研究活动星系核(active galactic nuclei;AGNs)在X射线波段的光变特性对于我们了解黑洞周围的物理现象具有重要意义。活动星系核X射线波段的光谱存在光变现象,并且在耀变体和塞弗特星系中并不相同。此外,流量分布和rms-flux关系(流量标准偏差对平均流量的依赖程度)是研究活动星系核时域光变的两个重要手段。然而,很少有工作对X射线波段的这两个光变特征进行样本研究,而样本研究对于我们理解活动星系核的普遍光变特性具有重要意义。除却活动星系核本征的物理活动过程引发的光变,遮蔽物质在经过我们视线方向的时候,会对中心辐射区域产生遮蔽,使得在观测上存在显著的光变现象。为了探讨上述现象与问题,本博士学位论文重点开展了关于活动星系核X射线光变的四个研究工作。在第一个工作中,我们使用罗西X射线计时探测器(Rossi X-Ray Timing Explorer;RXTE)16年的观测数据,对5个非常明亮的TeV耀变体在持续几天的耀发阶段的光谱光变现象进行了系统的研究。我们通过截断幂律模型获得了每个光谱的光谱指数(α)和流量,通过对数抛物线模型获得了每个光谱的峰值能量(Ep)、峰值光度(Lp)和曲率参数(b),并通过同步辐射理论模型获得了电子谱指数(p)。我们发现α和p都遵循“越亮越硬”的光变规律。许多耀变的电子谱指数随流量的变化呈现磁滞现象,通常表现为“环状”或“8字形”。在耀变期间,p与α之间存在显著的正相关关系,而p与谱硬度比(HR)之间存在负相关关系,而且在相对平静期,参数之间的相关关系也遵循耀变期间的规律。这两个相关关系为我们提供了通过α和HR粗略估计电子谱指数的途径。此外,对于TeV耀变体群体,α和X射线光度之间存在正相关,而Ep与p、α之间存在负相关。然而,在经过多普勒增强效应改正后,α和本征X射线光度之间显示反相关关系。许多研究人员在一些耀变体中发现Ep与Lp、b之间存在相关关系,这些关系可以用来限制辐射区域的物理性质以及/或者辐射粒子的加速过程。在第二个工作中,我们使用3-25 keV RXTE/PCA和0.3-10 keV Swif t/XRT的观测数据系统地研究了 14个BLLac型耀变体的Ep-Lp和Ep-(1/b)关系。大部分源(9/14)显示正相关的Ep-Lp关系,其中的3个源不存在相关关系,而另外2个源显示负相关关系。此外,大部分源(7/14)的Ep和1/b之间不存在相关关系,5个源显示负相关关系,另外2个源显示正相关关系。1ES 1959+650在2002和2016年分别显示不同的Ep-Lp关系。在持续几天的耀变期间,Ep-Lp关系在不同的耀变之间并没有显著差异,但是Ep-(1/b)关系却随着耀变的不同而不同。对于整个样本而言,Ep和Lp之间的相关关系与光度有关。Lp与Ep-Lp关系的斜率之间存在反相关关系,这意味着光谱光变原因在亮源和暗源中可能是不同的。Ep与黑洞质量之间存在正相关关系。为了系统地研究活动星系核的X射线流量分布和rms-flux关系的这两个光变特征,在第三个工作中,我们从RXTE AGN数据库中选出了一个包含27个活动星系核的样本:17个塞弗特星系,6个窄线塞弗特I型星系和4个耀变体。我们主要研究最小基线时标为3年,基本光变时标为10天的2-10 keV光变。耀变体、塞弗特星系和窄线塞弗特I型星系具有不同的流量分布,这或许表明它们的光变过程并不相同。一些源的流量分布图呈现双峰结构,其中一些可能是因为发生在X射线波段的遮蔽掩食事件导致的。因为数据质量的限制,我们仅仅研究了我们样本中15个源的rms-flux关系(时标为2-10天)。大部分源(12/15)显示出正相关的线性rms-flux关系,而3个源显示出非线性的rms-flux关系。相对光变幅度(fractional variability amplitude;Fvar)与黑洞质量、热光度之间存在显著的负相关关系,这表明黑洞质量越小的活动星系核,其光变越剧烈。在第四个工作中,我们使用SPEX软件和一个宽波段能谱分布模型重新分析了 2006和2016年的XMM-Newton和NuSTAR观测数据。我们发现NGC 3227存在4个不同电离度的温吸收体成分(log ξ～-1.0,2.0,2.5,3.0 ergcms-1),外流速度则从100变化到1300 km s-1。最高电离温吸收体成分的氢柱密度(～1022 cm-2)要显著高于其它三个温吸收体成分的氢柱密度(～1021 cm-2)。此外,它们的外流速度与电离参数之间存在正相关关系,但是这个关系并不能被辐射驱动或者磁场驱动外流模型所解释。这些温吸收体成分可能分布于宽线区(broad line region;BLR)外围到窄线区(narrow line region;NLR)尺度甚至更远。我们发现了一个被前人工作漏掉的发生在2006年的遮蔽掩食事件,并重新分析了前人发现的2016年遮蔽掩食事件。2006年和2016年的遮蔽事件分别需要1个和2个遮蔽成分。高电离遮蔽成分(log ξ～2.8)只出现在2016年的遮蔽事件中,并且具有较高的氢柱密度(～1023 cm-2);而低电离遮蔽成分(log ξ～1.1-1.9)在2006年和2016年的遮蔽事件中都被观测到,具有较低的氢柱密度(～1.3-2.0× 1022 cm-2)。遮蔽物质可能位于宽线区内部。