Short term optical variability in broad absorption line QSOs
我们提出的第一个结果，从一个试点计划，以监测短期的光学变化宽吸收线系统类星体。在类星体0846+156和0856+172中，在约一小时的时间尺度上探测到约5%的夜间光学变化。此外，在我们的观测期间，这两个天体的平均星等水平分别下降了~0.05和~0.15等。观测到的光变曲线与以前在平谱射电强源，特别是BL Lacertae天体中观察到的光变曲线非常相似，并且可以为微变的起源提供重要的约束，也是射电强和射电静类星体之间可能的进化联系。
1997-12-22 astro-ph
A QSO survey via optical variability and zero proper motion in the M92 field. IV. More QSOs due to improved photometry
我们继续在10平方度施密特场M92周围的变化和自行（VPM）的约束下的类星体搜索。我们重新减少了162个数字化的B底片，时间基线超过三十年，并大大提高了光度精度和B>19的恒星-星系分离。根据所测得的可变性和零自行的统计意义，选择并标记准天体候选者，并给予三分之一的优先级。对84个B>19的新候选天体进行了光谱跟踪观测，发现了另外37个类星体和7个Seyfert 1。特别是，所有92个高优先级的候选人现在光谱分类;其中有70个类星体和9个Seyfert 1（成功率86%）。我们预计，所有B<19.0（19.8）的类星体中有87%（55%）包含在这个高优先级子样本中。对于高优先级和中等优先级对象的组合样本，估计B_lim=19.5时的完整性为89%。在M92场的VPM搜索框架中检测到的所有活动星系核的样本现在包含95个类星体和14个Seyfert 1，B<19.9。虽然VPM类星体是由完全不同的标准选择的，但它们的性质与传统光学测量技术发现的类星体没有显着差异。特别是，光谱和光学宽带颜色没有提供任何线索，大量的红色类星体的人口到目前的调查限制。
2002-06-14 astro-ph
The Signature of Microlensing in QSO Variability-Redshift Correlations
最近发现的类星体红移和长期连续变率时间尺度之间的逆相关被认为是宇宙学尺度上微透镜的特征（Hawkins 1993）。计算这种相关性的一般理论方法，并适用于各种透镜的情况下，在$Λ= 0$弗里德曼宇宙学的框架。它表明，所观察到的时间尺度可以强烈影响的观测限制：有限的持续时间的监测活动和有限的光度灵敏度。在大多数情况下，时间尺度随着源红移$z_s$的增加而增加，尽管比内在变异性预期的$1+z_s$时间膨胀要慢。对于以中等灵敏度观测到的扩展源，可以获得减少。在这种情况下，只有不超过几百Mpc的透镜参与透镜效应。由此产生的光学深度太小，无法解释常见的长期类星体的变化，除非假设一个非常高的本地透镜密度。这些结果不支持的想法，报告的逆相关可以归因于微透镜的均匀分布的透镜均匀的类星体样本。本文还讨论了利用不同波长的观测和不同位置的类星体样本来识别类星体变率中的微透镜现象的可能性。
1995-02-06 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
The Transverse Proximity Effect: A Probe to the Environment, Anisotropy, and Megayear Variability of QSOs
横向邻近效应是当另一个类星体靠近视线时，类星体光谱中Lya森林吸收强度的预期下降，使光电离率高于平均宇宙电离背景。我们从斯隆数字巡天的早期数据发布中选择了三个类星体，它们在附近有前景类星体，适当的视线切向间隔分别为0.50、0.82和1.10 h^{-1} Mpc。我们估计，在这三种情况下，来自前景类星体的电离通量应使光电离率增加（94，13，13）倍，这在第一个类星体中将是明显可检测的，在其他两个类星体中则是勉强可检测的。我们没有发现横向邻近效应。三种可能的解释：在类星体附近的气体密度的增加，时间变化，和类星体发射的各向异性。我们发现，气体密度的增加附近的类星体可能是重要的，如果它们位于最大质量的晕存在于高红移，但不足以完全解释的横向邻近效应的情况下。各向异性要求类星体发射的张角小得不切实际。变化性要求具有最大预测效应的类星体在10^6年前的光度要低得多，而雅各布森等人（2003年）在类星体0302-003的HeII Lya吸收中观测到的横向邻近效应意味着其寿命要长于10^7年。所有三种效应的组合可以更好地解释Lya吸收减少的缺乏。更大的类星体对样本可用于诊断类星体的环境、各向异性和寿命分布。
2004-03-19 astro-ph
Time-variability of the fine-structure constant expected from the Oklo constraint and the QSO absorption lines
从类星体吸收线的数据表明一个非零的精细结构常数的时间变异性已被重新分析的基础上的“阻尼振荡器”的配合，作为同一类型的行为的标量场的激励下，介子，模仿宇宙学常数，以了解加速宇宙。我们发现，与最新数据的拟合几乎与简单加权平均值一样好。通过这种方式，我们也提供了一种方法来拟合来自Oklo现象的更严格的结果。
2003-08-01 astro-ph
Redshift Dependence of QSO Spectral Variability
我们对两个类星体样本的光谱变异性进行了综合分析，其中42个天体位于智慧天文台监测的$z<0.4$（Giveon等人，1999年），另外59个天体位于麦哲伦云领域的$z\sim 3$，这些天体在麦哲伦云项目数据库中被探测和/或监测（Geha等人，2003年）。我们的分析表明，所观察到的光谱变化的红移的函数，与一个大的散射增加。将这些数据与基于将不同温度的耀斑添加到静止类星体SED的模型进行比较，同时考虑到SED的固有散射。
2004-08-04 astro-ph
The Optical Variability of QSO's
本文研究了SA 94、SA 57和SGP场中486个光选类星体的长期变率。变化与光度和红移的关系已经通过统计估计器进行了研究，这些统计估计器是“鲁棒的”，同时可以消除测量误差的影响。类星体静止坐标系中系综结构函数的分析（$SF$）和个体变异指数表明：1）变异性与光度呈负相关，2）变异性与$z$呈显著正相关; 3）这种相关性可以同样很好地用一个模型来参数化，在这个模型中，所有类星体的变率的时间尺度是固定的。（$τ\sim 2.4$ yr），而幅度随绝对幅度和$z$线性增加，或者用其中变化的时间尺度线性依赖于绝对幅度并且幅度仅是$z$的函数的模型。在观测者坐标系中进行的同样分析表明：1）光变与光度之间存在负相关关系; 2）光变的时间尺度与绝对星等和$z$的关系都不显著; 3）系综结构函数可用一个参数化表示，在固定的5.5年时间尺度下，振幅随绝对星等线性增加; 4）虽然$SF$的一般行为并没有显示出时间尺度和/或振幅随$z$的系统性变化，但如果我们检查具有$-25>M_B>-27$的天体的平均变率指数，我们发现低于$z=1$的类星体比在更高红移处的类星体的变率要小得多。在黑洞，星爆和微透镜模型的影响进行了简要的讨论。
1995-06-30 astro-ph
MgII Absorption Lines in z=2.974 Damped Lyman-alpha System toward Gravitationally Lensed QSO APM 08279+5255: Detection of Small-scale Structure in MgII Absorbing Clouds
在斯巴鲁8.2米望远镜的1-5微米近红外照相机和摄谱仪IRCS的试运行期间，获得了z_em=3.911的引力透镜类星体APM 08279+5255的1.02-1.16微米光谱（R ~ 7，000）。在2976，2800埃处的强MgII双峰和z_abs=2.974处的Fe II（2600埃），Fe II（2587埃）吸收线在静止框架紫外光谱中被清楚地检测到，证实了Petitjean等人提出的在红移处存在阻尼Lyman α系统，也可能检测到MgI（2853埃）吸收线。进行了包括速度分解的吸收线的分析。这是第一次详细的研究镁Ⅱ吸收系统在高红移（z > 2.5），其中镁Ⅱ的双重移动到近红外的观察者的框架。在良好的视宁度条件下，在某些曝光帧中分辨出了间距为0.38角秒的透镜类星体对A和B的光谱。我们分别提取了A和B的MgII双重谱。虽然已知在这个MgII系统中存在三个速度分量（v ~-28，+5，+45 km/s）（Petitjean等人），在源B方向未探测到v ~ +45 km/s的吸收线，说明+45 km/s的MgII云只位于源A的视线范围内。我们的研究结果表明，MgII吸收云的大小是小到200 pc，这对应于A和B的吸收体的红移分离。这是第一次直接探测到高红移的MgII云的小尺度结构，证实了Churchill和Charlton根据光电离模型估计的云的大小。
2002-04-10 astro-ph
Variability-selected QSO candidates in OGLE-II Galactic Bulge fields
我们提出了97个类星体候选人在48个银河系膨胀领域的光学引力透镜实验II（OGLE-II），覆盖约11平方度，这是通过他们的变化。将OGLE-II变星表中3年基线观测到的变星的光变曲线扩展到4年。我们用变差函数/结构函数在这个星表中寻找在4年内缓慢变化的暗天体（16<I_0<18.5）。在这种恒星密集和高消光的区域寻找类星体是一项挑战，但对天体测量参考系来说应该是有用的。需要光谱跟踪观测来确认这些类星体候选者。正在为其中四个领域（BUL_SC 1、2、32和45）编写后续观察报告。大力鼓励对其他领域进行后续观察。所有97名候选人的完整名单和光变曲线可在http://www.astro.princeton.edu/~sumi/QSO-OGLEII/上以电子格式查阅。
2004-10-02 astro-ph
AGN variability: from Seyfert nuclei to QSOs
光学选择的活动星系核（AGN）的连续可变性被发现是一致的预期从一个简单的泊松过程，其中的物体的总光度是由相同的脉冲的多重叠加产生的。脉冲的能量、时间尺度和速率都在超新星的预期范围内，超新星在核爆发中产生快速演化的残余物。然而，射电响亮的活动星系核并不遵循这种简单的假设。
1996-09-06 astro-ph
The EUV variability of the luminous QSO HS 1700+6416
我们报告的第一次观测的变化在紫外线（固有EUV 330 A）通量的发光类星体HS 1700+6416（z=2.72）在十年。变化幅度从光学（R）中的+/-0.1 mag增加到1250 A时的3倍。这显然是在低z AGN（Paltani和Courvoisier，1996）中IUE观测到的EUV中变化幅度向更短波长增加的延伸。振幅最大的变化的时间尺度为>= 1/2年至数年。我们简要地讨论了电离元银河系紫外背景上所观察到的变化的后果。
2005-04-01 astro-ph
High-Precision Measurements of Delta alpha/alpha from QSO Absorption Spectra
利用类星体HE 0515 -4414和Q1101-264的高质量VLT/UVES谱，对阻尼Ly-alpha系统中Fe Ⅱ线的径向速度进行了精确测量（Δ v/c ~ 10^{-7}），以探讨精细结构常数α的宇宙学时间依赖性。发现在两个红移z_1 = 1.15和z_2 = 1.84之间，Δ α/α值在几ppm的水平上变化：（α_z_2-α_z_1）/α_0 = 5.43 +/- 2.52 ppm。α的变化可以被认为是约束暗能量状态方程最可靠的方法之一，提高类星体光谱波长定标的精度具有重要意义。
2006-11-27 astro-ph
Partial Coverage and Time Variability of Narrow-Line Intrinsic QSO Absorption Systems
通过考虑某些观测特性，有可能区分“内在”吸收系统（类星体环境中的气体云）和“干预”系统（与类星体现象无关的气体云）。我们发现，一个系统的内在性质的最直接的决定因素是时间的变化和吸收区的背景光源的部分覆盖。这两种情况都不太可能发生在干预系统中。我们目前的凯克和HIRES的数据表明这两种现象。我们还总结了其他几个观测性质的列表，这些性质似乎是“内在”系统的指示。
1997-05-07 astro-ph
VLT/UVES shows no cosmological variability of alpha
宇宙学的变异性的α探测从个人的意见对FeII线。该过程允许更好地控制系统学，并且避免由于吸收体中的电离不均匀性和/或不同曝光之间的非零偏移而引起的光谱偏移的影响。应用于Q1101--264中zabs = 1.839和HE 0515--4414中zabs = 1.15处的金属吸收体系的Fe Ⅱ谱线，通过在ESO-VLT处的UVES观察，得到da/a = 0.4（+/-1.5 stat）× 10 ^{-6}。在高置信水平（95%）下，结果相对于Keck/HIRES平均值da/a = -5.7（+/- 1.1 stat}）x10^{-6}（Murphy et al. 2004）发生偏移。Levshakov等人（2005年）给出了这项工作的全部细节。
2005-05-05 astro-ph
GLITP Optical Monitoring of QSO 0957+561: VR Light Curves and Variability
GLITP合作从2000年2月3日到2000年3月31日观测了第一个引力透镜系统（QSO 0957+561）。每天的VR观测是用位于西班牙拉帕尔马的Roque de los Muchachos天文台的2.56米北欧光学望远镜进行的。我们已经推导出两种组分Q 0957 + 561 A和Q 0957 + 561 B的详细和稳健的VR光变曲线。尽管有很好的采样率，我们还没有发现有利于真正的每日变化的证据。关于几周时间尺度上的变异性，我们在Q 0957 + 561 A中测量的VR梯度约为-0.8 mmag/天，在Q 0957 + 561 B中测量的VR梯度约为+0.3 mmag/天。梯度很可能起源于远源，因此采用这种合理的假设（内在的变化），我们比较它们的预期梯度在源类星体的红移的紧凑的超新星遗迹的演化过程中。星暴的场景与以前的一些事件大致一致，但新的梯度似乎不是由超新星遗迹活动引起的。
2003-09-02 astro-ph
Extreme X-ray Variability In The Narrow-Line QSO PHL 1092
ROSAT对窄线Fe II类星体PHL 1092的观测显示出快速的变化，需要至少0.13的效率，超过围绕非旋转黑洞的吸积盘的理论最大值。对这种高效率的合理解释包括各向异性发射和/或吸积到快速旋转的黑洞上，后者最近由Kwan等人提出，作为通过吸积盘中的机械加热产生PHL 1092强Fe II线的机制。PHL 1092的软X射线亮度也比爱因斯坦探测器的弱亮度增加了21倍，达到5 x 10^46尔格/秒以上。它的光子光谱指数为4.2，是所有活动星系核中最陡的。这些X射线特性是窄线塞弗特1星系的特征，其中PHL 1092显然是一个非常明亮的成员。窄线类星体也扩展了X射线光度和X射线光谱指数之间的显着相关性，我们已经发现在一个大样本的光学选择，窄线Seyfert 1星系观测的ROSAT。
1996-03-28 astro-ph
Large-amplitude intraday variability in QSO 1156+295 observed during a VLBI experiment
我们在这里提出的快速，大振幅的一天内变化的紧凑的平谱射电类星体1156+295的发现。2007年2月5日，作为MOJAVE调查计划的一部分，当使用甚长基线阵列观察该源时，偶然发现了15 GHz处仅2.7小时的40%通量密度变化。几小时或更短时间尺度上的日内变化是罕见的，并且很少有源在像现在观察到的1156+295这样短的时间尺度上显示大幅度变化。在观测过程中，尽管相关通量密度变化了40%，但源的能见度函数的形状变化很小。这表明，变异性发生在一个单一的主导紧凑的组成部分。观测到的变化特性与附近高度湍流介质中的星际闪烁一致。在15 GHz处调制的均方根幅度异常大，这意味着沿着朝向1156+295的视线的相当高的散射测量。
2008-09-17 astro-ph
Characteristic QSO Accretion Disk Temperatures from Spectroscopic Continuum Variability
利用Sloan数字巡天（SDSS）多历元类星体光谱，我们发现在1300-6000 AA的静止坐标系波长范围内的复合通量密度差可以用一个标准的热吸积盘模型来拟合，其中吸积速率从一个历元到下一个历元是变化的（不考虑额外的连续辐射分量）.对复合残差的拟合有两个自由参数：归一化常数和平均特征温度$\bar{T}^*$。反过来，特征温度取决于质量吸积率与黑洞质量平方的比值。因此，我们得出结论，大部分的UV/光学可变性可能是由于涉及磁盘的过程，因此，一个显着的分数的UV/光谱可能直接来自磁盘。
2005-06-01 astro-ph
VLT/UVES constraints on the cosmological variability of the fine-structure constant
我们提出了一种新的方法来探测宇宙学的变化，从对FeII线（SIDAM，单离子差分α测量）在个人曝光从高分辨率摄谱仪观察到的α。通过这种方式，我们避免了由于（i）吸收体中的电离不均匀性和（ii）不同曝光之间的非零偏移引起的光谱偏移的影响。用欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）获得的Q1101-264光谱中zabs = 1.839处金属吸收线系的Fe Ⅱ谱线，得到了da/a =（2.4+/-3.8）10^{-6}。通过该方法重新分析了朝向HE 0515 -4414的zabs = 1.15 Fe II系统，从而获得合并样品的da/a =（0.4+/-1.5）10^{-6}。这些值相对于Keck/HIRES平均值da/a =（-5.7+/-1.1）10^{-6}（Murphy et al. 2004）在非常高的置信水平（95%）下发生了偏移。讨论了VLT/UVES在da/a测量中的基本光子噪声限制，展望了未来的观测前景。建议用10倍UVES色散的摄谱仪与100米级望远镜耦合，通过对da/a的差分测量，沿宇宙学距离可以获得当前的Oklo能级（da/a >= 4.5 × 10^{-8}）。
2005-01-21 astro-ph
Short-term optical variability of high-redshift QSO's
本文介绍了一个选择的高光度，高红移射电宁静类星体的光学波段的短期变化的搜索结果。每个类星体通常被监测2 - 4小时，时间分辨率为2 - 5分钟，光度精度约为0.01 - 0.02 mag.由于显著的红移（z>2），覆盖的波长范围落入紫外区（通常为1500 - 2500 A）。我们没有发现任何监测对象的任何连续变化大于0.01 - 0.02的统计证据。我们的研究结果表明，在射电宁静类星体的短期变化的存在是不太可能的，即使在紫外线区域，相反的报告由其他作者。这个结论至少对高光度（大黑洞质量和吸积率？）对象结果是一致的想法，即显着的短期（小于1小时）的变化活动星系核，观察到的，应主要归因于在一个相对论性喷流的过程。
2004-12-07 astro-ph
Multi-wavelength study of the gravitational lens system RXS J1131-1231: III. Long slit spectroscopy: micro-lensing probes the QSO structure
（简略）目标：利用长缝光学和近红外光谱技术，讨论和表征了引力透镜系统RXS J1131-1231（一个四重成像活动星系核）的3个最亮透镜像（A-B-C）之间的微透镜效应。不同的发射区域的大小的定性约束。方法：我们使用多组分拟合方法将光谱分解成它们各自的发射组分。光谱的互补分解使我们能够独立于任何光谱建模来隔离光谱的宏观透镜部分。结果：-1。数据支持图像A和C的微透镜去放大。在这些图像中，不仅连续发射微透镜化，而且宽线发射区域（BLR）的一小部分也是如此。2. MgII发射线的非常宽的组件的微透镜化表明，相应的发射发生在比发射线的其他组件更紧凑的区域中。-3.我们发现的证据表明，一个大部分的FeII排放出现在外部的BLR。我们还发现在3080-3540 A和4630-4800 A范围内的非常紧凑的发射区可能与Fe II有关。-4. OIII窄发射线区域是部分空间分辨的。这使我们能够将其固有大小的下限定为110 h ^{-1} pc。-5. MgII吸收光谱中发现的分析表明，吸收介质是固有的类星体，有一个覆盖因子为20%，是由均匀分布在前面的连续和BLR的小云。-6.在红移z=0.10和z=0.289处检测到两个邻近星系。这些星系可能是那些红移的星系群的成员。
2007-04-15 astro-ph
Serendipitous VLBI detection of rapid, large-amplitude, intraday variability in QSO 1156+295
我们报告了一个偶然发现的快速，大幅度的通量密度变化的高度核心为主，平谱射电类星体1156+295在观测会议期间在甚长基线阵列（VLBA）。2007年2月5日，作为MOJAVE调查计划的一部分，在15 GHz的VLBA上观察到了该源。在处理数据时首次发现了相关通量密度的大幅变化，无法用源结构来解释，后来通过使用实验中观察到的24个其他源校准天线增益来证实。该源显示在仅2.7小时的时间尺度上相关通量密度的变化高达40%。这使得经典的IDV源和所谓的小时内变量之间的距离为1156+295。观测到的变化时间尺度和13%的调制指数与附近高度湍流散射屏的星际闪烁一致。在15 GHz处的大调制指数意味着对于高银纬源（如1156+295）来说，散射测量值非常高。
2008-09-02 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
Most precise single redshift bound to the variability of the fine-structure constant
验证精细结构常数α随宇宙时间振荡的理论预测需要在单个红移处进行高精度测量，而在早期的研究中，通常报告的是在宽红移间隔内平均的平均Δ α/α值。这一要求可以通过单离子差分α测量（SIDAM）程序来满足。我们将SIDAM应用于与在HE 0515 -4414光谱中z=1.15处观察到的阻尼Ly-alpha系统相关的FeII线。基于精心选择的34个FeII对计算的加权平均值为<Delta alpha/alpha>=（-0.07+/-0.84 10 ^{-6}。该估计值的精度代表相对于Delta alpha/alpha测量值的绝对改进。
2005-12-12 astro-ph
X-ray emission/absorption mechanisms of 4 NLSy-1-like AGN and a radio quasar: QSO 0117-2837, RXJ0134.3-4258, NGC 4051, Mrk 1298, and 4C +74.26
本文研究了五个活动星系的X射线变率特性和光谱形状，它们都具有极端或神秘的X射线特性。我们重点讨论了类星体0117-2837、RXJ 0134.3 -4258和NGC 4051，并简要评述了Mrk 1298和4C +74.26。最初，根据以下因素，部分地选择个别物体作为温吸收体的候选对象：（i）特有的X射线吸收特征（NGC 4051，Mrk 1298，4C +74.26），（ii）极端X射线光谱陡度（QSO 0117-2837;当在Gamma_x-FWHM_H β图中绘制时发现该物体位于“回避区”中），和（iii）剧烈的光谱变化（RXJ0134.3-4258）。时间分析揭示了NGC 4051的长期X射线光变曲线的大幅度变化，Mrk 1298的非常快速的变化，NLSy 1星系QSO 0117-2837的恒定X射线通量，以及RXJ 0134.3 -4258的恒定平均计数率，尽管光谱变化巨大。除了暖吸收体，几个进一步的机制和它们的优点/缺点进行了研究，以解释个别对象的光谱特性。不同的模型适用于不同的源。窄线塞弗特1的一般的后果进行了讨论，我们提出的结果从光电离模型，以区分不同的建议NLSy 1的情况。
1999-11-23 astro-ph
An optical and X-ray study of the peculiar narrow-line quasar QSO 0117-2837
我们对类星体0117-2837进行了光学和X射线研究。它表现出一种有趣的光学和X射线特性的结合：尽管它的观测X射线光谱非常陡峭（当用简单的幂律拟合时，γ_x ~ -4），但它的巴耳末线相当宽。对H_beta进行双分量高斯拟合，得到FWHM_{Hbeta, broad} ~ 4000 km/s，并将类星体0117-2837置于FWHM_{Hbeta} -Gamma_x图中的“回避区”。时间变率分析表明，类星体0117-2837是另一个窄线Sy 1星系（以下简称NLSy 1），在观测期间没有显示任何X射线变率。根据类星体0117-2837的NLSy 1特征对结果进行了讨论。
2000-07-18 astro-ph
Strong Absorption-line Systems at Low Redshift: MgII and Damped Lyman Alpha
详细介绍了一种研究低红移阻尼莱曼α系统的强有力的间接方法。我们发现一个低红移DLA的概率增加到近50%的目标类星体，已知有很强的低红移MgII和FeII吸收线在其光谱。我们正在使用斯隆数字巡天QSO光谱，并辅以我们在MMT进行的调查，以研究金属线系统。哈勃太空望远镜被用来确认低红移的DLAs。此外，我们正在用几个地面望远镜对低红移DLA星系进行成像，以直接研究它们的环境。
2002-11-13 astro-ph
The Ensemble Variability Properties of Faint QSOs
在SA 57至$B \sim 22.5$中确定了64个具有恒星图像结构的可变天体的精确样本，时间基线为15年，在11个不同的时期取样。测光数据通常有一个均方根误差在$B = 22$只有0.05马格。三十五个类星体在这个领域已经被光谱证实，其中34个是样本的变量。在其他变星中，有6颗在光谱上被认为是恒星，另外10颗是基于自行的可靠探测的恒星，还有1颗是光谱上的窄发射线星系。在剩下的13个变星中，有人认为它们是遥远的晕次矮星和类星体的混合物，具有类似恒星的颜色。我们计算的系综平均结构函数和自相关函数的光变曲线在各自的类星体休息框架，这是用来调查的视星等，绝对星等，和红移的一般依赖。
1994-07-01 astro-ph
Probing the variability of the fine-structure constant with the VLT/UVES
我们评估的精细结构常数的宇宙学变异性的Fe II吸收线的红移z=1.15的类星体HE 0515-4414的系综分析的标准的多多重（MM）技术和其修订的基础上线性回归（RMM）。这是首次将MM技术应用于ESO甚大望远镜（VLT）的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）记录的异常高分辨率和高信噪比的类星体光谱。我们的分析结果在最严格的界限迄今推断类星体吸收线。我们的研究结果支持零假设的一个不变的精细结构常数在91%的显着性水平，而支持的结果在以前的MM研究表明，在精细结构常数的变化是12%。
2004-01-08 astro-ph
Constraints on source and lens parameters from microlensing variability in QSO 0957+561 A,B
根据对双重类星体QSO 0957+561 A，B的定期监测，现在普遍同意延迟约416天。这使得有可能确定光变曲线中的微透镜残余，参见Pelt等人（1998）。我们使用了两个显著的微透镜特征：1）持续约8年的变化小于0.05等的“安静”期，以及2）在约5年的时间间隔内0.25等的残差变化。第一个特征给出了给定标准化源半径“r”的透镜质量“M”的下限，而第二个特征给出了上限。我们认为连续体中的质量是一个自由参数，其值可能在0%（透镜中的所有质量）和90%之间。在1%的显著性水平下，质量只能限制在相当宽的范围内（1 e-06 M_solar到5 M_solar）。对于源的半径“R”，发现上限为1 e16 cm，而归一化的源半径“r”被限制为小于30。然而，在10%的水平上，可能的质量范围要窄得多（2 e-03 M_solar到0.5 M_solar），R的上限约为6 e 15 cm，而“r”的值被限制在小于2。我们采用的有效横向速度V等于600 km/s。
2000-05-18 astro-ph
Polarization properties of broad absorption line QSOs : new statistical clues
我们报告的结果进行了统计测试的样本139宽吸收线（BAL）类星体具有良好的质量的光谱和/或光学偏振数据。系统地研究了光学指数与偏振度p_0的关系。为了确定最重要的相关性，我们对30个BAL类星体和8个量（包括p_0）进行了主成分分析。数据中的大部分方差包含在两个主成分（PC）中：PC 1主要由Balnicity指数BI和Feii发射强度之间的相关性决定，并且可能由物质到中心致密物体上的吸积速率驱动。PC 2的变化主要是由于p_0和分离指数DI之间的反相关性。PC 2可能与BAL类星体相对于视线的方向有关。我们还考虑了21个BAL类星体的光谱偏振样本，我们定义了四个指数描述的吸收和发射线的偏振特性。我们发现一个可能的反相关性之间的分离指数和SI的量，其中测量的极化通量和总通量中的civ吸收的深度的比率。这种相关性表明，在BAL类星体与天鹅座P剖面，BAL槽的偏振通量几乎一样深的总流量，而在BAL类星体与分离反射，BAL槽的偏振通量比总流量弱得多。我们表明，我们的主要结果可以解释的“两个组件”的风模型的框架。在这个模型中，广泛的吸收发生在密集的赤道风出现的吸积盘，而散射和偏振主要发生在极地地区。
2004-08-25 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
RX J0947.0+4721 - an extremely soft Narrow Line QSO
RX J0947.0+4721是一个新发现的窄线Seyfert 1型天体，具有类星体的亮度（M_B = -24.8）。它是在ROSAT全天巡天（RASS）中探测到的，后来又在ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）的17次定点观测中探测到的。光谱中含有较强的Fe Ⅱ发射。我们应用几种光谱模型的X射线数据。单次幂律拟合得到光子指数为-4.2。单组分热模型低估了1千电子伏以上的通量。一个很好的拟合得到的黑体加幂律模型（光子指数为1.7固定）修改银河系吸收。最佳拟合温度为T_bb= 108 ± 8 eV，ROSAT波段的通量比为f_bb/f_pl = 6。大的计数率变化是可见的，最大幅度的因子> 17.5。最快的变化是在25小时内下降2.7倍。未观察到光谱变化。两分量模型的最大和最小光度值分别为1.0*10^46 ergs/s和< 6*10^44 ergs/s。我们讨论了可能的解释极端的柔软性和所观察到的变异性。
1997-12-23 astro-ph
$Δα/α$ from QSO absorption lines driven by an oscillating scalar field
基于对宇宙学加速负有责任的标量场的振荡行为，将VLT-UVES样品中类星体吸收线的新结果与Keck/HIRES观测中精细结构“常数”的时变性进行了比较。
2004-12-17 astro-ph
New Near-Infrared Spectroscopy of the High Redshift Quasar B 1422+231 at z=3.62
我们提出了新的近红外光谱（静止框架紫外-光学）的高红移，引力透镜类星体B1422 +231（z=3.62）。Fe II，[OIII]5007和Hb的诊断发射线，通常用于确定无线电安静和无线电大声类星体的激发，电离和化学丰度，被检测到。我们的新数据表明，Fe Ⅱ（UV）/Hb=18.1+-4.6和Fe Ⅱ（光学）/Hb=2.3+-0.6的比值分别比Kawara等人（1996）报道的比值高1.6和3.3倍，尽管两次测量的比值[OIII]5007/Hb=0.19+-0.02几乎相同。测量之间的线通量比的差异可能是由于改进的数据和拟合程序，而不是固有的变化。虽然迄今为止观测到的高z类星体中约有一半具有更极端的Fe II（光学）/Hb比值，但对B 422+231测量的线比与低z类星体的Fe II（光学）比值的观测范围一致。
1998-12-21 astro-ph
XMM observations of the narrow-line QSO PHL 1092: Detection of a high and variable soft component
我们目前的结果的基础上进行的高光度窄线类星体PHL 1092在2003年1月的XMM-牛顿观测。0.3 - 10 keV的光谱由一个模型很好地描述，该模型包括幂律（Gamma ~ 2.1）和两个黑体分量（kT ~ 130 eV和kT ~ 50 eV）。软X射线过量发射是无特征的，并且在0.3 - 10 keV波段中占总X射线发射的约80%。目前观测的最显著特征是在非常短的时间尺度上检测到X射线的变化：X射线发射在大约5000 s内变化了35%。我们发现，这种变异性可以解释为假设只有整体的正常化在观察过程中发生变化。没有任何短期光谱变化的证据，即使在1997年进行的ASCA观测期间，光谱形状也相似。考虑到黑洞的高本征光度（~ 2x10^45 erg/s）和大的推断质量（~ 1.6x10^8 M_sun），观测到的变率时间尺度表明，接近爱丁顿光度的辐射来自非常靠近黑洞的地方。我们认为PHL 1092是一个快速旋转的黑洞，其X射线辐射与银河系黑洞源的高软态相对应。
2004-08-18 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
New Insights on the QSO Radio-Loud/Radio-Quiet Dichotomy: SDSS Spectra in the Context of the 4D Eigenvector1 Parameter Space
我们寻找射电强（RL）和射电静（RQ）1型活动星系核（AGN）之间的二分法/双峰性。我们研究了几个样本的SDSS类星体与高S/N光谱和匹配的FIRST/NVSS射电观测。我们使用无线电数据来识别具有FRII结构的最弱RL源，以定义RL/RQ边界，其对应于log L $_{1.4GHz}$ =31.6尔格s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。我们测量宽线H $β$和Fe II发射的性质，以定义4DE 1光谱诊断空间的光学平面。RL类星体在这个光学平面上占据了比RQ源更有限的域，二维Kolmogorov-Smirnov检验发现这是非常重要的。这告诉我们，RL源的BLR运动学和结构的范围比RQ类星体更受限制，这支持二分法的概念。FRII和CD RL源还显示出显著的4DE 1域差异，这可能反映了这两个类别的视线方向（分别为倾斜与正面）的差异。RQ和RL源之间存在不同的射电中间体（RI）种群的可能性是不利的，因为4DE 1诊断空间比较显示RI和RQ源之间没有差异。我们发现，在无线电与辐射热光度图的二分法搜索将产生模糊的结果，主要是因为在一个相当完整的样本，无线电最亮的RQ源将是众多的，足以模糊RQ和RL源之间的差距。在NVSS和FIRST的分辨率约束下，我们在宽线类星体中没有发现FRI源。
2008-04-04 astro-ph
Amplification and variability of the AGN X-ray emission due to microlensing
我们考虑了微透镜效应对活动星系核Fe K $α$谱线和X射线连续谱放大和变化的贡献。为了研究谱线和X射线连续谱的变化，我们研究了微透镜效应对类星体X射线谱的影响。为了描述盘发射，我们使用了射线跟踪方法，同时考虑两个度量，史瓦西和克尔。我们发现，铁K $α$和连续可能会经历显着放大的微透镜事件（即使是非常小的质量的微透镜）。此外，我们还研究了微透镜效应对高红移类星体X射线光变的贡献，发现宇宙学分布的偏转器可能对高红移类星体（z>2）的X射线光变有显著贡献。
2006-11-01 astro-ph
Short-timescale Fluctuations in the Difference Light Curves of QSO 0957+561A,B: Microlensing or Noise?
利用类星体0957+ 561 A，B的光学R波段数据，我们制作了两条新的差光变曲线（A像的时移光变曲线和B像的星等移光变曲线重叠约330天）。我们观察到零线周围的噪声行为，没有短时间尺度的事件（持续时间为几个月），其中事件一词指的是一个突出的特征，可能是由于微透镜或另一个可变性来源。只有一个事件持续两个星期，上升- 33 mmag被发现。测量的限制可能的微透镜变化可以用来获得信息的粒度的暗物质在主透镜星系和大小的源。此外，还可以测试观测噪声引起差信号均方根平均值和局部特征的能力。我们集中讨论了最后一个问题。组合光度计与由固有信号加上高斯观测噪声组成的过程有关。本征信号被假定为平滑函数（多项式）或平滑函数加上平稳噪声过程或相关平稳过程。利用这三张无微透镜的照片，我们导出了与观测完全一致的模型。最后，我们讨论了我们的望远镜（在泰德天文台）的灵敏度的几类微透镜的变化。
2000-10-14 astro-ph
Investigating the nature of narrow-line Seyfert 1 galaxies with high-energy spectral complexity
随着XMM的投入使用，在一些窄线塞弗特1星系（NLS 1）中发现了2.5-10 keV的光谱复杂性。在这项工作中，我们定义了两个样本的NLS 1：一个复杂的样本，其成员表现出高能量的复杂性（C-样本），和一个一般的样本的NLS 1的2.5-10 keV的光谱不强烈偏离一个简单的幂律（S-样本）。考虑到每个对象的历史光变曲线，我们发现，C-样品是代表NLS 1在低X射线通量状态，而S-样品的成员似乎是在一个典型的通量状态。此外，从α_ox的测量与同期的UV/X射线数据，我们发现，NLS 1的C-样品出现在观测时的X射线较弱。对于C样本中的两个NLS 1，可以获得alpha_ox的多历元测量，并且表明随着2.5-10 keV之间的复杂性减小，alpha_ox接近更正常的值。这意味着当一个源的X射线通量变化时，它可以从一个样品过渡到另一个样品。第二，C样品源平均表现出较强的Fe Ⅱ光学发射，其中三个最极端的（Fe Ⅱ/H_β> 1.8）Fe Ⅱ发射体都表现出2.5-10 keV波段的复杂性。然而，目前尚不清楚，如果铁II强度和光谱复杂性之间的可能的连接是由于铁II生产机制，或因为强铁II发射体可能表现出最大的可变性，因此更有可能被困在一个极端（低）通量状态。根据目前的分析，我们不能直接将吸收或反射作为X射线复杂性的原因。
2006-02-07 astro-ph
3D spectroscopy as a tool for investigation of the BLR of lensed QSOs
微透镜对类星体中的线光源和连续光源进行选择性放大，可以改变类星体各分量的连续谱斜率和谱线形状。比较透镜类星体不同成分的光谱和不同时期观测到的图像的光谱，可以推断出存在millilensing，microlensing和内在的变化。特别是微透镜效应可以用来研究活动星系核中的未分辨宽线和连续谱发射区结构。因此，利用三维光谱学对透镜类星体的光谱监测为研究活动星系核中的BLR结构提供了新的可能性。在这里，我们讨论的观测效果，可能会出现在BLR微透镜的类星体的光谱。
2005-12-23 astro-ph
X-raying the Ultraluminous Infrared Starburst Galaxy and Broad Absorption Line QSO, Markarian 231, with Chandra
利用ChandraACIS-S3的40 k曝光量，获得了超亮红外星系Markarian 231 X射线辐射中星暴和类星体成分的新信息。大部分的X射线光度是从一个未解析的核点源发出的，并且光谱非常硬，大部分的通量都在2 keV以上。最值得注意的是，在2 keV以上的能量下，显着的核变率（约6小时内减少约45%）表明钱德拉探测中心黑洞的光小时。虽然我们同意Maloney和Reynolds的观点，即没有观察到直接连续谱，但这种可变性加上FeKa发射线等效宽度的188 eV上限，反对这些作者基于ASCA数据提出的反射主导模型。相反，我们倾向于这样一种模型，在这种模型中，一个小的、康普顿厚度的吸收体阻挡了直接的X射线，只有来自多个视线的间接的、散射的X射线才能到达观察者。扩展的软，热发射包括星系的光学范围，并表现出解决结构。探测到一个0.35-8.0 keV光度为LX = 7 × 10 ^{39} erg s^{-1}的非核X射线源，与附近其它星暴中的超亮X射线源一致。我们还提出了一个未公布的FOS光谱从HST档案显示广泛的C IV吸收。
2001-12-13 astro-ph
Possible time-variability of the fine-structure constant expected from the accelerating universe
我们给出了精细结构常数随时间变化的理论计算，以拟合最近对类星体吸收线测量的精确分析结果。我们发现标量张量理论的参数和初始值要比拟合加速的宇宙本身精确得多，但导致不容易检测到的暗能量的状态方程在早期的时代的影响。
2007-12-29 astro-ph
The proximity effect in a close group of QSOs
我们提出了一个分析的邻近效应的样本中的10个2 A分辨率类星体光谱的Ly α森林<z>= 2.9。我们采用了一种新的技术，它是基于传输通量本身的统计数据，而不是调查个别吸收线的数密度的变化。我们确认在> 99%的置信水平上存在邻近效应。我们推导出了在莱曼极限J = 3.5^{+3.5}_{-1.3} x 10^{-22}尔格/秒/厘米^2/赫兹/锶时河外背景辐射的平均强度值。这个值假定从高电离线测量的类星体红移与真实的系统红移相差约800公里/秒。我们发现在2.6西格玛水平的证据表明，邻近效应的意义与类星体莱曼极限光度。考虑到已知的类星体变化，相关性的重要性降低到2.1西格玛。类星体在天空中形成一个紧密的群体，因此样本非常适合于研究前景邻近效应，其中背景类星体的Ly α森林受到附近前景类星体的紫外辐射的影响。从完整的样本中，我们没有发现这种效应存在的证据，这意味着要么J > 20 x 10^{-22}尔格/秒/厘米^2/赫兹/锶，要么类星体在天空平面上发射的电离辐射至少比沿视线到地球的电离辐射少1.4倍。然而，我们发现了一个反例。我们的样本包括一个前景类星体的幸运星座，周围有四个邻近的背景类星体。这四个光谱在前景类星体红移的+/-3000 km/s范围内都表现出低密度吸收。
2001-08-14 astro-ph
Further constraints on variation of the fine structure constant from alkali doublet QSO absorption lines
类星体吸收线光谱与实验室光谱的比较为精细结构常数α在宇宙学时间尺度上的变化提供了精确的探测。我们约束在21凯克/HIRES硅IV吸收系统中的α的变化，使用碱的双峰（AD）的方法，其中α的变化与双峰间距的变化。用AD方法获得的精度增加了3倍：da/a =（-0.5 +/- 1.3）* 10^{-5}。我们还分析了潜在的系统误差在这个结果。最后，我们比较了AD方法与多重峰方法，它已经取得了一个数量级的更高的精度，我们讨论了AD方法的未来。
2001-07-22 astro-ph
The Population of Weak Mg II Absorbers I. A Survey of 26 QSO HIRES/Keck Spectra
我们在26个类星体的HIRES/Keck谱中寻找了“弱”MgII吸收体[那些W_r（2796）<0.3A的吸收体]。我们发现了30个，其中23个是新发现的。在红移0.4 < z < 1.4的范围内，谱线的累积红移路径为~17.2。每单位红移的吸收体数目dN/dz随着等效宽度阈值的减小而增加;对于0.02 <= W_r（2796）< 0.3 A的样品，我们得到dN/dz = 1.74+/-0.10。等效宽度分布遵循斜率为-1.0的幂律;在W_r = 0.9时，直到W_r（2796）= 0.02 A时没有翻转<z>。弱吸收体至少占MgII总吸收体的65%，其数量超过莱曼极限系统（LLS）3.8+/-1.1倍;大多数弱MgII吸收体必须出现在低于LLS的环境中。最后，我们预测约5%的W_r（1215）> 0.1 A的Lyman-alpha森林云将有可检测到的Mg II吸收到W_r，min（2796）= 0.02 A，这主要是一种高金属丰度选择效应（Z/Z_sun] > -1）。这意味着MgII吸收结构的数字突出作为示踪剂的子LLS环境中的气体已被恒星处理。我们将W_r（2796）> 0.02 A吸收体的数密度与高、低表面亮度星系的数密度进行了比较，发现基准吸收体的大小为35 h ^-1 ~ 63 h ^-1 kpc，这取决于假设的星系数量及其吸收特性。单个吸收“云”的W…
1998-08-10 astro-ph
Is the X-ray spectrum of the narrow emission line QSO PG1211+143 defined by its energetic outflow?
2001年对明亮的类星体PG 1211 +143的XMM-牛顿观测揭示了一个蓝移的吸收线光谱，表明高度电离气体的高速径向流出。除非高度准直，流出的质量率被证明是可比的吸积率，与机械能的显着部分的热光度。现在，对XMM-牛顿数据集的完整分析允许探索这种能量外流的更广泛影响。我们发现，在电离流出的主要连续通量的吸收和再发射，连同第二个，不太强烈的吸收，连续分量可以解释强“软过剩”在PG 1211 +143没有极端的速度“涂抹”与观察到的吸收线宽冲突。先前未发表的数据从第二XMM牛顿观测PG 1211 +143被证明是一致的新的光谱模型，发现额外的连续分量占主导地位的光谱变化。我们推测，这种可变的连续分量是由高速外流提供动力的。
2006-10-04 astro-ph
ASCA observation of Unusually X-ray Hard Radio Quiet QSO Kaz 102
作为硬X射线选择活动星系核完整光谱表征计划的一部分，我们用ASCA观测了射电宁静类星体Kaz 102（z=0.136）。我们发现Kaz 102显示出不寻常的光谱特性。一个简单的幂律吸收在我们的银河系给出了一个令人满意的描述的光谱。然而，它表现出非常硬的光子指数伽马=1.0，没有深吸收或突出的光谱特征的迹象。我们进一步探讨了康普顿反射与铁K-α线和暖吸收体模型硬化光谱。两者均符合统计学要求。然而，康普顿反射模型需要非常低的金属丰度（0.03-0.07太阳单位）。没有直接成分的暖吸收体模型是优选的，并且给出了非常高的电离参数xi=200。如果是这种情况，xi值、暖吸收体柱密度和大约10年的变化性可能表明暖吸收体位于宽线区域，并穿过中心X射线源的视线。
2003-02-20 astro-ph
Variability of Broad and Blueshifted Component of [OIII]$λ$5007 in IZWI
虽然[OIII] $λ$ 5007的非对称外形的存在已经被发现了很长时间，但对其归属和物理性质知之甚少。将2001年11月16日和2002年12月3日拍摄的I-ZWI的两个新光谱与BG 92的光谱进行了比较。获得了以下结果。1)确定了在大约10年的时间内分离观测的宽[OIII]的某些变化。推测的[OIII]宽发射区的长度范围为0.3 - 3 pc。通过假设发射区的开普勒运动，材料发射宽[OIII]可能位于瞬态发射线区，在BLR和NLR之间。2）发现Fe Ⅱ的发射与H $β$（或连续体）的通量之间存在正相关关系。另一方面，参数RFe随电离连续区的减小而减小。（3）在I-ZWI中，由于$\rm{[OIII]_{n}/Hβ_{n}}$（$\sim1.7$）的低通量比，我们探测到一个低电离的NLR。
2005-04-04 astro-ph
Radio spectra and polarisation properties of radio-loud Broad Absorption Line Quasars
我们提出了15个无线电发射宽吸收线类星体（BAL类星体）的样本的多频观测，覆盖74 MHz和43 GHz之间的光谱范围。它们大多显示出凸形的射电频谱，通常在大约1-5 GHz（在观察者的静止坐标系中）达到峰值，在MHz频率处变平，可能是由于同步加速器自吸收，并且在高频处变得更陡，即，>~ 20 GHz。VLA 22-GHz图（HPBW ~ 80 mas）显示未分辨或非常紧凑的源，线性投影大小<= 1 kpc。约2/3的样品在8.4 GHz下看起来未极化或弱极化，在该频率下可以获得极化强度的合理上限。在观测坐标系和静止坐标系中，对BAL和非BAL类星体样本的光谱指数分布进行了统计比较，发现非BAL类星体的光谱较陡。然而，将这种比较限制在紧凑源导致两种分布之间没有显着差异。这种比较与BAL类星体不沿着特定视线定向是一致的。此外，我们的光谱形状，变化和偏振特性的分析表明，无线电BAL类星体共享几个共同的年轻的无线电源，如紧凑陡谱（CSS）或千兆赫兹峰谱（GPS）源的属性。
2008-05-30 astro-ph
On the absence of broad MgII emission-line variability in NGC 3516 during 1996
在1996年对塞弗特1号星系NGC 3516进行的HST/FOS监测活动中，紫外线连续谱显示出5倍的变化;相应地，最强的宽紫外线发射线（例如Ly-alpha，CIV）显示出稍弱，但仍然有显著的变化（2倍）。相比之下，没有变化被检测到在强宽MgII+UV Fe II发射线复合物。虽然从历史上看，在广泛的MgII发射线的通量发生了变化（在几年内的2倍），轮廓形状没有被观察到改变在过去的十年。相比之下，高电离线（HILs）显示发射线通量和轮廓的变化相对较短的时间尺度上，这似乎是相关的连续水平的变化。值得注意的是，在1996年2月21日，HIL（例如Ly-alpha，CIV）和低电离线（LILs，例如MgII）的轮廓形状是相同的，当时连续能级处于最高水平。这些结果对NGC 3516中BLR的可行运动学模型施加了严格的约束，其中一些我们将在下面讨论。
1998-12-18 astro-ph
Revised fits to $Δα/α$ in consistency with the accelerating universe
尝试了一种新的类型的分析的时间变化的精细结构常数试图适合最近的结果从实验室测量，欧克陆约束和数据从类星体吸收线都与宇宙加速一致。
2009-01-14 astro-ph
