Polarization of Quasars: Rotated and Funnel-shaped Outflow
偏振是研究BAL类星体外流的几何和动力学的一个有用的工具。我们进行了蒙特卡罗模拟来计算由BALR中的共振和电子散射产生的极化。我们发现：（1）旋转的漏斗状外流更适合解释许多观测到的偏振特征。2)在某些类星体中，共振散射可以贡献NV发射线的重要部分。
2006-12-13 astro-ph
Strong Gravitational Lensing and the Structure of Quasar Outflows
我们表明，通过分析透镜宽吸收线类星体（BALQSO）的光谱，有可能揭示这些物体内部区域流出气体的关键特性。这是因为类星体的每一个图像都对应着通过外流的不同视线。这与流动位置的动态估计相结合，增加了关于吸收气体的横向非视线结构的新信息。在这里，我们考虑了透镜状BALQSO的样本，并注意到同一类星体不同图像的BAL轮廓的相似性意味着流动在小尺度上相对各向同性。我们发现，它的几何形状是不一致的弹道加速球形云模型，风模型提供了一个更好的描述流结构。此外，观测结果似乎不同意最近随时间变化的风模拟的天真解释。这可能暗示了几个重要的物理过程，这些过程控制着这种流动的结构和动力学。对类星体外流的强引力透镜效应的未来研究前景进行了讨论。
2003-08-17 astro-ph
A Massive X-Ray Outflow from the Quasar PDS 456
我们报告的XMM牛顿光谱观测的发光，无线电安静类星体PDS 456。PDS 456的硬X射线光谱显示，在类星体静止坐标系中，在7 keV以上的能量处有一个深吸收槽（占连续谱的50%），这可以归因于一系列高电离铁引起的K壳层吸收边的蓝移。更高分辨率的软X射线RGS光谱在1 keV附近表现出宽吸收线特征，这可以通过高度电离的铁（Fe XVII-XXIV）的L-壳层跃迁的混合来建模。一个极端的外流速度为50000公里/秒是需要模拟的K和L壳铁吸收目前在XMM-牛顿数据。总体而言，PDS 456中需要高电离气体（logxi=2.5）的大柱密度（$N_{H}=5\times10^{23}$ cm $^{-2}$）。导出了每年10个太阳质量的高质量流出率（假设保守流出覆盖因子为0.1球面度），这与PDS 456的总质量吸积率是同一数量级的。流出的动能占类星体能量预算的很大一部分（10%），而大的柱和流出速度使PDS 456朝向宽吸收线类星体种群的最末端。
2003-07-07 astro-ph
Modelling the X-ray spectra of high velocity outflows from quasars
超大质量黑洞的高速外流被用来解释最近在几个类星体的硬X射线谱中发现的强吸收特征。在这里，蒙特卡罗辐射转移计算进行合成X射线光谱从模型的这种流动。结果发现，简单的，参数的双锥形外流模型与合理的选择风参数预测光谱，在2 - 10千电子伏波段的观测是在良好的定性协议。被认为是对频谱的质量损失率和开度角的流量的影响：后者是重要的，因为光子泄漏起着重要的作用，在建立一个电离梯度内的流量，一个有用的判别球形和锥形流出这个和其他应用程序。特别注意的是给予明亮的类星体PG 1211 +143的外流几何形状和质量损失率的限制进行了讨论的限制，目前可用的观测数据。
2004-10-04 astro-ph
On the Fraction of Quasars with Outflows
活动星系核（AGN）的外流似乎是常见的，并且从各种角度来看都被认为是重要的：作为星际和星系间介质的化学增强剂，作为吸积中心引擎的角动量去除剂，以及作为恒星爆发系统中通过吹出宿主星系的气体和尘埃来限制恒星形成的剂。为了理解这些过程，我们必须确定活动星系核的哪一部分具有外流的特征，并了解它们的形式。我们研究了最近的调查类星体吸收线，审查最好的手段来确定系统是否是内在的，从流出的材料，以及迄今为止所采取的方法的局限性。调查显示，虽然流出的特定形式的分数取决于活动星系核的属性，显示流出的整体分数是相当恒定的，约60%，在许多数量级的光度。我们强调一些问题，而不一定是流出的物理性质的数据类型驱动的外流的分类，并说明如何理解外流可能需要更全面的方法比通常在过去。
2007-10-02 astro-ph
Outflows from Quasars and Ultraluminous X-ray Sources
从爱丁顿有限的吸积致密物体的质量外流似乎是一个非常普遍的现象。它们可能提供了在类星体和ULX中观察到的软过剩，并意味着这些物体对其周围环境有重大影响。特别是，它们允许一个简单的参数自由的论点的M_BH-西格玛关系的星系，并提供了一个简单的解释，发射星云周围的ULXs。
2003-09-22 astro-ph
An Intergalactic Magnetic Field from Quasar Outflows
类星体的外流不可避免地会污染星系际介质（IGM）的磁场。类星体的短暂活动会在IGM中留下一个膨胀的磁化气泡。我们模拟了类星体残余气泡的膨胀，并计算了它们在不同红移下的分布与磁场强度的关系。我们发现，红移z ~ 3时，IGM体积的5-80%被磁场填充，其能量密度大于光电离IGM（~ 10^4 K）的平均热能密度的10%。当大质量星系和X射线团从磁化的IGM中凝聚出来时，磁场的绝热压缩可能导致在这些系统中观察到的场，而不需要进一步的发电机放大。
2001-10-03 astro-ph
Evidence of a high velocity ionised outflow in a second narrow line quasar PG0844+349
在发现明亮类星体PG 1211 +143的高速外流中的X射线吸收之后，我们在第二个类星体（高吸积率）PG 0844 +349的XMM档案数据中寻找类似的特征。在EPIC和RGS光谱中发现了吸收线的证据，其与H-样Fe，S和Ne中的共振跃迁的识别意味着高度电离物质的起源，其流出速度为~0.2c。谱线等效宽度要求在电离参数log（xi）约为3.7时，N_H的视线柱密度约为4 x 10^23 cm^-2。假设径向外流是由来自内部吸积盘的辐射压力驱动的，如先前对PG 1211 +143所建议的那样，流动很可能再次是光学厚的，在这种情况下在~ 25史瓦西半径内。我们认为，一个高速，高度电离外流可能是一个重要的组成部分，在质量和能量预算的许多活动星系核吸积或以上的爱丁顿率。
2003-08-26 astro-ph
Quasar outflows and the formation of dwarf galaxies
我们提出了一个方案，形成一个人口的重子丰富，暗物质缺乏矮星系在高红移，形成从星系际介质（IGM）的能量流出明亮的类星体扫出的质量。我们预测这些星系的内在属性，并研究其在光学，X射线和无线电波段的观测探测的前景。在这些热泡的冲击加热膨胀阶段，预计在宇宙微波背景辐射图中会出现角分尺度的可检测热Sunyaev-Zeldovich递减（冷点）。我们的结论是，这些矮星的最佳检测策略是通过窄带莱曼- $α$成像的高红移类星体周围的区域。同一模型的一个能量缩小版本被推测为形成前银河系球状星团的可能机制。
1998-06-01 astro-ph
Lens-Aided Multi-Angle Spectroscopy (LAMAS) Reveals Small-Scale Outflow Structure in Quasars
透镜类星体图像成分之间的光谱差异是常见的。由于透镜本质上是消色差的，这些差异通常被解释为微透镜效应，或作为光路时间延迟采样固有的类星体光谱变化。在这里，我们提出了一个新的第三个假设：一些光谱差异是由于小的视线差异，通过类星体盘风流出。特别是，我们提出，可变的光谱差异，只看到在组分A的最宽的分离镜头SDSSJ 1004 +4112是由于沿视线的差分吸收。该假设所需的吸收器特性类似于已知的宽吸收线（BAL）流出，但必须具有更宽、更平滑的速度分布。我们解释所观察到的CIV发射线的变异性作为进一步的证据，横向的视线的空间精细结构。由于外流很可能是旋转的，这种吸收体精细结构可以一致地解释活动星系核中看到的一些紫外线和X射线变化。其含义有很多：（1）其他透镜物体的光谱差异可能是由于这种“透镜辅助多角度光谱”（LAMAS）。(2)流出物具有精细结构的大小尺度为arcsec从核。(3)假设在最近的风模型中提出的宽吸收线区域尺寸，或者通常假设的连续发射区域尺寸，LAMAS和/或可变性提供了大致一致的吸收体尺寸尺度估计，约为10^15 cm。(4)在类星体光谱中，即使没有明显的波谷，也可能普遍存在非常宽的平滑吸收。
2006-03-01 astro-ph
Intergalactic Magnetic Fields from Quasar Outflows
类星体的外流不可避免地会污染星系际介质（IGM）的磁场。类星体的短暂活动会在IGM中留下一个膨胀的磁化气泡。我们模拟了残余类星体气泡的膨胀，并计算了它们在不同红移下的分布与大小和磁场强度的函数关系。我们一般发现，当红移z=3时，IGM体积的5-20%被磁场填充，其能量密度大于光电离IGM（T=10^4 K）的平均热能密度的10%。当大质量星系和X射线团从磁化的IGM中凝聚出来时，磁场的绝热压缩可能导致在这些系统中观察到的场强，而不需要进一步的发电机放大。星系际磁场也可以提供一个非热贡献的光电离气体的压力，可以解释声称的差异之间的模拟和观察到的多普勒宽度分布的Ly-alpha森林。
2001-02-05 astro-ph
Emergence of a Quasar Outflow
本文报道了在红移z ~ 2.1的明亮类星体J105400.40+034801.2中首次发现高速宽线外流的出现。流出在紫外CIV和SiIV吸收线中是明显的，速度移动v ~ 26，300 km/s，去混宽度FWHM ~ 4000 km/s。这些特征稍微强一些，也足够宽，可以被认为是宽吸收线（BAL），但它们的大速度将它们排除在标准BAL定义之外。流出线出现在2002.18年和2006.96年的两次观测之间。2008.48年的第三次观测显示，谱线变弱了约40%，变窄了10%至15%。没有证据表明存在加速现象，也没有证据表明存在速度小于23，000 km/s的外流气体。这些谱线在光学上看起来很厚，吸收体只覆盖了类星体连续谱源的20%。这表明吸收体的特征尺寸约为4 x 10^15 cm，但具有类似BAL-like的总柱密度log N_H（cm^-2）> 21.2，平均空间密度n_H > 2 x 10^5 cm^-3。我们把流出线的出现归因于大量的流动结构移动穿过我们的视线，可能靠近主要BAL流的参差不齐的边缘，或者可能与BAL进化阶段的开始有关。
2008-08-28 astro-ph
Relativistic Outflows in two quasars in the Chandra Deep Field South
在本文中，我们提供了新的1 Ms $Chandra$ ACIS光谱的两个类星体在钱德拉深场南（CDF-S），这是以前报道显示出强烈的和极端蓝移的X射线发射/吸收线的功能，在以前的1 Ms光谱，与流出的整体速度$v\sim$ 0.65- 0.84 c。在新的1 Ms光谱中，CXO CDFS J 033225.3 -274219（CDFS 46，$z$ = 1.617）中确实证实了相对论性蓝移线特征，并且在CXO CDFS J 033260.0 -274748（CDFS 11，$z$ = 2.579）中勉强可见，这可能是由于新的1 Ms曝光中增加了Chandra ACIS背景。新数据排除了由于光谱中的噪声尖峰而选择这两个源是不寻常的可能性（尽管基于旧的1 M数据已经非常小）。唯一可能的解释是由于相对论外流而导致的铁吸收/发射线或吸收边的极度蓝移。我们发现，CDFS 46中的静止帧发射线中心在7年后从16.2 keV略微下降到15.2 keV。谱线偏移可能是由于流出速度的降低或电离水平的降低。包括本文报道的两个类星体在内，我们从文献中收集到7个类星体的X射线谱中具有$v\geq0.4c$的蓝移发射或吸收线特征，并讨论了它与喷流和/或宽吸收线外流的关系。
2008-07-29 astro-ph
Narrow associated QSO absorbers: clustering, outflows and the line-of-sight proximity effect
利用斯隆数字巡天数据发布3（SDSS DR 3）的数据，我们研究了窄（<700 km/s）CIV和MgII类星体吸收线系统在类星体周围的分布。CIV吸收体位于1.6 < z < 4的红移范围内，MgII吸收体位于0.4<z<2.2的范围内。通过将吸收体与不同但相邻的视线上的类星体相关联，我们测量了在4到30 Mpc之间的共动尺度上类星体周围吸收体的聚集。观测到的共动关联长度为r_o~ 5 h ^-1 Mpc，与在这些红移下观测到的亮星系相似。通过比较吸收体与类星体的相关性，发现：（1）类星体破坏吸收体时，沿其视线方向的同向运动距离为~ 300 kpc（CIV）和~ 800 kpc（MgII）;（ii）>40%的CIV吸收剂在3，000 km/s的类星体不是大规模集群的结果，而是与类星体本身直接相关;（iii）这种内禀吸收体的数量级扩展到12，000 km/s量级的外流速度;（iv）这种外流分量在射电强和射电静类星体中都存在;和（v）一个小的高速流出成分中观察到的MgII人口，但任何进一步的内在吸收剂成分是检测不到的，在我们的聚类分析。我们还发现，在3,000 km/s的范围内，射电强的类星体比射电静的类星体的吸收系统更丰富。这表明，要么是无线电噪声较大的天体生活在更大质量的晕中，要么是它们的无线电活动产生了额外的低速外流，或者两者兼而有之。
2008-02-27 astro-ph
A high velocity ionised outflow and XUV photosphere in the narrow emission line quasar PG1211+143
本文报道了对明亮窄发射线类星体PG 1211+143的~60 ksec XMM观测结果的分析。在EPIC和RGS谱中均观察到对应于Fe、S、Mg、Ne、O、N和C的类H和类He离子的吸收线。观测到的谱线能量表明电离流出速度约为24000 km/s^-1。最高能量谱线需要的柱密度为N_H ~ 5 x 10^23 cm^-2，电离参数为log（xi）~ 3.4。如果这种高速外流的起源在于从内盘被驱动的物质，那么流动可能在半径约130史瓦西半径内具有光学厚度，为PG 1211+143中的大蓝色凸块（和强软X射线）发射提供了自然的解释。
2004-07-27 astro-ph
XMM observations of BAL Quasars with polar outflows
我们选择了一个宽吸收线（BAL）类星体的样本，显示出显着的无线电变化，表明极地BAL流出的存在。我们获得了四个极地BAL类星体的快照XMM观测，以检查是否强X射线吸收，最BAL类星体的最突出的特点之一，也存在于极地外流。其中两个源在X射线中被检测到。光谱拟合表明，它们是X射线正常的，没有内在的X射线吸收，这表明X射线保护气体可能是不存在的极性BAL流出。与非BAL类星体相比，两个未探测到的X射线源中的一个仍然与X射线正常一致，而另一个是铁低电离BAL（FeLoBAL），其X射线弱因子> 19，表明强烈的内在X射线吸收。对于在两个X射线探测源中未探测到强X射线吸收的替代解释是：1）吸收比简单的中性吸收体更复杂，例如部分覆盖吸收或电离吸收; 2）可能存在对探测到的X射线发射的显著喷射贡献。目前的数据不足以测试这些可能性，需要进一步的观察来了解极地BAL流出的X射线性质。
2008-02-02 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars: Polarization Variability
大约有10%的类星体表现出宽吸收线（BAL）特征，这似乎是从活动星系核（AGN）高速流出的物质产生的。然而，这种流出的详细情况限制得很差，BAL材料的特殊性质基本上是未知的。最近，新的线索已经成为可通过偏振研究发现，BAL槽更极化比类星体连续辐射。为了解释这些意见，模型中的BAL材料流出赤道横跨表面的尘埃环面已经开发。然而，在这些模型中，BAL极化的几个来源是可能的。在这里，我们演示了如何偏振监测引力透镜类星体，如H 1413+117，在微透镜事件不仅可以区分两个目前流行的模型，但也可以提供进一步的洞察力的结构在BAL类星体的核心。
1999-11-12 astro-ph
Stratified Quasar Winds: Integrating X-ray and Infrared Views of Broad Absorption Line Quasars
类星体以其数十年的频率从远红外到硬X射线发射的发光功率而闻名;不同频率的发射出现在从AU到秒差距的物理尺度上。因此，每个波长区域提供了进入中央引擎的不同视线和流出材料的单独探针。因此，获得一个完整的会计的物理特性和动能的类星体风需要一个全色的方法。X射线和红外线的研究是特别强大的覆盖范围内有趣的物理尺度和电离状态的流出。我们提出了一个分层的风图片的基础上的综合多波长的研究计划，旨在约束质量喷射的性质，从射电安静类星体。这种风包括三个区域：高度电离的保护气体，紫外线宽吸收线风，和冷尘埃外流。风的主要发射机制可能在每个区域都不同。虽然对于UV吸收风，共振线上的辐射加速占主导地位，但是保护气体可以替代地由磁力驱动。紫外线连续辐射压力，也许再加上磁发射，加速尘埃外流，模糊了统一方案中的内部宽线区域。
2007-02-07 astro-ph
Physical Conditions in Quasar Outflows: VLT Observations of QSO 2359-1241
我们分析了在类星体2359-1241（NVSS J235953-124148），高分辨率光谱VLT观测的基础上流出的物理条件。这个物体以前使用Keck/HIRES数据进行了研究。HIRES结果的主要改进是我们能够准确地确定流出的数密度。对于主要的吸收成分，来自五个不同Fe II激发能级的能级布居产生n_H=10^4.4 cm^-3，散射小于20%。我们发现，Fe II吸收产生从一个区域大致恒定的条件和温度大于9000 K，在电离前的温度和电子密度下降。此外，我们模拟所观察到的光谱，并研究不同的气体金属性和入射电离辐射场的光谱能量分布的影响。精确测量的柱密度使我们能够确定电离参数log（U）= -2.4和流出物的总柱密度（log（N_H）= 20.6 cm^-2）。结合数密度的发现，这些都是垫脚石走向确定流出的质量通量和动力学光度，因此它的重要性活动星系核反馈过程。
2008-07-22 astro-ph
Acceleration and Substructure Constraints in a Quasar Outflow
我们目前的观测可能的视线加速的广泛的吸收槽的C IV类星体SDSS J024221.87+004912.6。我们还讨论了如何在同一对象中的两个其他流出系统的速度重叠约束的流出的属性。在每个系统中的Si IV双峰有一个未混合的过渡和一个过渡与其他系统的吸收重叠。重叠槽中的剩余通量与未混合槽中的剩余通量的乘积很好地拟合。对于这些光学厚系统产生这样的结果，其中至少有一个必须由单独的子单元，而不是一个单一的结构与速度依赖的源覆盖。如果这些子单元是相同的、不透明的球形云，我们估计云的半径为r = 3.9 × 10 ^15 cm。如果它们是完全相同的、不透明的线状细丝，我们估计它们的宽度为w = 6.5 × 10^14 cm。观察到这些子单元覆盖类星体的Mg II宽发射线区域，在该区域距离黑洞的上述灯丝宽度等于薄吸积盘的外大气的预测标度高度。尽管这种高度尺度是源自吸积盘的结构的自然尺度，但这些观测结果证明了吸积盘可能是类星体吸收系统的来源。基于ESO项目075.B-0190（A）的数据。
2007-04-28 astro-ph
