超大质量黑洞对物质的吸积是类星体巨大能量的来源。准确测量黑洞质量以及吸积率是正确理解吸积过程的基石。类星体光学光变的研究，是从时域的角度去解读超大质量黑洞的吸积过程。作者在第一个工作中，研究了SDSSStripe82的7658个类星体的光学光变性质。利用大样本和每个类星体时间跨度约为10年的ugr iz波段足够多次测光观测的优势，在考虑了不同类星体光变曲线多样性的基础上，作者计算了每个类星体在各个波段的光变幅度。为了区分不同类星体物理参数对光变的影响，作者根据红移(z)、静止波长（λrf）和类星体本征参量(黑洞质量(MBH)、爱丁顿比(REDD)和光度(Lbol))等物理参数将样本划分成一系列子样本分别予以研究。本文的一大亮点便是采用了时间跨度很长的大样本，并首次有效区分了各物理参量对光变的影响，同时也考虑了不同类星体光变曲线的多样性。作者发现，在越短λrf处光变幅度(V)越大。射电宁静类星体的光变基本没有随z演化，但是射电噪类星体的光变幅度可能随着z减小而增大。类星体的Lbol或REDD越小，其光变幅度越强。但是V与MBH之间的相关性并不确定（具体依赖于子样本的选择）。假设吸积率的变化是导致类星体产生光变的原因，作者定性地重构出了统计得到的V与包括λrf、Lbol和REDD这些参数之间的相关性。这表明吸积率的变化对类星体光学光变有重要影响。但是模型所预测的光变幅度与MBH之间的正相关，与观测得到的结果并不一致。因此，对类星体光学光变过程的正确理解，可能需要在当前采用的简单标准吸积盘模型基础上引入其他物理机制。　　类星体MBH的可靠测量，对和黑洞性质有关的研究都至关重要。在光变研究中考虑的类星体本征参量就包括MBH。利用光学光谱，低z的Seyfert星系和类星体的MBH能成功地通过与Hβ线相关的经验关系计算出，但对于高红移类星体，人们不得不将基于Hβ线的经验关系推广至波长更短的MgⅡ或CIV线。为了探究经验关系推广的可靠性并进行可能的修正，利用帕洛玛天文台5.1米望远镜和大双筒望远镜，作者首次获得了32个z～3.5类星体的同时具有Hβ线和MgⅡ线的近红外光谱。进一步结合SDSS中CIV线的测量结果，作者比较了该样本不同发射线之间线宽的相关性，并发现Hβ线宽度与MgⅡ线宽度的相关性要强于与CIV线宽度的相关性。针对高z类星体，作者首次根据Hβ和MgⅡ线的同时观测，对之前文献中基于MgⅡ线的黑洞质量估计方法进行了直接检验，证明了它们的可靠性。在进一步结合了一个低红移样本(1.5＜z＜2.2)之后，作者得到了适合不同红移的类星体的基于MgⅡ或CIV线的MBH估算方法。作者样本中的高z类星体以高于0.210的REDD吸积物质（REDD的中值是0.821）。作者利用统一的方法计算了所收集的其它红移处类星体的REDD。在限制热光度在小范围之后，作者发现z～2.5附近的类星体的REDD中值要高于z～1.5和z～3.5的类星体的REDD中值。但作者同时也指出，为了更好地探讨REDD随着红移的演化，需要依据一个更完备的大样本进一步地探讨。作者分析发现样本中REDD和金属丰度表征量NV/CIV呈现弱的正相关，这可能反映了黑洞吸积与星爆过程的联系。