Black hole mass and accretion rate of active galactic nuclei with double-peaked broad emission lines
利用宽谱线区域大小与光学连续发光度之间的经验关系，我们估算了两个样品中135个具有双峰宽谱线的活动星系核的黑洞质量和吸积率。这些活动星系核的黑洞质量从$3\times 10^7M_\odot$到$5\times 10^9M_\odot$，它们的无量纲吸积率（爱丁顿比）在0.001到0.1之间，辐射光度在$10^{43}erg/s$和$10^{46}erg/s$之间，都明显大于先前已知的几个低光度双峰活动星系核。光学X射线谱指数$α_{OX}$在1 ~ 1.9之间。$α_{OX}$值与爱丁顿比和辐射热光度的相关性表明，具有较高爱丁顿比或较高光度的双峰活动星系核往往具有较大的$α_{OX}$值。因此，我们认为某些高光度双峰活动星系核中的吸积过程可能不同于低光度天体中的吸积过程，低光度天体中存在类似ADAF的吸积流。这也被一些具有更高爱丁顿比的双峰活动星系核光谱中可能存在的大的蓝色凸起所支持。我们注意到原型双峰活动星系核Arp 102 B可能是介于高光度双峰活动星系核和低光度双峰活动星系核之间的一个“中间”天体。此外，我们还发现双峰峰的峰间距与爱丁顿比之间存在明显的反相关关系。如果这是真的，这可能为我们理解为什么在爱丁顿比大于0.1的活动星系核中几乎没有双峰宽发射线提供了线索。
2004-06-18 astro-ph
Low accretion rates at the AGN cosmic downsizing epoch
内容：对活动星系核的X射线巡天显示出“宇宙缩小”，高光度天体的同动数密度在红移（z约为2）处比低光度星系核（z<1）处达到峰值。目的：我们测试是否缩小是由活动转向低质量黑洞吸积在近爱丁顿率，或吸积到超大质量黑洞的平均速率的变化。我们估算了钱德拉深场南z<1时活动星系核的X射线选择样本的黑洞质量和爱丁顿比，探讨了活动星系核宇宙缩小的时代。研究方法：黑洞质量估计从宿主星系恒星质量，这是估计从拟合到出版的光学和近红外测光，并从近红外光度，应用黑洞质量和宿主星系属性之间建立的相关性。这两种方法给出了一致的结果。可能的红移依赖的影响的比较和校准也发表了微弱的主机星系速度色散测量。结果如下：在我们的样本中，爱丁顿比的范围为10^{-5}到1，log（L_bol/L_Edd）的中值为-2.87，典型的黑洞质量约为10^{8}太阳质量。爱丁顿比的广泛分布是一致的预期活动星系核样品在低和中等光度。我们没有发现任何证据表明CDF-S活动星系核人口占主导地位的低质量的黑洞吸积在近爱丁顿比和结果表明，减少吸积率到平均大小的黑洞是负责报告的活动星系核缩小在红移低于1。
2007-09-06 astro-ph
Uncertainties of the masses of black holes and Eddington ratios in AGN
通过对35个天体的发射线区域的反射映射，测定了活动星系核中的黑洞质量。我提到了该方法的一些不确定性，例如维里积与质量的“比例因子”，这取决于宽线区域的未知结构和动力学。当用这种方法推导出的经验大小-光度关系间接估计黑洞质量时，不确定性会更大，特别是当该关系外推到高、低质量和/或光度时。特别是他们导致爱丁顿比率的顺序统一的样品窄线塞弗特1。由于光学紫外光度是由吸积盘提供的，吸积率可以确定，并发现远大于爱丁顿率。因此，吸积必须以超临界的速率通过一个细长的圆盘进行，从而导致黑洞的快速增长。另一种选择是在该限度下的质量测定是错误的。
2006-12-04 astro-ph
Eddington ratios of faint AGN at intermediate redshift: Evidence for a population of half-starved black holes
我们使用从VIMOS VLT深度巡天（VVDS）中提取的宽线活动星系核（AGN）的最深光谱样本之一，计算了红移范围为1.0<z<1.9和2.6<z<4.3的120个超大质量黑洞的MgII和CIV维里质量估计。我们发现，质量-光度关系显示出相当大的增强的色散向低AGN光度（log L_bol ~ 45）。在这些光度下，有相当一部分黑洞吸积在远低于爱丁顿极限（L_bol/L_Edd < 0.1）的地方，这与一般在更高光度的活动星系核中发现的情况形成了鲜明的对比。我们推测，这些可能是活动星系核在其光变曲线的衰变分支上，远远超过了它们的峰值活动。这与最近对活动星系核演化的理论预测是一致的。在本文的电子附录中，我们公布了VVDS第一型活动星系核样本的更新，包括第一个和大部分第二个历元的观测。本示例包含298个对象，其中168个是新对象。
2008-10-13 astro-ph
A Complete Sample of Soft X-ray Selected AGN: II. Statistical Analysis
本文对110个软X射线选择活动星系核（AGN）进行了直接关联和主成分分析（PCA），其中约一半是窄线塞弗特1星系（NLS 1）。直接相关分析表明，H β半高宽越窄，X射线谱越陡，Fe Ⅱ光发射越强，[OIII]发射越弱，X射线短期变率越强。这种直接相关分析和主成分分析证实了Boroson & Green（1992）AGN的特征向量1关系：Fe Ⅱ强度与[O Ⅲ]线强度反相关。特征向量1与爱丁顿光度比L/L_Edd有很好的相关性，而特征向量2与中心黑洞的质量和质量吸积率有很好的相关性。爱丁顿比L/L_Edd与X射线光谱指数α-X相关，而黑壳质量与X射线变异性chi ^2/nu反相关。爱丁顿比L/L_Edd可以解释为活动星系核的年龄：X射线谱陡、Fe Ⅱ强、[O Ⅲ]弱的活动星系核处于演化的早期阶段。在这个假设中，NLS 1是年轻的活动星系核。
2004-01-09 astro-ph
Evolution of accretion disks around massive black holes: constraints from the demography of active galactic nuclei
观测表明，类星体/活动星系核的爱丁顿比（测热光度与爱丁顿光度之比）覆盖范围很广。本文将斯隆数字巡天获得的活动星系核的人口统计与大质量黑洞周围的吸积物理联系起来，提出爱丁顿比的多样性是活动星系核中吸积盘长期演化的自然结果。在邻近宇宙（z<0.3）中观测到的活动星系核（主星系速度色散σ ~70-200 km/s）的吸积率分布与简单理论模型的预测一致，其中吸积率以自相似的方式演化。我们还讨论了这些结果对自引力盘、星系和类星体/活动星系核的共同演化以及活动星系核的统一图像等问题的意义。
2005-09-07 astro-ph
Active Galactic Nuclei with Double-Peaked Balmer Lines: I. Black Hole Masses and the Eddington ratios
使用恒星的人口合成，我们模拟了恒星的贡献，从斯隆数字巡天（SDSS）的110个双峰宽线AGN的样本。对52个具有明显恒星吸收特征的双峰活动星系核（AGN）进行了恒星速度频散（$σ_*$）测量，其值从106到284 \kms不等。我们还使用多组分谱来拟合\OIII $λ\lambda4959,5007$和H $β$发射线。使用已建立的$M_{\rm bh}-σ_*$关系，计算出黑洞质量的范围为$1.0\times 10^{7}$至$5.5\times 10^{8}$ $\Msun$，爱丁顿比约为0.01至1。通过与已知的$R_{\rm BLR}-L$关系式的比较，得到了表征BLR几何、倾角和运动学的因子$f$。我们发现，$f$远远偏离0.75，这表明宽线区域的非维里动力学。峰分离与爱丁顿比和SMBH质量轻度相关，相关系数几乎相同。这意味着，很难检测到明显的双峰活动星系核具有较高的爱丁顿比。用5100 nm单色光度跟踪测热光度，发现吸积盘的外部照明是产生H $α$发射线观测强度的必要条件。
2007-06-17 astro-ph
The Mass-Luminosity Relation in AGN
类星体活动星系核动力室最基本的特征，即中心黑洞的质量，可能是最不为人所知的。我回顾了三个主要类别的质量估计方法-宽发射线运动学，X射线变异性和吸积盘建模，和他们给予的爱丁顿比，$L/L_{\rm Edd}$方面的质量。宽发射线可能是探测中心质量的最好方法。他们提供的质量估计表明，爱丁顿比1- 2个数量级的连续发光度超过6个数量级，可能表明一个普遍的$M/L$比AGN狭窄的蔓延。然而，其他方法给出了更大的扩展和可能的光度依赖的爱丁顿比。潜在的来源的错误和偏见进行了讨论。
1998-08-17 astro-ph
The effect of radiation pressure on dusty absorbing gas around AGN
许多活动星系核（AGN）被气体所包围，气体吸收了吸积到中心黑洞上产生的辐射，并使核心从直接视图中变得模糊。尘埃成分的气体大大增强了辐射压力的影响，汤姆逊散射，使一个活动星系核，这是亚爱丁顿在通常意义上的电离气体可以出现super-Eddington冷尘埃气体。辐射压力增强因子取决于活动星系核的光谱，但范围在1到500之间，取决于柱的密度。这意味着一个具有长寿命吸收的活动星系核应该具有柱密度N_H> 5 × 10^23 λ cm^-2，其中λ是它的爱丁顿分数L_bol/L_Edd，前提是N_H> 5 × 10^21 cm^-2。我们比较了几个样本的活动星系核的分布-本地，CDFS和洛克曼洞-与此预期，并找到很好的协议。我们表明，极限增强因子可以解释黑洞质量-膨胀质量关系，并指出辐射压力对尘埃气体的影响可能是中心黑洞向星系反馈动量和能量的关键组成部分。
2007-12-03 astro-ph
On X-ray variability in narrow line and broad line AGNs
我们收集了ASCA观测到的宽线和窄线活动星系核样本，并测定了它们的超额方差。利用混响映射方法和H $β$发射线的宽度可以得到该样品中心黑洞的质量。利用黑洞质量和辐射热光度，也可以得到爱丁顿比。我们证实了X射线变异性与Lu & Yu发现的中心黑块之间的强反相关性。我们进一步发现窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）也遵循这一关系，但散射较大，而且X射线光变率与爱丁顿比之间只有微弱的相关性，这表明NLS 1 s的快速光变和窄线主要是由于NLS 1 s中心小的黑洞，而不是NLS 1 s周围环核气体的差异。发现硬X射线光子指数和爱丁顿比之间存在很强的相关性。如果在活动星系核中存在两种不同的吸积类型，即ADAF和薄盘吸积的建议是正确的，那么强光子指数-爱丁顿比关联表明，存在一种两区吸积盘，其中外区是薄盘，内区是ADAF盘。否则，吸积过程是薄盘吸积，不需要ADAF吸积。
2003-03-25 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
Constraints on the Accretion History of Massive Black Holes from Faint X-ray Counts
我们研究了大质量黑洞（MBH）和活动星系核（AGN）群体共同演化的层次模型如何再现观测到的微弱X射线计数。我们发现，影响理论预测的主要变量是爱丁顿比的吸积源。我们比较了三种不同的模型提出的活动星系核爱丁顿比的演变，f_Edd：常数f_Edd=1，f_Edd随红移而减小，和f_Edd取决于活动星系核的光度，建议通过模拟星系合并，包括BH和活动星系核反馈。我们遵循完整的组装MBH和主机晕从早期到现在的LambdaCDM宇宙学。活动星系核的活动是由晕主合并和MBH吸积质量，直到他们满足所观察到的速度色散的相关性触发。我们发现这三种模型都能很好地再现总的微弱X射线计数。然而，在前两个模型中，红移分布匹配得很差。由合并模拟提出的爱丁顿比预言，在红移z>=1到非常低的光度下，活动星系核光学光度函数的暗端不会关闭。
2006-10-25 astro-ph
X-ray emission from active galactic nuclei with intermediate mass black holes
基于12个XMM-牛顿观测数据，对8个中等质量黑洞（M_BH 8- 95 × 10^4 Msun）活动星系核进行了系统的X射线研究。样本包括这类活动星系核的两个原型--NGC 4395和POX 52，以及SDSS发现的其他六个活动星系核。这些活动星系核具有最强的X射线变化性，在射电宁静的活动星系核中，其归一化的过剩方差最大，功率密度突变时间尺度最短。多余的方差-光度相关似乎取决于BH质量和爱丁顿光度比。破裂时间尺度-黑洞质量关系的活动星系核与IMBH是一致的观察到的大质量活动星系核。我们发现，H β或H α谱线的半高宽与BH质量无关，而与爱丁顿光度比有很强的相关性。四个活动星系核都有明显的软X射线过量辐射（kT_in~150- 200 eV）。另外三个活动星系核的X射线谱与软过剩辐射的存在是一致的。具有最低L/L_Edd的NGC 4395缺乏软过量发射。很明显，小的黑色物质不是活动星系核强软X射线过量发射的主要驱动因素。这些活动星系核的X射线光谱特性和光-X射线光谱能量分布与Seyfert 1星系相似。观测到的IMBH活动星系核的X射线/紫外特性与这些活动星系核是大质量活动星系核的低质量延伸相一致;那些具有高爱丁顿光度比的活动星系核看起来更像窄线Seyfert 1，而那些具有低$L/L_{Edd}$的活动星系核看起来更像宽线Seyfert 1。
2008-01-23 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
The fraction of galaxies that contain active nuclei and their accretion rates
我们研究了现今星系的光学光度函数和Seyfert 1的X射线光度函数之间的关系，以确定拥有Seyfert 1核的星系比例和它们的爱丁顿比。当爱丁顿比为~ 10^{-3}的1型赛弗星系占全部星系的1%时，局部1型活动星系核X射线光度函数可以很好地再现。然而，在这样一个模型中的X射线光度函数是完全由活动星系核在E和S 0星系，相反，观察到的混合塞弗特宿主星系。为了获得一个合理的混合AGN宿主星系的形态，需要最大的质量黑洞在E和S 0星系与较低的爱丁顿比吸积，或有一个较低的塞弗特活动的发生率，比中央黑洞较晚类型的星系。
2001-08-24 astro-ph
AGN Black Hole Masses and Bolometric Luminosities
黑洞质量和质量吸积率是活动星系核的基本性质。黑洞质量通过爱丁顿极限为活动星系核能量学设定了一个近似上限。我们收集和比较所有活动星系核黑洞质量的估计，从文献中，这177个质量大多是基于维里假设的宽发射线，与宽线区域的大小确定从混响映射或光学光度。我们根据宿主星系凸起的性质引入了200个额外的黑洞质量估计，使用观测到的恒星速度色散或使用基本平面关系来推断$σ$ ;这些方法假设活动星系核宿主是正常星系。我们比较了36例黑洞质量已产生不同的方法和发现，对于个别对象，一个散射高达几个数量级。方法越不直接，与其他估计值的差异就越大，这可能是由于假设的相关性存在很大的分散性。利用已发表的辐射通量，计算了234个活动星系核的辐射光度，并研究了黑洞质量与光度的关系。与其他研究相比，我们发现黑洞质量与光度之间没有显著的相关性，除了在估计黑洞质量时由循环推理引起的相关性。爱丁顿极限定义了光度分布的近似上包络，但下包络完全取决于所包含的活动星系核样本。对于任何给定的黑洞质量，爱丁顿比的范围可达三个数量级。
2002-07-11 astro-ph
The Host Galaxies of Radio-Loud AGN: The Black Hole--Galaxy Connection
我们已经研究了一个样本的无线电响亮AGN跨越40多年的核心能量输出的宿主星系。核心样本包括40个低功率源（BL Lac天体）和22个高功率源（射电大声类星体），其红移范围为z~0.15至z~0.5，所有这些都是用HST的高空间分辨率成像的。所有的源被发现躺在明亮的椭圆星系，这遵循正常的椭圆形的Kormendy关系。一个非常浅的趋势之间的核亮度（校正光束）和宿主星系光度检测。黑洞的质量估计为整个样本，使用两个隆起光度-黑洞质量和速度色散-黑洞质量关系的本地星系。后者涉及一种新的方法，利用宿主星系的形态参数mu_e和r_e，通过基平面相关来推断速度色散σ。这两种方法都表明，整个射电活动星系核样本都是由质量非常大的中心黑洞提供能量的，其质量为M_{black hole} ~ 10^8到10^10 M_{sun} $。爱丁顿比的范围从L/ L_{Eddington} ~ 2 x 10^-4到~1，高功率源的爱丁顿比高于低功率源。总的来说，射电噪声的活动星系核似乎跨越了一个非常大的吸积效率范围，这几乎与宿主星系的质量无关。
2002-07-27 astro-ph
An X-ray Selected AGN at z=4.6 Discovered by the CYDER Survey
本文介绍了卡兰-耶鲁深河外星系研究（CYDER）巡天发现的一个高红移、X射线选择活动星系核：CXOCY J033716.7-050153，位于$z=4.61$，这是该巡天发现的第二个高红移活动星系核。在这里，我们介绍了它的光学，近红外和X射线性质，并与其他光学和X射线选择高红移活动星系核进行了比较。这个天体的光学光度明显低于大多数光学选择的高红移类星体。它也有一个较低的休息框架紫外线与X射线发射比比大多数已知的类星体在这个红移。这种轻微的偏差可以解释为尘埃遮蔽了正常射电宁静活动星系核的紫外辐射，其辐射量为爱丁顿光度的10%，或者因为这本质上是一个低光度的射电大声活动星系核，其超大质量黑洞$\sim 10^8M_\sun$的辐射量为爱丁顿光度的1%。深层射电观测可以区分这两种假设。
2003-11-15 astro-ph
AGN dust tori at low and high luminosities
活动星系核统一方案的一个基石是光学和几何厚尘埃环的存在。它为解释1型活动星系核和2型活动星系核的区别提供了遮蔽。我们研究了尘埃分布对环面爱丁顿极限的影响。对于光滑的尘埃分布，仅在尘埃上的Eddingtion限制是5个数量级以下的电子散射在一个完全电离的等离子体的限制，而cluerous尘埃环有一个爱丁顿限制略大于经典的。我们研究了活动星系核在低光度和高光度下的行为。对于~10^42 erg/s量级的低光度，环面改变了它的特性，遮蔽变得不足。在高光度区域，星团环面可以表现出与“后退环面”图像一致的行为。导出的2型天体的光度依赖分数与最近的观测结果一致。此外，在一个团簇的亮度依赖的覆盖因子可以解释的存在下，宽线活动星系核与高柱密度的X射线。
2007-07-02 astro-ph
Anti-correlation between the mass of a supermassive black hole and the mass accretion rate in type I ultraluminous infrared galaxies and nearby QSOs
我们发现了一个显着的反相关的质量之间的超大质量黑洞（SMBH），$M_{\rm BH}$，和光度比的红外活动星系核（AGN）爱丁顿光度，$L_{\rm IR}/L_{\rm Edd}$，超过四个数量级的超亮红外星系与I型塞弗特核（I型ULIRGs）和附近的类星体。这种反相关性（$M_{\rm BH}$与$L_{\rm IR}/L_{\rm Edd}$）可以解释为SMBH的质量与质量吸积到SMBH上的速率之间的反相关性，该速率由活动星系核爱丁顿速率（$\dot{M}_{\rm BH}/\dot{M}_{\rm Edd}$）标准化。换句话说，质量吸积率$\dot{M}_{\rm BH}$与中心BH质量的吸积率不成比例。因此，这种反相关表明BH的增长是由外部质量供应过程，而不是活动星系核爱丁顿限制机制。此外，我们发现了一个有趣的趋势，I型ULIRGs有利于超爱丁顿吸积流，而类星体往往表现出亚爱丁顿流。根据我们的研究结果，我们认为，中央SMBH增长通过改变其质量吸积率从超爱丁顿次爱丁顿。根据基于辐射拖曳过程的ULIRG和类星体的协同演化假设，预言了在BH生长的早期阶段（I型ULIRG阶段）存在一个质量大于中心BH的自引力大质量环面，而在BH生长的最后阶段（类星体阶段）则不存在。同时，如果考虑通过湍流粘性作用到中心SMBH上的质量吸积率，则质量吸积率$\dot{M}_{\rm BH}$与大质…
2007-02-21 astro-ph
The Lack of BLR in Low Accretion Rate AGN as Evidence of their Origin in the Accretion Disk
在本文中，我们提出的证据表明，隐藏的宽线区（HBLR）的存在或不存在的塞弗特2星系的调节速度，物质吸积到一个中心的超大质量黑洞，在爱丁顿率的单位。我们使用的内在（即未吸收）的X射线光度的这些来源和它们的黑洞质量（估计通过使用核质量和星系中的隆起光度之间的关系），以获得核吸积率的爱丁顿单位。我们发现，几乎所有的HBLR源的吸积率大于一个阈值的$\dot{m}_{thres} \simeq 10^{-3}$（在爱丁顿单位），而非HBLR源位于$\dot{m} \ls \dot{m}_{thres}$。这些数据很好地符合Nicastro（2000）提出的模型的预测，在该模型中，宽线区（BLR）是由吸积盘不稳定性形成的，这些不稳定性发生在临界半径附近，在临界半径处，吸积盘从气体压力为主转变为辐射压力为主。这个半径随着吸积率的降低而减小;对于足够低的吸积率（因此光度），临界半径变得小于最里面的稳定轨道，并且BLR不能形成。
2003-04-08 astro-ph
The accretion ratios in Seyfert 2 galaxies with and without hidden broad-line regions
使用一个大样本的90个塞弗特2星系（Sy 2s）与分光偏振观测，我们测试的建议，隐藏的宽线区域（HBLRs）在Sy 2s的存在取决于爱丁顿比。利用恒星速度色散和修正后的$\OIII$光度导出了中心超大质量黑洞的质量和爱丁顿比。我们发现：（1）在低于爱丁顿比阈值$10^{-1.37}$的情况下，除了一个对象之外，所有对象都属于非HBLR Sy 2;而在更高的爱丁顿比下，对于具有和不具有HBLR的Sy 2，在爱丁顿比和黑洞质量分布中没有明显的区别;（2）几乎所有低光度Sy 2（例如，（3）对于高光度Sy 2s，探测到HBLR的可能性与非HBLR Sy 2s的可能性几乎相同;（4）当只考虑具有较高$\OIII$光度的康普顿薄Sy 2s（$>10^{41} \ergs$）时，我们发现HBLR的探测率非常高，$\sim$为85%。这些结果表明，活动星系核的亮度起着主要作用，在没有检测到HBLR在低亮度Sy 2的，而对于高亮度Sy 2，HBLR的可检测性不仅取决于活动星系核的活动，但也取决于环面遮蔽。
2006-11-07 astro-ph
Piecing Together the X-ray Background: Bolometric Corrections for Active Galactic Nuclei
X射线背景可以用来约束活动星系核中超大质量黑洞的吸积历史。硬X射线辐射热校正κ_{2- 10 keV}的知识是这些研究的重要输入。在计算κ_{2- 10 keV}时，以前没有考虑到盘辐射在紫外线中的变化，我们通过构造54个活动星系核的光学-到-X射线SEDs证明了这种变化的重要性。特别是，我们使用FUSE紫外线和X射线的数据，从文献中，以约束磁盘的发射，以及可能的。以前的工作表明κ_{2- 10 keV}与活动星系核的光度有关，但我们发现κ_{2- 10 keV}的扩散并不简单地依赖于光度。窄线Seyfert 1核（NLS 1 s）、射电强和X射线弱活动星系核（AGN）的κ_{2- 10 keV}值可能与其他活动星系核有系统的差异。不确定性的其他来源包括光学-紫外线、X射线和紫外线可变性的固有消光以及SMBH质量估计的不确定性。结果表明，活动星系核中的K_{2- 10 keV}与爱丁顿比之间存在一个较好的关系，在爱丁顿比约为0.1时存在一个过渡区，在此过渡区以下的辐射热校正通常为15 - 25，在此过渡区以上的辐射热校正通常为40 - 70。我们考虑了银河系黑洞（GBH）吸积过程中低/硬态和高/软态的潜在相似性，并给出了GBH双星GX 339-4的辐射热修正以作比较。我们的研究结果加强了以前的研究，提出了一个多状态的描述AGN吸积类似于GBH双星。未来的SMBH质量密度的计算可能需…
2007-08-31 astro-ph
A possible bias on the estimate of Lbol/Ledd in AGN as a function of luminosity and redshift
宽线活动星系核中的黑洞质量（以及相关的爱丁顿比）通常通过结合BLR半径和宽线半高宽的估计（通常是间接的）来评估，假设BLR云围绕黑洞进行开普勒运动。这种评估取决于BLR的几何形状。BLR配置有两种主要选择：球对称或“扁平”。在后一种情况下，相对于视线的倾斜成为相关参数。本文致力于评估的偏差估计的爱丁顿比时，假设一个球形的几何形状（更一般地说，当倾斜的影响被忽略），而实际的配置是“flattened”，一些证据表明。这是作为一个函数的光度和红移，最近的结果表明，存在的相关性之间的部分模糊AGN和这两个参数至少z=2.5的基础上。假设的BLR速度场类似于Collin等人（2006）提出的“广义厚盘”。假设在天空中的各向同性取向，偏差的平均值计算为光度和红移的函数。它表明，平均而言，得到的爱丁顿比假设一个球形的几何形状被低估的高光度，和高估的低光度。这个偏差在z约为2.7的所有光度下收敛，而由于缺乏数据，在更大的红移下没有什么可以说的。在宽线活动星系核的光度函数上平均，计算了偏差的影响。结果表明，与BLR的a-球形相关的偏差使观测结果与进化模型的预测之间的差异变得更糟。
2006-09-13 astro-ph
Luminosity-dependent evolution of soft X-ray selected AGN: New Chandra and XMM-Newton surveys
本文介绍了在软（0.5-2 keV）X射线波段选取的未吸收（1型）活动星系核（AGN）的宇宙学演化的新结果。从各种ROSAT，XMM-牛顿和钱德拉调查，我们选择了一个前所未有的光谱和光度光学/近红外识别完整性共约1000 AGN。我们第一次能够推导出低光度（塞弗特型）X射线源在宇宙学红移下的可靠空间密度。活动星系核的演化行为对X射线光度有很强的依赖性：高光度活动星系核的空间密度在z~2附近达到一个峰值，类似于光选类星体的空间密度，而低光度活动星系核的空间密度在红移低于z=1时达到峰值。这证实了以前ROSAT发现的亮度依赖的密度演变。通过对光学鉴别完备性的严格处理，我们能够证明，当X射线光度L_x < 10^45 erg·s^-1时，活动星系核的空间密度在高红移处显著下降。
2005-06-06 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
