从恒星到超大质量黑洞的可变性比例

我们探讨了恒星级黑洞与超大质量黑洞可变性之间的对应关系。银河系黑洞（GBH）的功率谱密度（PDS）通常较为复杂，且取决于光谱状态。在低/硬状态下，PDS 中高频 rolloff 的变化方式与亮度并非简单相关。因此，该特征只能作为近似指示器，而非准确的黑洞质量标志。在 GBH 中高/软状态的 X 射线光谱以盘为主，较为稳定。我们指出，GBH 逆向辐射尾部的 PDS 可变性更大，而这正是应与 AGN 进行比较，因为其盘温度较低。这种频段效应消除了将 (常高度可变性) 的窄线塞伊1 (NLS1) 星系解释为高质量吸积率 GBH 对手的困扰。此外，我们推测部分 NLS1（例如 Akn 564）是 very high 状态 GBH 的对应体。在该状态下，逆向辐射尾部同样高度可变，但其 PDS 可大致描述为波束限制噪声。这种形状类似于低/硬状态中看到的波束限制噪声，因此仅仅观察到 AGN 中这种波束限制噪声并不一定意味着低亮度。我们还强调，常态存在的 Cyg X-1 常被用于与 AGN 比较，但其并非典型黑洞系统。特别是其高/软状态下 PDS 的形状与其他（偶发性）GBH 系统在该状态下的 PDS 形状有显著差异。事实上，NLS1 NGC 4051 和 MCG-6-30-15 显示出类似于 Cyg X-1 高/软状态的 PDS，这或有助于支持理论推测：在 AGN 中，氢离子盘不稳定现象不适用。