Tracing Quasar Accretion Rates at Higher Redshifts
在这项工作中，我们将CIV 1549发射线的一些可测量性质与类星体吸积率（埃丁顿比）联系起来。一个紧密的相关性被发现为一个样本的100多个附近的对象，建议一个相对准确的估计的爱丁顿比的高红移类星体，至少是无线电安静的一个可能的方法。本文进一步证实了现有的概念，即CIV的变化（移位）主要是由吸积率。
2006-06-26 astro-ph
Outflows and the Physical Properties of Quasars
我们研究了斯隆数字巡天第二次数据发布的5088个类星体样本，以确定宽吸收线（BALs）的频率和性质如何依赖于黑洞质量，辐射光度，爱丁顿分数（L/L_Edd）和光谱斜率。我们只专注于高电离BALs，并找到了一些显着的结果。虽然类星体在爱丁顿极限附近的吸积比低$L/L_{Edd}$系统更有可能显示BALs，但BALs存在于只有百分之几的爱丁顿吸积的类星体中。我们发现一个更强的影响与热光度，这样最明亮的类星体更有可能显示BALs。还有一个先前已知的额外效应，即BAL类星体平均比未被吸收的类星体更红。最强的影响，涉及类星体的物理性质和BAL属性有关的终端流出速度。观测到的最大外流速度随着辐射热光度和光谱斜率的蓝度而增加，这表明紫外线光度在很大程度上决定了加速。这些结果支持通过紫外线散射的外流加速的想法。
2007-05-10 astro-ph
The Largest Blueshifts of [O III] emission line in Two Narrow-Line Quasars
我们获得了窄线类星体DMS 0059-0055和PG 1543+489的光学中分辨光谱（R = 3000）。DMS 0059-0055中的[O III]发射谱线相对于H β蓝移了880 km/s。我们还证实了PG 1543+489中的[O III]发射线具有1150 km/s的相对蓝移。这两个窄线类星体显示了迄今为止在1型活动星系核（AGN）中已知的最大的[O III]蓝移。两个天体的[O III]发射线都很宽（1000 - 2000 km/s），DMS 0059-0055的发射线显示出强烈的蓝色不对称性。我们解释的大蓝移和配置文件的[O III]线的流出与环核气体相互作用的结果。在具有大蓝移[O III]的1型活动星系核中，爱丁顿比和[O III]蓝移量之间没有相关性。结合我们的新数据与已发表的结果，我们确认，这样的活动星系核的爱丁顿比是最高的活动星系核具有相同的黑洞质量。这些事实表明，爱丁顿比是一个必要条件或[O III]蓝移弱依赖于爱丁顿比。我们的新样本表明，除了高爱丁顿比之外，还有可能产生外流的必要条件：大黑洞质量（> 10^7 M_solar）或高质量吸积率（> 2 M_solar/yr）或大光度（λ L_{lambda}（5100 A）> 10^44.6 erg/s）。
2004-09-22 astro-ph
VLT/ISAAC Spectra of the H-beta Region in Intermediate-Redshift Quasars II. Black Hole Mass and Eddington Ratio
在0 < z < 2.5的红移范围内，我们导出了大约300个活动星系核的样本的黑洞质量。我们使用相同的维里速度测量（FWHM Hbeta宽分量）的所有来源，这是一个显着的改善，比以前的研究。我们回顾了通过维里假设确定活动星系核黑洞质量的方法和注意事项。我们推导出一个修正的FWHM措施的广泛组成部分的H-β，更好地估计维里化线发射分量通过比较我们的FWHM措施与样本的混响源与H-β径向速度色散措施。我们还认为FWHM的FeII 4570混合作为一个潜在的替代速度估计。我们发现黑洞质量的范围在log M ~ 6 - 10之间，其中黑洞质量M是太阳质量。使用校正的FWHM以及FWHM（Fe II）测量进行的估计减少了log M > 9.5的源的数量，并表明极大的M值（log M >~ 10）可能不现实。推导的爱丁顿比值的值显示，没有证据表明一个显着的人口超级爱丁顿辐射，特别是在校正后，与极端方向的来源，我们的视线。FWHM（H β宽分量）<~ 4000 km/s的源比宽线活动星系核（包括几乎所有射电强源）系统地表现出更高的爱丁顿比和更低的M值。
2006-06-13 astro-ph
Quasars and Ultraluminous Infrared Galaxies: At the Limit?
利用近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）获得的图像，我们已经探测到了16个邻近的射电宁静类星体的宿主星系。我们确认，这些发光的类星体往往生活在明亮的，早期类型的宿主星系，我们使用的宿主星系的大小，以完善从地面研究推断的光度/主机质量限制。如果类星体遵循非活动星系中大质量暗天体的$M_{black hole}/M_{spheroid}\sim0.006$关系式，那么我们的分析意味着它们的辐射速率高达爱丁顿速率的$\sim20%$。对超亮红外星系的类似分析表明，它们以相似的爱丁顿分数吸积，这与其中一些星系由嵌入的类星体提供动力的假设一致。
1998-12-01 astro-ph
The Variability of Quasars. II. Frequency Dependence
在三年的时间里，在红波段观测到了30个PG类星体的变化。静止帧结构功能分析显示，随着时间间隔的增加，变异性增加到0.2 mag r.m.s.。两年后。与PG类星体的IUE数据的比较表明，在每个时间间隔的休息帧频率的变化增加。对其他已发表的类星体样本的平均变异性的分析支持了这种效应的证据。这一效应可以完全解释其他研究中发现的随红移而变大的现象。
1995-12-23 astro-ph
Time Dilation and Quasar Variability
人们普遍认为，类星体变化的时间尺度会显示出时间膨胀的效应。在本文中，我们分析了类星体光变曲线的大样本的傅立叶功率谱，以寻找这样的效果。我们发现类星体变化的时间尺度并不像时间膨胀所要求的那样随红移而增加。对这一结果的可能解释都与科学界广泛持有的共识相冲突。
2001-05-04 astro-ph
Rapidly Spinning Black Holes in Quasars: An Open Question
Wang等人（2006）估计中等红移的类星体的平均辐射效率为30% - 35%。我们发现，他们的方法是不独立的类星体的寿命，因此，类星体不一定有这么高的效率。尽管如此，我们还是有可能推导出类星体寿命、爱丁顿比和超大质量黑洞辐射效率的相关约束条件。我们使用统计上完整的类星体样本推导出这样的约束条件，其中类星体的黑洞质量估计来自广泛的Mg II，在有和没有Marconi等人（2008）的辐射压力校正的情况下进行。我们的结论是，对于类星体与L/LEdd > 0.02，寿命可以从140至750万年的史瓦西黑洞。再加上观测到的黑洞质量，类星体的寿命小于1.4亿年，这意味着辐射效率低下的吸积或BH合并在类星体的吸积历史中一定很重要。假设类星体的平均寿命小于1 Gyr，并且辐射效率低的吸积不重要，那么没有多少爱丁顿比小于0.2的黑洞可以快速旋转。
2008-09-30 astro-ph
Variability of Quasars at 10 microns
几十年来，在五个近红外和中红外波长处对25个低红移类星体进行了监测，以检测快速变化，这表明“10微米凸起”中存在非热成分。这种变化显然已经在几个射电强的类星体和射电静的类星体PG 1535 +547中被探测到。此外，PG 1226 +023的结构函数表明，在其近红外发射中存在明显的周期性成分。
1999-03-23 astro-ph
Quasar variability: correlations with amplitude
类星体的光变与光度、红移等参数之间的关系是近年来的一个热点问题，有许多论文对此进行了研究。任何可以建立的相关性都将对类星体结构和演化的模型产生深远的影响。ESO/SERC 287区域的类星体样本包含了600多个0 < z < 3.5的类星体，现在已经足够大，可以进行光度和红移的分组，并给出相关性的明确测量。我们发现振幅和红移之间没有显着的相关性，除了可能在非常低的红移，但振幅和光度之间的负相关。这是检查类星体变异的各种模型的背景下。
2000-02-18 astro-ph
Average UV Quasar Spectra in the Context of Eigenvector 1: A Baldwin Effect Governed by Eddington Ratio?
我们提出了复合紫外光谱的低红移1型活动星系核binned利用本征矢量1（E1）参数空间的信息内容。复合光谱允许CIV 1549线轮廓的分解-最强的高电离线之一。最简单的CIV分解为窄（NLR），宽（BLR）和非常宽（VBLR）的组件表明，不同的组件有一个类似物在血红蛋白有两个主要的例外。VBLR发射仅见于总体B（FWHM（Hb）>4000 km/s）源。蓝移/非对称BLR分量仅在Pop.A（FWHM（Hb）<4000 km/s）HIL（如CIV）中看到。蓝移的成分被认为是在风或外流中产生的。我们的分析表明，这样的风只能产生在pop.A（几乎所有无线电安静）源的吸积率相对较高。射电强（RL）和射电静（RQ）源的宽紫外线之间的比较显示出很少的显着差异。在大多数无线电噪声源中发现了窄CIV分量的明确证据。我们还发现一些间接的迹象表明，黑洞（BH）的自旋，而不是BH质量或吸积率是一个关键的触发器，在确定一个对象将RL或RQ。我们发现EW-CIV随爱丁顿比（从~1降低到~0.01）降低了10倍，而NV没有变化。这些趋势表明，亮度无关的“鲍德温效应”的物理驱动程序可能是爱丁顿比。
2004-08-18 astro-ph
Near-infrared micro-variability of radio-loud quasars
为了寻找活动星系核的微变，我们在近红外波段对三个活动星系核进行了观测。在其中一颗蓝色类星体PKS 2243-123中，发现了近红外微变的良好证据，而在另外两颗蓝色类星体PKS 2240-260和PKS 2233-148中，都没有发现这种变化的证据。我们讨论了这些意见的各种机制，已提出的微变异的影响。
2001-11-08 astro-ph
Formation of the Black Holes in the Highest Redshift Quasars
最近发现的红移z=6.43的发光类星体重新引起了人们对质量足以为类星体提供动力的黑洞形成的兴趣。如果黑洞是通过爱丁顿极限气体吸积而成长的，并且辐射效率至少为10%，那么从恒星级黑洞成长到10^9百万太阳所需的时间约为10^9年，接近于z=6时宇宙的年龄。黑洞合并可能会加速质量增长的速率，但也可能由于引力波反冲效应而将黑洞完全从晕中心抛出。最近，海曼得出结论，黑洞喷射不可能使黑洞在z=6.43时增长到~10^9 msun。我们重新研究了这个问题，并表明，通过使用不同的晕逃逸速度，考虑到反冲速度对黑洞双星质量比和自旋的依赖性，并允许种子黑洞在所有晕中形成，直到维里温度为2000 K，黑洞质量可能早在z=9时就达到~10^9 msun，从恒星种子开始，没有超爱丁顿吸积。在这种特殊情况下，我们发现这些大质量黑洞是由z~20处低质量晕中形成的~10^4个恒星黑洞合并而成的，这些黑洞在大部分时间内都必须接近最大埃丁顿速率从它们的诞生到z~6。另一种可能是，黑洞可以通过超爱丁顿吸积更快地增长。
2004-08-30 astro-ph
Quasar Spectral Slope Variability in the Optical Band
我们对PG类星体样品的B和R光变曲线进行了新的分析。我们证实了光谱变率与红移之间的相关性，以及对高红移类星体静止坐标系观测频率增加的解释。对整个类星体样本的瞬时光谱斜率的分析表明，类星体内部和类星体内部的光变与光度都存在相关性。数值模拟表明，后者的相关性不能完全是由于除了主机星系的发射到一个核光谱的光度变化，但恒定的形状，这意味着光谱的变化的核组件。吸积率的变化也不足以解释光谱变化的数量，而可能由局部盘不稳定性引起的热点可以解释观测结果。
2001-10-03 astro-ph
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
Rationale for the use of color information on Eddington
对于爱丁顿任务来说，恒星的内在变化可能是通过凌日法探测太阳系外行星的主要噪声源。我们推导出大多数类地行星（1-2 R_Earth）的探测将发生在15- 16等的G或K星周围。当这些恒星在10小时的时间尺度上比太阳的变化大7-12倍时，我们证明了可以用更高的S/N进行检测，只要使用两种颜色的组合而不是白色的组合获得的复合光变曲线。K星的10小时变率水平是相当不确定的。我们对它做了两次“猜测估计”，发现它可能比太阳值大几倍。如果这些估计是相关的，则颜色信息将不会提供显著的优势。虽然我们没有证明需要的颜色，我们指出的风险，一个不愉快的惊喜，关于10小时恒星的变化。事实上，目前还没有一个合格的代理人来代表这种可变性。此外，如果爱丁顿被设计成以增加复杂性而不是灵敏度为代价来提供这些信息，那么通过通道求和的白色测光仍然是有效的。考虑到10小时变化性高于估计值的风险，在对爱丁顿仪器做出不可逆转的决定之前，必须对不同颜色的光度测量的实际实施进行研究。
2003-01-22 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
On the radiative efficiencies, Eddington ratios, and duty cycles of luminous high-redshift quasars
本文利用斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）对活动星系核（AGN）在z=3-6的光度函数的测量，特别是最近对z =3-4.5的类星体成团的测量，研究了高红移活动星系核的特征辐射效率ε、爱丁顿比λ和占空比P_0。模型的自由参数为ε，λ，以及黑洞质量\mbh与晕维里速度V_vir之间关系的归一化、散射和红移演化。我们根据黑洞质量函数的隐含增长计算了光度函数，根据宿主晕的偏差计算了类星体的关联长度。我们测试我们所采用的公式的晕质量函数和晕偏置对测量的大型N体模拟开发的MICE合作。在z=3，特别是z=4时观察到的活动星系核的强烈聚集意味着大质量的黑洞存在于稀有的大质量暗物质晕中。再现观测到的光度函数需要高效率ε和/或低爱丁顿比λ，下限（基于与测量的z=4相关长度的2σ一致性）ε> 0.7λ/（1+0.7λ），这意味着当λ> 0.25时ε> 0.17。成功的模型预测了高占空比，在z=3.1，4.5和6时，分别为P_0~0.2，0.5和0.9，它们要求锁定在中心黑洞中的晕重子的分数远大于局部观测值。在z>7时，大质量和稀有的宿主晕的丰度迅速下降，这意味着发光类星体的数量密度也相应地迅速下降，这比简单地外推z=3-6的光度函数所预测的要强得多。（节略）
2010-05-17 astro-ph astro-ph.CO
