度各向異性和極化的貢獻(xiàn)，考慮了修正了的visibility函數(shù)、宇宙加速膨脹的影響，獲得了半解析的極化公式。研究了直接從CMB的溫度各向異性Clm中獲取引力波的信號的可能性。加速膨脹宇宙模型：提出了基于Yang_Mills凝聚的矢量型暗能量模型，討論了暗能量的物態(tài)w隨紅移的變化，并且可以有w<-1的狀態(tài)。張揚(yáng)等研究了宇宙暗能量驅(qū)動的加速膨脹，建立了一個(gè)加速膨脹模型，其中量子Yang-Mills凝聚作為暗能量，與暗物質(zhì)或重子物質(zhì)一般的耦合，在膨脹中物質(zhì)不斷地產(chǎn)生出來，導(dǎo)致宇宙中暗能量＝0.7，物質(zhì)＝0.3，同時(shí)宇宙作加速膨脹。從膨脹行為和物質(zhì)產(chǎn)生來看，該理論模型類似于穩(wěn)態(tài)宇宙模型。但他們理論的特點(diǎn)是暗能量是現(xiàn)有粒子物理中的量子有效規(guī)范場，不需要訴諸于宇宙學(xué)常數(shù)、或Hoyle-Bondi的附加負(fù)能量場。張揚(yáng)等首次給出加速膨脹宇宙中暴漲產(chǎn)生的殘余引力波譜的解析式，發(fā)現(xiàn)引力波幅值與宇宙暗能量ΩΛ有關(guān)。根據(jù)近期引力波探測儀LIGO的觀測結(jié)果得到暴漲參數(shù)的限制:β>-1.8。論文已經(jīng)發(fā)表在Class.Quan.Grav.22(2005)1383；研究了引力波源，針對目前和未來引力波探測進(jìn)展，系統(tǒng)調(diào)研了作為探測目標(biāo)的各類引力波輻射的來源、物理機(jī)制、波幅、頻段等。宇宙學(xué)與大尺度結(jié)構(gòu)加速膨脹宇宙中的暗能量－有效Yang-Mills場凝聚模型：目前對于暗能量的物理機(jī)制研究主要有，宇宙學(xué)常數(shù)，標(biāo)量場模型q