The dependence of quasar variability on black hole mass
为了研究类星体的变化对基本物理参数的依赖性，如黑洞质量，我们匹配了来自QUEST 1变率巡天的类星体与来自斯隆数字巡天的宽线天体。匹配的样本包含大约100个类星体，斯隆光谱用于估计黑洞质量和热光度。变异幅度从QUEST 1光变曲线测量。我们发现，黑洞质量相关的变异幅度在99%的显着性水平或更好的几个措施。这种相关性似乎不是由通量有限类星体样本固有的明显选择效应、宿主星系污染或类星体变异性与光度/红移之间的其他众所周知的相关性引起的。我们评估的变化作为一个功能的休息帧时间滞后使用结构函数，并找到进一步的支持的变化-黑洞质量相关。的相关性是最强的几个月的顺序的时间滞后到QUEST 1的最大时间分辨率约2年，并可能提供重要的线索，了解长期存在的问题的起源类星体的光学变化。我们讨论了我们的结果是否是一个特征的变化时间尺度和黑洞质量之间的关系的表现，其中的变化时间尺度是典型的吸积盘热时间尺度，但发现很少支持这一点。我们赞成的解释是，更大的质量黑洞有更大的变化幅度，我们强调需要更大的样本，更完整的时间采样，以测试这一结果的鲁棒性。
2006-12-01 astro-ph
A Synoptic, Multiwavelength Analysis of a Large Quasar Sample
我们目前的变异和多波长光度信息的933已知类星体在QUEST变异调查。这些类星体根据测量的变异性置信水平分为可变和非可变种群。在一个有时间限制的天气调查中，我们检测到的红移和变率的可能性之间的反相关。我们的无线电，红外和X射线数据的变化可能性的比较与早期的类星体研究是一致的。使用已知的类星体作为模板，我们介绍了光变曲线形态学算法，提供了一个有效的方法，用于区分变量类星体从周期性变量对象的光谱信息的情况下。建立统计上稳健的趋势和有效的，非光谱选择算法将有助于类星体的识别和分类，在即将到来的大规模天气调查。最后，我们报告了三个有趣的可变类星体，包括BL Lac候选人PKS 1222+037的可变性确认。
2005-12-19 astro-ph
The Ensemble Photometric Variability of ~25000 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey
使用超过25000光谱确认的类星体从斯隆数字巡天的样本，我们展示了类星体的变化在休息帧光学/紫外制度取决于休息帧时滞，光度，休息波长，红移，无线电和X射线发射的存在下，和存在广泛的吸收线系统。变异性的时间依赖性（结构函数）很好地拟合了从几天到几年的时间尺度上的单一幂律。变化幅度与静止波长存在反相关性，并且类星体在所有红移处越亮，系统性地越蓝。类星体的光变与其光度之间存在着很强的反相关性。光变幅度与红移也存在显著的正相关关系，表明类星体群体的演化或光变机制。我们将所有这些关系参数化。具有RASS X射线探测器的类星体比没有的类星体更易变（在光学/紫外波长），射电强的类星体比射电弱的类星体更易变。我们没有发现有和没有宽吸收线槽的类星体的变异性有显着差异。涉及多个离散事件或引力微透镜的模型本身不太可能解释这些数据。所谓的吸积盘不稳定性模型是有希望的，但需要更多的定量预测。
2003-10-13 astro-ph
Hidden Blazars and Emission Line Variability of High Redshift Quasars
我们在一个$z{\sim}2$射电噪类星体样本中进行了一次寻找耀变体的巡天。这个想法是基于我们的预测，我们应该能够看到大的CIV线的变化与观察到的连续变化或大多数其他发射线在每个无线电响亮的类星体。在这里，我们报告的初步结果，包括在两个类星体的大CIV线变化的发现。
2001-06-09 astro-ph
Structure Function Analysis of Long Term Quasar Variability
在我们的第二篇关于类星体长期变化的论文中，我们使用了比de Vries，Becker & White更大的类星体数据库。这个扩展的样本，包含来自斯隆数字巡天数据发布2的35165个类星体，以及来自2dF类星体红移巡天的相同天空区域的6413个额外的类星体，使我们能够显着改进我们早期的结论。和以前一样，所有历史上的类星体测光都是通过在每个类星体位置周围使用大量的校准星来校准到SDSS标度上的。我们发现：（1）爆发具有不对称的光变曲线轮廓，具有快速上升，缓慢下降的形状;这与沿着类星体视线的微透镜事件主导类星体长期变化的情景相矛盾;（2）在~40年的时间尺度上，类星体的结构函数没有发生变化，并且变异性随时间滞后的增加而单调增加;因此，（3）类星体没有一个单一的优选特征爆发时标，而很可能是一个连续的爆发时标，（4）类星体的变化幅度是波长的函数：光谱的蓝色部分的变化增加，（5）高光度类星体的变化小于低光度类星体，这与变化具有有限绝对幅度的情况一致。在此基础上，我们得出结论，类星体的变化是内在的活动星系核，是由色爆发/耀斑有限的光度范围和不同的时间尺度，并具有整体不对称的光变曲线形状。目前，最有希望拟合观测结果的模型是基于吸积盘不稳定性的。
2004-11-12 astro-ph
On the variability of quasars: a link between Eddington ratio and optical variability?
斯隆数字巡天（SDSS）对沿天球赤道的278平方度条纹进行重复扫描，平均每次对近8，000个光谱确认的类星体进行10次以上的观测。这些类星体中有超过2500个在红移范围内，使得CIV发射线在SDSS光谱中可见。利用这些CIV线的宽度和附近连续光谱的亮度，我们估计这些物体的黑洞质量。为了隔离黑洞质量和光度对我们数据集光度变化的影响，我们通过在这两个物理参数中进行分箱来创建几个子样本。通过比较这些仓中类星体的系综结构函数，我们能够再现著名的光度和变化之间的关系，现在表明，这种关系是独立的黑洞质量。此外，我们还发现了中心黑洞的质量和变化之间的相关性。通过结合这两个关系，我们确定爱丁顿比作为一个可能的驱动程序类星体的变化，最有可能是由于吸积效率的差异。
2007-11-29 astro-ph
Intra-night Optical Variability of BL Lacs, Radio-Quiet Quasars and Radio-Loud Quasars
本文报道了20个高光度活动星系核的光学监测观测结果，其中12个是射电宁静类星体。20个物体中有13个探测到夜间光学变化（INOV），包括5个RQQs。耀变体明显比其他AGN类更强，更频繁。通过将这些数据与我们先前的计划中获得的结果相结合，我们已经形成了一个由9个BL Lac，19个RQS和11个瓣主导的射电类星体组成的放大样本。RQQs和射电瓣主导类星体的快速光学变化的中等水平，反对INOV和射电响度之间的直接联系。我们补充了目前的观察3 BL Lacs的文献中的额外数据。在该12个良好观察的BL Lac的扩展样本中，对于EGRET检测的BL Lac发现更强的INOV。
2004-10-06 astro-ph
Clear Evidence for Intranight Optical Variability in Radio-quiet Quasars
我们提出了新的线索，无线电响度二分法的问题所产生的广泛的搜索intrinight光学变率在7套光学发光的无线电安静的类星体和（无线电大声）BL蝎虎天体，这是匹配的光学光度和红移。我们对射电宁静类星体的监测首次清楚地检测到这种夜间变化，峰间振幅约为1%，占空比约为1/6。当以相同的方式观察时，匹配的BL Lac具有更高的可变性幅度和占空比。我们表明，相对于BL Lac的射电宁静类星体的不太明显的夜内变化可以理解为从视线的射电宁静类星体的喷流的适度错位。因此，我们推断，相对论性粒子喷流也可能从射电宁静类星体中产生，但在穿越短的光发射距离时，它们可能会被扼杀，可能是通过核区域的逆康普顿损失。
2003-02-10 astro-ph
Quasar Variability Measurements With SDSS Repeated Imaging and POSS Data
我们使用重复的SDSS成像数据在5个紫外线到远红光度带，精确到0.02等，为13,000光谱确认的类星体的类星体的可变性分析的属性。观察到的时间滞后范围从3小时到3年以上，并且限制了静止帧时间滞后长达两年以及静止帧波长为1000 Ang的类星体变异性。6000安我们证明，66,000 SDSS测量的幅度差异可以描述在测量噪声的一个简单的功能，只有三个自由参数。POSS数据的加入限制了类星体变率的长期行为，并为结构功能的翻转提供了证据。这一转变表明类星体光学变率的特征时间尺度为1年量级。
2004-04-26 astro-ph
Long-term Optical Variability of Radio-Selected Quasars from the FIRST Survey
我们已经获得了201个类星体的单历元光学测光，从第一次明亮的类星体调查，其中跨越了广泛的射电响度范围。与POSS-I板块上这些天体的星等比较，提供了迄今为止最大的射电选择类星体长期变化幅度样本。我们发现类星体在蓝色波段比在红色波段更易变，这与光学选择样本的工作一致。前面提到的随光学光度增加而变率降低的趋势只适用于无线电宁静天体。此外，我们没有确认红移的变化幅度的上升，也没有看到任何依赖于无线电通量或光度。从无线电静天体到无线电极响天体，在无线电-光通量比范围为60，000倍的范围内，变化基本上是恒定的，尽管有人认为无线电极响天体的变化更大。我们证明了Malmquist偏差在变异性研究中的重要性，并开发了一个程序来纠正偏差，以揭示样品的潜在变异性。
2000-12-20 astro-ph
Variability-selected quasars behind the Small Magellanic Cloud
我们提出了后续的光谱观测的类星体候选人在小麦哲伦云选择的Eyer从OGLE数据库。在被确认为“类星体候选者”的12个观测物体中，有5个是被确认的类星体，其发射红移范围从0.28到2.16。其中两个类星体最近也独立地确定了Geha等人在CAMO数据库中。我们讨论了使用基于变率的选择技术搜索其他致密恒星场后面的类星体的前景。利用颜色-颜色图的另一个标准应该减少候选列表中的星星数量。
2002-11-14 astro-ph
Long Term Variability of SDSS Quasars
我们使用的样本3791类星体从斯隆数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR），并比较他们的测光历史板材料为同一组类星体，以研究它们的变化特性。我们以这种方式获得的时间基线从几个月到50年不等。与监测计划相比，在较短的时间内对相对较少的类星体进行光度测量，我们利用现有的数据库尽可能地延长这条基线，以每类星体采样为代价。然而，我们的方法可以很容易地扩展到更大的样本。我们构造变异性结构函数，并将其与文献和模型函数进行比较。从我们的模型中，我们得出结论：1）类星体在较短的波长上变化更大，2）它们的变化与典型时间尺度为~2年的指数衰减光变曲线一致，3）这些爆发发生在典型的~200年的时间尺度上。随着SDSS即将发布的第一批数据，一个更大的类星体样本可以用来把这些结论放在一个更安全的基础上。
2003-06-12 astro-ph
Host Galaxies and the Spectral Variability of Quasars
类星体的亮度变化与紫外光波段光谱能量分布的变化有关。观测到的光谱形状的变化取决于宿主星系的贡献。模拟，考虑到亮度和光谱预期的宿主星系，与观测到的光谱变化的一个完整的类星体样本进行比较。
2001-02-14 astro-ph
Optical Variability of the Three Brightest Nearby Quasars
我们报告的相对光学变化的三个最明亮的类星体，3C 273，PDS 456，和PHL 1811。这三颗行星的绝对星等相当，但PDS 456和PHL 1811是无线电宁静的。PDS 456是一个宽线天体，而PHL 1811则被归类为高光度窄线塞弗特1（NLS 1）。这两个射电宁静类星体在几天的时间尺度上都表现出显着的变化。3C 273和PDS 456的季节性均方根V波段变化幅度无法区分，3C 273在30年的监测中仅超过PHL 1811的季节性均方根变化幅度一次。我们没有发现任何证据表明3C 273的光学变化大于或快于相对明亮，无线电安静的类星体的变化。这表明射电强活动星系核和射电静活动星系核不仅具有相似的光谱能量分布，而且其变率机制也是相似的。3C 273的光学可变性不受“blazer”组分的支配。
2006-12-30 astro-ph
Microlensing variability in time-delay quasars
我们研究了5个引力透镜类星体的光变曲线中的微透镜变化，它们具有确定的时间延迟：SBS 1520+530，FBQ 0951+2635，RX J 0911 +0551，B1600+434和HE 2149-2745。通过比较前导图像的光曲线与拖尾图像的适当时间偏移的光曲线，我们发现，（SBS 1520+530和FBQ 0951+2635）中的类星体具有显著的长（年）和短（年）周期（100天）的亮度变化。短期变化可能是由于纳米透镜，类星体吸积盘中的相对论性热点或冷点，或大光学深度处的相干微透镜。
2006-07-07 astro-ph
Can Microlensing Explain the Long-Term Optical Variability of Quasars?
虽然存在争议，但微透镜作为类星体长期光学变化的主要机制的假设确实为类星体光变曲线中的统计对称性、消色差性和宇宙学时间膨胀的缺乏提供了一个自然的解释。在这里，我们调查到什么程度的暗物质人口的紧凑对象允许在目前青睐的欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学真的可以解释所观察到的变化的定量统计特征。我们发现微透镜相当好地再现了类星体的平均结构函数，但未能解释振幅高于0.35等的物体的高比例和在红移低于1时观察到的平均振幅。尽管微透镜效应在一定程度上仍可能对长期光学可变性有贡献，但也必须涉及另一个重要的机制。这使得利用类星体的光变曲线统计数据来分离任何宇宙学上重要的致密天体的性质的任务变得非常复杂，这些天体实际上可能存在。
2003-06-22 astro-ph
The Hamburg Quasar Monitoring Program (HQM) at Calar Alto. I. Low amplitude variability in quasars
HQM是一个光学宽波段光度监测计划，自2001年9月~ 2005年9月开始实施。1988.我们的主要目的是在$\sim$\，100个选定的类星体中寻找微透镜的迹象，然而，我们也想研究内在的变化。我们使用的是MPIA 1.2 $\,$ m望远镜的CCD相机。在每次曝光后的几分钟内，相对于画面中的恒星进行全自动光度降低，因此可以详细跟踪有趣的亮度变化。对于一个17.5等的类星体，典型的光度误差为1- 2%，这使得HQM成为迄今为止最精确的类星体长期监测计划。本文讨论的HQM的主要结果是：（1）关于光变，类星体可分为两类，即光变变星（OVVs）和非光变变星。(2)所有OVV都是无线电大声，可能属于耀变体。(3)在类星体静止坐标系中，非OVVs的光变曲线梯度最多为0.1兆光年$^{-1}$，可以用低阶多项式很好地拟合。(4)虽然我们的数据只涵盖了一个相对较短的时间跨度，我们的结论是，有很大一部分的类星体，这将是无法检测到的摄影调查使用光变单独作为选择标准。(5)一大类平谱射电类星体不是耀变体，它们在光学上的变化甚至比射电宁静天体更小。(6)在我们的样品中有一些微透镜的统计证据，但是，如果存在的话，它只会导致低的光变曲线梯度。
1994-03-25 astro-ph
Constraining Dark Matter with the Long-Term Variability of Quasars
通过将数值微透镜模拟的结果与观测到的类星体的长期变化进行比较，可以对质量范围为0.01至0.0001太阳质量的致密天体的宇宙学密度施加强上限。使用最近开发的方法，以更好地近似放大的大源，我们调查的约束是以何种方式受到影响的假设有关的光学连续发射区的类星体在目前青睐的（Ω_M=0.3，Ω_λ =0.7）宇宙学的大小。
2002-06-14 astro-ph
Radio-Variability in Radio-Quiet Quasars and Low-Luminosity AGN
我们报告的两个调查无线电弱活动星系核寻找无线电变率。我们发现在射电宁静和射电中等类星体中，在数月的时间尺度上RMS为10-20%的显著变化。这超过了射电类星体（不包括耀变体）的射电核心的变化，后者的变化只有百分之几。射电宁静类星体的变化证实了这些源的射电辐射确实与活动星系核有关。最极端的变化源是射电中间类星体III Zw 2，它最近被发现含有一个相对论性喷流。此外，我们发现大幅度的变化（高达300%的峰到峰），在附近的低光度AGN，班轮和矮西弗特的样本，在1.5年的时间尺度。这种变化可能与核喷流对不断变化的吸积速率的反应有关。同时无线电/光学/X射线监测也无线电弱AGN，而不仅仅是耀变体，因此是一个潜在的强大的工具，研究喷流和吸积流之间的联系。
2000-09-28 astro-ph
The X-ray variability properties of PG quasars: XMM-Newton results
本文介绍了用XMM-牛顿法系统研究PG类星体X射线光谱变率的初步结果。我们集中在那些对象，其X射线光谱很好地符合在"双康普顿化“模型的框架。在短（<1000秒）时间尺度上，软（E<2 keV）和硬（E>2 keV）带之间的变化是不相关的。在这两个对象中，在不同的时代的观测，软X射线制度的光谱变化被揭开。其时间范围限制在约1周到约1年之间。
2004-09-17 astro-ph
Time Variability of Quasars: the Structure Function Variance
SDSS和POSS数据在描述类星体光变方面取得了重大进展。大多数研究的共同点是一个基本假设，即大量类星体在两个时期的光度观测将揭示与单个物体的良好采样光变曲线相同的统计特性。我们严格测试这一假设使用样本的光变曲线$\sim$ 2,600光谱证实类星体观察约50倍，平均超过8年的SDSS条纹82调查。我们发现，为单个类星体计算的平均结构函数对光度，静止帧波长和时间的依赖性是定性和定量的结构函数的行为来自一个更大的样本的两个历元观测相似。我们还重现了射电和X射线选择子样的光变特性不同的结果。然而，对于光度、静止帧波长和时间的固定值的变异性结构函数的散射类似于由分析样本中的这些量的方差引起的散射。因此，我们的研究结果表明，虽然使用两个历元数据推断的类星体变率的统计特性捕获了一些潜在的物理，但可以从单个物体的采样光变曲线中提取重要的额外信息。
2008-10-28 astro-ph
Resolving the Structure at the Heart of BAL Quasars Through Microlensing Induced Polarisation Variability
虽然类星体是宇宙中最明亮的天体之一，但关于类星体内部结构的许多细节仍然未知。其中一个领域是在某些类星体的宽吸收线槽中促进偏振增加的机制。这项研究显示了如何微透镜可以用来区分两个流行的模型，解释这种偏振通过一个现实的计算分析。通过检查两个观测值（即图像亮度和来自类星体的通量偏振）之间的相关数据的统计系综，发现通过分光偏振监测可以区分具有外部散射区域的模型和没有外部散射区域的模型。
2007-03-13 astro-ph
Dramatic X-ray Spectral Variability of the Broad Absorption Line Quasar PG2112+059
在1999年的ASCA观测中，PG 2112 +059成为第一个被发现的宽吸收线（BAL）类星体，表现出典型的射电宁静类星体X射线连续体，其基础是大量的内在吸收。我们提出了一个最近的钱德拉ACIS-S3观测PG 2112 +059，表现出显着的光谱和光度变化，因为那个时候。除了连续归一化降低约3.5倍外，吸收柱密度明显大幅增加，并且在Fe K α区域出现了强烈的特征。与早期HST档案数据相比，同步HST STIS数据显示了连续谱变异性（紫外线高达约1.7倍）以及自1992年以来CIV 1549 BAL的一些吸收特征的证据;然而，OVI BAL结构与1995年的观察结果一致。我们还提出了Ly β-OVI 1037.62和Ly α-NV 1242.80线锁定吸收系统的证据，支持紫外线压力驱动BAL流出的假设。虽然紫外BALs通常只表现出适度的等效宽度的变化超过几年的时间尺度，戏剧性的X射线变化的PG 2112 +059表明，X射线光谱变化研究BAL类星体有很大的潜力，探测类星体风的物理。
2003-11-17 astro-ph
Spectral Variability of Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I: Wavelength Dependence
斯隆数字巡天（SDSS）的重复光谱观测导致了大约2500个类星体的多历元光谱观测间隔超过50天。从这个样本中，我们确定了315个类星体，这些类星体在观测结果之间存在显着差异。我们创建了一个集合差谱（亮相减去暗相），覆盖从1000到6000埃的静止帧波长。这个平均差光谱比平均单历元类星体光谱更蓝;幂律拟合差光谱产生光谱指数alpha_lambda =-2.00，而单历元光谱的指数alpha_lambda = -1.35。最强的发射谱线的变化只有连续谱线的30%。由于缺乏线的可变性，测量的光度颜色在较亮的相位中并不总是更蓝，而是取决于红移和所使用的滤光片。最后，只有在λ_rest < 2500埃的情况下，差异光谱才比类星体总体光谱更蓝，这表明变异性不能由平均类星体光谱的简单缩放引起。
2005-04-13 astro-ph
The nature of the intranight variability of radio-quiet quasars
我们选择了一个样本的10个无线电安静类星体确认intrinight光学变化和可用的X射线数据。我们比较的变化特性和宽带光谱约束的预测intright变化的三种模式：（i）照射的吸积盘由一个可变的X射线通量（ii）一个吸积盘不稳定性（iii）的存在下，一个弱blazar组件。我们的结论是，第三个模型，如blazar组件模型，是最有前途的，如果我们采用一个炮弹模型的喷流可变排放。在这种情况下，检测到夜内变化的概率在20- 80%之内，这取决于盘与喷流光学光度的比率。可变的X射线辐射机制也是可能的，但只有在额外的要求下：要么源应该有一个非常窄的β线或偶尔极强的耀斑应该出现在非常大的磁盘半径。
2008-02-29 astro-ph
The variability properties of X-ray steep and X-ray flat quasars
利用ROSAT HRI研究了6个低红移、射电宁静的PG类星体在三个时间尺度（天、周和月）上的光变。选择的类星体位于ROSAT PSPC光谱指数分布的两端，因此也位于H $β$ FWHM分布的两端。我们仔细设计了观测策略，在这三个基本时间尺度上提供均匀的采样，并在类星体之间提供均匀的采样。我们发现了明确的证据，表明在2天到20天的时间尺度上，X射线陡窄H_β类星体系统地表现出比X射线平坦宽H_β类星体更大的振幅变化。在较长的时间尺度上，我们没有发现陡峭和平坦类星体之间的显着差异，尽管统计数据较差。我们认为，上述的变化特性和光谱陡度之间的相关性可以解释的情况下，其中X射线陡峭，窄线对象是在一个较高的L/L_Edd状态相对于X射线平坦，宽线对象。我们评估了PG 1440 +356（我们样本中的Brighnoid类星体）在2 E-7和1 E-3 Hz之间的功率谱，在那里它进入了噪声。功率谱在1 E-3和2 E-6 Hz之间大致符合1/f定律。在这个频率以下，它是显著的。
1998-03-20 astro-ph
ROSAT HRI Monitoring of Extreme X-ray Variability in the Narrow-Line Quasar PHL 1092
我们报告的结果，从18天的ROSAT HRI监测活动的超软窄线塞弗特1（NLS 1）类星体PHL 1092。在ROSAT PSPC的短时间观测中，这颗明亮的射电宁静类星体显示出强烈的X射线变异性，ROSAT HRI对类似天体IRAS 13224-3809的监测显示出中间时标的极端变异性。我们想确定PHL 1092中是否持续发生显著的X射线变异性，我们还想寻找限制发射过程的突出变异性事件。由于PHL 1092的亮度很大（在HRI波段约为5 × 10 ^{45} erg/s），我们在整个监测过程中检测到了极其快速和大幅度的X射线变化。观测到的最大光变幅度约为14倍，在最快的光变事件中，在1.3 × 10 ^{42} erg/s^2的静止帧时间间隔内，HRI计数率增加约3.8< 3580 s. The most rapid event has a rate change of luminosity of >倍，这是我们从射电宁静类星体中所知道的最极端的事件。标准的“辐射效率极限”论点意味着辐射效率大于以最大合理速率旋转的克尔黑洞吸积所能达到的辐射效率，尽管我们指出这些论点取决于初始辐射释放的几何形状。X射线源的相对论运动可能导致辐射效率极限的突破;在类似的NLS 1类星体PKS 0558- 504中也推断出了这种相对论运动。
1999-01-25 astro-ph
Optical Monitoring of Quasars: I. Variability
我们提出了一个分析类星体的变化，从1993年3月和1996年7月之间进行的CNPq/国家天体物理研究所，巴西，50个对象的光度监测过程中收集的数据。这次测量的一个显著特点是其测光精度，~ 0.02 V mag，通过CCD探测器的差分测光实现，可以检测微弱的变化水平。我们发现在V波段观测到的相对变率δ = sigma / L与光度和红移都是反相关的，虽然我们没有办法发现主导关系，我们给出了一个类星体光变与频率的依赖关系模型，该模型与多光谱理论相一致。西弗特星系NGC 4151的核变率的波长观测。我们发现，纠正观察到的变化，这种效果略有增加的意义的变化与光度和红移的趋势。假设变化只取决于光度，我们表明，校正的变化是反相关的光度和一个简单的泊松模型的预测是很好的协议。从假设脉冲中得到的能量约为10^50尔格，与其他研究中得到的结果吻合得很好。我们还发现，在我们的样本中，无线电大声的对象往往比无线电安静的对象更易变，对于所有的光度和红移。
1999-06-25 astro-ph
A search for rapid optical variability in radio-quiet quasars
射电宁静类星体（RQQSOs）中小时时间尺度上的快速变化的探测可能是这些源的星暴、吸积盘和相对论性喷流模型之间的一个强有力的对比。本文包含一个专门的搜索RQQSOs的快速光学变化的帐户。该技术在RQQSO和CCD同一视场内的恒星之间使用差分测光。观测到的23个RQQSO都有很高的亮度（-27 < Mv <- 30），其中22个源的红移z > 1。观察时间总计约为60小时，这些观察是1990年9月开始的正在进行的计划的一部分，旨在寻找RQQSO的快速变异性。在这23个源中，没有发现任何一个源的短期变化大于0.1等的证据，但是射电宁静类星体PG 2112+059记录到了长期变化。这里包括了观测图，因为它们识别了RQQSO和测光中使用的参考星，因此可供其他观测者使用。
1998-03-09 astro-ph
Variability-Selected Quasars in MACHO Project Magellanic Cloud Fields
我们提出了47个光谱证实的类星体发现背后的麦哲伦云确定通过光度变化的CNOMO数据库。38个类星体位于大麦云云的后面，9个位于小麦哲伦云的后面，是以前在这个区域已知的类星体数量的三倍多。类星体的红移区间为0.2 < z < 2.8，视平均星等为16.6 < V < 20.1。我们讨论的细节类星体候选人选择的时间变化的基础上，在CANOO数据库和光谱后续观测的结果。我们的后续检测效率为20%，主要污染物是麦哲伦星云中的发射线Be星。对于麦哲伦星云后面发现的47个类星体，加上先前在该地区发现的另外12个天体，我们提供了7.5年的VSO V和R波段光变曲线，平均采样时间为2-10天。
2002-09-24 astro-ph
Constraining the Cosmological Density of Compact Objects with the Long-Term Variability of Quasars
通过将数值微透镜模拟的结果与观测到的类星体的长期变化进行比较，原则上可以对0.0001-1太阳质量范围内的致密天体的宇宙学密度施加强上限。在这里，我们将这种方法从Einstein-de Sitter宇宙推广到当前流行的Omega_M=0.3，Omega_Lambda=0.7宇宙学，并应用于最新的观测样本。我们表明，使用高红移类星体的可变性选择的样本有可能大大改善目前的约束紧凑的对象在这个质量范围内。我们还调查在何种程度上的上限，这种假设的暗物质人口的影响，有关的光学连续发射区的类星体和致密物体的速度色散的大小的假设。我们发现，主要是由于不确定性的典型值的源大小，宇宙学上显着的人口的紧凑的对象不能安全地排除这种方法在目前的时间。
2002-12-12 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
An accretion disc model for quasar optical variability
发现光紫外变率与类星体的光度、黑洞质量和静止坐标波长等性质之间存在着不同的相关性。Wold等人首先发现了光紫外变化幅度与黑洞质量之间的正相关性，我们认为，只要吸积率的变化触发了光-紫外光的变化，吸积盘模型就可以解释这种关联.吸积盘的温度随黑洞质量的增加而降低，即使黑洞以相同的吸积速率m_dot（m_dot = M_dot / M_dotEdd）吸积，吸积盘的温度也会随黑洞质量的增加而降低，从而导致系统的谱形差异.当平均吸积率m_dot 0 ~ 0.1，变化量m_delta ~ 0.4 - 0.5 m_dot 0时，观测到的光-紫外光变率与黑洞质量之间的正相关关系可以被我们的模型计算很好地再现.我们还发现，所观察到的光-紫外光变幅度与光度或静止帧波长的相关性可以用这个吸积盘模型定性地解释。
2008-05-03 astro-ph
The Effect of Variability on the Estimation of Quasar Black Hole Masses
研究了斯隆数字巡天（SDSS）中类星体紫外（UV）黑洞质量估计随时间的变化。从615个高红移（1.69 < z < 4.75）类星体的SDSS光谱，从两个历元的光谱，我们估计黑洞的质量，使用一个单一的历元技术，采用一个额外的，自动的夜空线删除，并依赖于紫外连续光度和CIV（1549 A）发射线色散。质量估计显示，对于整个样本来说，各时期之间的变化约为30%。我们确定，对于我们的完整样本，线分散的测量误差可能比固有的可变性起着更大的作用，在有助于时代之间的质量估计的变化。然而，我们利用r波段光谱信噪比大于15的类星体的变化来估计，这些变化的贡献来自固有的可变性大约是20%。我们的结论是，这些差异在黑洞质量估计之间的时代表明可变性是不是一个大的贡献者，目前的因素，两个分散的质量估计来自低和高电离发射线。
2007-08-01 astro-ph
Radio Variability of Radio Quiet and Radio Loud Quasars
大多数类星体的射电辐射很弱，其通量密度与光学相当，能量要低得多。一小部分，大约10%，在无线电中强几百到几千倍。传统观点认为，类星体有两类，射电静和射电强，缺乏中等功率的源。真的有两个独立的种群吗？如果是这样，它们之间的无线电发射物理学是否有根本的不同？本文通过研究无线电功率从安静到大声的全范围内的无线电变异性来解决第二个问题。基本的发现是，均方根振幅的变化是独立的无线电光度或无线电-光通量密度比，和分数大的变化可以发生在几个月或更短的时间尺度上的无线电安静和无线电大声类星体。结合这一点与其他指标的相似性，如射电光谱指数和VLBI尺度成分的存在，导致建议所有类星体内部区域的无线电发射物理学基本相同，包括一个紧凑的，部分不透明的核心以及光束喷流。
2004-09-22 astro-ph
Broad Absorption Line Variability in Repeat Quasar Observations from the Sloan Digital Sky Survey
本文对斯隆数字巡天（SDSS）在两个时期内观测到的29个宽吸收线类星体（BALQSO）进行了时变分析。这些光谱是从一个较大的样本BALQSO与多个观测凭借展示一个广泛的CIV $λ$ 1549吸收谷分离的相关发射峰的其余帧超过3600公里秒$^{-1}$。分离的槽有利于更高精度的变化测量，因为这些物体中的吸收的测量不会因发射线通量的变化而复杂。我们已经进行了统计分析，这些分离槽BALQSO光谱，探讨BAL功能，被认为是变化和动态的类星体中央引擎的排放之间的关系。我们已经测量了我们的样本中的变异性，其中包括三个强可变的BALs。我们还验证了总体样本的统计学行为与当前模型预测和先前的BAL变异性研究一致。具体来说，我们观察到，最强的BAL变异发生在最小的等效宽度功能和速度超过12,000公里的$^{-1}$，最近的盘风模拟预测。
2007-02-01 astro-ph
Further evidence for intra-night optical variability of radio-quiet quasars
虽然已经为BL Lac天体和射电强类星体建立了良好的基础，但射电静类星体中夜间光学变率（INOV）的发生仍然存在争议，主要是因为迄今为止只有少数具有良好统计意义的INOV事件，尽管幅度很小。这促使我们继续在夜间光学监测真正的无线电安静类星体（RQQs）。在这里，我们提出的结果为样本的11个RQQ由我们监测的19个晚上。在其中的5个夜晚，从两个分开的观测站同时监测给定的RQQ。总共检测到两例明确的INOV病例和两例可能的INOV病例。根据这些数据，我们估计RQQ的INOV占空比为$\sim$ 8%，如果还包括“可能变量”情况，则该占空比将增加至19%。RQQ的这种相对较小的INOV占空比以及较小的INOV幅度（$\sim$ 1%）与先前推导的该现象的特征一致。
2007-05-31 astro-ph
On Pair Content and Variability of Sub-Parsec Jets in Quasars
对与OVV（光暴变）类星体有关的耀变体的X射线观测对射电大声类星体喷流的电子-正电子对含量提出了强有力的限制。从这些观测结果中，我们推断类星体中的喷流包含的电子-正电子对比质子多得多，但动态上仍然由质子主导。特别是，我们表明，纯电子-正电子喷流模型可以被排除在外，因为它们高估了软X射线辐射;同样，纯质子-电子喷流可以被排除在外，因为它们预测太弱的非热X射线辐射。中间的情况是可行的。我们表明，最初的质子-电子（“原喷流”）的喷流可以通过与热吸积盘日冕中产生的100 - 300千电子伏的光子相互作用而成对加载，这可能存在于一般的活动星系核中。如果日冕辐射是由磁耀斑驱动的，那么粒子对的载荷将是不均匀和非轴对称的。与辐射阻力一起，这导致喷流中的速度和密度扰动以及激波的形成，在激波中对被加速。这种情况可以解释在OVV类星体中观察到的快速（大约一天的时间尺度）变化。
1999-12-16 astro-ph
MgII Line Variability of High Luminosity Quasars
我们监测了5个λ L_{3000A} > 10^45 erg s^-1的高光度类星体，在0.4 < z < 0.6的条件下测量了Mg II 2798谱线的通量变化，并探索了利用Mg II进行混响映射的可行性。在为期两年的监测计划中，成像数据是由Cerro Tololo美洲天文台（CTIO）1.3米望远镜上的A Noble双成像相机获得的，而光谱数据则是在同一天晚上由CTIO 1.5米望远镜上的R-C光谱仪获得的。通过使用每个类星体图像中的可用场星进行差分测光，我们测量了B波段的变化- 10%-24%的峰间变化和3%-8%的均方根变化，其中包括静止帧UV连续谱（~ 2500 A-~ 3600 A）以及MgII线的通量变化。利用光度测量的光谱通量校准，我们测量了MgII线通量和连续通量在3000 nm从每个单历元光谱。在1-1.5年的静止帧时间尺度上，四个物体显示出23%-50%的峰-峰变化和8%-17%的均方根变化的MgII线通量变化，而一个物体显示出在测量误差范围内没有MgII通量变化（<5%）。我们还检测到4%-15%的均方根变化的MgII线的宽度为所有五个对象。利用光度学和光谱学的同步观测，我们证明了中等红移高光度类星体Mg II线混响映射的可行性。
2008-04-02 astro-ph
An exploratory study of the hard X-ray variability properties of PG quasars with RXTE
我们用RXTE主成分分析仪对Laor等人（1994）样品中的4个PG类星体（QSO）的2-20 keV通量的变率图象进行了监测。每隔1天定期对每个靶点进行6次观察。样品包括具有巴耳末线宽度（以及因此软X射线陡度）的极值的物体，并且在光度上跨越大约一个数量级。最稳健的结果是变异幅度随着能量的增加而减小。几种可能的最终驱动程序的软和硬X射线的可变性，如康普顿相对论粒子的流入率，吸积流或X射线活性位点的数量的不稳定性，与我们的结果是一致的。
2000-05-08 astro-ph
Line and continuum variability of two intermediate-redshift, high-luminosity quasars
研究表明，从微弱的塞弗特核到明亮的类星体，活动星系核的亮度及其宽线区的大小服从简单的R=a L^g关系，允许单历元确定中心黑洞质量M=b L^g D ^2。从它们的亮度L和H_β发射线的宽度。在宇宙学研究中采用这种质量测定方法，需要将一个关系式外推到高z和L，到目前为止，该关系式的校准依赖于在L<10^46 erg/s和z<0.4的条件下进行的混响映射测量。我们发起了一项活动，对几个视星等V<15.7的中等亮度z类星体进行监测，这些类星体允许用1.8米望远镜进行观测，目的是证明即使在光度>10^47 erg/s的情况下，发射谱线也会发生变化，并对连续谱变化做出响应，并最终通过混响映射确定它们的M_BH。我们已经多次同时观测类星体和参考星，以确定连续谱和发射线的相对变化。我们描述的意见和分析方法。对于类星体PG 1634 +706和PG 1247 +268，我们分别得到了CIII]，Mg II和CIV，CIII]发射线的光变曲线及相应的连续谱。在3.2年的观测期间，在前一种情况下，没有检测到连续变率，并且线变率的证据是微不足道的，而在后一种情况下，连续变率和线变率都被检测到具有很高的显著性，并且线变率似乎与连续变率相关。在L~10^47 erg/s的类星体中探测到发射谱线的变化，这将促进这一运动的进行，它将在未来的5-6年内提供一个黑洞质量的估计，从而将M_BH-L关系限制在一个探索…
2007-04-16 astro-ph
Origin of Chromatic Features in Multiple Quasars -Variability, Dust, or Microlensing -
目的：在一些透镜类星体中，在光学/近红外波长处观察到多个图像之间的色差。有三种可能的颜色差异的来源：类星体的内在变化，差异尘埃消光和类星体微透镜。我们研究如何这三种可能的情况下可以重现所观察到的色度。方法：我们评估有多少颜色之间的差异，可以复制以上三种可能的情况下与现实的模型;（i）类星体的内在变异的经验关系，（ii）尘埃消光和理论预测的星系中的不均匀性的经验关系，或（iii）类星体的理论模型吸积盘和放大模式的焦散线附近。结果：我们发现类星体的内禀光变并不是多个类星体中观测到的色变特征的主要来源。相比之下，尘埃消光或类星体微透镜可以很好地再现在大多数透镜类星体中观察到的多个图像之间的颜色差异。在我们的估计中，考虑到不同波段观测之间的时间间隔，类星体微透镜是一个比尘埃消光更现实的场景来重现观测到的颜色差异。本文中所观察到的所有色差都可以用这两种效应的组合来解释，但是需要在多个波段进行监测观测来解开这些效应。
2007-09-11 astro-ph
Gravitational Microlensing and the Structure of Quasar Outflows
我们表明，通过考虑微透镜（ML）引起的透镜类星体吸收线槽的变化，可以获得类星体外流结构的宝贵信息。取决于流出气体的结构和几何形状，这种非本征线可变性可以表现为线的等效宽度的变化以及线轮廓失真。在这里，我们考虑几个物理上不同的外流模型，具有非常相似的光谱预测，并显示如何ML引起的吸收线的变化可以用来区分它们。这些影响的未来系统研究的优点举例说明。
2005-04-12 astro-ph
Discovery of nine quasars behind the Large Magellanic Cloud
我们目前发现的九个类星体背后的大麦云云，发射红移范围从0.07到2.0。其中6个是在OGLE-II数据库中对物体中的类星体进行系统的基于变率的搜索时确定的。基于变异性的候选者选择与候选者的颜色相结合似乎是识别类星体的强大技术，可能达到ca。50%的效率。我们报告了一个明显的变化幅度和变化的时间尺度之间的相关性，这-如果得到证实-可以把更多的限制类星体候选人的选择。剩下的三个类星体是通过钱德拉X射线天文台卫星偶然发现的X射线源的光学对应物的后续光谱学确定的。尽管候选天体的位置在LMC棒上分布得相当均匀，但已确认的类星体都出现在棒的外围附近。
2005-07-08 astro-ph
Black hole mass and variability in quasars
我们报告的一项研究，发现类星体的黑洞质量和变化幅度之间的正相关性。大约有100个z<0.75的类星体是通过将QUEST 1变率巡天的天体与斯隆数字巡天的宽线天体进行匹配而选出的。黑洞的质量估计与维里方法使用广泛的H β线，和变化的特点是从QUEST 1光变曲线。黑洞质量和变率幅度之间的相关性在99%或更好的水平上是显著的，并且似乎不是由通量有限样本固有的明显选择效应引起的。这是最明显的休息帧的时间滞后的顺序几个月高达约2年的QUEST 1最大时间分辨率。黑洞质量和变化幅度之间的相关性意味着质量越大的黑洞具有越大的百分比通量变化。超过2-3个数量级的黑洞质量，振幅增加约0.2磁。一个可能的解释是，更大的质量黑洞饥饿，并产生更大的流量变化，因为他们没有一个稳定的气体燃料流入。假设可变性来自吸积率的变化，Li & Cao [8]表明，与观测到的通量变化类似的通量变化是由于质量更大的黑洞具有更冷的吸积盘。
2008-07-24 astro-ph
VPMS J1342+2840 - an unusual quasar from the variability and proper motion survey
我们报道了在变率和自行巡天中发现的一个非常奇特的射电强类星体VPMS J1342+2840（z ~ 1.3）。我们目前的光谱，成像和光度观测。不寻常的光谱显示了在蓝色部分的宽波长范围内的连续谱的强烈凹陷，而没有宽吸收线（BAL）槽的典型结构。类星体的图像是无法分辨的，也没有证据表明在视线上有一个前景物体。宽带谱能量分布与标准SMC消光曲线上明显的尘埃红化不一致。VPMS J1342+2840在短波长下的连续通量的下降可能是由尘埃红化引起的，前提是红化曲线比紫外SMC曲线更陡，并且在较长波长下非常平坦。或者，占主导地位的光谱特征可以解释为低电离BALs形成异常宽，重叠的吸收槽。
2005-02-25 astro-ph
Quasar Variability in the Framework of Poissonian Models
在本文中，我们回顾了类星体光变的基本泊松公式，使用它作为一个数学工具，通过分析观测到的光变曲线提取相关参数，如耀斑的能量，速率和寿命。它表明，在这个非常一般的框架中，建立良好的反相关性之间的变化幅度和波长只能被理解为一个潜在的光谱成分，它保持稳定的长时间尺度上的效果，是红比可变的组件。应用该方法计算了Wise天文台收集的42个PG类星体的B光变曲线和R光变曲线。这些数据的变异性指数与结构功能分析。活耀斑的平均数被限制在5到100之间的范围内，而它们的速率被发现是每年1- 100的数量级。计算得到单色耀斑能量为10^{46-48} erg/A，寿命为0.5 - 3年。对于R波段中的不可变分量的贡献，通常建立25%的下限。类星体之间这些性质的巨大差异使简单版本的泊松模型失效，在泊松模型中，耀斑能量，寿命和背景贡献被视为普适不变量。EW（H_β）和长期变化幅度之间的良好相关性被解释在一个场景中，只有可变成分参与线发射气体的电离。这一想法与观测到的变化幅度与λ、EW（HeII）和X射线光谱指数（删节）的趋势一致。
2000-07-20 astro-ph
Rest-frame variability of quasars and Seyfert galaxies in the ultraviolet: Constraints on the discrete-event models
利用IUE谱确定了类星体和Seyfert星系在静止坐标系中的光变-光度关系。我们发现，随着光度的变化而减少。如果人们试图估计由于抽样而引起的变异性的不确定性，那么这种关系中的分散性的一个重要部分就可以得到解释。我们使用离散事件的概念来讨论可变性。变率和光度之间的趋势由指数为-0.08的幂律描述，这与最一般的离散事件模型预测的指数为-1/2的幂律不相容，在离散事件模型中，平均光度的变化完全是由于平均事件率的差异。我们得出结论，-1/2指数肯定与数据不一致。然而，如果低估了某些偏差，则可能存在平坦的关系。我们提出了不同的方式，使离散事件可能会产生不同的变化-光度关系：通过改变光度或事件的生命时间，或通过引入事件之间的相互依赖性。后一种可能性不能产生令人满意的关系。使用前的可能性，我们没有找到任何“自然”的解释的可变性光度关系的背景下，离散事件模型。这可能是一个迹象，说明变异性不表示在离散事件的解释应该受到青睐。
1997-01-20 astro-ph
XMM-Newton monitoring of X-ray variability in the quasar PKS 0558-504
本文对射电强窄线塞弗特1星系PKS 0558-504的X射线观测进行了时间分析。长期光变曲线的特征在于持续的可变性，当计数率增加时，X射线连续体有明显的硬化趋势。另一个强相关性的长时间尺度已被发现之间的变化，在硬带和总流量。在较短的时间尺度上，最相关的结果是存在平滑调制，在每次单独观察中观察到的特征时间约为2小时。短期光谱变化是相当复杂的，但可以描述的硬度比计数率平面中的一个定义明确的图案。
2000-11-08 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk
我们提出了我们的引力透镜类星体2237+0305的长期光谱监测的延续。我们研究了在类星体图像A和B的紫外/光学连续谱中观察到的色变，并将它们与数值模拟进行比较，以推断类星体吸积盘的能量分布。我们的程序相结合的微透镜射线拍摄技术与贝叶斯分析，并推导出作为波长的函数的源大小的概率分布。我们发现，有效的苛性交叉时间尺度为4.0+/-1.0个月。使用一个强大的有效横向速度的先验，我们发现，负责的UV/光学连续谱的源有一个能量分布以及再现的幂律R λ ^{zeta}与zeta=1.2+/-0.3，其中R是负责在波长λ的发射源的大小。这是第一次在如此小的尺度上精确地、独立于模型地确定类星体吸积盘的能量分布。
2008-11-12 astro-ph
Quasar optical variability: searching for interband time delays
目标。本文的主要目的是研究类星体样品中不同波段光变化之间的时间延迟。测量大量类星体的可靠时间延迟可能有助于限制其中心引擎的模型。标准的吸积盘辐射模型预测了较长波长在较短波长之后的延迟，这种延迟取决于类星体的基本参数。由于黑洞的质量和吸积率对于我们使用的样本是近似已知的，所以可以将观察到的时间延迟与预期的时间延迟进行比较。方法.我们应用内插交叉关联函数（ICCF）方法对Giveon等人的42个类星体的样本进行了分析，用两种颜色（B和R）进行监测，以找到ICCF峰所代表的时间滞后。进行了不同的测试以评估光度误差、采样等的影响，对最终的结果。结果我们发现，大多数物体的红光曲线在蓝光曲线之后显示出延迟（正滞后），样本的平均延迟时间约为+4天（中位数为+3天），尽管散射很明显。这些结果与后处理模型基本一致，特别是对于采样良好的物体。标准化的时滞偏差似乎与其他类星体的性质没有显著的相关性，包括光学，无线电或X射线可测量。另一方面，许多物体显示出明显的负滞后，如果这是真的，可能会对可变性模型产生重要影响。
2008-12-05 astro-ph
Long-term optical variability properties of the Palomar-Green quasars
我们目前的结果，从42个类星体的监测计划，从帕洛玛绿色样本。这些物体在Wise天文台观测了7年，作为长期监测各种类型活动星系核的努力的一部分。这是迄今为止在定义明确的光学选择类星体样本上进行的最广泛的同类计划。典型的采样间隔约为40天。三分之一的类星体被观察到在~60个历元和其余的~30个历元在两个波段（B&R）的光度精度为~0.01马格。我们提出的光变曲线的所有来源，并讨论了样品的变化特性。样本中的所有类星体在活动期间都发生了变化，其固有均方根幅度为5%<sigma_B<34%和4%<sigma_R<26%。整个样本的均方根振幅和颜色为sigma_B= 14%，sigma_R= 12%，sigma_{B-R} = 5%。在100- 1000天的时间尺度上，源的功率谱具有指数约为2.0的幂律形状，展度<0.6。至少有一半的类星体，特别是那些变化最大的类星体，在变亮时会变得更蓝，而其余的类星体则没有这种行为。我们量化这一现象，这已被观察到以前主要是在塞弗特星系。变化最大的类星体也倾向于表现出变化的不对称性，在这个意义上，亮相比暗相持续的时间更长。我们已经找到了测量的变化属性和类星体的其他参数，如光度，红移，射电响度和X射线斜率之间的相关性。我们发现了几个新的相关性，并重现了以前的研究报告的相关性。
1999-03-28 astro-ph
Variability of Narrow, Associated Absorption Lines in Moderate- and Low-Redshift Quasars
我们给出了在z < 1.5类星体的紫外光谱中发现的窄的、相关的（Δ v < 5,000 km/s）吸收线的等效宽度（EW）的变化的搜索结果。这项研究的目的是使用可变性作为识别类星体中心引擎固有的气体中产生的吸收线的手段。我们比较了档案HST/FOS光谱的类星体与最近的光谱作为我们自己的快照调查的一部分，相同的对象与STIS。观测间隔为4-10年。我们主要关注C IV吸收线，尽管我们也研究了在相同光谱中可用的其他线（例如，Ly-alpha，NV，OVI）。我们的主要结果是，15个类星体中有4个，或19个相关吸收系统中有4个，包含可变的窄吸收线，这表明了内禀吸收。我们的结论是，相关的吸收线系统的至少21%是可变的。由于并非所有系统都必然会发生变化，因此这是该分数的下限，并且与先前基于变异性、部分覆盖分析或统计参数的估计一致。如果我们把变化时间尺度的上限解释为吸收体复合时间的上限，我们就把吸收体的密度限制为n_e > 3000 cm^{-3}，把它与电离源的距离限制为R <100 pc。此外，我们现在能够挑选出特定的本征吸收线系统，然后用高色散光谱进行跟踪，以限制吸收体的几何形状、位置和物理条件。我们简要说明如何后续研究可以产生这样的限制，通过模拟。
2004-06-02 astro-ph
Different Types of X-ray Variability Observed in Micro-Quasar GRS 1915+105 with the IXAE
在1996年至2000年期间，印度X射线天文实验多次观测到银河系微类星体源GRS 1915+105。该源在不同的光度状态下被观测到，并在很宽的时间尺度上表现出丰富的随机和规则的X射线变化。它还显示出一个独特的变化特性，即准规则的X射线爆发的周期范围从20秒到约100秒，具有缓慢的上升和快速衰减的发生。这些爆发的X射线光谱在接近衰变结束时最硬。在低硬态和亮软态的快速变率下，光源呈现出频率可变的准周期振荡（QPO），且与亮度有关。有规律的X射线强度下降与一次巨大的射电爆发的发生是一致的。在IXAE观测期间，该源在1999年不到一天的时间内从低态转变为高态，在2000年不到100分钟的时间内从软亮态转变为硬低态。本文详细介绍了这些和其他变异特性的来源。
2001-05-01 astro-ph
