拉尼亚克亚超星系团在超星系赤道面上的一个截面。（超星系赤道面是宇宙学坐标系统中的一个参考平面，它穿过太阳、银心以及室女星系团的中心，几乎与银河系的银道面垂直。）银河系是圆圈标出的区域中右侧边缘的小蓝点（位于颜色偏红的区域也就是室女星系团之下）（图片提供：ESO / M. Kornmesser）
两人研究了斯隆数字巡天观测的大约2万个类星体。他们基于两个观测特性，为样本分类。这两个特性是氢Beta（Hβ）发射线的宽度以及一次电离铁原子（Fe II）发射线相对Hβ线的强度。
Hβ线的强度与视线方向气体的轨道运动速度相关。Fe II线的强度是本征矢1的代言。
本征矢1并非单一量，它是看上去一直同步变化的若干观测特性之间的一系列相关性。（这就好像是把拴在一起的“如果这样则那样”装在一个盒子里。）根据最早由托德·布罗森（Todd Boroson）与理查德·格林（Richard Green）在1992年辨认出的本征矢1趋势，有着强烈光学Fe II辐射的类星体的二次电离稀薄氧元素辐射（[O III]）较弱。这些性质转而与Hβ线的宽度、软X射线波段的超出等等相关。
系统相关性表明，存在一个驱动本征矢1的物理参数，天文学家强烈怀疑这就是爱丁顿比率，也就是黑洞吸积物质的速率与理论上限之间的比值。对它的另一种理解是光度与质量之比。
描绘主序
沈悦与何子山的工作分成两大主要部分，首先，他们在网格上描绘出了所有的类星体，X轴表示Fe II线的相对强度，Y轴表示Hβ线的宽度。这些数据点在图中描绘出了一个坚实的楔形：

然后他们开始证实，Hβ线与Fe II线告诉了我们关于类星体的什么信息。在多重交叉检验之后，他们得出的结论是，Hβ线的宽度揭示出了类星体的吸积盘相对视线方向的取向，谱线越宽，则盘面更接近侧向。他们还证实，爱丁顿比率是本征矢1（以及作为代理的Fe II线）背后的物理量。
如果Hβ线与Fe II线之间的联系是正确的，那么他们的图表证实，类星体的爱丁顿比率与取向决定了此类天体辐射大多数观测到的变化。但是更为基本的是，这一图表基于类星体在其上所处的位置，揭示了类星体的爱丁顿比率与取向是什么。换句话说，只要观测Hβ线与Fe II线，你就可以知道一些关于类星体指向与吸积情况的信息了。再加上根据光谱判定的类星体光度，你就可以估计黑洞的质量了。
布罗森说：“这篇论文就观测量的解释提供了迄今我所见过的最为引人注目的图景。”但是他提醒说，仍旧存在很多尚未解答的问题，此外还需要进行额外的检验。举例来说，作者通过观察射电明亮的类星体，证实了侧向类星体的Hβ线较宽。天文学家需要观测其他类型的类星体，来检验这一解释是否仍旧适用。他总结说：“不过这两名作者显然澄清了前方的道路。”
布拉泽顿在刊登沈悦与何子山论文的《自然》杂志9月11日号上发表了观点评论，提出了类似的评价。他写道：“显然类星体的主序需要进一步的检验，只有时间才能告诉我们它的实用性是否可以与恒星的主序相比肩。”但是如果它确实可以，这将是“宝贵的工具”。
参考文献：沈悦与何子山，《用吸积与指向统一不同的类星体》，《自然》，2013年9月11日
（全文完）