Colors of 2625 Quasars at 0<z<5 Measured in the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
本文对斯隆数字巡天（SDSS）测光系统中类星体的颜色进行了实验研究。用SDSS测光方法研究了2625个类星体。类星体以天赤道为中心，呈2.5度宽的条纹状分布，覆盖$\sim529$平方度。位置和SDSS的大小给出了898个类星体之前已知的SDSS光谱调试。新的SDSS类星体代表了该天空区域已知类星体数量的200%以上。在SDSS通带内观测到的类星体颜色的系综平均值可以很好地用$α_ν = -0.5$（$f_ν \propto ν^α$）的幂律连续谱表示。然而，$3000 {\rm Å}$凸起和其他强发射线的贡献对颜色具有显著影响。色红移关系具有相当的结构，这可能是用于确定光度红移的类星体。颜色范围可由具有分布$α_ν=-0.5\pm0.65$（95%置信度）的光谱指数范围来解释，但分布中存在红尾。这条尾巴可能是内部变红的迹象。最后，我们表明，类星体和Seyfert星系之间的属性是一个连续的，我们测试的有效性，传统的两类AGN之间的分工。
2000-12-20 astro-ph
Photometric monitoring of the doubly imaged quasar UM673: possible evidence for chromatic microlensing
利用1.54 m丹麦望远镜在Gunn i波段（1998年10月~ 1999年9月）和Johnson V波段（1998年10月~ 2001年12月）对引力透镜类星体Q 0142-100（UM 673）进行了双波段CCD测光观测，并对观测结果进行了分析。用所有方法得到的光变曲线显示出变化，在$V$中峰-峰幅度为0.14等。虽然不可能测量两个透镜状类星体图像之间的时间延迟，但较亮的部分显示了微透镜的可能证据：它变得越亮，就越蓝，正如类星体吸积盘的微分放大假设所预期的那样
2005-07-07 astro-ph
Clustering Analyses of 300,000 Photometrically Classified Quasars--I. Luminosity and Redshift Evolution in Quasar Bias
使用~ 300，000光度分类的类星体，迄今为止最大的类星体样本用于此类分析，我们研究的红移和光度演化的类星体集群的尺度为~50 kpc/h ~20 Mpc/h从红移z~0.75 z~2.28。我们使用现实的暗物质模型参数化我们的聚类幅度，并发现LCDM功率谱提供了一个极好的适合我们的数据与红移平均类星体的偏差b_Q = 2.41+/-0.08（$P_{<χ^2}=0.847$）的$σ_8=0.9$。这表示比最佳拟合幂律模型（$ω= 0.0493\pm0.0064θ^ {-0.928\pm0.055}$ ; $P_{<χ^2}=0.482$）更好的拟合。我们发现b_Q随红移的增加而增加。仅使用我们的数据集，这种演变在>99.6%时是显著的，如果恒星污染没有明确参数化，则增加到>99.9999%。我们测量了整个样本的类星体分类效率为a = 95.6 +/- ^{4.4}_{1.9}%，这是一个可以与许多星系聚类光度研究中的恒星-星系分离相媲美的恒星-类星体分离。我们推导出类星体周围的暗物质晕的平均质量为MDMH=（5.2+/-0.6 x10 ^{12} M_solar/h.在z~1.9处，我们发现$1.5σ$偏离了与光度无关的类星体聚类;这表明，将我们的样本大小增加1.8倍，可以开始限制z~2处类星体偏差中的任何光度依赖性。我们的结果与最近对z < 0.4的类星体环境的研究一致，这些…
2006-12-07 astro-ph
Photometric Monitoring of the Gravitationally Lensed Ultraluminous BAL Quasar APM08279+5255
我们报告了对超亮BAL类星体APM 08279+5255的一年光度监测。时间采样显示，这个引力透镜系统在100天内增亮了约0.2等。有两个潜在的原因：要么这种变化是类星体固有的，要么是前景系统中恒星微透镜的结果。数据与两种假设一致，在最终确认任何一种情况之前都需要进一步监测。然而，我们证明，引力微透镜不能发挥主导作用，在解释APM 08279+5255所表现出的现象性质。内禀变率的确定，加上简单的引力透镜配置，将表明APM 08279+5255是一个潜在的金透镜，从中可以得到宇宙学参数，值得在高空间分辨率的监测计划。
1999-09-01 astro-ph
ImpZ: a new photometric redshift code for galaxies and quasars
我们提出了一个结合星系类星体的方法来模板拟合光度红移技术，并显示该方法是一个强大的。该代码（ImpZ）的介绍，开发和应用到两个光谱红移目录，即艾萨克牛顿望远镜广角巡天ELAIS N1和N2领域和钱德拉深场北。特别地，光学尺寸信息被用于改进红移确定。代码的成功被证明是非常好的与Delta z/（1+z）限制在0.1以内的92%的星系在我们的样本。模板拟合的类星体的扩展被认为是合理的，在我们的样本中，68%的类星体的Δ z/（1+z）被限制在0.25以内。各种模板扩展到远紫外线也进行了测试。
2004-08-03 astro-ph
Efficient Photometric Selection of Quasars from the Sloan Digital Sky Survey: 100,000 z<3 Quasars from Data Release One
我们提供了一个由斯隆数字巡天（SDSS）数据发布1（DR 1）成像数据得到的2099 deg^2 g=21的100,563个未分辨的紫外线过量（UVX）类星体候选者的目录。22，737个源的现有光谱显示，22，191个（97.6%）是类星体;考虑到这种效率的星等依赖性，我们估计目录中的95，502个（95.0%）是类星体。如此高的效率在宽波段类星体探测中是前所未有的。这个“概念验证”样本被设计成最有效的，但仍然有94.7%的完整性，以解决，g<~19.5，来自DR 1类星体目录的UVX类星体。这种有效和完整的选择是我们应用概率密度类型分析来描述SDSS中恒星和光谱证实的类星体的4-D颜色分布的训练集的结果。具体来说，我们使用一个非参数贝叶斯分类，基于核密度估计，参数化的颜色分布的天文来源-允许快速和强大的分类。我们通过提供光度红移和匹配FIRST/VLA、ROSAT和USNO-B源来进一步补充星表。讨论了将该选择算法扩展到更大红移、更暗星等和分辨源所需的未来工作。最后，我们研究了该星表的一些科学应用，特别是一个尝试性的类星体数量分布，它覆盖了在单一类星体调查框架内所做的最大范围的星等（14.2<g<21.0）。
2004-08-26 astro-ph
Long-term optical photometric monitoring of the quasar SDSS J153259.96-003944.1
本文报道了对高红移（z = 4.67）类星体SDSS J153259.96-003944.1的光学吸收光谱R和I波段的监测观测，在它的光谱中没有发现可探测到的发射线。我们发现，这个对象变化的最大幅度为0.4马格在一年零三个月的监测。结合其他两个时代的光度数据在文献中，我们表明该对象已逐渐褪色约0.9等期间1998年6月至2001年4月。线性最小二乘拟合所有可用的观测结果给出了~0.35星等/年的斜率，在类星体的静止框架中转换为~1.9星等/年。这样的变化是高于通常看到的类星体，但与BL湖一致，这表明，光学连续多普勒增强。或者，在光度误差范围内，观察到的光变曲线也与物体经历微透镜事件一致。光电离模型计算表明宽线区的质量与低光度塞弗特星系的质量相似，只有几十个太阳质量，但比发光类星体的质量小几个数量级。需要进一步频繁进行光度/光谱监测，以支持或反驳此处讨论的关于SDSS J153259.96-003944.1性质的不同替代方案。
2005-02-28 astro-ph
Robust Machine Learning Applied to Astronomical Datasets III: Probabilistic Photometric Redshifts for Galaxies and Quasars in the SDSS and GALEX
我们以基于最近邻实例的算法（NN）的形式应用机器学习，为斯隆数字巡天（SDSS DR 5）第五次数据发布中的对象生成完整的光度红移概率密度函数（PDF）。我们使用一个概念上简单但新颖的应用NN生成PDF-扰动对象的颜色由他们的测量误差-并使用最近邻分布产生的实例，以产生许多个人的红移。当将红移与现有的SDSS光谱数据进行比较时，我们发现每个PDF的平均值在光度和光谱红移之间具有与其他机器学习技术一致的色散，对于r < 17.77等的主要样本星系，sigma = 0.0207 +/- 0.0001，σ = 0.0243 +/- 0.0002对于发光的红色星系，r < ~19.2等，σ = 0.343 +/- 0.005对于类星体，i < 20.3等。PDF允许选择具有改进统计的子集。对于类星体，这种改善是戏剧性的：对于那些在概率分布中具有单峰的类星体，色散从0.343减少到sigma = 0.117 +/- 0.010，并且对于99.3 +/- 0.1%的天体，光度红移在光谱红移的0.3以内。因此，对于这个光学类星体样本，我们几乎可以消除“灾难性”的光度红移估计。除了SDSS样本，我们还结合了银河演化探测器全天成像巡天（GALEX AIS GR 3）第三次数据发布的紫外测光，为两次巡天中看到的物体创建PDF。对于类星体，SED的观测框架UV的覆盖范围的增加导致了比完整SDSS样本的显…
2008-04-21 astro-ph
The Hamburg Quasar Monitoring Program (HQM) at Calar Alto. II. Lightcurves of weakly variable objects
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，相对于帧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17.5等的类星体，典型的测光误差为1- 2，%.我们在这里提出的光变曲线已经评估，但没有显示在文件I。我们还讨论了现有的文献数据。
1994-03-23 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
A general method of estimating stellar astrophysical parameters from photometry
应用光度星表来研究银河系的人口是模糊的，因为不可能直接将光度颜色映射到天体物理参数。大多数全天星表，如ASCC或2MASS，都是基于宽波段测光系统，而宽波段测光系统的使用使得确定单个恒星的天体物理参数变得复杂。本文提出了一种即使在存在星际红化的情况下也能从宽波段测光确定恒星天体物理参数（有效温度、重力和金属丰度）的算法。这种方法也适用于窄带的组合。我们应用区间聚类分析的方法来寻找恒星的天体物理参数的基础上最新的Kurucz模型校准使用的恒星参数汇编目录。我们的新方法，确定天体物理参数允许所有可能的解决方案，位于有效的温度，重力，金属丰度空间的恒星和选择的最可能的解决方案。
2008-08-25 astro-ph
The Hamburg Quasar Monitoring Program (HQM) at Calar Alto III. Lightcurves of optically violent variable sources
HQM是自1988年9月以来实施的光学宽带光度监测计划。我们在MPIA 1.2 $\,$ m望远镜上使用CCD相机。在每次曝光后的几分钟内，相对于帧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17.5等的类星体，典型的测光误差为1- 2，%.本文介绍了14个已知的暴变光源的光变曲线，并与文献资料进行了比较。本文是对两个BL Lac天体1 E1229 +645和4C56.27（1823+568）的首次光变研究。我们还进行了POSS光度测量，以获得更长时间尺度上的变化指示。
1994-03-23 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
Multiepoch Sky Surveys and the Lifetime of Quasars
我们提出了一种新的方法来测量类星体的幕式寿命与当前和未来的大规模天空调查。未来对已确认类星体的大样本进行测光观测，可以直接测量类星体活动的单个事件的寿命（tQ）（或有趣的下限），并有可能使后类星体宿主星系的研究成为可能。斯隆数字巡天（SDSS）和2dF巡天发现的类星体的测光观测，以10年为时间基线，如果tQ < 10^5年，则可以确定tQ在2倍以内，或者为类星体的寿命设定一个下限。利用拟议中的大型综合巡天望远镜进行多历元精确测光，可以测试更复杂的类星体变率和平均类星体光度演化模型。这些观测也可以限制单个恒星的潮汐破裂产生类星体光度的速率。这一研究的顺序可以颠倒过来;前一时期的板块材料，如数字化巡天，可以用来确定在这些先前的观测时是否有SDSS类星体尚未开启。如果tQ < 10^{5.5}年，那么对整个SDSS类星体样本在这些板块提供的~50年基线上的测量可以潜在地用于估计tQ在2倍之内，前提是类星体的可变性可以被准确地表征，并且板块材料的探测效率和光度校准可以被很好地确定。这些对t_Q的测量将具有与现有的、更间接的类星体寿命估计相当的质量。对SDSS早期数据发布的3814个类星体的分析发现，t_Q必须大于大约20，000年。
2003-09-23 astro-ph
Photometric Properties of the Most Massive High-Redshift Galaxies
我们计算了在恒星球状体和超大质量黑洞的生长是由富含气体的合并推动的分层形成方案中最大质量高红移星系的可观测性质。结合z~6类星体形成的高分辨率流体动力学模拟、恒星星族合成模型、活动星系核模板光谱、星际和星系间吸收的公式以及现代望远镜的响应，模拟了z~6类星体所在星系在红移z~4-14处的光度演化。这些巨大的星系，具有巨大的恒星质量M_star ~10^11.5-10^12 M_sun。在z>~7时，恒星形成速率为SFR~10^3-10^4 M_sun/年^-1，满足基于莱曼断点技术的各种光度选择标准，包括在z>~5时V波段的衰减，在z>~6时i波段的衰减，以及在z>~7时z波段的衰减。最大质量的高红移星系的可观测性进行了评估，并与广泛的现有和未来的测光调查，包括SDSS，GOODS/HUDF，NOAO WDFS，UKIDSS，IRAC浅层调查，泛星，LSST和SNAP进行了比较。从z~6类星体演化而来的大质量恒星球状体很可能在z~4被现有的巡天观测所探测到，但是由于它们的低数量密度，在z>7发现类星体的祖先星系可能需要未来在λ>1微米的波长下对大部分天空（>~0.5%）进行巡天观测。在红移z>~6处发现罕见的恒星爆发的大质量星系，将为最早的类星体的等级形成提供支持，并描述最明亮的椭圆星系的原始恒星形成历史。
2007-07-05 astro-ph
A search for clusters and groups of galaxies on the line of sight towards 8 lensed quasars
本文给出了八个引力透镜类星体CTQ 414、HE 0230 -2130、LBQS 1009 -0252、B1030+074、HE 1104 -1805、B1359+154、H1413+117和HE 2149 -2745周围的场的ESO/VLT FORS 1和ISAAC新图像。当可用且足够深时，HST/WFPC 2数据还用于推断类星体周围星系的光度红移。本文介绍了星系空间超密度和红移的研究，以及星系的弱剪切分析和质量重建。我们发现在CTQ 414、HE 0230 -2130、B1359+154、H1413+117和HE 2149 -2745附近很可能存在质量约为4x10^14 M_sol h^-1的星系群。考虑到它的光度红移，在HE 1104 -1805周围发现的星系群与类星体有关，而不是与透镜势有关。
2004-05-26 astro-ph
Optical Photometrical Observations and Variability for Quasar 4C 29.45
本文报道了blazar 4C 29.45的长期光学变率测量结果（类星体1156+295，Ton 599），在1997年4月至2002年3月期间，使用上海天文台（SHAO）的1.56米望远镜在中国佘山进行了Johnson V，Ton RI通带的光学光度观测，通过将我们的新观测与已发表的光学数据相结合，编辑了1974年后的blazar光学光度数据，并发现了不同通带的最大变化：$Δ$ U = 4.41 mag，$Δ$ B = 5.55 mag，$Δ$ V = 4.53 mag，$Δ$ R = 5.80 mag，和$Δ$ I = 5.34 mag。平均颜色指数为：U $-$ B = $-0.54\pm$ 0.18 mag，B $-$ V = 0.56 $\pm$ 0.21 mag，B $-$ R = 0.93 $\pm$ 0.18 mag，B $-$ I = 1.51 $\pm$ 0.24 mag，V $-$ R = 0.44 $\pm$ 0.15 mag和V $-$ I = 1.03 $\pm$ 0.23 mag。1974年后的数据为我们提供了一个极好的机会来寻找光变曲线中可能存在的周期性。为了寻找R通带光变曲线中的周期性，我们进行了Jurkevich测试和功率谱（傅立叶）分析方法，以及CLEANest算法来去除假信号。我们发现可能的周期为3.55年和1.58年。讨论了周期性变化的可能机…
2006-10-13 astro-ph
High-Redshift Quasars Found in Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data
我们提供了15个高红移类星体（z > 3.6）的光度和光谱观测结果，这些类星体是从斯隆数字巡天计划（SDSS）调试阶段拍摄的~140 deg^2的五色（u 'g' r 'i' z '）成像数据中发现的。类星体是根据它们在SDSS空间中的独特颜色来选择的。其中四个类星体的红移大于4.6（z=4.63、4.75、4.90和5.00，后者是目前已知的最高红移的类星体）。此外，从数据中恢复了两个先前已知的z > 4对象。这些类星体的i* 都小于20，光度与3C 273相当。类星体的光谱具有类似的特征（强而宽的发射线和大量吸收Ly α发射线的蓝向），在以前已知的高红移类星体中看到。虽然测光精度和图像质量未能满足最终调查的要求，但我们识别高红移类星体（27个候选者中的17个类星体）的成功率远远高于以前的巡天调查。然而，发现的高红移类星体的数量与以前的调查推断的数量密度非常一致。
1999-03-24 astro-ph
GENIE observations of small scale astrophysical processes in star forming regions and quasars
VLTI/GENIE配置将使用至少4台VLTI望远镜（如果未来可以使用一台或多台AT望远镜，则可能使用一台或多台AT望远镜）。自适应光学。GENIE实际上可以被认为是一个“智能”的日冕仪，能够以中等的空间分辨率实现高动态范围成像，并对中心亮点源的发射具有高抑制率。然而，这种亮源抑制可能仅提供相当中等的图像质量（由于天空上的几个基线和传递函数）。以这种方式操作，仅有限的图像重建是可能的，因为经典的无线电和毫米波长干涉测量技术不能直接应用于光学干涉仪的输出，因为绝对相位通常不被测量。然而，可见性和闭合相位的测量可能导致图像重建成为可能的情况。本文讨论了系外行星搜索之外是否有可能对天文学产生有益影响的领域。
2003-05-07 astro-ph
Robust Machine Learning Applied to Astronomical Datasets II: Quantifying Photometric Redshifts for Quasars Using Instance-Based Learning
我们将基于实例的机器学习以k近邻算法的形式应用于估计斯隆数字巡天第五次数据发布中光谱分类为类星体的55，746个物体的光度红移的任务。我们比较所得到的结果从经验色红移关系（CZR）。与以前发表的使用CZRs的结果相比，我们发现基于实例的光度红移没有分配灾难性失败的区域。剩余的异常值只是分散在理想的关系中，类似于在红移z < ~1的正常星系的光学模式。基于实例的算法在数据的代表性样本上进行训练，并在剩余的不可见数据上进行伪盲测试。光度红移和光谱红移之间的方差为σ ^2 = 0.123 +/- 0.002（与CZR的σ ^2 = 0.265 +/- 0.006相比），54.9 +/-0.7%，73.3 +/-0.6%和80.7 +/- 0.3%的物体在δ z < 0.1，0.2，分别为0.3。我们还将我们的样本与Galaxy Evolution Explorer遗留数据的第二次数据发布进行了匹配，得到的7，642个对象显示出进一步的改进，给出了sigma^2 = 0.054 +/- 0.005的方差，以及70.8 +/-1.2%，85.8 +/-1.0%和90.8 +/- 0.7%的对象在delta z < 0.1内，0.2和0.3。我们证明，这种改进确实是由于GALEX提供的额外信息，通过使用纯粹的SDSS光度学对相同的数据集进行训练，其方差为σ ^2 = 0.090 +/- 0.0…
2007-03-23 astro-ph
The Photometric Redshift Distribution and Evolutionary Properties of Galaxies up to z= 4.5 in the Field of the Quasar BR1202-0725
我们提出了一个深BVrIK星系表在高红移（z=4.7）类星体BR 1202-0725领域。已经测量了选定的R=25的星系的可靠颜色。光学滤波器的选择已经被优化，以定义在3.8<z< 4.5处的星系的鲁棒性选择。在这个区间内，z~4的候选星系的面密度为1弧分^{-2}。利用GISSEL的~10^6合成光谱库，通过极大似然分析，导出了该场中星系的测光红移。所使用的方法的准确性进行了讨论和测试使用星系在哈勃深场（HDF）与已知的光谱红移和准确的测光。红移分布的峰值出现在z~0.6处，相对较少的星系在z>1.5处。与较亮的巡天（I<22.5）不同，在z~4的高红移分布中有一个尾部。当M_B>-19时，z~0.6处的光度函数变陡。观测到的宇宙学紫外光光度密度是在整个红移区间z=0.3-4.5内计算得到的，在z = 0.8时达到2 × 10 ^{19} W/Hz/Mpc ^3。我们已经推导出一个均匀的方式，使用GISSEL库，与拟合的光谱能量分布的物理参数。z=0.4-1的蓝中等红移星群大部分由非常年轻的恒星形成星系组成，它们的中位星暴年龄大约为10^8年，典型的亮星质量约为2x10^8 Mo。
1998-02-26 astro-ph
A possible hydrodynamical equivalence for astrophysical jets
类星体和微类星体的统一模型的想法已经考虑了很长时间，尽管这两类物体所处的环境和物理条件不同。在这里，我们显示了一个简单的标度律的存在，有关的最大尺寸的射流的气体介质，它扩展到的属性。这似乎是有效的所有类型的流体动力射流，并可以被认为是一个广泛的统一模型。射流的膨胀速度和周围气体的物理特性以这样的方式结合在一起，可以获得不同尺度下射流的最大范围的限制。
2005-06-06 astro-ph
COSMOGRAIL: the COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses I. How to sample the light curves of gravitationally lensed quasars to measure accurate time delays
我们使用数值模拟来测试一个广泛的合理的观测策略，旨在测量引力透镜类星体的图像之间的时间延迟。人造类星体光变曲线与蒙特卡罗模拟一起创建，以便确定在监测具有5至120天之间的时间延迟的系统的光度变化时采用的最佳时间采样，即，总是比全年的可见度窗口短。类星体的光度变化（峰-峰幅度和变化的时间尺度）和各个光度点的准确性需要很少的和现实的假设。模拟的输出是在时间延迟测量上产生的（统计）相对误差，作为1-全年的物体可见度、2-光变曲线的时间采样和3-时间延迟的函数。还研究了长期微透镜变化的影响，如果目标是以1- 2%的精度测量时间延迟，则其必须低于5%的水平（固有地或通过减法）。然而，虽然微透镜增加了时间延迟上的随机误差，但它并不显著增加系统误差，该系统误差总是比随机误差小5到10倍。最后，它表明，当时间延迟是可比的可见性窗口的对象，对数采样可以显着提高时间延迟的确定。所有结果都以紧凑图的形式呈现，以用于优化未来监测计划的观测策略。
2005-03-01 astro-ph
Statistics of Quasars Multiply Imaged by Galaxy Clusters
我们计算的预期数量的类星体乘集群大小的暗晕成像当前宽视场类星体调查进行了大量的合奏射线追踪模拟通过集群从宇宙学N体模拟的LCDM宇宙学。我们的计算预测了SDSS光谱类星体样品中约4个分裂θ> 10”的类星体透镜，与最近发现的θ =14.6”的宽分离透镜SDSSJ 1004 +4112一致。SDSS微弱测光类星体巡天将包含约12个多重成像类星体，分裂θ> 10”。其中，约2个将是分离θ> 30”的透镜，约2个将处于高红移（z ~ 4）。
2005-06-08 astro-ph
The Optical Emission from Gamma-ray Quasars
我们目前的光度观测的六个射电大声类星体，发现的COMPTEL伽马射线望远镜。这些数据包括光学和近红外的七个波段。在对银河系消光进行校正后，我们发现光学斜率的变化范围很广。其中两个来源与光学选择类星体一样蓝色，并且很可能由吸积盘发射主导，而另外三个来源显示出与红色同步加速器组件一致的颜色。我们讨论了类星体的COMPTEL样本的属性，以及我们的观测对伽马射线类星体的多波长建模的影响。
2003-05-01 astro-ph
Two new quasars at z=1.90 and z=0.15 from the Calan-Tololo Survey
我们提出了两个新的类星体的发现，最初出现在卡兰托洛洛客观棱镜调查的名单候选激变变量（CV）。然而，额外的光谱和光度观测揭示了它们的真实性质。此外，我们还提供了第三个类星体CTCV J 0322 -4653的数据，它也是在我们的研究中发现的，但已经被Maza等人（1996）列为CTS 0639。在这里，我们提出的光谱为第一次。
1999-07-26 astro-ph
Reverberation Mapping of High-Redshift, High-Luminosity Quasars
我们提出了一个混响映射程序的初步结果，以测量宽线区的大小在高红移，高光度类星体。这些观测是在霍比-埃伯利望远镜和怀斯天文台进行的。数据涵盖8年的光度监测的11个类星体，和2.5年的分光光度监测的7个这些来源。到目前为止，我们检测到连续变化，但没有线变化。我们发现，高光度类星体的连续谱与低光度活动星系核相比，具有较小的光变幅度和较长的光变时标。
2002-10-29 astro-ph
A Test of Photometric Redshifts for X-ray Selected Sources
我们测试光度红移的有效性的基础上星系光谱模板拟合X射线发光物体，使用钱德拉在加州理工学院暗星系红移调查（CFGRS）领域检测到的65个源的样本。我们发现，类星体占主导地位的光谱（星系光谱模板是不合适的）的来源很容易识别，光度红移是强大的，在我们的样本中的其余来源。具体来说，对于59个来源，不是类星体为主的光学波长，我们发现，光度红移估计散射在这个地区的场星系人口。在L_X = 10 ^39 - 5 x 10 ^43 erg/s的范围内，没有证据表明色散随X射线光度增加的趋势，也没有证据表明X射线与光通量之比f_X/f_R的趋势。这项工作的实际意义是，对于大多数（约90%）f_X ~ 10^-16 erg/s/cm ^2以下的X射线源，光度红移应该是稳健的，这些X射线源的光学对应物比R ~ 24亮。此外，同样的光度学可以很容易地用来识别光度学红移可能失败的来源。光度红移估计，因此可以利用作为一个有效的工具，在分析即将到来的大型钱德拉和XMM-牛顿数据集的统计特性，并确定感兴趣的子样本进行进一步的研究。
2002-08-08 astro-ph
Quasar candidates selection in the Virtual Observatory era
提出了一种在多波段巡天中用光度法选择候选类星体的方法。该方法利用来自光谱确认类星体的子样本的先验知识来映射参数空间。类星体候选者和恒星的解纠缠是在颜色空间中通过结合使用两种算法进行的，这两种算法是概率主表面和负熵聚类，这是第一次在天文学方面使用。这两种方法都已在Astrogrid VO平台上的VONeural包中实现。即使它们属于无监督聚类工具的类，该方法的性能通过使用确认类星体的可用样本进行优化，因此可以从可用的“知识库”中的任何改进中学习。该方法已被应用和测试的光学和光学加近红外数据提取的可见光SDSS和红外UKIDSS-LAS公共数据库。在所有情况下，实验导致高值的效率和完整性，可比的，如果不是更好的方法已经在文献中。从SDSS DR 7 Legacy光度数据集中提取的光学候选类星体目录已经制作完成，可在网址voneural.na.infn.it/qso.html上公开查阅。
2009-03-10 astro-ph
A catalogue of the Chandra Deep Field South with multi-colour classification and photometric redshifts from COMBO-17
我们目前的COMBO-17对象目录的钱德拉深场南供公众使用，覆盖的领域是31.5'x30'的大小。该目录列出了从350到930纳米的17个通带的天体测量学、光度学和63，501个天体的地面形态数据。该目录还包含多色分类为“恒星”，“星系”和“类星体”以及光度红移。我们包括约翰逊，SDSS和贝塞尔通带和估计误差的restframe光度。在R<24时，红移是最可靠的，此时样本包含大约100个类星体，1000颗恒星和10000个星系。我们使用近1000个光谱识别的对象结合详细的模拟来表征COMBO-17的性能。我们发现，对于亮度大于M_B=-21.7的类星体，更一般地说是1型活动星系核，在z=[0.5，5]时，类星体的选择几乎是完全的，并且污染最小。它们的光度红移精确到大约5000公里/秒。在R<21时，星系红移在dz/（1+z）中精确到1%。对于逐渐变暗的星系，它们的质量会降低，对于R~222的星系，精度达到2%，对于R>24的星系，精度达到10%。对R~23星的选择是完全的，对M星的选择是更深的。我们还提出了一个更新的讨论，我们的分类技术与地图的调查完整性，并讨论了可能的失败的统计分类在微弱的制度在R>24。
2004-03-29 astro-ph
Three photometric methods tested on ground-based data of Q 2237+0305
爱因斯坦十字Q~2237+0305是1995年10月在西班牙拉帕尔马天文台连续两个晚上在四个波段上观测到的。三个独立的算法已被用来分析数据：自动图像分解技术，CLEAN算法和新的MCS反卷积代码。文中给出了用这三种方法得到的测光和天体测量结果。在四个类星体的图像中没有发现光度变化。比较了三种方法的光度测量结果，发现系统误差和随机误差都对三种方法有影响。当视宁度差于1.0 ″时，来自自动图像分解技术和Clean算法的误差往往很大（0.04-0.1量级），而即使对于视宁度差至1.7 ″的帧，反卷积码仍然给出准确的结果（1 σ误差低于0.04）。在类星体图像中观察到变红，并发现与透镜星系或颜色相关的微透镜的消光兼容。光度精度取决于用于模拟透镜星系的光分布。特别是，使用数值星系模型，如MCS算法所做的那样，使该方法不那么依赖于可见度。使用数值模型的另一个优点是可以模拟星系中最终的非均匀结构。最后，我们提出了一个未来的光度监测爱因斯坦十字架的观测策略。
1998-09-09 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 lensing system towards the doubly imaged quasar SBS 1520+530
在几弧秒到几弧分的长度尺度上研究了SBS 1520+530中引起透镜效应的引力势。为此目的，我们使用哈勃太空望远镜在光学和近红外图像的急剧去卷积，结合在更广泛的视野中获得的地面光学数据。特别是，我们进行了多色分析，以确定沿视线的星系群或星系团。测量了139个星系的光度红移，揭示了主透镜星系1.0弧分，西北和1.7弧分，西南的星系显着过剩。对主透镜星系和聚集星系的测光红移都是z=0.9^{+0.10}-0.25}。这与主透镜星系z=0.71的光谱红移大致一致（Burud et al. 2002），表明它是一个更大的星系群或星系团的一部分。我们调查的影响，包括星系团，第一次对透镜系统的建模，第二次对预期的时间-两个类星体图像之间的延迟。
2002-01-04 astro-ph
The SDSS View of the Palomar-Green Bright Quasar Survey
我们通过与斯隆数字巡天的成像和光谱学进行比较，研究了帕洛玛-格林（PG）明亮类星体巡天（BQS）的完整性和一般类星体种群的代表性。对恒星和类星体的SDSS和PG测光的比较表明，需要对PG数据进行颜色和星等重新校准。使用SDSS光度星表，我们定义PG的父样本的对象，不是主序星和模拟选择对象从这个父样本使用PG光度标准和错误。该模拟显示，PG勘测中的有效U-B切割是U-B < -0.71（而不是预期的U-B < -0.44），这意味着颜色相关的不完整性。由于明亮类星体的颜色分布在U-B=-0.7附近达到峰值，并且U-B中的2-sigma误差与类星体颜色分布的全宽度相当，因此BQS的颜色不完整性约为50%，并且对于z<0.5的U-B颜色基本上是随机的。然而，对于0.5 < z < 1的明亮类星体存在偏差，这是由类星体的色红移关系引起的（尽管在任何情况下，z>0.5的类星体在明亮的巡天中都是罕见的）。我们没有发现任何其他系统的不完整性的证据时，在颜色，红移和第一无线电特性的BQS和BQS样的SDSS类星体样本的子样本的分布进行比较。然而，明亮的星等限制的应用使BQS偏向于包含在g-i中为蓝色的物体，特别是与在i波段有限的SDSS类星体中发现的g-i颜色的全范围相比，甚至在i波段的星等与BQS物体相当。
2005-06-01 astro-ph
On estimating redshift and luminosity distributions in photometric redshift surveys
星系和类星体的光度函数提供了有关星系和类星体形成的宝贵信息。从星等有限的样本中估计光度函数是相对简单的，只要样本中物体的距离是准确的;这样做的技术已经有大约30年了。然而，距离通常仅对于样本的一小部分是准确已知的。斯隆数字巡天中的天体就是如此，下一代深多色测光巡天也将日益如此。当距离仅近似地知道时（例如，光度红移是可用的，但光谱红移是不）是更困难的。我描述了两个算法，可以处理这种复杂性：一个是V_max算法的推广，另一个是极大似然方法。由于这些方法考虑了距离估计的不确定性，因此它们影响了更广泛的研究。例如，它们对于研究足够近的星系的丰度是有用的，以至于特殊速度对光谱红移的贡献是不可忽略的，所以只有对真实距离的噪声估计是可用的。在这方面，奇特的速度和光度红移误差有类似的影响。这里开发的方法也是有用的估计恒星光度函数的样本，准确的视差距离是不可用的。
2007-03-20 astro-ph
Two Close-Separation Quasar-Quasar Pairs in the Large Bright Quasar Survey
本文介绍了在大型亮类星体巡天（LBQS）中发现的两个近距离类星体-类星体对的光度和光谱观测结果（Hewett et al. 1995，AJ，109，1498）。2153-2056对的两个分量（$z=1.845$、$Δθ=7\farcs8$、$B=17.9$和21.3）在观测的相对较大的不确定度$Δv_{A-B} =-1100\pm1500 km s^{-1}$内具有相同的红移。这两个类星体很可能在空间上是重合的，尽管不能排除这对类星体是引力透镜作用的结果。1148+0055的两个组成部分（$z=1.879$，$B=18.5$和$z=1.409$，$B=21.1$，$Δθ=3\farcs9$）具有不相交的红移，并且在Surdej和合作者独立发现这一对之后，这一对在引力透镜的背景下引起了一些关注（例如Wampler 1997，ApJ，476，L55）。四个密切，$Δθ\le10\farcs0$，类星体对现在已经发现的LBQS和我们讨论的概率识别对不相交的红移和定位空间重合对从系统的调查定义良好的类星体目录。
1997-11-06 astro-ph
Optical Monitoring of Quasars: I. Variability
我们提出了一个分析类星体的变化，从1993年3月和1996年7月之间进行的CNPq/国家天体物理研究所，巴西，50个对象的光度监测过程中收集的数据。这次测量的一个显著特点是其测光精度，~ 0.02 V mag，通过CCD探测器的差分测光实现，可以检测微弱的变化水平。我们发现在V波段观测到的相对变率δ = sigma / L与光度和红移都是反相关的，虽然我们没有办法发现主导关系，我们给出了一个类星体光变与频率的依赖关系模型，该模型与多光谱理论相一致。西弗特星系NGC 4151的核变率的波长观测。我们发现，纠正观察到的变化，这种效果略有增加的意义的变化与光度和红移的趋势。假设变化只取决于光度，我们表明，校正的变化是反相关的光度和一个简单的泊松模型的预测是很好的协议。从假设脉冲中得到的能量约为10^50尔格，与其他研究中得到的结果吻合得很好。我们还发现，在我们的样本中，无线电大声的对象往往比无线电安静的对象更易变，对于所有的光度和红移。
1999-06-25 astro-ph
Astrophysical sources of high energy neutrinos
几个高能量，>100 GeV的中微子望远镜目前正在运行或正在建设中。他们的主要动机是将中微子天文学的视野扩展到宇宙学尺度。我们表明，一般的，模型独立的，参数意味着1 Gton探测器需要检测宇宙高能中微子源。预测模型的一些领先的候选来源，伽马射线暴和微类星体，进行了讨论，什么可以从中微子观测的问题得到解决。
2002-11-15 astro-ph hep-ph
