An Exploratory Chandra survey of Large Bright Quasar Survey broad absorption line QSOs
我们正在从大型明亮类星体巡天（LBQS）中获得宽吸收线（BAL）类星体的探索性X射线观测的完整样本。这次调查是由短（5-7千秒）钱德拉ACIS-S3观测，旨在显着约束X射线通量和硬度比。我们的样本避免了以前一些调查的选择偏差，同时提供了类似质量的X射线数据。在迄今观测到的17个BAL类星体中，有13个被探测到。在一般情况下，我们的研究结果是一致的吸收的主要原因，X射线的弱点在BAL类星体。正如Green等人（2001）所发现的，具有低电离吸收线的BAL类星体的X射线强度明显弱于仅具有高电离线的BAL类星体。
2002-05-17 astro-ph
Measuring the Radiative Histories of QSOs with the Transverse Proximity Effect
由于从类星体流出的光子改变了它们穿过的气体的电离状态，类星体光度的任何变化都会在周围的星系际气体中产生向外传播的电离梯度。本文表明，在红移z~3的梯度将改变气体的莱曼α吸收不透明度足以产生一个可检测的签名在光谱中的微弱的背景星系。通过获得z=3的18等各向同性辐射类星体周围R~20'场中几十个背景星系的噪声（S：N~4）低分辨率（~7A）光谱，应该可以探测到该类星体在过去5000万年至1亿年期间光度的任何数量级变化，并测量从该类星体当前光爆发开始到现在的时间t_Q，其精度为~ 500万年（t_Q<~ 5000万年）。对于较短的类星体寿命来说，较小的视场是可以接受的。除了宇宙的变化之外，主要的不确定性将是类星体电离锥的形状和方向。如果背景源的数量增加几倍，则可以从数据中确定这一点。然后，该方法将提供一个直接测试的统一模型的活动星系核。
2004-05-25 astro-ph
Quasars near the line of sight towards Q 0302-003 and the transverse proximity effect
我们报告了在Q 0302 -003附近发现的z=2.808的微弱（V=21.7）类星体QSO 03027 -0010，它是利用STIS观测到的少数几个研究星系间HeII吸收的类星体之一。加上另一个新发现的z=2.29的类星体，现在在Q 0302 -003的视线附近已知有6个类星体，其中4个位于STIS光谱覆盖的红移区域2.76<=z<=3.28内。我们将HI和HeII莱曼森林光谱中的不透明度变化与已知类星体的位置相关联。在HI Lyman alpha森林中，除了Q 0302 -003本身的视线效应外，任何类星体都没有显著的邻近效应。通过比较HI和HeII的吸收特性，我们估计了沿这条视线的河外紫外辐射场的波动硬度。我们发现，接近每个前景类星体，电离背景是相当困难的比平均水平。特别是，我们新发现的QSO 03027 -0010显示出这样的硬度增加，尽管与HI莱曼森林中的过度密度有关。我们认为，光谱硬度是一个敏感的物理措施，揭示类星体对紫外背景的影响，即使在几个Mpc的尺度，它打破了密度简并阻碍传统的横向邻近效应分析。我们推断，从我们的样本，有没有必要显着各向异性的紫外线辐射的类星体。从样品中检测到的横向邻近效应，我们得到的类星体的最小寿命范围为10-30百万年。
2006-01-17 astro-ph
Extended Lyman alpha emission around bright quasars
类星体在高红移处追踪最大质量的结构，它们的存在可能会影响大质量宿主星系的演化。我们研究了7个明亮的射电安静类星体（2.7<z<4.5）周围的扩展莱曼α发射线区（EELR），并与文献报道的射电强类星体周围的EELR进行了比较。利用积分场光谱，我们分析了类星体周围的静态Lya EELRs的形态和运动学。我们发现证据的存在EELRs周围的四个无线电安静和一个无线电大声类星体。所有的EELR看起来都是不对称的，光学上最亮的类星体也有最亮的Lya星云。对于两个最亮的星云，我们发现其速度在类星体位置的~600 km·s ^-1到距离类星体3-4角秒的~200 km·s^-1之间，表面通量密度高达2-3*10^{-16}尔格·cm^-2·s^-1·角秒^-2。这五个EELR的总Lya光度相当于类星体宽Lya发射线光度的~0.5%。这部分是一个数量级小于发现周围的无线电响亮，陡峭的频谱类星体在文献中报道的EELRs。虽然星云光度与类星体Lya光度相关，但我们发现星云光度与中心类星体电离通量不相关。EELR中气体的存在可以根据两种相互竞争的情况来解释：要么来自类星体反馈机制，要么来自下落物质。除了这两种效应之外，射电响亮物体周围的Lya通量还可以由于与射电喷流的相互作用而增强。相对于波瓣主导的射电响亮类星体，射电安静类星体周围的星云相对较暗，可以归因于这种效应，或者归因于两类星体之间环境的显着差异。
2006-09-04 astro-ph
IMAGING OF LOW REDSHIFT QSOs WITH WFPC2
本文叙述了用哈勃空间望远镜的PC-2 CCD对两个红移~0.3的明亮类星体的观测。1403+434是红外明亮和无线电安静的，2201+315是无线电响亮的扩展结构。使用F702 W和F555 W过滤器进行曝光。这些图像本身被去卷积，并与0.5角秒的地面图像相结合。两个宿主星系都有明亮椭圆星系的形状和光度，其核心的光度高出1-2倍。1403+434是强烈的相互作用，而2201+315可能处于合并的后期阶段，两者都有一个较小的伴星。这两个宿主星系都有紧密的结和其他小尺度的奇特特征。最后，以6个类星体的总程序样本为基础，给出了一些一般性的说明。
1995-02-07 astro-ph
ROSAT Soft X-Ray Properties of the Large Bright Quasar Survey: Modeling of Stacked X-Ray Spectra
我们发展并应用一种新的分析方法来研究软X射线ROSAT全天巡天（RASS）观测到的大亮类星体巡天（LBQS）中908个类星体的X射线光谱特性。由于RASS的曝光时间相对较短（<600秒），只有10%的类星体在X射线中被探测到，因此X射线光谱模型对单个类星体的拟合由于光子统计数据不佳而被排除。光谱叠加可以有效地为红移波段中的平均类星体和几类星体提供灵敏得多的X射线观测。我们对叠加的X射线谱进行建模，避免了探测和未探测之间的区别，也避免了只将通过类似的银河柱密度N_H观测到的那些天体叠加在一起的需要。在LBQS/RASS样品的应用中，我们稍微确认了类星体的X射线光谱指数向更高红移方向的平坦化。射电强的类星体表现出较平坦的X射线光子指数，这与以前的工作一致。我们表明，明显的平坦化的光子指数与红移是不是由于一个越来越大的分数的贡献，从射电大声类的类星体。
1996-07-29 astro-ph
The proximity Effect on the Lyman alpha Forest due to a Foreground QSO
我们提出了我们的研究结果，对三个密切的类星体对。我们的结果是一致的存在的邻近效应由于前景类星体，但由于它的弱点，我们只能拒绝不存在这样的影响，在约。1 sigma水平。通过模拟这种邻近效应的一个简单的光电离模型，我们发现最好的值为紫外线电离背景约。在Lyman极限下为10**（-20.5）erg cm**（-2）s**（-1）Hz**（-1）srad**（-1），在相同单位下的绝对下限（95\%置信度）为10**（-21.8）。这一下限拒绝了紫外背景的一些模型，在这些模型中，紫外背景主要是由类星体造成的，并考虑了莱曼极限系统的吸收。
1995-04-06 astro-ph
Soft X-ray Transmission Spectroscopy of Warm/Hot Intergalactic Medium with XEUS
利用未来的X射线探测卫星XEUS，讨论了通过对亮点源的吸收谱线探测暖/热星系际介质（WHIM）的可能性。虽然我们认为明亮的类星体作为具体的例子，该方法可以适用于明亮的伽玛暴余辉。我们创建模拟吸收光谱明亮的类星体（超过20个类星体在所有的天空）使用光锥输出的宇宙流体动力学模拟。我们假设WHIM处于碰撞和光电离平衡。如果WHIM有一个恒定的金属丰度$Z=0.1Z_\odot$，大约2 O{ \sc vii}的吸收线系统与$>3σ$将被检测到平均沿随机视线对明亮的类星体高达$z=0.3$为30千秒曝光。
2006-07-18 astro-ph
Ultr-Luminous Infrared Galaxies: QSOs in Formation?
我们提出了新的近红外凯克和VLT光谱数据的恒星动力学在后期阶段，超亮红外星系（ULIRG）合并。我们现在有18个ULIRGs的结构和运动学特性的信息，其中8个包含类星体的活动星系核。活动星系核主导的ULIRG和恒星形成主导的ULIRG的宿主性质（速度色散、有效半径、有效表面亮度M_K）相似。ULIRGs非常接近早期类型星系的基本平面。它们分布在平面的很大范围内，平均来说类似于L * 旋转椭圆星系，但与巨型椭圆星系和光学/紫外明亮的低z类星体/射电星系有很好的偏移。ULIRGs和本地类星体/射电星系的辐射热和消光校正的近红外光度分布非常相似，但ULIRGs有较小的有效半径和速度色散比本地类星体/射电星系人口。因此，它们的宿主质量和推断的黑洞质量相应较小。后者更类似于当地的塞弗特星系。ULIRG在近红外和辐射热光度上类似于本地类星体，因为它们（更）有效地形成恒星和/或喂养它们的黑洞，而不是因为它们有类星体，非常巨大的黑洞。我们的结论是，ULIRGs作为一类不能演变成光学明亮的类星体。它们更有可能成为静止的、中等质量场的椭圆星系，或者在活跃时，可能类似于钱德拉天文台最近发现的X射线明亮的早期类型星系。
2002-07-18 astro-ph
Eddington Accretion and QSO Emission Lines at z ~ 2
宽吸收线（BAL）类星体被认为是年轻的超级吸积体，这是基于它们强大的辐射驱动的吸收流出和经常变红的连续体。为了验证这一假设，我们观测了11个红移z ~ 2的明亮BAL类星体的H $β$区域的近红外光谱。我们测量了6个BAL类星体，13个射电强和7个射电静的非BAL类星体的光谱。用光度和H $β$宽线宽计算黑洞质量和吸积率，我们发现z ~ 2处的BAL和非BAL类星体的$L/L_{Edd}$都比低z处的高，这可能是选择最亮类星体的结果。然而，我们发现，高z类星体，特别是BAL类星体，有非常强的Fe II和非常弱的[O III]，延长了低z类星体的反比关系。这表明，即使在$L_{Edd}$附近辐射，BAL类星体也比非BAL类星体有更充足的燃料供应。与低z类星体的比较表明，第一次，逆Fe II - [O III]的关系确实与$L/L_{Edd}$，而不是黑洞质量。
2003-06-24 astro-ph
Differences Between The Optical/Uv Spectra Of X-Ray Bright And X-Ray Faint QSOs
我们对比的复合光学和紫外（UV）光谱的测量构造的类星体的样品定义其软X射线亮度。X射线亮（XB）复合材料通常显示出较强的发射线，但特别是来自窄线区域的发射线。[OIII]/H β比率的差异尤其显着，当适当扣除混合FeII排放时，情况更是如此。Boroson & Green（1992）发现该比值与X射线亮度的相关性是类星体光谱多样性的主要组成部分。在这里，我们发现，其他更弱的窄光学禁限线（[OII]和NeV）增强了2至3倍，在我们的XB复合材料，窄线发射也强烈增强XB紫外复合材料。对于所有XB光谱，宽允许线通量略大，但对于除H β外的所有强允许线，窄/宽线比保持相似或随着X射线亮度而强烈增加。样品之间的光谱差异除以它们的相对X射线亮度（由alpha_{ox}测量）超过了互补样品之间的光谱差异除以光度或射电响度。我们提出，鲍德温效应可能是一个次要的相关性之间的主要关系alpha_{ox}和发射线等效宽度。我们的结论是：1）等效宽度强烈地依赖于电离连续谱的形状，这里用alpha_{ox}粗略地表征; 2）等效宽度和alpha_{ox}都与表征类星体物理的第三个参数有关。其中一种可能性是固有的热吸收;位于宽线和窄线区域之间的软X射线吸收体可以成功地解释观察到的许多性质。
1998-02-04 astro-ph
On the nature of the FBS blue stellar objects and the completeness of the Bright Quasar Survey. II
在论文I（Mickaelian et al. 1999）中，我们比较了亮类星体巡天（BQS）和第一次Byurakan巡天（FBS）中类星体的表面密度，并得出结论，BQS的完整性为70%，而不是几位作者所建议的30-50%。最近出现了一些新的观察结果，可以重新评估这种完整性。我们现在得到了在FBS的一个覆盖~2250 deg ^2的分区中，亮度大于B = 16.16的类星体的面密度，等于0.012 deg^-2（26个类星体），这意味着完整性为53+/-10%。
2000-06-23 astro-ph
The QSO proximity effect at redshift <z>=2.6 with the FLO approach
我们重新审视了类星体在红移2.1-3.3处产生的邻近效应，将FLO方法（Saitta et al. 2008）应用于21个高分辨率、高信噪比光谱中的~6300条Ly-alpha线的样本。这种新技术允许恢复氢密度场的HI列密度的线在Ly-alpha森林，简单的假设的基础上的气体的物理状态。为了最大限度地减少系统的不确定性，可能会影响在类星体附近的密度恢复，我们仔细地确定了我们的样本中的类星体的红移，并详细模拟了它们的光谱，以计算相应的电离通量。从观测光谱得到的平均密度场表明，在距离类星体位置4兆秒差距以内的区域有一个明显的密度过高的现象，这证实类星体存在于高密度峰中。峰值的rho/的绝对值<rho>不确定，其系数约为3，这取决于假定的类星体光谱斜率和光谱中可探测到的最小HI柱密度。我们不确认存在一个显着的过密度延伸到15适当的Mpc的类星体的分离，声称在以前的工作在红移<z>=2.5和3.8。根据FLO恢复的IGM平均密度，我们对紫外背景电离率的最佳猜测是Gamma_UVB ~ 10^{-12} s^{-1}。然而，如果采用折射率α =-0.5的反演温度-密度关系，Gamma_UVB ~ 3 × 10 ^{-12} s^{-1}的值可能是可行的。
2008-06-18 astro-ph
Star formation in the hosts of high-z QSOs: Evidence from Spitzer PAH detections
我们给出了12个z~2 mm亮的第1类星体的Spitzer静止帧中红外光谱，它们来自于无透镜和有透镜的类星体样品，覆盖了活动星系核光学光度L_5100=10^45至10^47 erg/s的范围。在活动星系核连续体的顶部，我们检测到PAH发射的发光恒星形成在9个对象单独以及在复合光谱的完整样本。PAH光度与静止坐标系远红外光度的相关性是低光度局地类星体相似相关性的延伸。这提供了强有力的证据，强烈的恒星形成在主机的这些毫米明亮的类星体，有时超过1000 Msun/年，并主导其休息帧远红外辐射。对于发光的z~2类星体，由于它们的毫米辐射没有被预先选定，因此PAH对恒星形成率的限制是较低的。部分取决于活动星系核尘埃覆盖因子和活动星系核本身尘埃光谱能量分布的系统性变化，活动星系核对静止帧远红外波段的光谱能量分布可能起支配作用。对于最明亮的高z类星体，恒星形成和活动星系核光度之间的关系是平坦的，这是观察到较低的红移类星体。在我们的样本中，没有一个类星体的PAH测量的恒星形成率超过3000 Msun/yr。
2008-05-17 astro-ph
The bright end of the QSO luminosity function
利用汉堡/欧洲南方天文台巡天的一个新的大样本，我们分析了明亮类星体的光学光度-红移分布特性。该样品提供了洞察到迄今为止采样亮度函数的亮尾，允许监测其红移高达$z\approx 3$的演变。斜率向更高的$z$显着增加，不符合纯光度演化的预测，但也与其他最近提出的参数化。这一现象与引力透镜的预期相反，表明放大率偏差在所涵盖的红移范围内不会显著扭曲类星体的光度函数。高光度类星体的空间密度继续增加，直到测量的高红移极限，没有迹象表明在$z\simeq 2$以上的演化减少。该样本还允许在亮度范围$-27\la M_{B_J}\la -20$内改进类星体和明亮Seyfert~1核的局部（$z\approx 0$）亮度函数的估计。在绝对星等$M_{B_J}\simeq-20$以下没有发现斜率突变或变化的证据。
1999-11-16 astro-ph
An Excess of C IV Absorbers in Luminous QSOs: Evidence for Gravitational Lensing?
我们编制了一个新的、广泛的类星体吸收谱线系统目录，分析了吸收谱线在亮、暗类星体中的分布，并利用与吸收谱线有关的物质寻找背景类星体的引力透镜。在红移范围$z=1.2-3.2$内的明亮类星体中，C { \sc iv}吸收体有非常显著的过剩，并且这种过剩作为类星体绝对星等的函数而强烈地增加。在红移范围$z=0.30-1.55$内没有发现Mg { \sc ii}吸收剂的显著过量。我们排除了几个可能的原因，这种效果，并认为，C { \sc iv}过剩可能是由于引力透镜。如果是这样的话，那么透镜质量一定在$z \gtrsim 1.5$和类星体的几百个共动Mpc之内，在那里主要发现了C { \sc iv}吸收体。在可用的Mg { \sc ii}样本中没有过量的情况就会出现，因为Mg { \sc ii}数据没有对这个空间区域进行采样。
1996-05-17 astro-ph
Observational constraints on growth of massive black holes
研究了星系核中大质量黑洞生长的观测约束。我们利用SDSS获得的早型星系的速度色散以及黑洞质量和速度色散之间的关系，估计出黑洞的局域质量密度为2.5 × 10^5 Msun/Mpc ^3。我们还使用了类星体的光度函数从2dF红移调查估计BH质量密度吸积光学明亮的类星体阶段。如果类星体的效率为0.1，则本地BH质量密度与光学明亮的类星体阶段期间吸积的密度一致。通过研究黑洞质量分布的连续性方程，包括黑洞合并的影响，我们发现了黑洞质量函数和类星体光度函数之间的关系。如果假定BH质量在BH合并过程中是守恒的，那么将预测的关系与观测结果进行比较，就可以发现发光类星体（L_{bol} >10^{46} erg/s）具有很高的效率（例如0.2），而高质量BH（>10^8 Msun）的增长主要来自于光学明亮类星体阶段的吸积，或者说发光类星体具有超爱丁顿光度。如果明亮的类星体没有以超爱丁顿光度吸积，并且低质量黑洞的增长也主要发生在光学明亮的类星体阶段，那么亮度较低的类星体的吸积效率必须低于0.1;或者，它们可能以高效率吸积，但很大一部分应该被遮蔽。我们估计发光类星体的平均寿命为（3-13）× 10 ^7年，与Salpeter时间相当。我们还研究了在黑洞合并过程中由于引力辐射导致黑洞总质量减少的情况，观测结果再次表明，大多数发光类星体中的黑洞是克尔黑洞，其吸积效率大于0.1。
2002-05-16 astro-ph
Probing for evolutionary links between local ULIRGs and QSOs from NIR spectroscopy
本文研究了红外光度大于10^12L_sun的超铝红外星系团（ULIRGs）的动力学演化。在我们的甚大望远镜大型计划，我们已经获得了ISAAC近红外，高分辨率光谱的54 ULIRGs（在几个合并阶段）和12个本地帕洛玛-绿色类星体，以调查是否ULIRGs通过类星体阶段在其演变过程中。一种可能的演化情景是，在核合并之后，黑洞在爱丁顿附近辐射，产生类星体光度。平均恒星速度色散，我们从我们的光谱测量是相似的（~160公里/秒）的30后合并ULIRGs和7红外明亮的类星体。这两个种群中的黑洞的质量都是10^7-10^8太阳质量（根据与宿主色散的关系计算），并且以大于0.5爱丁顿的速率吸积。将超红外线星系群和红外线明亮的类星体放置在早型星系的基平面上表明，它们位于一个类似的区域（中等质量椭圆星系的区域），与巨型椭圆星系和射电响亮的类星体形成对比。虽然ULIRG和类星体宿主运动学性质的初步比较表明，（一些）ULIRG可能会经历一个类星体阶段，在他们的演化历史之前，他们解决了椭圆形，进一步的数据，非红外多余类星体是必要的，以测试这种情况。
2005-12-02 astro-ph
QSOs and Absorption Line Systems Surrounding the Hubble Deep Field
我们拍摄了一个45 x45平方英尺的。弧分以UBVRI通带中的哈勃深场（HDF）为中心的区域，分别下降到约21.5、22.5、22.2、22.2和21.2的极限星等。巡天的主要目标是查明类星体，并绘制包含高密度分布函数的大体积中发光星系和类星体吸收线系统所追踪的结构。我们已经从颜色空间中选择了类星体候选者，并确定了4个类星体和2个以前没有发现的窄发射线星系（NELG），使该地区已知的类星体总数达到19个。明亮的z=1.305类星体只有12弧分。远离高密度分布函数，使北高密度分布函数的状态几乎与HDF-S相同，HDF-S被选为靠近明亮的类星体。大约一半的类星体候选者仍在进行光谱验证。利用Keck 10米、ARC 3.5米和MDM 2.4米望远镜，在野外观测到了3个亮类星体的吸收谱线。已经确定了五个重元素吸收线系统，其中4个重叠的深星系红移巡天覆盖的红移范围。z=0.5565和z=0.5621的两个吸收体与星系分布中第二大红移峰的红移相同，但在横向维度上，每个吸收体与HDF视线的距离都超过7 Mpc/h（同向运动，Omega_M=1，Omega_L=0）。这支持了更多的间接证据，即星系红移峰值包含在穿过HDF的大型片状结构中，并且可能是当今星系分布中看到的大规模“煎饼”结构的前兆。
2000-03-14 astro-ph
The Distribution of Redshifts in New Samples of Quasi-stellar Objects
根据最近的观测构造了两个新的类星体样本，以检验亮类星体的红移分布在$\log(1+z)$中具有周期性的假设。其中第一个包括57个不同的红移之间的所有已知的密切对或多个类星体，与图像分离$\leq$ 10 \arcsec，第二个包括39个类星体选择通过其X射线发射和他们的接近明亮的相对较近的活动星系。发现样品的红移分布呈现出明显的峰，$\log(1+z)$中$\sim 0.089 $的周期性分离与早期样品中所声称的相同，但现在扩展到更高的红移峰$z = 2.63, 3.45$和4.47，由公式预测，但以前从未见过。周期性也见于第三个样本，3C和3CR目录的78个类星体。它存在于这三个数据集中的总体显着性水平$10^{-5}$ - $10^{-6}$，并且似乎不能通过光谱或类似的选择效应来解释。可能的解释进行了简要讨论。
2000-08-01 astro-ph
The local luminosity function of QSOs and Seyfert 1 nuclei
我们提出了一个新的明亮的类星体和塞弗特1星系的有效面积为611平方度，从汉堡/ESO调查的通量有限的样本的分析。我们证实了最近的说法，明亮的类星体有一个更高的表面密度比以前认为的。特别注意避免对低红移类星体的形态和光度偏差，大约50%的样本物体的z < 0.3，亮度跨越三十年的范围。虽然我们得到的低光度Seyfert 1核的空间密度与文献中的结果是一致的，但我们发现，在局域宇宙中，M_B <-24的亮类星体比以前的观测结果要多得多。Seyfert 1核和类星体的光学光度函数平滑地结合在一起，如果考虑到宿主星系的贡献，一个斜率α = -2.2的单一幂律可以充分描述组合的局部光度函数，在绝对星等的整个范围内。比较我们的数据与已发表的结果在较高的红移，我们可以排除纯光度演化作为一个可接受的参数化;类星体的光度函数的形状和斜率与z的变化，在这个意义上，最明亮的类星体显示最弱的演变。
1997-04-15 astro-ph
An unbiased measurement of the UV background and its evolution via the proximity effect in quasar spectra
我们使用了40个高分辨率，高信噪比的类星体光谱，在2.1<z<4.7，以寻找在HI Lyalpha森林中的邻近效应的签名。通过比较每个类星体附近的有效光学厚度与预期光学厚度，我们清楚地发现了组合类星体样本和单个类星体的邻近效应。所观察到的邻近效应强度分布（PESD）是不对称的朝向一个弱的效果。我们证明了这不仅仅是类星体周围引力聚集的影响。比较模拟的PESD与观测，我们认为，平均法来确定UVB强度J是严重偏向高值，因为PESD的不对称性。使用PESD的模态可以得到J的无偏估计。对于我们的样本，在z=2.73时，其模态值为log（J）=-21.51+/-0.15（单位为ergcm^-2s^-1Hz^-1 sr ^-1）。我们估计了多余的HI吸收归因于引力集群。在~3 Mpc的尺度上，只有少数类星体的τ_eff表现出高达几倍的超密度;这些正是邻近效应最弱的天体。在去除它们之后，我们重新确定UVB强度，达到log（J）=-21.46+0.14-0.21。这是迄今为止J的最精确测量。我们提出了一个新的诊断的PESD的形状的基础上，这有力地支持了我们的结论，有没有系统的密度偏置的邻近效应。这种额外的诊断打破了UVB和过密度之间的邻近效应的不可避免的简并性。我们估计了J的红移演化，并发现了随红移增加而轻微减小的初步证据。我们的研究结果与不断变化的UVB强度的预测非常一致，支持恒星形成星系的实质性…
2008-09-29 astro-ph
FUSE and the Astrophysics of AGN and QSOs
FUSE的高光谱分辨率和灵敏度使活动星系核和类星体的远紫外研究成为可能，这是对HST、钱德拉和XMM-牛顿观测的自然补充。通过协同使用附近活动星系核的大样本作为星系晕和ISM中气体的背景探测器，FUSE PI团队已经观测到大量（接近100个）最近和最亮的活动星系核。除了从O VI的排放，我们确定的排放线，由于C III，N III，S IV，和He II在许多1型活动星系核。超过一半的1型天体也显示出O VI双重线的固有吸收以及C IV吸收和软X射线暖吸收体的证据。客座研究人员成功地协调了FUSE对明亮AGN的观测，同时进行了HST和X射线观测。这些结果极大地促进了我们对活动星系核中紫外和X射线吸收气体的理解，它们要么是来自吸积盘的风，要么是来自遮蔽环的热驱动风。
2004-11-14 astro-ph
Proximity Effect for Metal Absorption Systems
使用我们的光电离代码CIRRUS，我们表明，金属元素上的邻近效应的研究提供了一种可能性，将约束的光谱形状的超星系紫外背景（MUVB）。从理论的角度来看，MUVB的光谱形状的最佳指标是比值OIV/OIII。与以前的想法不同，SiIV/CIV的比率不是光谱形状的良好指标，因为它也强烈依赖于电离参数。我们还发现，在发光类星体中观测到的CIV系统过剩可能是光电离效应，而不是引力透镜效应。
1997-09-13 astro-ph
QSOs from the variability and proper motion survey in the M3 field
我们提出的光谱跟踪观测的类星体候选人从一个综合的变化和自行（VPM）调查在一个约10平方度的区域为中心的球状星团M3。搜索是基于大量的数字化施密特板与三十年的时间基线。本文综述了候选人的选择，后续光谱，并产生的类星体样品的一般性质。在VPM巡天的天体中，共识别出175个类星体和10个Sey 1，其中114个类星体和10个Sey 1在B_lim~19.7处达到了巡天90%的完整性极限。类星体的红移范围为0.4<z<3。在80个最高优先级的类星体候选者中，我们确认了75个类星体/Sey 1和2个NELG。我们目前的大小，颜色，红移和变异指数的所有181个类星体/Sey 1 s/NELG和光谱的77个类星体/Sey 1 s/NELG从我们的光谱后续观测。VPM调查使用的选择标准不直接依赖于类星体的光谱能量分布。因此，值得注意的是，VPM类星体的性质与来自颜色选择或无狭缝光谱学的样品的性质没有显着差异。特别是，我们没有检测到大量的异常红色类星体。在我们的搜索范围内，发现较亮类星体（17<=B<=18.5）的总表面密度比以前的光学巡天结果大1.8倍。
2002-07-23 astro-ph
QSO HOST GALAXIES AT Z=2.3
讨论了六个z=2.3的类星体、一个z=2.3的类星体红外天文台源和一个z=1.1的类星体的图像，这些图像的分辨率为0.6至0.9角秒。其中五个QSO是无线电静默的。除一个外，所有类星体都刚刚被解析，而IRAS源则具有明确的结构。在某些情况下，部分类星体模糊似乎是一个亲密的伴星，而不是一个同心的宿主星系。主恒星或伴星的光度是典型的具有年轻热恒星群的明亮星系。射电宁静类星体的宿主星系似乎比射电响亮类星体的亮度低2个星等。
1995-06-02 astro-ph
Statistical lensing of faint QSOs by galaxy clusters
我们研究了Boyle，Fong & Shanks（1988）发现的微弱高红移类星体与低红移星系群之间的反相关，假设它是由平的类星体计数的引力透镜而不是其他系统效应（如尘埃）引起的。等温球透镜模型，需要1286+72-91 km/s的速度色散。增加一个密度不变的平面后，这一数值降低到1143+109-153 km/s，而平面密度为0.081+-0.032h g/cm**2。这两个值都比预期的400- 600 km/s大得多，这意味着与这些星系团相关的质量比维里分析推断的大4倍。如果是由于透镜效应，则该测量明显倾向于有利于高Ω_0值。我们演示了如何得到Ω_0的估计值，发现Ω_0 =1.3（n/3x 10 ^-4h^3Mpc^-3）（r/1 Mpc）（sigma/1286 km/s）^[2]。系统的不确定性r，反相关的程度，和n，群空间密度，目前占主导地位的这一决定，但这将是一个路线，估计欧米茄_0在改进的星系类星体数据集，系统可以更好地控制。我们将我们的结果与Williams & Irwin（1998）的结果进行了比较，后者发现明亮的LBQS类星体与APM星系之间存在正相关。适应威廉姆斯和欧文的分析，我们使用的星系群，我们发现之间的协议的幅度的正互相关发现明亮的类星体和弱的类星体的负互相关。该分析导致Omega_0*sigma_8~3-4的共同估计。然而，这一数字明显高于其他几项分析所…
1999-05-24 astro-ph
The faint end of the QSO luminosity function at z=3
我们提出的第一个测量的暗端的类星体光度函数在z=3。这些类星体的范围从M_1450 = -21到M_1450 =-27，是使用拉曼选择标准（莱曼破裂技术）和光谱跟踪在17个视场中发现的，总角度为0.43度^[2]。我们发现光度函数的暗端斜率为beta_l=1.24 +/- 0.07，比在低红移时测得的beta_l=1.64 +/- 0.18要平坦。z=3的类星体的1450 A紫外光光度只有以前估计的50%，也只有Lyman break星系在相同红移下的8%。假设来自暗类星体的电离光子能像明亮类星体一样成功地逃离其宿主星系，我们估计了z=3时类星体对电离通量J_912的总贡献，J_912=2.4*10^-22尔格/s/cm ^2/Hz。我们认为这个估计值是一个上限，它与基于莱曼-α森林邻近效应的J_912的粗略估计值保持一致。"
2004-01-12 astro-ph
Gemini imaging of QSO host galaxies at z~2
本文介绍了一个Gemini自适应光学（AO）成像程序的结果，该程序用于研究z~2处典型类星体的宿主星系。我们的目的是研究典型的L*_qso类星体在其峰值期和恒星形成活动期的宿主星系。由2dF类星体红移巡天提供的巨大的暗淡类星体数据库使我们能够选择一个z=1.75-2.5的类星体样本，这些样本附近有（<12角秒分离）适合用作AO引导星的明亮恒星。我们观测到了9个类星体的样本。这些源的图像具有在0.11和0.25弧秒之间的半最大值处的AO校正全宽。我们使用多个观测的点扩散函数（PSF）校准星对，以量化任何不确定性的PSF。然后，我们将这些不确定性因素纳入我们对类星体加上宿主星系的建模中。仅在一种情况下，我们令人信服地检测到宿主（2 QZ J133311.4+001949，z=1.93）。这个宿主星系的K=18.5+-0.2等，半径为半光，r_e=0.55+-0.1“，在简单的被动演化模型下相当于~3L*_gal。从我们的宿主星系建模过程的详细模拟，我们发现，对于我们的目标，我们应该是敏感的宿主星系相当于~2L*_gal（被动进化）。因此，我们的未探测结果严格限制了L*_qso类星体宿主星系的性质，在低红移下，它们不可能比L*_qso活动星系核的宿主星系亮（在允许被动演化之后），尽管类星体本身亮50倍左右。这意味着，要么是在高红移时，燃料的效率要高得多，要么是在高红移时，更大质量的黑洞更…
2004-01-21 astro-ph
Large Scale QSO-galaxy correlations for radio loud and optically selected QSO samples
研究了ROE/NRL COSMOS/UKST星表中的$B_J<20.5$星系在两个具有相似红移分布的$z>0.3$类星体周围的分布。第一个样本是由帕克斯星表中的144个射电类星体组成的，另一个样本包含从大型亮类星体巡天中提取的167个光学选择类星体。发现PKS类星体周围的COSMOS/UKST星系存在$\approx 99.0%$显著性水平过剩，而LBQS类星体周围的星系存在边缘亏损。当比较两个样本周围的星系分布时，我们发现PKS样本周围的星系相对于LBQS样本的星系密度在$99.7%$显著性水平上与类星体的距离有关。虽然这一结果显然与倍放大率偏差的预测相一致，但很难单独用引力透镜效应来解释;前景星系中的尘埃和LBQS类星体探测中的选择效应应该考虑在内。已经确定的是，PKS平谱类星体的视线通过显著更高的前景星系密度比LBQS类星体的方向，这可能与PKS类星体的红化部分有关。
1996-09-26 astro-ph
Mining The Local Universe for Data: the QSO Luminosity Function with the Asiago-ESO/RASS QSO Survey
本文介绍了在|b| >30 °时对全天空亮类星体（V<14.5，R<15.4，BJ <15.2）的新巡天的进展结果。亮于B_J=14.8的类星体的面密度为$2.9 \pm 0.8 \cdot 10^{-3} deg^{-2}$。在0.04 < z < 0.3处的光学光度函数显示出与标准纯光度演化的显著偏离，为类星体现象的建模提供了新的见解。
2000-07-04 astro-ph
Molecular Gas in Infrared-Excess, Optically-Selected QSOs and the Connection with Infrared Luminous Galaxies
本文介绍了对帕洛玛-格林亮类星体巡天（BQS）中红移在0.04 < z < 0.17范围内的超红外光选类星体进行毫米波（CO）巡天的初步结果。这些观测结果是第一步，有助于通过完整的样本确定类星体是否存在于富含分子气体的星系中，以及确定类星体的红外和分子气体特性与超亮红外星系的红外和分子气体特性相比如何，超亮红外星系可能是类星体的演化先驱。样品由绝对蓝星等M_B <~-22.0和L_IR（8-1000 μ m）/L_bbb（0.1-1.0 μ m）>0.36的超红外类星体组成，其中PG类星体的红外热尘埃辐射对辐射光度的贡献一般为20- 40%。在观测到的1 - 0个类星体中，有6个是在CO（1-0）发射线上探测到的;两次探测证实了先前在PG 1613+658和PG 0838+770中探测到的灵敏度较低的CO（1-0），并且首次探测到另外四个类星体（PG 1119+120、PG 1351+640、PG 1415+451和PG 1440+356）。这六次探测，加上之前在IZw 1和Mrk 1014中探测到的两次CO，使迄今为止在CO中探测到的0.04 < z < 0.17红外过量PG类星体总数达到8个，并提供了可能的证据，除了为恒星形成提供燃料外，分子气体也可能是类星体活动的主要燃料来源。
2001-01-17 astro-ph
Gravitational Lensing of Variability-slected QSO by Galaxy Clusters
研究了UKJ 287场中星系团背后类星体的分布和性质。类星体是使用变异性标准选出的，并限于$z \ge 0.4$和$m_B \le 19.5$。没有检测到由于星团中的尘埃而使背景类星体变红或变暗。在几角分的尺度上，发现星团（$\langle z\rangle \simeq 0.15$）和类星体（$0.4 \le z \le 2.2$）之间存在统计上显著的正角相关，星团后面的类星体数量过密是由于前景星系团的弱引力透镜效应造成的。类星体的超密度随着它们的极限星等变亮而增加，这一点可以从一个简单的透镜模型中得到，该模型是用Boyle、Shanks \& Peterson（1988）的类星体数量计数和由于星团而产生的$A=2$的平均放大率推导出来的。隐含的放大是远远大于预期的等温球团与速度色散$σ_v \sim 1000$公里/秒。
1994-12-13 astro-ph
Sensitive observations at 1.4 and 250 GHz of z > 5 QSOs
本文介绍了在IRAM 30米望远镜上用甚大天线阵（VLA）在1.4和5 GHz以及用马克斯-普朗克毫米测辐射热计（MAMBO）在250 GHz对10个5.0 <z <6.28的光学选准星体（QSO）的观测结果。在1.4 GHz处检测到四个源，其中两个是无线电大声的，并且也在5 GHz处检测到。这些结果与射电强的类星体部分在z~6外没有演化大致一致。在250 GHz或350 GHz处检测到三个源，其通量密度比1.4 GHz高得多，这表明所观察到的毫米辐射可能是来自温暖尘埃的热辐射，尽管不能排除更奇异的可能性。在我们的样本中，最高红移的源（J1030 + 0524，z = 6.28）在1.4或250 GHz处没有被探测到，但在以类星体为中心的2 '场中探测到了4个相当亮的射电源（1.4GHz处的通量密度> 0.2 mJy），包括一个边缘增亮（FRII）的双射电源，其范围约为1'。在最高红移的类星体J1148 + 5251的区域中也可以看到类似的超密度射电源。我们推测，这些超密度的射电源可能表明沿着视线的星团，在这种情况下，星团的引力透镜可以将类星体发射放大2倍左右，而不会在类星体的光学图像中产生角秒尺度的失真。
2003-04-04 astro-ph
Mining the local Universe: the QSO space density
本文介绍了在银河系高纬度地区（|b| >30）进行的一次新的全天亮类星体（V<14.5，R<15.4，BJ <15.2）巡天的进展结果。比B_J=14.8亮的类星体的面密度为2.9 ± 0.8 × 10^{-3} deg^{-2}。在0.04 < z < 0.3处的光学光度函数显示出与标准纯光度演化的显著偏离，为类星体现象的建模提供了新的见解。
2000-10-27 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - IX. A measurement of the luminosity dependence of QSO clustering
本文给出了红移z=0.3-2.9范围内类星体随光度变化的聚类分析。我们使用的样本10566类星体的初步数据发布目录的2dF类星体红移巡天（2 QZ）。我们分析类星体集群视星等的函数。类星体强烈的光度演化意味着，这近似相当于在2 QZ探测的红移范围内分析数据作为相对于M* 的绝对星等的函数。在2 QZ相对较窄的视星等范围内，我们没有发现明显的（>2sigma）聚类强度变化，然而，有边缘证据表明，具有较亮视星等的类星体具有较强的聚类幅度。在Einstein-de Sitter（EdS）宇宙中，18.25<bj<19.80的类星体的相关标度长度为s 0 =5.50+-0.79h-1Mpc;在ω 0 =0.3和λ 0 =0.7（λ）的宇宙中，s 0 =8.37+-1.17h-1Mpc。在相同的空间尺度上，全星等间隔（18.25<bj<20.85）的最佳拟合值分别为s 0 =4.29 ± 0.30h-1 Mpc（EdS）和s 0 =6.35 ± 0.45h-1 Mpc（Lambda）。因此，我们可以确定最亮子样本的偏差比完整数据集的偏差大1.22+-0.15（EdS）或1.24+-0.15（Lambda）。如果得到证实，随着光度的增加，集群的增加将与类星体的光度与其所在的暗晕质量相关的模型在定性上一致，这意味着宿主的质量至少在确定类星体的形成和演化方面起着一定的作用。这些模型预测，在较亮的类…
2002-05-03 astro-ph
On Statistical Lensing and the Anti-Correlation Between 2dF QSOs and Foreground Galaxies
我们交叉相关APM和SDSS星系与背景类星体从2dF类星体红移巡天，并检测到一个显着的（2.8西格玛）反相关。在2dF恒星和我们的星系样本之间缺乏信号表明反相关性不是由于系统误差。前景星系中的尘埃可能产生反相关的可能性被略微拒绝，通过考虑类星体的颜色，在2sigma水平。可能的是，尘埃掩盖了类星体而没有使它们变红，或者优先从2 QZ样本中丢弃变红的类星体，可以产生这样的反相关，然而，这样的模型与其他作者在明亮的星等上发现的正的类星体-星系相关性不一致。我们检测到的星系类星体的反相关是一致的统计透镜理论。当与早期报告的星系-类星体正相关的结果相结合时，一个一致的、令人信服的图像出现了，它跨越了根据类星体N（m）斜率显示出正相关或负相关的暗淡和明亮的类星体样本。我们发现星系在小尺度上是高度反偏置的。我们考虑两个模型，使用不同的描述的透镜物质，并发现它们产生一致的预测的强度星系的偏差在0.1Mpc/h尺度的b~0.1（LCDM）。虽然我们的幂律拟合的类星体-星系互相关的斜率并不排除线性偏差，当我们比较我们在100 kpc/h尺度上的b测量值与在Mpc/h尺度上确定b~1的独立方法时，我们得出结论，在这些小尺度上，偏差是依赖于尺度的。这些结果表明，更多的质量，至少在100千秒差距/小时尺度探测，比预测的简单LCDM偏置处方，从而可以约束晕占领模型的星系分布。
2005-02-23 astro-ph
Galaxy-Quasar correlations between APM galaxies and Hamburg-ESO QSOs
我们检测角星系类星体的APM星系目录和初步发布的汉堡-ESO明亮的类星体目录作为源类星体红移的函数，使用多个互相关估计（包括大约一半的预期最终目录）之间的互相关。每个估计产生非常相似的结果，这意味着APM目录和汉堡ESO调查都是各自的真实星系和类星体人口的公平样本。虽然该信号在质量上与引力透镜的预期相匹配，但是测量的互相关信号的强度明显大于由大尺度结构引起的透镜效应的CDM模型所建议的强度。模型和观察之间的这种不一致已经在几个早期的研究中发现。我们通过生成1000个汉堡-ESO类星体调查的随机实现来估计我们在相关检测与红移之间的置信度：我们以99%的置信度检测星系和低红移类星体之间的物理关联，并以大约95%的置信度检测红移在0.6和1之间的类星体的透镜关联。银河系恒星和类星体之间的控制交叉相关没有显示出信号。最后，类星体位置附近的星系相对于那些距离大约135 - 150弧分的星系的密度过高（密度过低）与两个区域之间的银河系消光差异无关，这意味着银河尘埃对类星体样本没有显著影响。
2005-08-04 astro-ph
The FIRST-APM QSO survey (FAQS) in the SBS Region. Preliminary Results
FIRST-APM类星体巡天（FAQS）的主要目标是汇编最完整的明亮类星体样本，位于第二次Byurakan巡天（SBS）所覆盖的区域。在这里，我们报告的第一个正在进行的研究的基础上的交叉识别的第一个结果的第一个无线电目录和APM光学目录。FIRST和SBS之间的重叠天空区域约为700度$^{2}$。这个重叠区域的源的汇编列表包含比$B=18\fm5$更亮的$\sim 400$类星体候选者。大约90个物体已经被光谱分类。在1999-2000年期间，我们用吉列尔莫·哈罗天文台（Guillermo Haro Observatory，GHO）的2.1米望远镜对150多个FAQS天体进行了光谱观测，发现了51个新的类星体（4个BAL类星体），13个Seyfert Galerkin（5个NLSy 1类星体），23个发射线星系，3个BL Lac天体和57颗恒星。
2000-10-25 astro-ph
The Homogeneous Bright Quasar Survey and the Quasar Evolution in the Optical, X and Radio Bands
介绍了欧洲南方天文台重点项目“均匀明亮类星体巡天”的现状，以及关于类星体计数和光学光度函数的初步结果。对射电和X射线选类星体的演化作了相关分析。
1994-09-23 astro-ph
Radio Observations of Infrared Luminous High Redshift QSOs
我们提出了甚大阵列（VLA）的观测在1.4 GHz和5 GHz的12个类星体（QSO）的样本在z = 3.99至4.46。从Omont等人（2001年）最近的调查中，这些源被选为250 GHz处最亮的源。我们在1.4 GHz的流量密度，S_{1.4} > 50微焦耳检测到七个源。这些厘米（cm）波长的观测意味着毫米（mm）发射最有可能是热尘埃发射。这些源的射电-透过-光学光谱能量分布在较低红移、较低光学光度的类星体所定义的宽范围内。对于两个源的无线电连续发光度和形态表明陡峭的频谱，无线电大声发射从喷气驱动的无线电源。对于其余的10个来源的1.4 GHz的通量密度，或限制，是一致的，与预期的活跃的恒星形成星系。如果射电辐射是由这些系统中的恒星形成提供动力的，那么隐含的恒星形成速率为1 e3 M_solar/year量级。我们讨论的角度大小和空间分布的无线电发射区，我们认为简要这些结果的背景下，同时代的黑洞和恒星的星系中的球形成。
2001-06-22 astro-ph
Intergalactic UV Background Radiation Field
我们进行了邻近效应分析的低和高分辨率的数据，考虑到详细的频率和红移的活动星系核光谱处理通过星系和星系际物质的依赖。我们表明，这样的背景通量，使用观测到的活动星系核的分布计算，短的邻近效应分析所需的值的一个因素$\ge$ 2.7。我们已经研究了所需的流量值的不确定性，由于其依赖于分辨率，列密度分布，系统的类星体红移等的描述，我们得出结论，鉴于这些不确定性的邻近效应是一致的背景下所观察到的活动星系核，并假设存在一个额外的，尘埃灭绝，人口的活动星系核可能是没有必要的。
1997-11-08 astro-ph
The ESO Key-Programme ``A Homogeneous Bright QSO Survey'' - I The Methods and the ``Deep'' Fields
这是第一个文件中的一系列旨在定义一个统计上显着的样本范围内的类星体$ 15 < B < 18.75$和$ 0.3 < z < 2.2$。选择是使用欧洲南方天文台和英国施密特望远镜获得的直接底片进行的，用COSMOS设施扫描，并搜索紫外线过量的物体。在ESO La Silla进行的后续光谱学用于对每个候选人进行分类。在这篇初始论文中，我们描述了调查的科学目标;使用的选择和观察技术。我们提出了第一个样本的285类星体（$M_B < -23$）在153度$^2$地区，涵盖了六个“深”领域，旨在获得显着的统计数据下$B \simeq 18.75$前所未有的光度精度。从这个数据库中，确定了在$ 17 < B < 18.75$星等范围内的类星体计数。
1995-05-29 astro-ph
The Flux Auto- and Cross-Correlation of the Lyman-alpha Forest. I. Spectroscopy of QSO Pairs with Arcminute Separations and Similar Redshifts
莱曼α森林为宇宙学研究开辟了一个新的红移区域。在z > 2时，它提供了宇宙几何的独特探测，并对不受标准蜡烛或尺子假设影响的暗能量提供了独立的约束。在本系列的第一篇论文中，我们提出并讨论了利用类星体对中观测到的莱曼α森林进行Alcock-Paczynski检验的新应用，获得中等分辨率光谱的结果（FWHM ~ 2.5埃）的Lyman-alpha森林中具有小红移差异（Δ z < 0.25，z > 2.2）和角分分离（<5 '）的成对类星体。这个数据集，由7个单独的类星体，35对，和一个三重态，也非常适合未来的调查的相干性莱曼-α吸收的横向尺度上的1百万秒差距和横向邻近效应。我们注意到七个修订以前公布的类星体标识和/或红移。
2008-03-12 astro-ph
Clustering in the 2dF QSO Redshift Survey
我们介绍了2dF类星体红移巡天（2 QZ）的聚类结果，该巡天目前包含超过20，000个z<3的类星体。在整个巡天中，类星体的两点关联函数的平均值<z>约为1.5，与本星系相似。当把样本作为红移的函数进行细分时，我们发现对于爱因斯坦-德西特宇宙，在2 QZ探测的整个红移范围内，类星体的聚集是恒定的（在同动坐标中），而在Omega_0=0.3和Lambda_0=0.7的宇宙中，随着红移的增加，类星体的聚集略有增加。在视星等的基础上对2 QZ进行细分，我们发现不同视亮度的类星体的聚类之间只有轻微的差异，最亮的类星体的聚类略强。我们首次测量了类星体团簇的红移空间畸变，目的是从几何畸变中确定宇宙学参数（部分λ_0）的值。目前的数据不允许我们区分模型，然而，结合质量聚类演化的约束，我们发现Omega_0=1-Lambda_0=0.23 + 0.44 - 0.13和beta（z~1.4）=0.39 + 0.18 - 0.17。完整的2 QZ数据集将提供进一步的宇宙学约束。
2002-05-03 astro-ph
The X-ray properties of the PG QSO sample observed with XMM-Newton
我们提出了一个系统的分析附近的光学明亮的类星体的XMM-牛顿光谱的初步结果。这些物体是从明亮的类星体巡天样本中光学选择的。该项目的目标是测量0.3 - 12 keV能量带光学选定类星体的X射线光谱特性。幂律分量说明硬带光谱的平均光子指数为2.0 +/-0.2。没有一个单一的模型能够解释无处不在的软过剩。讨论了单温黑体、多温黑体、幂律黑体和韧致辐射等几种可能性。我们在样品中观察到了X射线鲍德温效应。
2004-03-29 astro-ph
ASCA observations of deep ROSAT fields V. The X-ray spectrum of hard X-ray selected QSOs
本文用\asca \gis分析了在2-10 keV波段探测到的21个具有$z\sim 1$的宽线活动星系核（类星体）的\rosat和\asca谱。\asca带的谱与$Γ=1.56\pm0.18$符合幂律关系，比亮类星体的平均谱指数更平坦，与该带的X射线背景谱一致。在\asca带的平坦光谱可以解释为只有一个中等吸收（$\sim 10^{22} \rm cm^{-2}$），假设典型的活动星系核光谱，即一个幂律与$Γ$ =1.9。这在原则上表明，大多数X射线背景合成模型所需要的一些高度模糊的活动星系核，可能与正常的蓝色类星体而不是窄线活动星系核有关。然而，组合的0.5-8 keV \rosat光谱很好地符合$Γ=1.7\pm0.2$的幂律，在软能量处具有光谱上弯。据指出，这种上升可能是ROSAT或ASCA探测器校准中的不确定性造成的人为现象。然而，如果是真的，则可能意味着上述仅由\asca数据提出的吸收模型被排除。然后，很大一部分类星体可能有“凹”的光谱，即它们逐渐向较软的能量倾斜。这一结果与$\sim$ 100硬X射线选择源的\bepposax硬度比分析一致。
2001-05-08 astro-ph
The Proximity Effect, the UV Background and the Statistics of the Lyman-Alpha Lines at High Resolution
我们目前的结果，从高分辨率（R \simeq 28000）光谱的六个高红移类星体采取的ESO NTT望远镜，允许详细研究的Ly-alpha人口的红移间隔z=2.8-4.1。Ly-alpha谱线的典型多普勒参数位于b=20 \div 30 km/s的区间内，对应温度T> 24000 K，在10<b<20 km/s的范围内有15%量级的多普勒参数。这些数值仍然与低密度、高度电离云的模型一致。从这些光谱和文献中的4 a despite类星体的观测中得到的观测到的红移和柱密度分布允许从一个相对大的Ly-alpha样本（超过1100条谱线，logN_{HI} >=13.3）在红移区间z=1.7-4.1中精确估计邻近效应。一个极大似然分析已被应用到估计同时最佳拟合参数的Ly-alpha$统计和紫外背景。在对弱线的覆盖进行校正后，我们确认列密度分布最好由双幂律表示，在logN_{HI} \simeq 14处有一个转折点，对于较高的列密度，斜率beta_s=1.8，而在转折点以下，斜率beta_f=1.4。对于红移区间z=1.7-4.1的紫外背景，得到了一个值J_{LL} = 5 \pm 1 \times 10^{-22} erg/cm^2/s/Hz/sr，与预测的类星体贡献一致.没有发现UVB在同一红移区间内红移演化的证据。发现原星系Damped和Lyman Lymit系统以及log N_{HI…
1996-02-29 astro-ph
Radio and millimeter observations of z~2 luminous QSOs
我们提出了非常大的阵列观测在1.4和5 GHz的16个准恒星物体（类星体）的样本在z = 1.78至2.71。所选的类星体中有一半在毫米波段（250或350 GHz）是明亮的，而另一半在毫米波段没有被探测到;前者的类星体在1.4 GHz被探测到，在大多数情况下都是高显著性的（S/N > ~7），但后者只有三个源在射频被探测到，而且只在较低的显著性（S/N ~ 3）。的数据是一致的毫米和无线电通量之间的相关性，表明负责无线电和毫米发射的机制之间的物理连接。然而，这一结论是基于包括许多上限的数据，显然需要更深入的观察来验证这种相关性。所有8毫米探测到的类星体都是在射电连续谱中探测到的，射电通量密度与低z恒星形成星系的射电到FIR相关性一致。然而，其中四个星系的光谱指数比典型的恒星形成星系（即大于-0.5）更平坦，这表明来自活动星系核中心的辐射主导了观测到的射电辐射。所有在1.4 GHz探测到的源都是空间不可分辨的，其大小限制通常<1“= 6 kpc。高红移星系是典型的核星暴，大小小于1千秒差距。因此，目前的无线电大小限制是不足以约束的发射模型（活动星系核或星爆）。
2006-05-02 astro-ph
Adaptive Optics observations of LBQS 0108+0028: K-band detection of the host galaxy of a radio-quiet QSO at z=2
本文报道了在K波段高红移下对正常射电宁静类星体的宿主星系的首次明确探测。主恒星的亮度约占K波段总亮度的35%。假设类星体的平均颜色为z=2，则宿主星系将比z=2的未演化的L* 星系亮约5至6等，比相同红移的被动演化的L* 星系亮3至4等。因此，类星体的宿主星系的光度将与射电大声类星体和射电星系中相同红移的最高光度重叠。
1998-04-29 astro-ph
Are optically-selected QSO catalogs biased ?
利用CFHT/MMT光学选择类星体巡天的完整子样本和Odewahn和Aldering（1995）的星系表，在靠近北银河系极点的一个区域对类星体-星系的相关性进行了彻底的研究。虽然明亮的类星体和星系之间的正相关性是由于放大偏差效应，预计没有检测到。相反，z 1.6类星体之间存在着显著（>99.6%）的相关性<1.6 QSOs and red galaxies on rather large angular distances. This anticorrelation is much less pronounced for high redshift z>，这似乎排除了尘埃是类星体密度不足的原因。这一结果表明，CFHT/MMT类星体巡天中采用的选择过程在高星系密度区域中损失了高达50%的低红移z<1.6的类星体。整个z<1.6类星体样本的不完全性可能达到10%，这对类星体演化和类星体自相关函数的估计有重要影响。
1997-07-14 astro-ph
High resolution imaging of molecular line emission from high redshift QSOs
本文利用甚大天线阵对z=4.7的类星体BRI 1202-0725和z=4.4的类星体BRI 1335- 0417进行了43 GHz CO（2-1）发射和1.47 GHz射电连续辐射的中等分辨率（1“）和高分辨率（0.2”）观测。中等分辨率观测表明，在这两种情况下，CO排放在空间上被分解为两个分量，1335-0417的分量间隔为1“，1202-0725的分量间隔为4”。高分辨率观测表明，各分量具有0.2“~ 0.5”尺度的亚结构，内禀亮温> 20 K。从（2-1）到（7-6）的CO阶梯表明气体的高动力学温度（70 K）和高柱密度（10^{24} cm^{-2}）。在两个源中，连续谱线比：L_{FIR} /L '_{CO（1-0）} = 335。所有这些特征（亮度温度，激发温度，柱密度和连续线比）都可以与低红移，超亮核星暴星系的条件相媲美。我们发现1202-0725和1335-0417中的CO发射区必须接近正面，以避免气体质量超过引力质量，这意味着可能不合理的大旋转速度。虽然这个问题可以通过降低CO发光-H_2质量转换因子（X）来缓解，但所需的X值变得与光学薄CO发射所规定的最小值相当或更低。我们考虑了通过引力透镜放大的可能性，以减少分子气体质量。
2001-12-20 astro-ph
Dust-reddening and gravitational lensing of SDSS QSOs due to foreground damped Lyman-alpha systems
我们使用Sloan数字巡天数据Release 2类星体光谱来约束由阻尼Lyman α系统（DLAs）引起的尘埃红化。比较一个70视线的DLA样品的光谱指数分布与一个大的控制样品，没有发现证据的尘埃红化在z~3。我们对光谱指数变化的限制，|Delta（alpha）|< 0.19（3-sigma），对应于由于SMC样粉尘变红引起的颜色过量的极限，E（B-V）< 0.02 mag（3-sigma）。这与Fall、Pei及其合作者使用可用的小型类星体和DLA样本的早期研究不一致。DLA和控制星等分布的比较也揭示了>2-sigma的证据，表明有前景DLA的亮类星体过多和/或暗类星体不足。更高的等效宽度DLA给出更强的信号。我们将其解释为引力放大的特征，这是由于DLA的介入。
2004-09-06 astro-ph
Analysis of possible anomalies in the QSO distribution of the Flesch & Hardcastle catalogue
目标。Flesch & Hardcastle最近的一份目录提出了类星体候选者空间分布中的两个主要异常：i/明亮星系附近明显过量的此类物体，ii/与天空中几个区域的随机背景预期相比，过量的非常明亮的类星体候选者。因为这些异常中的任何一个都与宇宙学背景有关，所以我们对目录中引用的概率进行了广泛的分析。方法.我们确定的性质和红移的一个子样本的30个来源，在该目录中通过分析他们的光谱（另外11个候选人被确定从现有的公共数据库）。这些使我们能够从统计上检查Flesch & Hardcastle为他们的候选人引用的概率QSO状态的可靠性。结果在41名候选人中，只有12人成为了QSO（其中7人是第一次被发现）。结论. Flesch和Hardcastle给出的类星体成为候选者的概率对于m_B<17和投射到亮星系附近（<1弧分）的天体是高估的。这就是上面提到的异常现象的原因。
2008-01-02 astro-ph
