Gemini Near-infrared Spectroscopy of Luminous z~6 Quasars: Chemical Abundances, Black Hole Masses, and MgII Absorption
我们目前双子座近红外光谱观测六个发光类星体在z = 5.8 $\sim$ 6.3。其中5个是用Gemini-South/GNIRS观测的，它在交叉色散模式下提供了0.9 - 2.5 $μ$ m的同时波长覆盖。另一个源用Gemini-North/NIRI在K波段观测。我们计算所有检测到的发射线的线强度，并使用它们的比率来估计气体金属丰度在宽线区域的类星体。金属丰度被发现是超太阳的典型值$\sim$ 4 Z_{\sun}，与低红移观测的比较表明，没有强烈的演变，金属丰度z $\sim$ 6。类星体的FeII/MgII比率为4.9 +/-1.4，与低红移测量结果一致。我们估计中心BH的质量为10 ^9~10 ^{10} M_{\sun}，爱丁顿光度比为1级。我们确定了两个MgII $λλ$ 2796，2803吸收体，其在2.2 <z <3处具有静止等效宽度W_0 ^{\lambda 2796}> 1 μ m，并且在z> 3处具有W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 μ m，其中两个最远的吸收体分别在z = 4.8668和4.8823处。W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 Å的MgII吸收体的红移数密度（dN/dz）与z> 4之前没有宇宙演化一致。
2007-07-11 astro-ph
FeII/MgII Emission Line Ratio in High Redshift Quasars
本文分析了6个高红移类星体（z > 4）的近红外光谱观测结果，着重测量了紫外Fe Ⅱ/Mg Ⅱ发射线强度，以估计早期宇宙中强烈恒星形成的开始。为了研究Fe II/Mg II比值在宇宙时间内更宽范围内的演化，我们测量了复合类星体光谱的这个比值，这些光谱覆盖了0 < z < 5的红移范围，亮度几乎恒定，以及那些亮度跨越~6个数量级的光谱。详细比较高红移类星体与光度相当的低红移类星体的光谱，显示出实质上相同的Fe II/Mg II发射比，以及非常相似的连续谱和线光谱特性，也就是说，自z=5以来，明亮类星体中的气体铁与镁的相对丰度没有演化。目前的核合成和恒星演化模型预测，像镁这样的α-元素是在II型超新星的大质量恒星中产生的，而铁主要是在Ia型超新星中形成的，具有中等质量的祖先。这导致0.2至0.6 Gyr的铁富集延迟。我们的结论是，z>4类星体的宿主星系中强烈的恒星形成活动一定是在对应于z_f = 6 ~ 9的时期开始的，那时宇宙的年龄约为0.5 Gyr（H_o = 72 km/s/Mpc，Omega_M = 0.3，Omega_Lambda = 0.7）。这一时期与宇宙的再电离时期相对应。
2003-06-27 astro-ph
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: I. Survey Design and Incidence of MgII Absorbers at Cluster Redshifts
我们描述了与z = 0.3 - 0.9的星系团有关的吸收系统的第一次光学巡天。我们将SDSS DR 3类星体与来自红色序列星系团巡天的高红移星系团/群候选者进行了交叉相关。我们已经发现了442个类星体-星团对，在距离星团中心的横向（物理）距离d <2 Mpc处可能检测到MgII双重态。为了研究星系团红移时MgII系统的入射率（dN/dz）和等效宽度分布n（W），从这些对中抽取了两个统计样本：一个由高分辨率光谱类星体观测（46对）组成，另一个由文献中发现的MgII搜索中使用的类星体组成（375对）。结果表明：（1）强Mg Ⅱ系统（W_0> 2.0Ang.）近星系团的红移显示出明显的（> 3 sigma）过剩（高达15倍）：（2）在离星系团中心较近的距离（d <1 Mpc）比离星系团中心较远的距离（d <2 Mpc）的过剩更明显;（3）弱Mg Ⅱ系统（W_0 <0.3 Ang.）近星系团红移符合场统计。与场不同，这种二分法使得簇中的n（W）看起来是平坦的，并且在整个W范围内都符合幂律。最大质量的星团的子样本产生更强且仍然显著的信号。由于吸收体数密度或填充因子/截面影响吸收体统计，一个有趣的可能性是，我们已经检测到由于环境影响的截断晕的签名。因此，我们认为，强系统的过剩是由于人口的吸收在一个过密的星系环境中，和缺乏弱系统的不同人口，在集群环境中被摧毁。（节录）
2008-03-05 astro-ph
Early star formation traced by the highest redshift quasars
类星体环核区域相对于α元素的铁丰度被认为是恒星形成历史的时钟，更具体地说，是SNIa富集的时钟。我们通过测量红移范围为3.0<z<6.4的22个类星体的静止坐标系UV Fe Ⅱ碰撞，并将其移动到近红外，并将其与Mg Ⅱ 2798通量进行比较，研究了它们的铁丰度。观测是用一种设备进行的，该设备可以一次性获得0.8-2.4 μ m范围内的近红外光谱，从而能够最佳地去除Fe II凸块下面的连续体。我们在所有类星体中检测到铁，包括目前已知的最高红移（z=6.4）类星体。统一的观测技术和广泛的红移范围允许一个可靠的研究的趋势的Fe II/Mg II的比例与红移。我们发现Fe II/Mg II的比例几乎是恒定的，在所有的红移，虽然有边缘的证据，在类星体在z~6更高的Fe II/Mg II的比例。如果Fe Ⅱ/Mg Ⅱ比值反映了Fe/α丰度，那么这一结果表明z~6类星体已经经历了一个主要的铁富集事件。我们讨论了这一发现对z>6时恒星形成历史的可能影响。我们还检测到z~4.5的弱铁发射体，它们可能存在于进化较慢的系统中。或者，在高红移的Fe II/Mg II比的趋势可能反映了显着不同的物理条件的环核气体在这样的高红移类星体。
2003-09-08 astro-ph
Strong MgII systems in quasar and gamma-ray burst spectra
强MgII系统在伽马射线暴（GRB）谱中的出现率比类星体（QSO）谱中的出现率高几倍。我们研究了几种可能的解释，包括：尘埃遮蔽偏差，聚集的吸收剂，不同的光束大小的源，多波段放大伽玛射线暴的偏差，关联的吸收剂与伽玛射线暴事件或环暴环境。我们发现：（1）由于尘埃的遮蔽作用，类星体光谱中Mg Ⅱ系统的入射率可能被低估1.3-2倍，（2）Mg Ⅱ吸收体沿伽玛暴的等效宽度分布与类星体的分布一致，说明吸收体比源的光束尺寸更大; iii）平均而言，显示一个以上MgII系统的GRB余辉比其他系统亮1.7倍，表明所观察到的差异的透镜起源; iv）引力透镜（以不同的形式，从星系透镜效应到微透镜效应），如果瞬发伽马射线辐射和光学余辉的光度函数平均较弱，（5）某些吸收体可能与环暴环境有关，或由与GRB事件本身无关但位于同一恒星形成区的超新星遗迹产生。除了可能的放大偏倚外，这些效应之一本身不太可能完全解释观察到的计数。然而，它们中的一些的联合作用可以大大降低差异的统计显著性。
2007-01-05 astro-ph
Evolution of quasar absorption-selected galaxies
我们提出的调查结果的星系选择其气体横截面产生的背景类星体的光谱中的MgII吸收线。该样本包括11个覆盖红移范围为0.7 <z <1.2的星系，并与15个MgII吸收星系的较低红移样本相结合。光谱范围从现在的椭圆星系到不规则星系。先前在较低红移时发现的晕半径和星系光度之间的强相关性在z = 1时仍然成立。对于低和高红移的样本，我们已经建立了模板光谱结合个别星系的光谱。我们使用这些模板来分析的平均丰度和过去的历史恒星形成的镁II吸收星系。
1997-05-21 astro-ph
Black hole masses and enrichment of z ~ 6 SDSS quasars
我们对5个z ~ 6类星体进行了灵敏的近红外光谱观测。它们是宇宙中目前已知的最遥远的类星体之一。光谱已获得使用ISAAC在VLT和包括CIV，MgII和FeII线。我们测量Fe II/Mg II线比，作为Fe/α元素比的观测代理。我们推导出我们的样本的比率为2.7+/-0.8，这与低红移类星体的发现相似，即，我们提供了额外的证据，证明类星体的Fe II/Mg II谱线比在最高红移处没有演化。这一结果表明，样本类星体必须经历了一个主要的插曲铁富集在小于一个陀螺和恒星形成必须开始在z > 8。MgII和CIV线的线宽给出了黑洞质量的两个估计。第三种估计是假设类星体以它们的爱丁顿光度发射。使用这三种方法得到的质量一致，这意味着类星体不太可能是强透镜的。我们推导出中心黑洞的质量为0.3-5.2 × 10^9太阳质量。我们使用的MgII（类星体的系统红移的代理）和冈恩彼得森槽的发病率之间的差异，推导出我们的目标类星体周围的电离斯特朗格伦球的范围。导出的物理半径约为5 Mpc。使用一个简单的电离模型，中心类星体的辐射需要10^6-10^8年的时间才能在周围中性分数在0.1 ~ 1.0之间的星系际介质中产生这些空洞。由于中心吸积黑洞的e-折叠时间尺度大约是10 ^7年的几倍，因此它可以在这个时间跨度内增长一个e-折叠或更少。
2007-07-11 astro-ph
Constraining MgII absorbers with the SDSS
利用Nessel等人（2005）在SDSS早期数据发布中探测到的0.4<z<2.2的MgII吸收体的大样本，我们基于两个统计分析提出了对这些系统物理性质的新约束：（i）通过计算有吸收体和无吸收体的类星体的合成光谱之间的比率，我们测量了这些介入系统引起的红化效应;（ii）通过叠加具有强MgII吸收线的类星体的SDSS图像，并分离出PSF周围的多余光，我们测量了吸收星系的平均光度和颜色。这种统计方法不需要任何光谱跟踪，并允许我们约束吸收体系统的光度特性。
2005-12-17 astro-ph
Implications of Quasar Black Hole Masses at High Redshifts
我们研究了15个明亮的高红移类星体（3.3 < z < 5.1）的样本，以测量它们的超大质量黑洞（SMBH）的质量，并首次比较了基于CIV，MgII和Hbeta发射线的高红移结果。假设引力束缚轨道是主要的宽线区气体运动，我们确定了黑洞质量的范围为M_bh = 2 × 10^8 M_sun到M_bh = 4 × 10^10 M_sun。虽然黑洞质量估计的基础上CIV和Hbeta同意，镁II通常表明一个因素的$\sim 5 \times$较低的SMBH质量。一个更平坦的Hbeta半径-光度关系的斜率，一个可能更陡峭的MgII半径-光度关系的斜率，以及一个比Hbeta稍大的MgII BLR半径可以缓和这种差异。尽管存在这些不确定性，但CIV、Mg II和H β发射线一致地表明，在红移z = 5.1之前，质量为10^9太阳质量数倍的超大质量黑洞。假设球形吸积的对数增长与质量能量转换效率为0.1和爱丁顿比L_bol / L_edd分别计算每个类星体，我们估计黑洞的增长时间的数量级为几个~100亿年，这是小于宇宙的年龄在相应的红移。假设存在大质量的种子黑洞（M_bh^seed = 10^3 ~ 10^5 M_sun），则z = 3.5的类星体中的SMBH在红移z > 4时开始增长，而z > 4.5的类星体中的SMBH在红移z = 6 ~ 10时开始增长。这些估计的时间尺度形成SMBH在高红移，…
2004-05-06 astro-ph
On the Incidence of Strong MgII Absorbers Along GRB Sightlines
本文报道了沿长持续时间伽马射线暴（GRBs）视线的强（静止等效宽度W_r >= 1A）、介入MgII系统的观测结果。伽玛射线暴光谱，包括调查有一个异构的混合分辨率和波长覆盖范围，但我们实施了严格的，统一的搜索标准，以获得一个定义明确的统计样本。我们确定了15个强MgII吸收沿14 GRB视线（几乎每个视线至少有一个吸收器）与光谱覆盖的总路径长度Δ z = 15.5，平均红移<z>= 1.1。相比之下，这种吸收体系统沿着相同的路径长度到类星体视线的预测入射率仅为3.8。沿着伽玛射线暴视线的大约四倍高的发生率与大于99. 9% c.l.的统计波动不一致。有几种效应可以解释这个结果：（i）镁II吸收体中的尘埃掩盖了微弱的类星体，使得沿着类星体的视线观察到的入射率较低;（ii）气体是GRB事件的内在因素;（iii）GRB被这些吸收体引力透镜化。我们对前两种效应提出了强有力的论据，并认为透镜效应是一个不太可能的解释。结果表明，我们对吸收线研究的基本信念中至少有一个是有缺陷的。
2006-06-19 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
Using weak MgII lines to chart Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的检测，基于HST和凯克数据，在类星体PKS 0454+039的Ly-alpha森林中的两个特殊的吸收体。这些云，在红移z=0.6248和0.9315分别，显示MgII和FeII的吸收线除了Ly-alpha线。基于光电离模型，这些被推断为被星系际紫外背景光电离，HI柱密度在15.8 < N（HI）< 16.8的范围内。此外，如果假设重元素的相对丰度与我们银河系的耗尽云相似，这两种吸收体的丰度都大于太阳值，这是与类星体无关的吸收体的独特情况。我们初步认为，这些吸收体可能选择巨大的低表面亮度星系。
1998-10-12 astro-ph
Narrow associated QSO absorbers: clustering, outflows and the line-of-sight proximity effect
利用斯隆数字巡天数据发布3（SDSS DR 3）的数据，我们研究了窄（<700 km/s）CIV和MgII类星体吸收线系统在类星体周围的分布。CIV吸收体位于1.6 < z < 4的红移范围内，MgII吸收体位于0.4<z<2.2的范围内。通过将吸收体与不同但相邻的视线上的类星体相关联，我们测量了在4到30 Mpc之间的共动尺度上类星体周围吸收体的聚集。观测到的共动关联长度为r_o~ 5 h ^-1 Mpc，与在这些红移下观测到的亮星系相似。通过比较吸收体与类星体的相关性，发现：（1）类星体破坏吸收体时，沿其视线方向的同向运动距离为~ 300 kpc（CIV）和~ 800 kpc（MgII）;（ii）>40%的CIV吸收剂在3，000 km/s的类星体不是大规模集群的结果，而是与类星体本身直接相关;（iii）这种内禀吸收体的数量级扩展到12，000 km/s量级的外流速度;（iv）这种外流分量在射电强和射电静类星体中都存在;和（v）一个小的高速流出成分中观察到的MgII人口，但任何进一步的内在吸收剂成分是检测不到的，在我们的聚类分析。我们还发现，在3,000 km/s的范围内，射电强的类星体比射电静的类星体的吸收系统更丰富。这表明，要么是无线电噪声较大的天体生活在更大质量的晕中，要么是它们的无线电活动产生了额外的低速外流，或者两者兼而有之。
2008-02-27 astro-ph
Detection of 20-30 Mpc-scale Galaxy Structures Embedded in 100 Mpc-scale Structures of Quasars and MgII Absorbers at z~0.8 and z~1.2
我们报告了在40'x35'视场中发现的两个星系的大尺度结构，它们嵌在一个25 ° ^2的区域中，而在此区域中，先前已经探测到了两个100 Mpc尺度的类星体和z~0.8和z~1.2的Mg II吸收体结构。使用深光学（V-和I-波段）成像，我们能够选择高红移（0.5<z<1.3）的早型星系，即那些比z=0.5的星系团红序列更红且I<23.5的星系。通过与35'x35'的控制场进行比较，我们发现这些红色星系多出30%，相当于整个场中有563个星系。多余星系的颜色分布在2.7<V-I<3.1处显示出一个相干峰，星等分布可以用Schechter函数很好地描述，明确地表明星系多余主要是由于z=0.83 \pm 0.08处的早型星系群。在后续的近红外成像的四个最好的集群候选人，我们确定了三个集群在z=0.8 \pm 0.1，每个有明确的红色序列的~20星系在I-K~3.4，形成一个结构20兆秒差距。第四个候选星系对应于先前发现的z=1.2 \pm 0.1的星系团，它与28个K<20.5的星系一起被证实，这些星系的VIJK颜色与z~1.2的被动演化星系一致，位于星系团中心的1'以内。这项研究的结果支持存在两个片状的大尺度星系结构，延伸到20-30 Mpc尺度的光学数据探索，一个“片”在z~0.8与三个相关的集群，第二个“片”在z~1.2与一个嵌入的集群。我们的研究结果证实，至少在探测区域内，两个…
2004-04-05 astro-ph
Discovery of a z=0.808 damped Lyman-alpha system candidate in a UV selected quasar spectrum
我们提出了一个新的中间红移阻尼莱曼-α吸收系统候选者的观察，发现在光谱跟踪过程中发现的150 A宽带通紫外成像调查在2000 A检测到的源。该系统显示非常强的MgII和FeII线和高的FeII/MgII比，其中，以下光电离模型，表明一个非常高的中性氢柱密度。这类系统在红移<1.7时非常罕见，但对于理解星系中恒星形成的演化至关重要，新发现的候选者值得在不久的将来进一步研究
1998-09-30 astro-ph
High Resolution STIS/HST and HIRES/Keck Spectra of Three Weak MgII Absorbers Toward PG 1634+706
高分辨率光学（HIRES/Keck）和紫外（STIS/HST）光谱，涵盖了大范围的化学跃迁，分析了三个单云弱MgII吸收系统沿视线向类星体PG 1634+706。类星体光谱中微弱的MgII吸收线追踪着富含金属的环境，这些环境很少与最明亮的星系（> 0.05 L ^*）密切相关。z=0.81和z=0.90的两个弱MgII系统被限制为具有>=太阳的金属丰度，而z=0.65系统的金属丰度没有那么好的限制，但与>1/10太阳一致。这些弱的MgII云很可能是低金属量环境中高金属量的局部口袋。所有这三种系统都具有两相气体，较高密度区域产生较窄的吸收线用于低电离跃迁，如MgII，而较低密度区域产生较宽的吸收线用于高电离跃迁，如CIV。一个系统（z=0.81）的CIV廓线可以用一个宽分量（b~10 km/s）拟合，而另外两个系统的CIV廓线则需要一个或两个附加的偏置高电离云。两种可能的物理图片相结构进行了讨论：一个低电离，密度较大的相嵌入在一个较低的密度周围的介质，和其他更密集的团块周围更高度电离的气体。
2003-02-19 astro-ph
Testing the Possible Intrinsic Origin of the Excess of Very Strong MgII Absorbers Along GRB Lines-of-Sight
Prochter等人（2006）的惊人发现：在类似的红移范围内，沿伽马射线暴（GRB）视线（[dN/dz]_{GRB} = 0.90）的非常强（W_r（2796）>1 A）的MgII吸收体的频率是沿类星体视线（[dN/dz]_{QSO} = 0.24）频率的三倍以上，这一发现还有待理解。我们重新考虑了这样一种可能性，即对伽玛暴来说，过量的非常强的MgII吸收剂是伽玛暴本身或其周围环境所固有的，并且与速度高达v_{max} ~ 0.3c的大量外流有关。为了验证这一假设，我们收集了81个类星体的27个W_r（2796）> 1 A吸收系统的样本，并将它们的性质与6个伽玛暴的9个W_r（2796）>1 A吸收系统的性质进行了比较;所有的系统都是用甚大望远镜上的紫外和可见中阶梯摄谱仪以高光谱分辨率（R = 45，000）观测的。我们在两个人口的吸收剂性能进行多重比较，测试金属丰度，电离状态，丰度模式，尘埃丰度，运动学和相结构的差异。我们发现使用任何这些指标的两个吸收人口之间没有显着差异，这意味着，如果对伽玛射线暴视线的过剩吸收确实是内在的，他们必须在一个过程中产生的过程具有很强的相似性，产生强大的MgII系统与介入星系。虽然这似乎是一个先验不可能的，考虑到任何内禀模型所需的高流出速度，我们注意到，同样的结论是得出的，最近，在一些类星体中看到的窄吸收线系统。
2009-03-04 astro-ph
The Advantage of Increased Resolution in the Study of Quasar Absorption Systems
我们用Subaru上的HDS仪器获得了PG 1634 +706（z_QSO = 1.337，m_V = 14.9）的新的R = 120，000谱，并与以前用HIRES/Keck获得的R = 45，000谱进行了比较。在z = 0.9902的强MgII系统和z = 1.0414的多重云，弱MgII系统中，我们发现，在较高的分辨率，额外的组件被解决在一个混合的配置文件。我们发现两个单云弱MgII吸收体已经在R = 45，000处被解析为b = 2 - 4 km/s。我们在R = 120，000光谱中测量的最西进线是银河系NaI吸收的一个组成部分，b = 0.90+/-0.20 km/s。我们讨论了类似的窄线在各种应用中的预期，包括研究的DLAs，强MgII吸收剂的MgI阶段，和高速云。通过将Voigt轮廓拟合应用于合成线，我们比较了在R = 45，000和R = 120，000处可以准确恢复线轮廓参数的一致性。我们估计从超高分辨率在解决窄分离的速度分量的吸收剖面中获得的改善。我们还探讨了影响的同位素线位移和超精细分裂线轮廓参数的测量，并需要确定这些影响的光谱分辨率。类星体的超高分辨率光谱，这将是经常可能的20米级望远镜，将导致更高的灵敏度吸收线调查，并确定更准确的物理条件，为冷阶段的气体在各种环境中。
2006-08-04 astro-ph
High Redshift Quasars and Star Formation in the Early Universe
为了获得早期宇宙中恒星形成历史的信息，我们观测了6个高红移（z=3.4）类星体的近红外光谱，测量了铁和\mgii的相对发射强度。详细比较所得的光谱与那些低红移类星体显示基本上相同的FeII/MgII发射比和非常相似的连续谱和线光谱特性，表明缺乏进化的相对铁镁丰度的气体，因为z=3.4在明亮的类星体。根据目前星系化学演化的设想，即镁产生于II型SNe的大质量恒星，而铁主要形成于Ia型SNe，延迟约1 Gyr，并假设宇宙学参数H_o = 72 km/s Mpc，Omega_M = 0.3，Omega_Lambda = 0.7$，我们的结论是，我们的z=3.4类星体的宿主星系中的主要恒星形成活动一定已经开始于对应于z_f ~= 10的时代，那时宇宙的年龄小于0.5 Gyrs。
2001-09-13 astro-ph
Measuring the black hole masses of high redshift quasars
本文提出了一种用光谱学方法测定高红移类星体黑洞质量的新方法。新方法利用低电离MgII发射线的半高宽（FWHM）和宽线区（BLR）半径与3000埃处的连续发光度之间的相关性。使用档案紫外光谱，它被发现，BLR半径和3000埃的光度之间的相关性是紧密的，比5100埃的光度建立的相关性。此外，它被发现，BLR半径和3000昂光度之间的相关性是一致的形式$R_{BLR} \propto lambda L_{lambda}^{0.5}$的关系，作为一个恒定的电离参数预期。使用样品的对象与宽线半径混响映射确定它示出的MgII和H β的半高宽是一致的，以下一个确切的一对一的关系，如预期的，如果H β和MgII发射在相同的半径从中央电离源。由此产生的维里黑洞质量估计的基础上休息帧UV观测重现黑洞质量测量的基础上混响映射到2.5（1西格玛）的一个因素。最后，新的紫外黑洞质量估计产生相同的结果时，已建立的光学（H β）估计应用于128个中等红移（0.3<z<0.9）类星体从大亮类星体巡天和无线电选择Molonglo类星体样本。因此，我们得出结论，新的紫外维里黑洞质量估计器可以可靠地用于仅通过光学光谱来估计从z~0.25到z~2.5类星体活动峰值时期的类星体黑洞质量。
2002-07-19 astro-ph
Towards Understanding the Mass-Metallicity relation of Quasar Absorbers: Evidence for bimodality and consequences
描述和理解HI选择星系的一种方法是研究它们的金属丰度特性。特别是，我们表明，吸收剂的金属性是一个双变量函数的HI列密度（NHI）和MgII的等效宽度（Wr（2796））。因此，对Wr（2796）的选择不等同于对介入吸收体的HI选择。对于NHI>20.3的阻尼吸收体，从双变量金属丰度分布得到的直接结果是，金属丰度[X/H]和速度宽度（或Wr（2796））之间的任何相关性都来自HI切割，因此不能被解释为类似于正常场星系的质量-金属丰度关系的特征。因此，DLA样品本质上是不均匀的。另一方面，一个样本的MgII选择的吸收剂，这是统计上占主导地位的最低NHI系统（子DLAs），被发现有一个更均匀的金属丰度分布。我们假设，双变量金属丰度分布可以解释两个不同的物理起源的吸收，即视线通过ISM的小星系和视线通过流出的物质。几个已发表的结果遵循这种双变量[X/H]分布，例如（a）Wolfe等人报道的两类DLA，和（b）镁吸收剂的恒定尘气比。
2008-06-23 astro-ph
A 3x10^9 solar mass black hole in the quasar SDSS J1148+5251 at z=6.41
我们给出了z=6.41的类星体SDSS J114816.64+525150.3的近红外H和K波段光谱。光谱揭示了一个广泛的MgII 2799发射线与6000公里/秒的半高宽。从该发射线的峰值波长，我们获得了比从公布的光谱中可能获得的更精确的红移，并确定红移为z=6.41+/-0.01。如果莱曼α辐射的真正峰值在相同的红移处，那么峰值的大部分蓝向通量被吸收。MgII发射线的等效宽度类似于较低红移类星体，这表明紫外连续谱不受光束分量的支配。在对线发射气体做了基本假设后，我们得出了这个类星体中心黑洞的估计值，其质量为3 × 10^9太阳质量。这个类星体非常高的光度表明，它正以这个质量的黑洞采用爱丁顿极限判据所允许的最大速率吸积。
2003-03-03 astro-ph
Strong CaII absorption lines in the reddened quasar SDSS J2339$-$0912: Evidence of the collision/merger in the host galaxy?
本文报道了在窄线类星体SDSS J2339-0912（z=0.6604）中探测到类星体红移处的强CaII/MgII吸收线。类星体具有强FeII、小的Balmer发射线宽度和非常红的B-Ks色。光学连续谱和宽发射线都被E（B-V）~1.0等的SMC类尘埃变红，而其近红外颜色（J-KS=1.60）几乎没有变红。Ca Ⅱ吸收线饱和，半高宽为362 km/s，等效宽度为W_{CaII K} = 4.2 μ m（在源静止坐标系中）。MgII吸收线也是饱和的，并且具有类似的线宽。线的轮廓和没有证据表明星光来自宿主星系的事实表明，这些吸收线不是恒星起源的。CaII的柱密度与尘埃的柱密度之比与银河系ISM的柱密度之比一致。我们认为，这两个严重的红化和大的吸收线宽度是由于高度干扰ISM的视线上的类星体，而这种干扰是由星系碰撞，甚至合并类星体宿主星系。
2005-04-14 astro-ph
Mapping Metal-Enriched High Velocity Clouds to Very Low HI Column Densities
我们的星系是已知的最近的类星体吸收线系统，它为我们提供了一个独特的机会，通过同一个星系探测多条视线。这是必不可少的，我们的解释中看到的MgII吸收由于视线通过中间红移星系的复杂的运动学配置文件。在21 cm探测阈值N（HI）~10^18 cm-2以下的高速云中，从未探测过银河系晕。通过对最明亮的活动星系核和类星体的镁离子吸收的调查，有可能将HI柱密度降低几个数量级。应该看到由于中等红移星系的MgII吸收剖面的高速分量的类似物。我们描述了一个程序，我们正在进行，并提出了一些初步的调查结果。
2001-08-15 astro-ph
Biases in Virial Black Hole Masses: An SDSS Perspective
我们使用基于\hbeta、\MgII和\CIV发射线的维里黑洞质量估计，在斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布中包含的红移范围$0.1 \lesssim z \lesssim 4.5$内，编制了$\sim 60,000$类星体的黑洞（BH）质量。我们发现：（1）在我们的样本中，三条谱线的宽度服从对数正态分布，其平均值和色散并不强烈地依赖于光度或红移;（2）由\MgII和\hbeta估算的BH质量是一致的;和（3）\CIV BH质量估计器可能比\MgII和\hbeta估计器更严重地受到盘风分量的影响，给出了与\CIV-\MgII蓝移相关的质量的正偏差。大多数SDSS类星体的位力BH质量在$10^8-10^9 M_\odot$范围内。在$z \gtrsim 2$处，活性BH的$\sim 10^{10} M_\odot$有一个明确的质量上限，在较低的红移处降低。通过合理地假设BH质量分布随质量的增加而减小，以及在BH质量不变的情况下，爱丁顿比分布具有非零的宽度，我们证明了测量的维里BH质量分布和爱丁顿比分布都存在Malmquist偏差.射电类星体子样本（含$1.5\lesssim z\lesssim 2.3$）的平均维里BH质量比整个样本大$\sim 0.12$ dex。宽吸收线（BAL）类星体子样本（具有$1.7\lesssim z\lesssim 2.2$）与非BAL样本具有相同的…
2008-01-03 astro-ph
Broad Emission Line Shifts in Quasars: An Orientation Measure for Radio-Quiet Quasars?
使用斯隆数字巡天的3814个类星体的样本，我们确认，高电离，宽，发射线，如CIV显着蓝移相对于低电离，宽，发射线，如MgII。与MgII相比，CIV发射线峰值具有从500 km/s的红移到超过2000 km/s的蓝移的范围。我们证实了以前的结果，表明CIV发射线峰值的移位和CIV发射线的其余等效宽度之间的反相关。此外，使用复合光谱，我们能够表明，CIV发射线峰值的表观位移不是位移这么多，因为它是一个缺乏通量的红翼的复合材料具有最大的表观位移。这一观察结果应该强烈约束类星体中宽发射线区域的模型。本文还讨论了CIV谱线的蓝移和等效宽度与类星体光谱指数、射电和X射线探测等性质的关系。我们发现一个可能的相关性与无线电和广泛的吸收线性质的类星体，这是暗示的方向的原因的CIV速度的变化。
2002-05-08 astro-ph
Strong magnetic fields in normal galaxies at high redshifts
星系中磁场的起源和增长仍然是个谜。人们通常认为，种子田随着时间的推移通过发电机效应被放大，但在时间尺度上几乎没有限制。最近的研究表明，通过对遥远类星体的旋转测量所追踪到的场强与今天看到的场强相当，但尚不清楚高场强是在类星体本身的奇异环境中还是沿着视线分布。在这里，我们表明，类星体与强镁II吸收线明确地与较大的旋转措施。由于MgII吸收发生在沿着类星体视线的正常星系的晕中，这种关联要求当宇宙只有现在年龄的三分之一时，具有惊人高强度的有组织场与正常星系相关联。
2008-07-21 astro-ph
Physical Properties of Weak MgII Absorbers at z~2
本文报道了用甚大望远镜上的紫外和可见中阶梯光谱仪对9个红移为1.4<z<2.4的弱MgII（W_r<0.3Ang）类星体吸收线系统进行光电离模拟的结果。之所以选择这些系统，是因为它们提供了一个以前弱MgII研究没有考虑过的红移空间。这些系统的密度，金属丰度，多普勒参数，和柱密度相比，其他弱MgII系统在较低的红移。在0.4<z<2.4的红移范围内，吸收体的性质没有显著的统计变化。对于z~1和z~2之间的弱MgII吸收体，每单位红移的数密度下降的量比仅从宇宙学效应和河外电离背景变化预测的要大。我们建议，因为吸收人口的物理性质没有看到在这个范围内显着变化，在dN/dz的演变是由于减少的活动，引起弱MgII吸收，而不是由于在形成弱MgII吸收剂的过程中的变化。单独的存在下，但对齐（速度）低和高密度云在所有的单云弱MgII吸收器提供了一个重要的诊断其几何形状。我们讨论了矮星系和河外类似物的高速云可能的起源。
2007-05-14 astro-ph
Fe II and Mg II in Luminous, Intermediate-Redshift Narrow-line Seyfert 1 Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey
我们目前的光谱分析结果从样本的900个类星体从斯隆数字巡天。这些天体的选择是因为它们的中等红移（1.2<z<1.8），将MgII和UV FeII置于光学带通中，相对较窄的MgII线，以及适度良好的信噪比光谱。使用极大似然分析，我们发现，有一个显着的分散在样品中的Fe II/Mg II的比例。使用模拟，我们表明，这个范围内，和相应的FeII等效宽度和FeII/MgII比之间的相关性，主要是一个更大的分散FeII等效宽度（EW）相对于MgII EW的后果。这种较大的分散在FeII EW可能是一个范围内的铁丰度，或在一个范围内的FeII激发的结果。后一种可能性得到了证据的支持，即具有弱（零）CII]λ2325等效宽度的天体可能具有大的Fe II/Mg II比值。我们讨论的物理效应，可以产生一系列的Fe II/Mg II的比例。
2006-02-21 astro-ph
A Catalog of Broad Absorption Line Quasars from the Sloan Digital Sky Survey Third Data Release
我们从斯隆数字巡天第三次数据发布中总共获得了4784个独特的宽吸收线类星体。一个自动化的算法被用来匹配一个连续的每个类星体，并确定在至少1000公里/秒的速度范围内的CIV和MgII吸收区的连续至少10%以下的通量区域。模型连续体被选为最佳拟合匹配从一组模板类星体光谱分箱的亮度，发射线宽，红移，与幂律光谱指数和尘埃红化量作为额外的自由参数。我们通过传统的“balnicity”指数和修订的吸收指数，以及通过参数，如宽度，流出速度，分数深度和槽数来表征我们的样品。从1.7<z<4.38的16883个类星体样本中，我们识别出4386个（26.0%）具有宽CIV吸收的类星体，其中1756个（10.4%）满足传统的选择标准。从34973个0.5<z<2.15的类星体样本中，我们识别出457个（1.31%）具有宽MgII吸收的类星体，其中191个（0.55%）满足传统的选择标准。我们还提供了一个补充列表，其中包括39个视觉识别的z>4.38的类星体，它们具有广泛的CIV吸收。我们发现宽吸收线类星体可能比其他类星体平均具有更宽的发射线。
2006-03-03 astro-ph
The Multi-phase Absorption Systems Toward PG 1206+459
高分辨率的HST/STIS光谱（R= 30，000）显示了三个MgII选择性吸收系统（A，B和C，聚集在1500 km/s范围内），z = 0.93，朝向类星体PG 1206+459。一个WIYN冈恩i波段图像的类星体场和光谱的两个星系候选人。在所有三个系统中都观察到多相介质，这与产生低电离跃迁（MgII、FeII和SiII）的较小、较密的云以及产生高电离跃迁（CIV、NV和/或OVI）的较大、弥漫的云是一致的。(1)系统A，一个多云，弱MgII吸收器在z=0.9254，需要在低和高电离阶段的超太阳金属丰度，除非包括α-组增强。由于NV剖面中异常复杂的速度结构，该系统不太可能代表传统的星系盘/日冕。最有可能的候选宿主星系是一个~ 2 L ^* 的螺旋星系，它明显弯曲，碰撞参量为43 h ^-1 kpc。(2)系统B，在z=0.9276，具有最强的MgII吸收，并在低电离阶段具有近似太阳的金属丰度。平滑、宽阔的高电离度剖面可能表明了类似于银河系的日冕结构。一个L^* 星系（z=0.9289）在碰撞参量为38 h ^-1 kpc时的红移与该系统的红移一致。(3)系统C，z=0.9342，只有一个MgII组分，与其他两个系统的距离约为1000 km/s。它缺乏孤立的单云，弱MgII吸收剂的小，低电离云特性。它的吸收特性类似于经典的强MgII吸收体的"卫星云“，因此这可能是星系群中的高速云…
2003-03-05 astro-ph
Detecting and interpreting statistical lensing by absorbers
我们提出了一种方法来检测引力放大的遥远的来源，如类星体，由于吸收系统检测到它们的光谱。我们首先激励使用金属吸收线，而不是莱曼α线，然后我们展示了如何将所观察到的源的幅度分布的时刻的吸收剂的质量分布。为了说明该方法的可行性，我们使用一个简单的模型来估计预期的MgII吸收线的效果的幅度，并表明他们的透镜信号可能已经在大型调查，如SDSS检测。我们的模型表明，强MgII吸收体后面的类星体由于放大而平均亮度为-0.05至-0.2等。因此，人们必须重新审视这样的主张，即在星等有限的调查中，由于消光效应，具有强吸收体的类星体往往会被错过。除了约束吸收系统的质量，应用我们的方法将允许量化这种偏差。
2004-08-16 astro-ph
The Sizes and Kinematic Structure of Absorption Systems Towards the Lensed Quasar APM08279+5255
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了z=3.911的类星体APM 08279 +5255的空间分辨光谱。我们研究了视线等效宽度（EW）的差异和速度剪切的高，低电离吸收（包括阻尼莱曼α [DLA]系统中确定的空间分辨地基光谱）在三条视线。我们发现，高电离系统（主要是CIV吸收剂）不表现出强烈的EW变化的规模<0.4千秒差距，他们的分数EW差异通常小于30%。当结合以前的工作对其他类星体对，我们发现，分数变化稳步增加，分离到至少~100千秒差距。相反，低电离系统（主要是MgII吸收剂）在kpc尺度上显示出强烈的变化（通常> 80%）。强（EW > 0.3 A）MgII系统的最小半径> 1.4 kpc的推断从吸收符合在所有视线。对于弱MgII吸收体（EW < 0.3 A），极大似然分析表明，对于均匀球形几何形状，最可能的相干尺度为2.0 kpc，95%置信限范围在1.5和4.4 kpc之间。最后，对于可以自信地转换为柱密度的弱吸收系统，我们在三条视线上发现常数N（CIV）/N（SiIV）。同样地，在z = 2.974 DLA中的[Al/Fe]比值在0.35kpc的横向距离上与太阳相对丰度一致。（abrdiged）
2003-10-08 astro-ph
The Kinematic Evolution of Strong MgII Absorbers
我们研究了强（W_r（2796）> 0.3A）MgII吸收体的演化，其中大部分与亮星系密切相关。利用VLT/UVES公共档案中的20个高分辨率类星体光谱，我们研究了红移范围为0.3 < z < 2.5的33个强MgII吸收体。我们将该样品与先前用HIRES/Keck观察到的0.4 < z < 1.4的23个强MgII吸收剂进行比较和补充。我们发现，既不等效宽度也不运动扩展（光学深度加权速度二阶矩）的MgII 2796演变。然而，运动展布对最高速度分量敏感，因此对相对于剖面中心的中间速度处的附加弱分量不敏感。在整个速度范围内的吸收像素的分数的系统没有显示出减少的趋势，随着红移的减少。大多数高红移系统（14/20）在整个系统速度范围内都表现出吸收，这与低红移系统（18/36）在95%水平上的结果不同。这就导致了高红移系统中分离的子系统的数量较少，因为弱吸收分量倾向于连接较强的吸收区域。我们假设，低红移MgII配置文件更有可能代表良好形成的星系，其中许多具有与磁盘/晕结构的运动学一致。高红移镁II配置文件更有可能显示复杂的原星系结构的证据，与多个吸积或流出事件。虽然这些结果是来自气体运动学的测量，他们是一致的分层星系形成证明了深星系调查。
2007-06-04 astro-ph
Strongly Variable z=1.48 FeII and MgII Absorption in the Spectra of z=4.05 GRB 060206
我们报告的发现强烈可变的Fe II和Mg II吸收线看到在z=1.48的光谱的z=4.05 GRB 060206之间获得4.13至7.63小时（观察框架）后的爆发。特别是，Fe Ⅱ谱线等效宽度（EW）从1.72 ± 0.25 AA迅速衰减到0.28 ± 0.21 AA，在较晚的日期谱中仅增加到0.96 ± 0.21 AA。MgII双峰显示出更复杂的演变：双峰的较弱线从2.05+-0.25 AA下降到0.92+-0.32 AA，但在后来的数据中增加了一倍多，达到2.47+-0.41 AA。MgII双重态的EW的比率也是可变的，当线较强时接近1：1（饱和状态），并且当线较弱时变得接近2：1（不饱和状态），这与基于原子物理学的预期一致。我们已经研究并拒绝了任何仪器或大气影响导致观察到的强烈变化的可能性。我们发现Fe Ⅱ和Mg Ⅱ之间存在明显变化的线，这有力地支持了他们的假设，即Mg Ⅱ "云“的特征尺寸与GRB束的尺寸相当，即大约10^16厘米。我们讨论了这一发现的各种影响，包括MgII吸收剂的性质，伽玛暴的物理，和测量伽玛暴和类星体吸收线的化学丰度。
2007-03-20 astro-ph
Constraining the quasar population with the broad-line width distribution
我们测量的MgII $\lambda2799$线在类星体光谱的SDSS，2 QZ和2SLAQ调查，并通过调用一个非归一化维里质量估计，与分散在线宽的质量分散在底层的黑洞人口。我们发现了一种趋势的确凿证据，即在更明亮的物体中，线宽的散射更小，因此黑洞质量也更小。然而，在我们的样本中，最明亮的对象显示出这样一个低程度的散射线的宽度，当结合措施的内在散射的半径-光度关系的宽线区域在活动星系，不一致的维里技术估计黑洞质量。这种分析意味着，至少对于最明亮的类星体，要么有很少或没有内在的散射的半径光度关系或镁II宽发射线区域不完全由维里速度占主导地位。最后，我们利用测得的散射线的宽度来约束模型的速度场的宽线区域。我们表明，缺乏散射在宽线宽的发光类星体是不一致的纯平面/盘状几何的宽线区域…（节略）
2008-07-08 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
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
