Black Hole Masses of Active Galaxies with Double-Peaked Balmer Emission Lines
我们已经获得了五个活动星系核的近红外光谱，它们具有双峰巴耳末发射线（NGC 1097，Pictor A，PKS 0921-213，1 E 0450.30-1817和IRAS 0236.6-3101）。由Ca II 8494、8542、8662埃吸收线测量了宿主星系的恒星速度色散，发现其范围为140 - 200 km/s。利用众所周知的黑洞质量和恒星速度色散之间的相关性，这些星系中的黑洞质量估计在4x10^7到1.2x10^8太阳质量之间。我们用其他作者用类似方法得到的另外五个双峰发射体（Arp 102 B、3C 390.3、NGC 4579、NGC 4203和M81）的黑洞质量估计值来补充这里给出的观测结果。利用这些黑洞的质量，我们推出了测热光度与爱丁顿光度之比L_bol/L_Edd。我们发现两个天体（绘架座A和PKS 0921- 213）的L_bol/L_Edd约为0.2，而其他天体的L_bol/L_Edd <约10^-2（附近低光度双峰发射体的L_bol/L_Edd最大，<约10^-4）。这些天体的吸积盘外部区域（r ~ 10^3 GM/c^2）的物理时标也得到了估计，从几个月（动力学时标）到几十年（声音穿越时标）不等。这些物体的轮廓变化通常比动态时间长一个数量级，但我们注意到，动态时间尺度上发生的变化并没有被观测排除在外。
2006-01-18 astro-ph
Discovery of superstrong, fading, iron line emission and double-peaked Balmer lines of the galaxy SDSSJ0952+2143 - the light echo of a huge flare
我们报告了在星系SDSSJ 095209.56 +214313.3（以下简称SDSSJ 0952 +2143）中发现的超强、衰落、高电离铁谱线发射，这一定是由大振幅的X射线爆发引起的。SDSSJ 0952 +2143在其强多波长可变性方面是独一无二的;以前从未观察到这样的宽带发射线和连续响应。在强铁谱线发射的同时，还伴随着宽基、窄芯、双峰窄角的巴耳末谱线和强HeII谱线发射。这些谱线虽然在2005年拍摄的SDSS光谱中很强，但在2007年12月拍摄的新光谱中已经明显消失。SDSS、2 MASS、GALEX和后续GROND光度测量的比较揭示了NUV、光学和NIR波段的可变性。总的来说，这些不寻常的观测结果可以用极紫外-X射线波段的巨大爆发来解释，甚至在光学和近红外波段也能探测到。强烈而多变的铁、氦和巴耳末线代表了耀斑的“光回波”，因为它穿过了环核物质。这次爆发可能是由一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏造成的。SDSS等光谱测量非常适合探测这种罕见耀斑事件的发射线光回波。这些光回波的反射映射，然后可以被用来作为一个新的和有效的探测器的物理条件在非活动或活动星系的环核物质。
2008-04-16 astro-ph
SDSS J2125-0813: the evidence for the origination of optical FeII emission lines from accretion disk near central black hole
本文报道了射电宁静类星体SDSS J2125-0813，它发射出明显的光学FeII发射线和双峰宽巴耳末发射线。利用双峰值宽低电离发射线的吸积盘模型，我们再现了4100 $Å$和5600 $Å$之间的复合线光谱。宽Fe II发射线可以与宽H $β$和MgI线同时拟合，使得所有宽线具有相同盘参数的椭圆盘轮廓。这一结果表明，Fe Ⅱ的光学发射线来源于中心黑洞附近的吸积盘，吸积盘产生双峰宽的Balmer发射线。此外，我们还发现该天体具有远大于ADAF模吸积率的无量纲吸积率$\dot{m}\sim0.4-0.6$，并且吸积盘的能量收支足以为双峰宽Balmer发射线提供能量.
2006-07-25 astro-ph
Pictor A: A New Double-Peaked Emission Line Quasar
1993年12月，我们获得了射电星系Pictor~A的新光谱。与1983年和1987年获得的以前的数据比较表明，广泛的组成部分的巴耳末线的强度和复杂性大大增加。使用FWZI $\sim$ 24000 \kms时，Balmer线现在显示出四方形双峰轮廓。虽然1993年的H \a \剖面与Arp~ 102 B很相似，但吸积盘模型面临着直接的困难，因为（1）在剖面中红移的峰比蓝峰强得多，（2）红峰和蓝峰在不同的时期变化。后一个发现强烈支持径向运动的优势。我们认为，Pictor~A和具有类似的极宽发射线轮廓的罕见物体，如果气体主要沿着视线移动（即，几何极值）。
1994-10-10 astro-ph
Broad reprocessed Balmer emission from warped accretion discs
活动星系核中的双峰宽发射线通常被认为是在吸积盘中形成的。本文计算了相对论性扭曲吸积盘在黑洞周围的后处理发射谱线的轮廓，以探讨这种双峰发射谱线轮廓中某些不能用圆形开普勒盘解释的不对称性可能是由盘扭曲引起的。盘翘曲还提供了用于发射线区域中的能量预算的解决方案，因为它增加了外盘部分对着盘的内部部分的立体角。我们采用了一个参数化的光盘几何形状和一个中心点样的电离辐射源，以捕捉从这样的光盘的发射线轮廓的主要特征。我们发现，蓝色和红色的线轮廓的峰值之间的比例变得小于统一可以自然地预测由扭曲的翘曲盘，并在某些情况下可以产生第三个峰值。我们表明，光盘翘曲可以再现的主要特征的多峰线轮廓的四个活动星系核从斯隆数字巡天。
2008-07-11 astro-ph
The Ultraviolet Spectra of Active Galaxies With Double-Peaked Emission Lines
本文给出了具有双峰巴耳末发射线的活动星系核的紫外光谱研究结果。在2/3的天体中，远紫外共振线很强，单峰轮廓类似于塞弗特星系。Mg II线是唯一具有双峰轮廓的紫外线。在其余的物体中，远紫外共振线相对较弱，但仍然是单峰。后一组也显示出突出的紫外线吸收线，表明低电离吸收剂。我们解释的差异造成的两个不同的地区：一个密集的，低电离吸积盘（主要来源的巴耳末和镁II线），和一个较低的密度，高电离风（主要来源的远紫外线共振线）的轮廓的发射线。这些结果暗示了一种将双峰发射体与更大活动星系核数量联系起来的方法：在双峰发射体中，黑洞的吸积率很低，使得风很弱，允许来自底层盘的线穿过。这种情况也意味着，在大多数活动星系核，风是广泛的发射线的来源。
2004-04-26 astro-ph
Long-Term Profile Variability of Double-Peaked Emmission Lines in AGNs
越来越多的活动星系核表现出宽的双峰巴耳末辐射线，这些辐射线来自活动星系核的吸积盘的外部区域。线路剖面在5 - 10年的时间尺度上变化。在过去的8年里，我们的小组已经监测了一组20个双峰发射器（对一些物体来说更长）。在这里，我们描述了一个项目，以表征的双峰H α线轮廓的变异模式，并与两个简单的模型：一个圆盘的螺旋臂和椭圆形的磁盘进行比较。
2004-04-16 astro-ph
Completion of a Survey and Detailed Study of Double-Peaked Emission Lines in Radio-Loud AGNs
我们报告完成的无线电响亮AGN的调查开始在早期的文件，旨在寻找和研究广泛的，双峰巴耳末线。我们提出了13个宽线对象（3个双峰哈配置文件）的哈光谱。最终的样本包括106个射电活动星系核。20%的天体具有双峰或双肩的Ha线，其中60%可以很好地与将发射归因于圆形相对论圆盘的模型拟合。我们还比较了Hb和Mg II的4个对象的光电离吸积盘模型的配置文件，并发现它们是在合理的协议。双峰发射体的突出表现是基于以下特性：（1）星光对Ha周围光学连续谱的贡献异常大，（2）低电离线（[OI]和[SII]）的等效宽度异常大，（3）异常大的[OI]/[OIII]比，（4）巴耳末线的平均宽度是其他射电活动星系核的两倍。我们评估模型的起源线，我们发现吸积盘发射是最成功的一个，因为它可以解释双峰线的轮廓，它也提供了一个解释这些对象的光谱特性。其他建议（二元宽线区，双极外流，各向异性照明的球形宽线区）是不令人满意的，因为（a）他们没有直接的观测测试，（b）他们不能解释双峰发射体的不寻常属性自洽，或（c）他们的物理基础似乎是不健全的。我们认为，在双峰发射器和吸积动力LINER的吸积率大大低于爱丁顿率的结果，内吸积盘采取的形式的离子环面和风，通常包围盘本身是缺席的。
2003-09-17 astro-ph
Long Term Profile Variability of Double-Peaked Emission Lines in AGNs
越来越多的活动星系核表现出宽的双峰巴耳末辐射线，这些辐射线被认为来自活动星系核的吸积盘的外部区域。观察到的线条轮廓变化的特征时间尺度为5-10年。可变性不是混响效应;它是圆盘中物理变化的表现。在过去的8年里，我们的小组已经监测了一组20个双峰发射器（对一些物体来说更长）。在这里，我们的特点的双峰H α线轮廓的变化，从我们的样本中的五个对象。通过对简单模型的实验，我们发现具有单个旋进旋臂的盘能够再现数据中所见的许多变化趋势。
2003-09-23 astro-ph
Rejection of the Binary Broad-Line Region Interpretation of Double-Peaked Emission Lines in Three Active Galactic Nuclei
有人提出，某些宽线射电星系的特殊双峰巴耳末线来自与超大质量双星的黑洞有关的个别宽线区域。我们继续寻找证据的径向速度的变化特点的双线光谱的二进制，需要在这样一个模型。经过光谱监测的三个合适的候选人（Arp 102 B，3C 390.3和3C 332）跨越二十年，我们发现没有这样的长期系统的径向速度的变化。加斯克尔在1988年之前在3C 390.3的巴耳末线峰值中注意到的趋势在那一年之后没有继续，使他推断的轨道周期和质量无效。相反，我们找到了合理轨道周期的下限，这就要求所有三个天体中假定的超大质量双星的总质量都超过10^10太阳质量。在3C 390.3的情况下，双星的总质量必须超过10^11太阳质量，才能满足倾角的额外观测约束。如此大的双黑洞质量很难与其他观测和理论相一致。此外，这些天体的线剖面和通量比具有普通宽线区域云模型无法解释的特殊性质。因此，我们怀疑这三个物体的双峰线轮廓出现在一对宽线区域。相反，它们更有可能与单个黑洞密切相关。
1997-06-21 astro-ph
Black Hole Masses and Eddington Ratios at 0.3<z<4
本文研究了活动星系核和星系演化巡天（AGES）中发现的活动星系核的爱丁顿光度比L_bol/L_edd的分布。我们结合H-β、Mg II和CIV谱线宽度和连续光谱光度，估算了407个活动星系核中的黑洞质量，覆盖了红移范围z~0.3-4和热光度范围L_bol~10^45-10^47 erg/s。样品由X射线或中红外（24微米）点源组成，其光学星等R<=21.5 mag，光学发射线光谱具有活动星系核的特征。在AGES探测的光度和红移范围内，估算的爱丁顿比的分布符合对数正态分布，峰值在L_bol/L_edd ~ 1/4处，色散为0.3dex。由于额外的散射源是最小的，这种分散必须考虑估计和真实BH质量之间的散射和估计和真实的辐射热光度之间的散射的贡献。因此，我们得出结论：（1）这两种误差源的贡献都不超过0.3dex rms，（2）光学发光活动星系核的真实爱丁顿比的峰值更大。由于质量估计误差必须小于~0.3 dex，我们还可以研究在固定BH质量下爱丁顿比的分布。我们第一次表明，在固定BH质量的爱丁顿比的分布达到峰值，并在一个因素~10以下的活动星系核的缺乏爱丁顿是真实的，而不是一个工件的样本选择。这些结果提供了强有力的证据表明，超大质量黑洞获得大部分的质量，而辐射接近爱丁顿极限，他们认为，在发光AGN的加油率最终由BH的自我调节的吸积流，而不是银河系尺度的动力学扰动。
2006-05-12 astro-ph
NGC 3065: A Certified LINER With Broad, Variable Balmer Lines
受星系NGC 3065的X射线性质的启发，我们获得了新的光谱，显示它具有低电离核发射线区（LINER）以及宽的巴耳末发射线，确定它是一个活动星系核。我们还研究了来自CfA红移巡天的一个较老的光谱，它缺乏宽的巴耳末线，表明它们出现在1980年之后的某个时间。因此，NGC 3065加入了具有宽的、可变的巴耳末线的LINER系列，其中包括著名的星系NGC 1097和M81。受其他LINER中巴尔末线的双峰轮廓的启发，我们推测NGC 3065的宽巴尔末线也来自于一个吸积盘。我们说明了这一假设的合理性，通过拟合磁盘模型所观察到的H $α$配置文件。我们还根据宿主星系的性质估计了中心黑洞的质量为（9+/-4）10^7 M_sol，由此得出吸积率仅为爱丁顿值的2 10^{-4}倍的结论，这一性质似乎在LINER中很常见。在如此低的相对吸积速率下，内部的吸积盘可以变成垂直延伸的离子环，其可以照亮外部的薄盘并为宽线发射提供动力。宽巴耳末线突然出现的原因是一个悬而未决的问题，尽管我们提出了两种可能的解释：恒星的潮汐破裂或吸积盘结构的突然转变。
2001-01-04 astro-ph
Two extreme double-peaked line emitters in the Sloan Digital Sky Survey
在大约150个活动星系核中观测到双峰巴耳末线，并将其解释为相对论性吸积盘的辐射。本文报道了在SDSS J 0942 +0900和SDSS J1417+6141中发现的极端双峰谱线。第一个物体中的Halalpha线的FWHM约为40，600 km/s，几乎是以前已知的最宽线的两倍。通过与吸积盘模型的比较，我们发现在SDSS J 0942 +0900中，大部分的线通量是从100 Rg附近的一个窄环中发射出来的，而在SDSS J 1417 +6141中，大部分的线通量是从半径在100 - 400 Rg之间的一个吸积盘中发射出来的.这是第一次通过光发射谱线直接探测半径小于100 Rg的吸积盘。这两个物体都需要在圆盘中有一定的不对称性。在这两个天体中还探测到另一个弱得多的宽H α分量（EW~ 20 A，FWHM 4000 km/s）。这两个天体都显示出微弱的射电辐射和强烈的高电离窄线。
2005-04-14 astro-ph
Broad-line Balmer Decrements in Blue Active Galactic Nuclei
我们已经调查了宽线巴耳末递减（H α/H β）的一个大的，均匀的样本塞弗特1星系和类星体使用光谱数据获得的斯隆数字巡天。从第四次数据发布中提取的样本包括446个低红移（z < 0.35）活动星系核（AGN），它们具有蓝色光学连续统，如光谱斜率所示，以尽量减少尘埃消光的影响。我们发现：（1）活动星系核内禀宽线H α/H β比值的分布可以用对数高斯分布来描述，在H α/H β =3.06处有一个峰值，标准偏差仅为0.03 dex，（2）Balmer衰减与活动星系核的光度、吸积率、连续斜率等性质无关; (iii)平均而言，与样本的其余部分相比，在无线电强源（3.37）和具有双峰发射线轮廓的源（3.27）中，发现巴耳末衰减仅略大。因此，我们建议，宽线的H α/H β比可以作为一个很好的指标，尘埃灭绝的AGN宽线区域，这是特别真实的射电宁静AGN与定期发射线配置文件，构成了绝大多数的AGN人口。
2007-10-08 astro-ph
The properties of optical FeII emission lines of AGN with double-peaked broad emission lines
利用SDSS（DR 4）中的27个dbp发射体样品研究了双峰宽低电离发射线AGN（dbp发射体）的Fe Ⅱ性质，平均值为$σ_{Hα_{B}}\sim3002\pm139{\rm km\cdot s^{-1}}$。我们的第一个结果是，假设H $β$、Fe Ⅱ、H $γ$和He Ⅱ $\lambda4686Å$的双峰谱线轮廓与所有27 dbp发射体的双峰宽H $α$的双峰谱线轮廓相同，则波长范围从4100 $Å$到5800 $Å$的线光谱可以用椭圆吸积盘模型进行最佳拟合，除了我们在前面的论文中讨论过的对象SDSS J2125 - 0813之外。最佳拟合的结果表明，光学FeII发射线的DBP发射器起源于相同的区域中的吸积盘双峰的巴耳末发射线的起源。铁II发射线和其他广泛的正常活动星系核的发射线之间的一些相关性，可以确认DBP发射。然而，这些结果应采取谨慎，由于对象的数量少，在选择强FeII发射体的偏见。我们发现，对于DBP发射体，BH群众似乎有更多的影响Fe II属性比无量纲吸积率。我们还发现，除了一个DBP辐射源具有Ivezi $\rm{\acute{c}}$等人（2002）定义的$R_r> 1$和6个FIRST未发现的天体外，其余的DBP辐射源都是射电宁静类星体。
2006-10-13 astro-ph
SW Sextantis in an excited, low state
我们提出了低分辨率分光光度光学观测的蚀新星一样的激变变量SW性，SW性星的原型。我们在系统处于不寻常的低态时进行了观测。该光谱的特点是存在强的He II和C IV发射线，以及正常的单峰巴耳末发射线。盘的径向温度分布只在外围部分符合预期的T ~R^3/4，而在0.5倍的白矮星洛希瓣半径内偏离。单峰发射线起源于盘平面上方的区域，在热点的位置。
2000-12-21 astro-ph
Double-Peaked Low-Ionization Emission Lines in Active Galactic Nuclei
我们从斯隆数字巡天中选取了116个双峰巴耳末线活动星系核（AGN）。双峰发射线被认为起源于活动星系核的吸积盘，距离超大质量黑洞几百个引力半径（Rg）。我们调查的候选人盘发射器相对于完整的样本AGN在相同的红移的属性，专注于光学，无线电和X射线通量，宽线的形状和窄线的等效宽度和线通量比。我们发现盘状发射体具有中等的光度（~10^44erg/s）和平均6倍于母样品中活动星系核的半高宽。双峰活动星系核是射电源的可能性高出1.6倍，并且主要（76%）是射电宁静的，其中约12%的天体被归类为LINER。统计比较所观察到的双峰线轮廓与轴对称和非轴对称吸积盘模型产生的，使我们能够施加约束吸积盘参数。观测到的H α谱线轮廓与吸积盘一致，其倾角小于50 °，表面发射率斜率为1.0-2.5，外半径大于~2000 Rg，内半径在200- 800 Rg之间，局部湍流展宽为780-1800 km/s。比较表明，60%的吸积盘需要某种形式的不对称（例如，椭圆盘、翘曲、螺旋激波或热点）。
2003-07-19 astro-ph
VLT-UVES observations of the Balmer line variations of eta Carinae during the 2003 spectroscopic event
我们目前的高光谱分辨率阶梯观测的巴尔末线的变化在2003.5 "光谱事件“的船底座η。光谱已被记录的η船底座和侏儒在其东南叶的FOS 4位置。这个点显示了反射的恒星光谱，它比对中心物体本身的地面观测更少受到星云发射线的污染。我们的观察表明，光谱事件是不太明显，在这个位置比直接看到的eta车使用HST/STIS。假设反射光谱确实与纬度有关，这表明在极上（FOS 4）看到的事件期间的光谱变化与赤道附近（直接在恒星上）的光谱变化不同。与恒星的光谱相反，FOS 4的散射光谱总是显示出明显的天鹅座P吸收，在整个“光谱事件”中几乎没有变化。在该事件之后，出现额外的高速吸收分量。排放轮廓在FOS 4处达到更高的峰值，并由至少3个不同的分量组成，其中最红的分量在整个事件中显示出最强烈的变化。这些数据似乎与单颗恒星纬向风结构的变化是一致的，无论是否有二级恒星的帮助，或者在光谱事件中壳层弹射的发生。
2004-12-17 astro-ph
The mass of the black hole in 3C 273
本文利用IUE的观测资料，用混响法从Ly a和Civ发射线确定了3C 273中黑洞的质量。根据该方法的标准假设，我们发现质量为6.59 × 10^9 Mo的最大似然估计值，1 σ置信区间为5.69-8.27 × 10^9 Mo。这一估计是一个以上的数量级大于在以前的研究中获得的巴耳末线。我们重新分析的光学数据，并表明，该方法适用于哈，血红蛋白和汞巴耳末线产生的质量估计较低的一个因素2.5，但已经远远大于以前的估计来自相同的线路。在正面物体中发现如此高的质量是一个强有力的迹象，表明气体运动并不局限于吸积盘。新的质量估计使3C 273的吸积速率比爱丁顿速率低约6倍。我们讨论的影响，我们的结果的宽线区域的大小和黑洞质量与亮度的关系的一组对象的混响黑洞质量已经获得。我们发现，虽然超爱丁顿光度的物体在理论上是可能的，但它们的存在并不一定意味着这个样本。
2005-02-15 astro-ph
Evidence For A Precessing Accretion Disk in the Nucleus of NGC 1097
我们提出了新的光谱观测的LINER（现在塞弗特1）的NGC 1097核，并讨论了其广泛的，双峰巴耳末线的演变。在1991年首次发现时，双峰H-α谱线的红峰比蓝峰强，而到1994年，H-α谱线几乎变得对称，积分谱线通量减少到原来的一半。我们在1996年拍摄的新光谱表明，宽的双峰谱线几乎恢复到了原来的强度，H-β和H-α的分布在误差范围内是相同的，宽谱线发射区域没有变红。然而，巴耳末线的轮廓现在是这样的，蓝色峰值比红色强，与1991年观察到的不对称相反。各种模型被认为是所观察到的行为，所有的假设发射线起源于一个吸积盘。我们提出了一个改进版本的进动，平面，椭圆吸积环模型提出的Storchi-Bergmann等人。和Eracleous等人。这个模型提供了一个可以接受的线轮廓。我们还考虑了线轮廓演化的可能性，从旋进翘曲的磁盘中，从中心的照射引起的，并表明，在这个模型中预期的半径和旋进时间尺度的范围是一致的观察。NGC 1097中突然出现的“盘状”宽线轮廓可能是由于形成了一个新的吸积盘，例如，恒星的潮汐破裂，或者盘中心的瞬时电离源照射了一个预先存在的盘。
1997-05-21 astro-ph
Formation of optical lines in black-hole binaries
黑洞双星的HI Balmer发射谱线在高软态和静止态都呈现双峰型。在高软状态下，轮廓是不对称的，具有较强的红色峰，但在静止状态下轮廓是对称的。我们认为，在高软态的发射线起源于温度反演层所造成的辐射加热的光学厚的吸积盘。辐射加热也会导致盘风的形成，它会温和地吸收谱线的蓝色峰值。在静止状态下看到的双峰线来自光学薄盘。在没有盘风的情况下，谱线不被吸收，因此谱线轮廓的对称性得以保持。
2001-01-22 astro-ph
Double-Peaked Broad Emission Lines in NGC 4450 and Other LINERs
用HST拍摄的光谱显示NGC 4450发射出具有位移双峰和极高速翼的巴耳末发射线。这种特征线轮廓，以前看到的几个附近的LINER和一小部分宽线射电星系，可以解释为相对论性吸积盘的运动学签名。我们可以使用径向范围为1000-2000个重力半径且沿视线倾斜27度的圆盘模型来重现观察到的轮廓。小孔径HST数据还使我们首次在NGC 4450中探测到光学波长上的无特征连续谱;非恒星核本质上非常微弱，当D = 16.8 Mpc时，M_B = -11.2 mag。我们研究了NGC 4450的多波长特性与其他低光度活动核，具有双峰宽线，并找到了一些共同的特点。这些天体在光谱学上都被归类为“1型”LINER或密切相关的天体。无论是绝对值还是相对于爱丁顿速率，核光度都很低。它们都有致密的射电核心，其相对于光学核发射的强度使它们处于射电响亮的活跃核联盟。这些来源的宽带光谱能量分布是最显着的赤字的紫外线发射相比，在发光的Seyfert 1核和类星体中观察到的。双峰宽线射电星系Arp 102 B和绘架座A有着非常相似的属性。我们将讨论如何在对流主导的大质量黑洞吸积的背景下理解这些特征。
2000-04-28 astro-ph
Evidence for a Black Hole and Accretion Disk in the LINER NGC 4203
我们目前的光谱观测从哈勃太空望远镜，揭示了第一次在LINER星系NGC 4203的广泛基座的巴耳末线发射的存在。发射线的轮廓是一个相对论性的吸积盘的暗示，并让人想起双峰瞬态巴耳末发射中观察到的少数其他LINER。因此，非常宽的谱线辐射构成了黑洞的明确定性证据，而NGC 4203的空间分辨窄谱线辐射可以用来限制其质量，在99.7%的置信度下，M_BH小于6 x 10^6太阳质量。这个值意味着NGC 4203的黑洞质量与核球质量之比小于约7 x 10^-4，比其他星系的平均值小约3 - 9倍。对中心黑洞质量的独立约束使得NGC 4203成为探测弱活动星系核物理的重要实验平台。假设M_BH接近探测极限，观测光度与爱丁顿光度的比值约为10^-4。这个值是一致的对流为主的吸积，因此与离子环照射外吸积盘，产生所观察到的双峰线发射的情况。后续观测将有可能改进黑洞质量估计和研究核发射的可变性。
2000-04-04 astro-ph
Supermassive Black Hole Masses of AGNs with Elliptical Hosts
最近发现的超大质量黑洞质量和中心速度色散之间的紧密相关性表明，从测量的中心速度色散估计SMBH质量的可能性。然而，对于大多数活动星系核，直接测量其宿主星系的中心速度色散是困难的。本文采用椭圆星系的基平面，利用HST成像观测得到的椭圆星系的形态参数，估算了一些活动星系核的中心速度色散和SMBH质量。对63个BL Lac天体、10个射电星系、10个射电强类星体和9个射电静类星体的SMBH质量进行了估算，它们的质量大多在$10^{7.5} M_\odot$ ~ $10^{9} M_\odot$之间。高频峰值BL Lac和低频峰值BL Lac以及射电星系和射电类星体的黑洞质量没有显著差异。射电星系的爱丁顿比远小于类星体。这表明射电强活动星系核的不同观测特征可能主要由吸积速率而不是由黑洞质量决定，这与最近提出的射电强活动星系核的一些演化假设是一致的。与以前的一些说法不同，我们发现射电强类星体的SMBH质量仅略大于射电静类星体。虽然它们的SMBH质量分布在统计学上不同，但它们的爱丁顿比分布可能来自同一种群。此外，我们注意到，黑洞质量和宿主星系光度之间的关系使用的基本平面提供了进一步的论据SMBH和星系核球质量之间的非线性标度律。
2002-03-11 astro-ph
An evolutionary scenario for blazar unification
从平谱射电类星体（FSRQs）到低频峰BL Lac天体（LBLs）到高频峰BL Lac天体（HBLs），Blazar子类表现出光谱硬度随着光度降低而增加的序列，这不能仅仅用方向效应来解释。使用的同步加速器，同步自康普顿，康普顿散射的外部辐射从耀变体喷气机的分析模型，我们提出了一个进化的情况下，这些耀变体子类的黑洞吸积功率随时间的减少。当环核物质吸积为中心引擎提供燃料时，留下的气体和尘埃就更少了，从而散射吸积盘辐射，并在耀变体光谱中产生外部康普顿散射分量。这种进化趋势产生了序列FSRQ -> LBL -> HBL。这种情况下也可能链接无线电响亮AGN与超亮红外星系和光学类星体，如果后者构成的高爱丁顿比时期的超大质量黑洞的增长，如在一些银河系黑洞候选者的无线电和软X射线活动之间的反相关所建议的。
2001-08-28 astro-ph
Feast and Famine: Regulation of Black Hole Growth in Low Redshift Galaxies
我们分析了观测到的分布爱丁顿比作为超大质量黑洞质量的函数的附近星系的大样本从斯隆数字巡天。我们证明了在邻近星系中有两种不同的黑洞生长机制。第一个是与在其中央千秒差距区域有显著恒星形成的星系有关，其特征是吸积率呈广泛的对数正态分布，峰值约为爱丁顿极限的1%。在这个制度下，爱丁顿比分布是独立的质量的黑洞，并显示没有进一步依赖于中央恒星星族的星系。第二个制度是与星系的老中央恒星星族，其特点是由幂律分布函数的爱丁顿比。在这种情况下，黑洞的时间平均质量吸积率与星系核中恒星的质量成正比，比例常数取决于恒星的平均年龄。这个结果再次与黑洞质量无关。我们发现，无论是斜率的幂律和吸积率下降到黑洞在老星系是一致的人口合成模型预测的恒星质量损失率下降的函数平均恒星年龄。我们的结果导致一个非常简单的黑洞在本地宇宙的增长图片。如果星系核球中的冷气体供应充足，黑洞会调节自己的生长速度，使其不再依赖于星际介质的性质。一旦气体耗尽，黑洞的增长就受到演化恒星失去质量的速度的调节。
2009-04-27 astro-ph
The End of the Lines for OX 169: No Binary Broad-Line Region
我们发现，不寻常的巴尔默发射线轮廓的类星体OX 169，经常被描述为自吸收或双峰，实际上都不是。这种效果是由两个巧合造成的幻觉。第一，禁线是相当强大和广泛的。因此，[N II]6583线和H-α的相关窄线分量呈现出双H-α峰的外观。其次，0.2110的红移使H-β与Na I D在零红移处重合，并且Na I D中的ISM吸收将H-β发射线分开。在过去的十年中获得的光谱，我们看到没有实质性的变化，在字符的线配置文件，并没有迹象表明内在的双峰结构。H-γ、Mg II和Ly-alpha发射线都是单峰的，一旦它们被正确地归因于它们的允许线和禁止线识别，所有的发射线红移都是一致的。在宽线和窄线之间可以看到高达700 km/s的系统性位移，但这种差异是常见的，可能是由于低倾角盘中的引力和横向红移。Stockton & Farnham（1991）曾引起人们对OX 169主星系中明显的潮汐尾的注意，并推测最近的一次合并为星系核提供了一对合并的黑洞，这对黑洞现在以两个物理上不同的宽线区域的形式揭示了它的存在。虽然不再有任何证据表明OX 169中有两个宽的发射线区域，但双星黑洞应该经常在星系合并中形成，而且仍然值得监测发射线的径向速度，这可以提供它们在某些物体中存在的证据。
1999-10-06 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了从非轴对称磁盘和碎片尾巴的太阳型恒星的潮汐破坏的百万太阳质量的黑洞的巴尔末α发射的时变配置文件。利用三维相对论光滑粒子流体动力学程序模拟了两次潮汐破裂事件，描述了前50-90天碎片的早期演化。我们用光电离程序CLOUDY计算了碎片中的物理条件和辐射过程。我们模型的发射线配置文件后立即到黑洞的吸积率变得显着的时期。我们发现，在这些非常早期的postdisruption碎片的演变阶段的线轮廓不像双峰轮廓预期从一个旋转的磁盘，因为碎片还没有解决到这样一个稳定的结构。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。此外，预测的线轮廓在相当短的时间尺度上（小时到天的数量级）变化。考虑到黑洞的吸积率，我们还从碎片中模拟了巴尔末α光变曲线。
2005-05-13 astro-ph
The Unique Type Ib Supernova 2005bf: A WN Star Explosion Model for Peculiar Light Curves and Spectra
本文报道了超新星2005 bf的光变曲线和光谱的观测和模拟。该SN显示出独特的特征：LC有两个最大值，并在第二个最大值后迅速下降，而光谱显示出增强的He线，其速度随时间增加。双峰LC可以由双峰$^{56}$ Ni分布再现，其中大部分$^{56}$ Ni在低速下，少量在高速下。极大值后的快速下降需要大部分$γ$ -射线从$^{56}$ Ni主导的区域逃逸，这可能是因为低密度的"空穴“。光谱中巴耳末线的存在表明祖细胞的He层基本上是完整的。由于从$^{56}$ Ni主导区域的增强的$γ$射线逃逸，增加了He层中的$γ$射线沉积，这可以解释He线的延迟强化和增加的速度。SN有大量的喷出物（$\sim6-7\Msun$），正常动能（$\sim 1.0-1.5\times 10^{51}$尔格），高峰值辐射热光度（$\sim 5\times 10^{42}$尔格s $^{-1}$）的一个历元晚至$\sim$ 40天，和一个大的$^{56}$镍质量（$\sim0.32\Msun$）。这些性质，以及少量H的存在，表明这颗恒星的前身星最初质量很大（M $\sim 25-30 \Msun$），并且已经失去了大部分的H包层，可能是一颗WN星。双峰$^{56}$ Ni分布表明，爆炸可能已经形成射流，没有达到He层。SN 2005 bf的性质类似于仙后座A的爆炸。
2005-10-28 astro-ph
Envelope tomography of long-period variable stars III. Line-doubling frequency among Mira stars
本文统计了81颗不同周期、光谱类型和亮度范围的长周期变星的谱线加倍现象。当与模仿K 0 III光谱的掩模相关时，54%的样本恒星在最大光附近清楚地显示出双峰互相关曲线，反映出双吸收线。几件的证据指向双吸收线所造成的冲击波通过光球的传播。在这些恒星的最大亮度附近出现的巴耳末线的观测证实了冲击波的存在。观测到的速度不连续性，范围在10和25公里/秒之间，与亮度范围无关。与质量中心（COM）的速度从submm CO线起源于拱星包络的比较表明，红色和蓝色的峰值之间的中值速度是蓝移相对于COM速度，如预期的，如果冲击向上移动。
2001-09-17 astro-ph
Measurement of an AGN Central Mass on Centiparsec Scales: Results of Long-Term Optical Monitoring of Arp 102B
宽线射电星系Arp 102 B的光谱已经被监测了13年多，以研究其宽的双峰氢巴耳末发射线的来源的性质。线的形状变化很小;有一段时间，在这段时间里，两个峰值的通量之比的变化似乎是正弦曲线，周期为2.16年，振幅约为平均值的16%。宽的H-α线的可变部分与一个模型很好地拟合，在这个模型中，一个吸积盘（拟合到双峰线的不变部分）内的过量发射区（一个静止的"热点“）完成了至少两个圆形轨道，并最终消失。当热点不存在时，对历元光谱的拟合允许确定盘的倾斜度，而当热点存在时，对历元的拟合提供了对热点轨道半径的测量。根据这些数据和变化周期，我们发现热点轨道内的质量为2.2 + 0.2/-0.7乘以10^8太阳质量，在先前估计的活动星系核质量范围内。由于这个质量是在距离中心天体相对较小的距离（约1000天文单位）处测定的，如果不假设Arp 102 B内存在一个超大质量黑洞，就很难解释。由于蓝峰的速度没有随时间发生任何系统性变化，在类似于盖斯凯尔（1983）的双黑洞模型中，两个天体的合并质量下限为10^10太阳质量。
1997-03-05 astro-ph
Profile variability of the H-alpha and H-beta broad emission lines in NGC5548
在1996年至2002年期间，我们对塞弗特星系NGC 5548进行了光谱监测。用SAO（俄罗斯）的6米和1米望远镜以及2.1米望远镜GHO（墨西哥）获得了覆盖光谱范围（4000-7500）AA的高质量光谱（S/N>50）。我们发现，无论是在线条和连续的通量逐渐减少，在2002年5月至6月达到最低值。在径向速度~+-1000km/s时，H α和H β的平均值、均方根值、多年平均值、观测值和差谱线轮廓显示出双峰结构。这些峰的相对强度随时间变化。在1996年期间，红色峰值是最亮的，而在1998 - 2002年期间，蓝色峰值变得更亮。在2000-2002年，在H-α和H-β谱线的红翼出现了明显的第三个峰。在2000年至2002年期间，这一特征的径向速度从~+2500 km/s下降到~+2000 km/s。谱线剖面各部分的通量彼此之间以及与连续通量之间都有很好的相关性。宽线的不同部分的形状变化与连续变化无关，并且显然与混响效应无关。平均而言，积分巴耳末衰减量的变化与连续通量的变化呈负相关。这可能是由于碰撞激发的作用随着电离通量的减少而增加。我们的研究结果有利于形成广泛的巴耳末线的湍流吸积盘与大和移动的“光学厚”的不均匀性，能够再处理的中央源连续。
2004-05-11 astro-ph
Reverberation Measurements for 17 Quasars and the Size-Mass-Luminosity Relations in Active Galactic Nuclei
我们对28个Palomar-Green类星体进行了光谱测量，以获得它们的宽发射线区（BLR）的测量值，并研究了活动星系核（AGN）中类星体光度、中心黑洞质量和宽发射线区（BLR）大小之间的关系。每1-4个月进行一次分光光度测定，持续7.5年，每个物体产生20-70个观察时期。在观测计划期间，观测到所有类星体的连续谱和发射线通量都发生了变化。17的28个对象进行了充分的采样，以寻找巴耳末发射线和连续通量之间的相关变化。对于这17个物体中的每一个，都观察到了显著的相关性，巴耳末线的变化滞后于连续体的变化100天（静止帧）。我们的工作增加了两个数量级的大小，质量，光度关系的研究活动星系核的可用光度范围和适合于此类研究的对象的数量增加了一倍。将我们的结果与已发表的Seyfert 1星系的可比数据相结合，我们发现在静止坐标系5100 A的光度下，BLR的尺度为L^{0.70+-0.03}。这个决定的BLR的大小作为光度的函数的缩放是显着不同的那些先前公布的，并建议在AGN的有效电离参数可能是光度的递减函数。我们还能够在引力支配BLR气体运动的假设下，约束活动星系核中心黑洞质量与光度之间的标度关系：M \propto L^{0.5+-0.1}。这与所有活动星系核的光学光度是爱丁顿光度的一个常数的说法不一致。
1999-12-17 astro-ph
