Calibrating the Galaxy Halo - Black Hole Relation Based on the Clustering of Quasars
观测到的类星体数量可以用罕见的大质量宿主内的长期活动来解释，也可以用较小的、更常见的宿主内的短期活动来解释。有人认为，类星体的寿命因此可以从它们的集群长度推断出来，这决定了类星体宿主的典型质量。在这里，我们指出，黑洞的质量和它的主机暗物质晕的圆速度之间的关系是更基本的集群长度的确定。特别是，在2dF类星体红移巡天中观察到的集群长度与在本地星系中观察到的星系晕-黑洞关系是一致的，前提是类星体的亮度约为爱丁顿光度的10-100%。在2dF类星体巡天中推断的红移的集群长度的缓慢演变有利于一个黑洞质量的红移无关的缩放是晕圆速度，而不是晕质量。这些结果是独立于观测的数量计数的明亮的类星体，这可能是用来确定类星体的寿命和它的依赖红移。我们表明，如果类星体活动的结果星系合并，那么类星体的数量计数意味着一个情节类星体的寿命，是由宿主星系的动力学时间，而不是由萨尔皮特时间。我们的结果意味着，随着红移的增加，中心黑洞占其宿主星系质量的比例越来越大，类星体的寿命也越来越短。
2004-03-31 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
Quasar Clustering from SDSS DR5: Dependences on Physical Properties
利用从SDSS数据发布5类星体目录中抽取的天空覆盖率为$4000 {\rm deg^2}$的38，208个类星体的均匀样本，我们研究了类星体聚集对光度、维里黑洞质量、类星体颜色和射电响度的依赖性。在$z<2.5$，类星体集群弱依赖于光度和维里黑洞质量，与典型的不确定性水平$\sim 10%$的测量相关长度。这些弱的依赖性是一致的模型，其中类星体的光度，维里黑洞质量和主机暗物质晕质量之间的大量散射稀释了任何集群的差异，其中晕质量被假定为最相关的集群强度的相关量。然而，最明亮和最大质量的类星体更强烈的集群（在$\sim 2σ$水平）比样本的其余部分，我们归因于在主机晕的高质量端的偏置因子的快速增加。在我们的样本中，我们没有观察到聚类强度对类星体颜色的强烈依赖。另一方面，射电强的类星体比射电静的类星体在红移和光学光度（或维里黑洞质量）上更强烈地聚集在一起，这与射电星系和射电强的2型活动星系核的局部观测结果一致。因此，在有偏差的晕簇图中，射电噪声类星体存在于更大质量和更密集的环境中。使用Sheth et al.（2001）的线性晕偏差公式，射电强类星体的主晕质量估计为$\sim 10^{13} h^{-1}M_\odot$，而射电静类星体主晕质量估计为$\sim 2\times 10^{12} h^{-1}M_\odot$，在$z\sim 1.5$。
2008-12-13 astro-ph
First Measurement of the Clustering Evolution of Photometrically-Classified Quasars
我们提出了新的测量类星体的自相关性从样本的80,000光度分类类星体从SDSS DR 1。我们发现一个最适合的模型$ω(θ) = (0.066\pm^{0.026}_{0.024})θ^{-(0.98\pm0.15)}$的角自相关，与光谱类星体调查的估计一致。我们发现，只有模型很少或根本没有演化的类星体集群在共动坐标z~1.4可以恢复一个尺度长度与本地星系和活动星系核（AGN）一致。在当前的宇宙学范式中，类星体偏置的快速演化最好地解释了一个在同动坐标系中类星体集群演化很小的模型。我们证明了类星体的偏置一定是从光度红移z=2.2时的b_Q~3变化到了光度红移z=0.75时的b_Q~1.2-1.3。如此快速的红移增加意味着z~2的类星体不可能是现代L* 天体的祖先，而是它们现在必须居住在密集的环境中，例如星团。同样地，紫外线X类星体相位的持续时间必须足够短，以解释为什么局部紫外线X类星体存在于基本上无偏置的结构中。我们对b_Q的估计与最近的光谱结果符合得很好，这表明b_Q的演化与类星体在每个红移处居住在类似质量的晕中是一致的。把类星体成团作为红移和光度的函数，我们没有发现类星体成团依赖于光度的证据，因此红移的演化比类星体光度的变化更能影响类星体成团。本文提出了一种利用关联函数定量计算光度分类类星体目录中恒星污染的新方法。
2005-10-24 astro-ph
Quasar Clustering and the Lifetime of Quasars
虽然发光类星体的数量在10^9年的周期内有升有降，但单个类星体的典型寿命却不确定几个数量级。我们表明，类星体集群测量可以大大缩小范围内的可能寿命的假设，发光类星体居住在最大规模的主机晕。如果类星体是长寿的，那么它们是罕见的现象，相对于底层的暗物质来说，它们是高度偏置的，而如果它们是短命的，它们则存在于更典型的晕中，不那么强烈地聚集在一起。对于一个给定的类星体寿命，我们计算的最小主机晕质量匹配观测到的类星体的空间密度，使用Press-Schechter近似。我们使用Mo & White的结果来计算这些晕的聚类，从而计算它们所包含的类星体的聚类，作为类星体寿命的函数。一个吸积效率eps=0.1的爱丁顿黑洞的e-折叠时间尺度t_Q = 4 x 10^7年，对应于z=2-3的低密度宇宙学模型中的类星体相关长度r_0 ~ 10 Mpc/h;这个值与目前的聚类测量结果一致，但这些测量结果有很大的不确定性。来自2dF和斯隆类星体巡天的高精度聚类测量将检验我们关于类星体光度和宿主晕质量之间紧密相关的关键假设，如果这个假设成立，那么他们应该确定t_Q为三倍或更好。准确测定类星体的寿命将显示超大质量黑洞是否在高光度吸积过程中获得大部分质量，并将显示典型的邻近星系核中的黑洞是否曾经是高光度类星体的中心引擎。
2000-10-18 astro-ph
Luminosity-Dependent Quasar Lifetimes: A New Interpretation of the Quasar Luminosity Function
我们提出了一个新的解释类星体的光度函数（LF），来自类星体的寿命和光变曲线的物理模型。在我们的图片中，类星体迅速演化，它们的寿命取决于它们的瞬时和峰值光度。我们研究这个模型使用模拟星系合并，成功地再现了广泛的观察到的类星体现象。从模拟推断的寿命，我们去卷积观察到的类星体LF从峰值亮度的分布，并表明，它们的性质不同，不像以前使用的类星体寿命的简单模型。我们发现LF的亮端跟踪的内在峰值类星体活动，但暗端包括类星体，要么经历指数增长到更大的质量和更高的亮度，或在亚爱丁顿静止状态进入或走出一个时期的峰值活动。LF中的“中断”直接对应于峰值光度的本征分布中的最大值，其在较亮和较暗的光度下都下降。我们对类星体LF的解释为暗端分布的性质和斜率以及突变光度的位置提供了物理基础。
2005-06-13 astro-ph
The host galaxies of low luminosity quasars at high redshift
利用VLT/ISAAC对15个低光度类星体的宿主星系进行了1 <z <2的近红外成像。这一工作补充了我们对高光度类星体宿主星系宇宙演化的追踪研究。射电响（RLQ）类星体和射电静（RQQ）类星体具有相似的红移和光度分布，高光度类星体和低光度类星体共同覆盖了类星体光度函数的很大范围。RLQ和RQQ的宿主都类似于正在经历被动演化的大质量不活跃椭圆星系。然而，RLQ主机系统比RQQ主机更明亮，也发现了高光度类星体。从z = 2到z = 0，宿主光度的差异保持不变。对于整个类星体，我们发现核和主机光度之间的相关性，虽然有很大的散射。与RLQ相比，RQQ的相关性较不明显。
2005-12-14 astro-ph
Clustering Analyses of 300,000 Photometrically Classified Quasars--II. The Excess on Very Small Scales
我们研究小尺度上的类星体聚类，使用晕驱动的暗物质描述建模聚类幅度。从尺度<35 kpc/h的91对中，我们只检测到类星体集群比我们最适合的大尺度模型稍微多一点。综合所有的红移，在~18 kpc/h（~28 kpc/h）时，隐含的类星体偏差为b_Q = 4.21+/-0.98（b_Q = 3.93+/-0.71）。我们的最佳拟合（实空间）功率指数为~-2（即，$ξ(r) \propto r^{-2}$），这意味着比目前在模拟中发现的更陡峭的晕轮廓。另一种情况是，距离小于35 kpc/h的类星体双星可能追踪到合并星系，对于主晕质量为m x 10^{12} M太阳/h的类星体，其典型的动力学合并时间为t_d~（610+/-260）m^{-12} Myr/h。我们发现，在$2.0σ$水平上，z > 2时，~28 kpc/h的UVX类星体簇比z < 2时高出5倍。然而，当类星体的空间密度随着z的增加而下降时，在z > 2处的类星体双星（超过预期）的过量可能与形成UVX类星体的星系在z > 2处的合并率降低相一致。将我们在~28 kpc/h的聚簇与$ξ(r)=(r/4.8\Mpch)^{-1.53}$幂律聚簇进行比较，我们发现任何超出因子的上限为4.3+/-1.3，注意一些警告，这与最近在$2.2σ$测量的二元类星体的大过量不同。我们推测，与z < 2的模型相比，偏向z > 2的二元类星体调查…
2006-12-07 astro-ph
Constraining the Lifetime of Quasars from their Spatial Clustering
根据目前的观测，类星体发光相的寿命t_Q被限制在10^6年到10^8年之间，但在其他方面是未知的。我们模型的类星体的光度函数在光学和X射线波段使用Press-Schechter形式主义，并表明，类星体的预期集群强烈依赖于它们的假设寿命。我们量化了这种依赖性，发现现有的类星体相关长度的测量值与10^6 < t_Q < 10^8年的范围是一致的。然后，我们表明，未来的测量的类星体的功率谱的z=3，从2dF或斯隆数字巡天，可以显着改善这一约束，并在原则上允许一个精确的测定t_Q。我们估计的系统误差引入的不确定性建模的类星体晕的关系，以及可能存在的模糊类星体。
2000-12-28 astro-ph
The radio-luminosity - black hole mass correlation for quasars from the FIRST Bright Quasar Survey, and a ``unification scheme'' for radio-loud and radio-quiet quasars
现在有几条独立的证据指向黑洞质量M_bh和射电光度之间的相关性。在本文中，我们讨论了第一次亮类星体巡天（FBQS）的类星体的相关性，使用黑洞质量的估计从β线宽。FBQS天体填补了射电光度-光学光度平面上射电强类星体和射电静类星体之间的空隙，我们发现它们也填补了M_bh -射电光度关联中相应的空隙。因此，射电光度随M_bh的变化是连续的，没有证据表明在某些临界参数值下发生了“开关”，从而开启了强大的射电喷流。通过将FBQS数据与Palomar-Green巡天的类星体数据相结合，我们发现射电光度与相对于爱丁顿极限的吸积率L/LEdd以及M_bh有关的证据，这与著名的射电强类星体的射电-光学相关性是一致的。因此，我们提出了一个新的方案来“统一”射电响亮和射电安静的对象，其中射电光度标度与M_bh^{1.9+/-0.2}（L/L_Edd）^{1.0}成正比，当L/L_Edd~0.1时，在低L/L_Edd时，吸积率依赖性明显较弱。这种关系的离散度为+/-1.1 dex，并且可能很好地隐藏了其他物理效应的重要贡献，例如黑洞自旋和射电源环境。
2001-03-06 astro-ph
Luminosity-Dependent Quasar Lifetimes: Reconciling the Optical and X-ray Quasar Luminosity Functions
我们认为，我们的新模型的类星体的寿命和光变曲线的类星体光度函数（LF）在不同的频率和红移的影响。在我们的图片中，类星体演化迅速，寿命取决于它们的瞬时和峰值光度。LF的亮端追踪类星体活动的峰值，而暗端则是类星体，它们要么经历指数增长，质量和亮度都大得多，要么处于亚爱丁顿静止状态，进入或走出一个峰值活动期。观测到的LF中的“中断”直接对应于峰值亮度的本征分布中的最大值，该最大值在较亮和较暗的亮度处都下降。我们研究这个模型使用模拟星系合并，成功地再现了广泛的观察到的类星体现象，包括观察到的柱密度分布。通过结合类星体寿命和最大类星体光度的分布，确定从观测到的硬X射线LF与相应的光度和主机系统相关的柱密度，我们产生预期的软X射线和B波段LF。我们的预测在所有观测光度下，在所考虑的红移范围内（z < 1），与观测到的LF一致得非常好，而没有引用任何关于遮蔽源种群的特别假设。我们的研究结果还表明，在硬X射线样品中观察到的类星体的遮蔽部分和光度之间的相关性可以解释在我们的模型的背景下，由于加热吸积反馈能量的类星体接近其峰值亮度和最终的黑洞质量周围的气体驱逐。
2005-06-16 astro-ph
The radio luminosity, black hole mass and Eddington ratio for quasars from the Sloan Digital Sky Survey
研究了斯隆数字巡天（SDSS）第三版数据中红移为$z<0.83$的射电噪类星体的$\mbh- σ_*$关系。该样品由3772个具有较好的H $β$和\oiii谱线模型和可用射电光度的类星体组成，其中射电强类星体306个，射电静类星体3466个，射电光度上限类星体（其中射电静类星体181个）。由\hb宽谱线计算了维里超大质量黑洞质量（\mbh），由核心\oiii气体速度色散跟踪了主恒星速度色散（$σ_*$），由FIRST星表计算了射电光度和射电响度。我们的结果如下：（1）对于射电宁静类星体，我们证实了当考虑\mbh不确定度和光度偏差时，它与定义在非活动星系中的$\mbh- σ_*$关系没有明显的偏离。(2)我们发现射电强类星体相对于射电静类星体偏离了$\mbh- σ_*$关系。这种偏差只是部分地由于$\mbh- σ_*$关系的可能宇宙学演化和光度偏差。(3)射电光度与射电静类星体的$\mbh^{1.28^{+0.23}_{-0.16}}(\lb/\ledd)^{1.29^{+0.31}_{-0.24}}$成正比，与射电强类星体的$\mbh^{3.10^{+0.60}_{-0.70}}(\lb/\ledd)^{4.18^{+1.40}_{-1.10}}$成正比。射电强类星体的射电光度与质量和爱丁顿比的相关性较弱，这表明其他物理效应也可以解释它们的射电光度，例如黑洞自旋。
2008-03-24 astro-ph
Binary Quasars in the Sloan Digital Sky Survey: Evidence for Excess Clustering on Small Scales
我们展示了218个新的类星体对的样本，它们在0.5 < z < 3.0的红移范围内具有适当的横向间距R_prop < 1 Mpc/h，这些样本是从斯隆数字巡天和2dF类星体红移巡天类星体周围的广泛后续活动中发现的。这个样本包括26个新的二元类星体，其分离距离R_prop < 50 kpc/h（θ < 10角秒），是已知此类系统数量的两倍多。我们定义了一个统计样本的二进制选择同质的标准和计算其选择函数，考虑到来源的不完整性。首次测量了10 kpc/h < R_prop < 400 kpc/h尺度下的类星体关联函数。对于R_prop < 40 kpc/h，我们检测到一个数量级的过度集群超过预期的大规模R_prop > 3 Mpc/h类星体的关联函数，外推作为一个幂律的分离探测我们的二进制。在R_prop ~ 10 kpc/h时，过剩增长到~ 30，并提供了令人信服的证据，表明类星体的自相关函数在次百万秒差距尺度上变得越来越陡峭。这种小规模的过剩可能归因于在丰富环境中触发类星体活动的耗散相互作用事件。本文回顾和讨论了近年来小尺度星系团和类星体-星系团的测量结果，并结合我们对小尺度类星体团的测量结果进行了讨论。
2005-04-25 astro-ph
Quasar luminosity and twin effects induced by filamentary and planar structures
我们考虑了空间和平面大尺度结构作为来自宇宙结构的电磁辐射的可能折射通道。通过这个假设，可以解释类星体的光度分布，特别是“孪生”和“兄弟”天体的存在。给出了仿真的方法和细节。
2000-10-24 astro-ph
Luminosity and redshift dependent quasar clustering
我们提出了详细的集群测量的流量有限的样本14,000类星体从2dF类星体红移巡天（2 QZ）在红移范围0.8<z<2.1。在将样本分成三个红移区间并将每个区间分成六个光度区间后，我们估计了在给定红移下，当间距3 < r/（Mpc/h）< 20时，类星体投影的自相关函数和交叉关联函数。用有偏差的CDM模型拟合数据并使用频率论分析（F检验），我们发现，对于z>1.3，具有光度依赖聚类的模型在95%的置信水平下在统计上是有利的。另一方面，一些测试的基础上的信息论和贝叶斯统计显示，只有边际证据光度依赖的聚类。无论如何，数据的质量还不足以准确地量化类星体的偏置如何取决于光度。我们批判性地讨论了我们的数据集的局限性，并表明，需要一个更大的样本来排除当前的光度分离模型。通过研究类星体簇振幅随红移的演化，我们发现类星体的相关长度在99.3%的置信水平上随回视时间的增加而增加。采用协调宇宙学模型，讨论了类星体偏置随宇宙历元的演化，指出类星体通常由质量约为10^{13} M_sol的暗物质晕所承载.
2006-07-15 astro-ph
Modeling the cosmological co-evolution of supermassive black holes and galaxies: II. The clustering of quasars and their dark environment
我们在千禧年模拟的基础上使用半解析模型来研究星系及其嵌入的超大质量黑洞的联合形成。我们的目标是测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动所引发的星系合并，并限制不同的模型与个别类星体事件的光变曲线。在目前的工作中，我们专注于研究模拟类星体的空间分布。在所有的光度下，我们发现模拟的类星体两点关联函数在0.5 < r < 20 h^{-1} Mpc范围内符合单一的幂律，但它的归一化是红移的强函数。当我们只选择光度在现今类星体巡天通常可达范围内的类星体时，它们的聚集强度仅微弱地依赖于光度，与观测结果一致。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是在爱丁顿极限附近吸积的黑洞，并且由质量范围只有几个10 ^12 h^{-1} M_sun的暗物质晕所承载。因此，明亮类星体的聚集不能用来解开光变曲线模型，但如果观测样本可以被推到显着更暗的极限，这样的区分将成为可能。总体而言，我们的模拟类星体人口的聚类结果与观测结果相当吻合，支持星系合并可能是触发黑洞吸积和类星体活动的主要物理过程的猜想。
2009-05-30 astro-ph
Galaxy Clustering Around Nearby Luminous Quasars
我们用哈勃空间望远镜上的宽视场照相机2号观测了20个明亮的低红移（z<0.30）类星体的样本，研究了星系的成团情况。HST的分辨率使得星系识别比V=23.5更亮，并且与类星体的距离接近2“。我们发现一个显着增强的星系内的类星体的投影分离< 100千秒差距/小时。如果我们把类星体/星系关联函数模型化为一个幂律，斜率由星系/星系关联函数给出，我们发现类星体/星系与星系/星系关联函数之比为$3.8\pm 0.8$。类星体中r<15 kpc/h的星系数量太多，密度分布不可能有明显的核心半径（> 100 kpc）。我们的研究结果加强了这样一种观点，即低红移类星体优先位于10-20个星系的群体，而不是在丰富的集群。我们没有看到来自无线电大声和无线电安静的子样本的聚类幅度的显着差异。
1996-02-15 astro-ph
THE CLUSTERING OF QUASARS
利用两点关联函数、胞数方差和条件密度随红移的变化关系，研究了类星体的空间分布及其与红移的关系。通过与其他作者的研究结果的比较，我们得出结论：类星体具有振幅与星系相似或更大的关联函数，但它的演化问题仍有待解决。我们将讨论如何通过添加新的观测数据并将真实数据与调查模拟进行比较来实现这一目标。
1995-05-29 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering of Quasars and Galaxies at z=1
我们提出了在0.7<z<1.4处的DEEP 2星系在SDSS和DEEP 2巡天发现的类星体周围的聚类。我们测量了来自SDSS的36个光学选择的、光谱识别的类星体样本和在DEEP 2巡天中发现的16个类星体的两点互相关，其中包括完整的DEEP 2星系样本，尺度为0.1 < r_p < 10 Mpc/h。成团振幅与DEEP 2星系的自关联函数相似，在z~1处，类星体与DEEP 2星系之间的相对偏差为b=0.89 +/-0.24。在我们这里探测的范围内，没有发现对尺度、类星体光度或红移的显著依赖。聚类振幅误差与来自显著更大的类星体样本的误差相当，例如2dF类星体红移巡天。这是由于互相关技术的统计能力，它利用了星系比类星体多得多的事实。我们还测量了类星体的局部环境，使用周围的DEEP 2星系的第三最近邻面密度。类星体被发现在与蓝色DEEP 2星系类似的平均过密度区域;它们与红色DEEP 2星系群在2 sigma显著性上的环境不同。我们的结果表明，类星体并不居住在特别大质量的暗物质晕在这些红移，平均暗物质晕质量的M_200 ~ 3 10^12太阳质量的一致LCDM宇宙学。
2006-09-12 astro-ph
The Evolution in the Faint-End Slope of the Quasar Luminosity Function
基于包含黑洞（BH）生长的星系合并的数值模拟，我们预测了类星体光度函数（QLF）的暗端斜率及其随红移的演化。我们的模拟产生了一个新的模型，类星体的寿命取决于瞬时和峰值类星体光度。这激发了对QLF的一种新的解释，其中亮端由接近峰值亮度的类星体组成，但暗端主要由处于较低亮度演化阶段的类星体组成。对于峰值亮度接近观测到的突变点的类星体，其QLF的弱端斜率由类星体寿命的弱端斜率决定。我们确定这个斜率从类星体的寿命作为峰值亮度的函数，基于一个大的模拟跨越各种各样的宿主星系，合并，BH，和ISM气体属性。更明亮的峰值光度（更高的BH质量）系统经历更剧烈的演化，并在类星体演化的最后阶段更快地排出和加热气体，导致更平坦的暗端斜率（因为这些物体更快地落在QLF中观察到的破裂之下）。因此，当QLF突变光度随着红移的增加而向更高的光度移动时，意味着一个更大的典型类星体峰值光度，暗端QLF斜率也随之增大。从类星体的寿命作为峰值亮度的函数和这种解释的QLF，我们预测的暗端QLF的斜率和它的演变与红移的观测符合得很好。虽然黑洞的生长是反层次的（低质量黑洞主要在较低的红移下形成），但在QLF中观测到的斜率和微分或光度依赖的密度演化的变化完全取决于光度依赖的类星体寿命和类星体反馈的物理学。
2005-08-30 astro-ph
Quasar Clustering at $25\kpch$ from a Complete Sample of Binaries
我们提出了光谱的二进制类星体候选人选择从数据发布4的斯隆数字巡天（SDSS DR 4）使用核密度估计（KDE）。我们提出了27组新的观测结果，其中10个是二元类星体，大约是已知的$g < 21$二元类星体数量的两倍，其成分分离为3至6”。在49个被光谱识别的天体中，只有3个是非类星体，证实了KDE技术的类星体选择效率为$\sim95$ %。我们观察到的几个双星是宽分离透镜候选者，值得额外的更高分辨率的观测。一个有趣的配对可能是M星双星，或者是M星双星类星体的叠加。我们的候选人最初选择的紫外线过剩（$u-g < 1$），但在其他方面选择的类星体对的相对颜色无关，因此，我们使用它们来建议最佳的颜色相似性和光度红移的方法，针对二元类星体，或投影类星体对。从一个样本是完整的适当尺度的$23.7 < R_{prop} < 29.7\kpch$，我们确定的投影类星体的相关函数是$W_p=24.0 \pm^{16.9}_{10.8}$，这是$2σ$低于最近的估计。我们认为，我们的低$W_p$估计可能表明红移的演化类星体的相关函数从$z\sim1.9$到$z\sim1.4$的尺度上的$R_{prop} \sim25\kpch$。这种演化的规模在更大的尺度上广泛地跟踪类星体集群，与合并驱动的类星体起源模型一致。虽然我们的样本本身不足以检测小尺度上类星体集群的演化，但$i$选择的DR6 KDE类星体目…
2007-09-21 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 new assessment of the completeness of quasar surveys: implications for the luminosity function
我们应用一个简单的统计方法（Derenzo & Hildebrand 1969）来估计类星体巡天的完整性。它要求一个区域已被两种或两种以上、最好是不同的选择技术所覆盖。我们使用三个合适的数据集，分别从：可变性和紫外线过剩（170类星体）;物镜棱镜和紫外线过剩（141类星体）;多色和X射线（{ \it ROSAT，} 19类星体）。我们发现，对于紫外线过剩的选择，$U-B \le -0.35 \pm -0.05$的共同限制导致$\sim 35%$的损失，通常丢失低光度$(M_{B} \gtrsim -24.5)$类星体，独立于红移。因此，系统的不完整性将影响$U-B \le -0.35$选择的新一代大型类星体调查。通过修正这种不完整性，我们发现，从第一个数据集（$B < 21.0$和$z < 2.2$），类星体光度函数（LF）的演变是最好的描述联合亮度和密度的演变。当外推到$z = 0$，LF匹配本地赛弗特星系比以往任何确定。与Boyle et al.（1990）的LF相比，LF显示低红移的低光度类星体和中等红移的较亮类星体的数量增加。这一结果与类星体从最初的明亮阶段衰落的模型是一致的。
1998-10-02 astro-ph
Ω_0 and λ_0 from galaxy and quasar clustering: cosmic virial theorem and cosmological redshift-space distortion
本文讨论了两种利用两点关联函数的各向异性和宇宙学红移-空间畸变来确定宇宙学密度参数Ω_0和宇宙学常数λ_0的宇宙学检验。
1996-09-03 astro-ph
The nuclear to host galaxy relation of high redshift quasars
利用ESO VLT+ISAAC对红移范围1 < z < 2的低光度类星体的宿主星系进行近红外成像，旨在研究高红移下核光度与宿主星系光度之间的关系。这项工作补充了我们以前的研究，以跟踪高光度类星体的宿主星系的宇宙演化（Falomo等，2004年）。新样本包括15个低光度类星体，9个射电大声（RLQ）和6个射电安静（RQQ）。它们具有相似的红移和光学光度分布，与高光度类星体一起覆盖了大范围（~4等）的类星体光度函数。这两种类星体的宿主星系都在L* 和10 L* 之间的大质量不活跃椭圆星系范围内。RLQ主机比RQQ主机系统地更亮~2倍。这种差异类似于高光度类星体的差异。这个光度差距似乎是独立的休息帧的U-带光度，但显然与休息帧的R-带光度。RQQ和RLQ之间的颜色差异可能是RLQ和RQQ的SED中的热和非热分量的强度的固有差异以及由于内部灰尘消光引起的选择效应的组合。对于组合的类星体，我们发现一个合理的核和主机光度之间的相关性。与RLQ相比，RQQ的这种相关性不那么明显。如果R波段光度代表热光度，并假设宿主光度与黑洞质量成正比，就像在附近的大质量球状体中观察到的那样，类星体发射的能量相对于爱丁顿光度的范围相对较窄，并且RLQ和RQQ的分布相同。
2007-01-15 astro-ph
Quasar clustering redshift distortion constraints on dark energy
本文模拟了二度场类星体红移巡天（2 QZ）中类星体团簇的几何和运动学红移畸变，表明它们对宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}和w的约束是非常有效的。特别是，它出现，对于宇宙学常数的情况下，测试是特别敏感的差异Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}，而对于空间平坦的情况下，它是相当有竞争力的未来超新星和星系计数测试，除了是互补的。
2001-12-14 astro-ph
An Investigation into the Effects of Luminosity on the Mid-Infrared Spectral Energy Distributions of Radio-Quiet Quasars
我们提出了一个分析的234个无线电安静类星体最初提出的中红外光谱能量分布（SED）的形状上的光度的影响理查兹等人。在类星体没有明显的尘埃消光，光谱积分光学和红外光度线性相关超过近三十年的光度。我们发现1.8-8.0微米光谱指数和红外光度之间存在显著（>99.99%置信度）的相关性，表明随着光度的增加，中红外连续谱增强。再加上更明亮的类星体光谱弯曲的有力证据，我们得出结论，这种趋势可能是早期类星体SED调查中注意到的“近红外（3-5微米）凸起”的表现。这一特征的强度表明了来自最热（>1000 K）尘埃的辐射对中红外光谱的贡献;更高光度的类星体倾向于显示更多的热尘埃辐射。最后，从单色3微米光度的辐射热校正的可比分布，以及它缺乏对尘埃消光的敏感性相比，从nu* L_{5100A}的标准辐射热校正表明，前者可能是一个更强大的辐射热类星体光度的指标。中红外线和光学能量之间的密切联系以及光度对中红外线连续光谱形状的影响表明，考虑中红外线发射与类星体本身的性质无关，对于理解秒差距尺度的类星体环境是不够的。
2007-02-09 astro-ph
Quasar Clustering and Spacetime Geometry
时空的非欧几何性导致高红移类星体的表观关联函数具有各向异性。这种效应可以约束宇宙学常数Λ，而不依赖于任何关于光度、大小或星系团演化的假设。本文利用2dF和Sloan红移巡天中的类星体样本，研究了区分低密度（Ω 0 =0.1-0.4）宇宙学模型的前景。我们发现，即使是这些大型类星体的调查很可能驻留在“稀疏采样”制度，使测量误差的关联函数服从泊松统计。结果是：（a）可以设计一个简单的最大似然方案来估计聚类参数，（b）可以生成关联函数测量的蒙特卡罗实现，而不需要创建人工类星体分布，（c）对于固定的类星体数量，在较小区域上进行更深的调查比浅的大面积调查具有更大的统计能力。采用最近（相当不确定）的类星体相关长度的估计，我们发现，2dF和斯隆样本可以提供明确的区分平坦和开放的几何Ω<= 0.2，但只有边缘歧视Ω= 0.4。如果真实的类星体相关长度是2倍的话，那么对于Ω= 0.4的类星体就有可能进行清晰的区分，而在200平方度范围内对30，000个类星体进行高密度的观测，即使对于较低的相关长度也会提供清晰的区分。
1997-07-15 astro-ph
A Physical Model for the Luminosity Function of High-Redshift Quasars
我们提供了一个简单的理论模型的类星体光度函数在高红移，自然再现的统计性质的发光SDSS类星体样品在红移z~4.3和z>5.7。我们的模型是基于这样的假设，即类星体的发射是由星系合并触发的，并且黑洞的质量与宿主星系晕的圆速度v成幂律正比。我们假设类星体在一段时间内以其爱丁顿光度发光，与合并中小星系和末星系的质量比成正比。这个简单的模型拟合了类星体在z~2-3处的光度函数，再现了归一化和对数斜率（β-2.58）在z~4.3，解释了明亮的SDSS类星体在z~6.0的空间密度，再现了局部宇宙中休眠黑洞的黑洞-晕质量关系，并且与莱曼破裂星系中z~3的类星体活动的估计占空比（~10^7年）相匹配。基于导出的光度函数，我们预测了高红移类星体的引力透镜率。预测SDSS样品中的晶状体分数在z约4.3时为约2%，在z>5.7时为约10%。有趣的是，在我们的最佳拟合关系式L与v^5/G成正比的情况下，类星体的极限光度与宿主星系的结合能除以其动力学时间成比例，这意味着反馈是调节星系势阱中黑洞生长的机制。
2002-06-10 astro-ph
A survey for low luminosity quasars at redshift z~5
本文介绍了利用CFHT上的12 K CCD镶嵌相机对z~5的低光度（M_B<-23.5）类星体进行多色（VIZ）巡天的结果。这次巡天覆盖了1.8度^2至极限星等m_z=22.5（织女星），比SDSS类星体巡天大约暗2等。20个候选者是通过他们的VIZ颜色和光谱选择的，其中15个是在双子座北望远镜上用GMOS获得的。发现了一个z=4.99的类星体，其余的候选者都是M星。在巡天观测的红移范围内（4.8<5.2）只探测到一个类星体，这表明在微弱的类星体星等下，光度函数可能发生了转变，并且偏离了在更高光度下观测到的形式（与Richards等人（2003）的类星体透镜观测一致）。然而，在置信度为65%的情况下，对于比M_B（织女星）亮度更高的类星体，推导出的空间密度为2.96 × 10 ^-7 Mpc^-3，这与范等人（2001 a）推导出的m_i<19.6（织女星）时类星体光度函数的外推结果一致。
2004-01-23 astro-ph
Discovery of an Optically-Faint Quasar at z=5.70 and Implications for the Faint End of the Quasar Luminosity Function
我们提出了一个光学暗淡的类星体，RD J114816.2+525339，发现从周围的z = 6.42类星体SDSS J1148+5251领域的深多色观测。这两个类星体的投影间距为109角秒，在r-z与z-J色-色空间中都是异常值。凯克光谱显示RD J114816.2+525339是一个宽吸收线类星体，z = 5.70。z_AB = 23.0时，RD J114816.2+525339比SDSS J1148+5251暗3.3等，是已知z>5.5时最暗的类星体。这个物体是在大约2.5平方度的测量中确定的。在这些红移和光度的类星体的隐含的表面密度与以前的推断的类星体光度函数的暗端大致一致，并支持这样的想法，即活动星系在这些红移的再电离紫外线通量只提供一个很小的组成部分。
2005-10-17 astro-ph
Cosmic Evolution of Quasar Clustering: Implications for the Host Haloes
我们给出了2dF类星体红移巡天（2 QZ）在红移0.8<z<2.1范围内的详细聚类测量结果。使用一个约14，000个有效红移z_eff=1.47的天体的通量有限样本，我们估计了类星体投影的关联函数，分离度为1<r/h^{-1} Mpc<20。我们发现，实空间中的两点关联函数可用幂律函数很好地近似，斜率γ =1.5 pm 0.2，共动关联长度r_0=4.8^{+0.9}_{-1.5} h^{-1} Mpc.分裂成三个子集的基础上红移的样本，我们发现证据的聚类幅度与回看时间的增加。对于一个固定的伽玛，r_0的演变是在3.6西格玛的置信水平检测。类星体的关联函数和质量自相关函数（采用协调宇宙学模型导出）之间的比值被发现是尺度无关的。对于线性质量聚集振幅σ_8 =0.8，"偏差参数“从z_eff=1.89时的b~3.9$减小到z_eff=1.06时的b~1.8。从观测到的丰度和聚类，我们推断类星体如何填充不同质量的暗物质晕。我们发现2 QZ类星体处于M>10^{12} M_sun的晕中，其宿主晕的平均质量为10^{13} M_sun量级。观测到的聚集与假设在z>1时，黑洞质量和宿主星系圆速度之间的局部观测相关性仍然有效是一致的。根据包含活跃类星体的晕的比例，我们推断类星体的特征寿命在z~1处为t_Q ~几× 10^7年，在较高的红移处接近10^8年。
2004-09-15 astro-ph
Could the variation in quasar luminosity, due to extra dimension 3-brane in RS model, be measurable?
我们提出了一种替代的理论方法，说明如何在RS模型中的额外的维度的存在，可以估计的修正，在Schwarzschild半径的黑洞，从而其可测量性的类星体光度的变化，这可能是由于一个额外的维度的印记赋予一个膜世界的情况下，在AdS_5块体的几何形状。本文利用RS模型研究了类星体中心黑洞吸积气体引起的光度变化，以及膜世界效应引起的超大质量黑洞光度变化。
2005-09-16 astro-ph
Probing Early Clustering with Lyman-Alpha Absorption Lines Beyond the Quasar Redshift
类星体所在的星系群和星系团可以通过探测类星体红移之外的莱曼α吸收线来发现。当由团簇势引起的莱曼α云红移分布的畸变超过类星体的邻近效应时，这种效应就会发生。基于结构演化的CDM宇宙学模型，在假设Lyman α云的物理性质不受大尺度（1 Mpc及以上）准线性流影响的前提下，预测了发现类星体红移（$z_{abs}>z_Q$）以外谱线的概率.如果类星体随机地对下面的星系分布进行采样，那么在$z=2$处，每个类星体具有$z_{abs}>z_Q$的线的预期数量可以高达0.25[（dN/dz）/350]，其中$dN/dz$是远离类星体的每单位红移的莱曼α线的数量。如果类星体通常存在于小的星系群中，这种可能性就会增加。在非常暗淡的类星体附近或金属吸收系统周围，莱曼α线的统计过剩是预料之中的。由于聚类，邻近效应的标准方法高估了高红移时的电离背景通量，最高可达3倍。这一结果削弱了推导的背景通量和已知类星体群体的贡献之间的差异。
1995-02-08 astro-ph
Quasars in a merger model: comparison with the observed luminosity function
在将活动星系核的形成与星系合并联系起来的唯象方法框架内，研究了类星体光度函数与星系质量函数之间的联系。类星体被认为是短命的，类星体的光度是由形成类星体的合并星系的质量和角动量以及其中的气体量控制的（质量和动量决定了失去角动量的质量，可以落在中心）。该模型可以解释类星体光度函数的形状和演化，并能估计出落入中心的物质分数$η$（这似乎与星系中气体的数量有关）和$κ$（类星体形成区域的平均密度对比度）。所获得的$κ$值从$z=0.5$的$\sim 4--7$到$z=2$的$\sim 1--2$不等，$η$从$z=0.5$的百分之几到$z=2$的百分之几十不等，甚至接近1的值。与作者早先考虑的情况相反，类星体中可能被超过的爱丁顿极限起着至关重要的作用。
1998-01-21 astro-ph
The UVX quasar optical luminosity function and its evolution
最近完成的爱丁堡UVX类星体巡天在B < 18与其他完整的样品一起使用，以估计的红移范围内的光学光度函数的形状和演变0.3 < z < 2.2。在高光度和低红移下，类星体的空间密度比Schmidt & Green（1983）的PG样品中发现的要高得多，结果是在低红移（z < 1）下，光度函数的形状符合单一的幂律。在较高的红移，高光度下的幂律斜率似乎显着变陡。似乎没有任何一致的中断功能，可用作人口的光度演变的示踪剂。
1997-09-03 astro-ph
First results from the Canada-France High-z Quasar Survey: Constraints on the z=6 quasar luminosity function and the quasar contribution to reionization
我们提出了一个新的类星体调查正在进行的多色光学成像从加拿大-法国-夏威夷望远镜的初步结果。目前的数据包括3.83平方米。°的在i'和z'滤波器中成像的10 σ极限为z '<23.35。对24颗5.7<z<6.4类星体的近红外测光结果表明，它们都是低质量恒星，包括2颗T矮星和4 ~ 5颗L矮星。根据测光估计，这两颗T型矮星的光谱类型分别为T3和T6。我们使用高红移类星体的缺乏，在这个调查量约束z=6类星体光度函数。对于突变绝对星等M*_1450和暗端斜率α的合理值，我们确定在95%置信度下亮端斜率β>-3.2。我们发现，亮度大于M_1450=-23.5的类星体的同向空间密度从z=2到z=6下降了25倍以上，反映了高亮度类星体的下降。我们考虑类星体群对z=6处电离光子密度的贡献以及对再电离的影响。我们表明，类星体人口的电流约束给出了一个电离光子密度<<30%的恒星形成星系人口。我们的结论是，活动星系核作出的贡献可以忽略不计的氢在z~6的再电离。
2005-07-07 astro-ph
High-Redshift Quasars Found in Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data IV: Luminosity Function from the Fall Equatorial Stripe Sampl
这是一系列论文中的第四篇，旨在从SDSS沿天赤道拍摄的五色成像数据中寻找高红移类星体。在调试阶段。本文利用论文III中提出的39个高红移类星体的色选样本，导出了类星体在3.6<z<5.0，-27.5 <$M_1450 <-25.5（Omega=1，H_0=50 km s^-1 Mpc^-1）范围内的光度函数演化。我们使用论文III中导出的选择函数来校正样本的不完整性。用三种不同的方法估计了光度函数：（1）1/V_a估计;（2）假设类星体的密度与红移呈指数关系并服从光度幂律的极大似然解;（3）Lynden-Bell非参数C^-估计。所有三种方法都给出了一致的结果。从z=3.5到z=5.0，发光类星体的密度降低了约6倍，这与之前在z<4.5时的几次光学测量中观察到的下降一致。在明亮端z~4时，光度函数遵循psi（L）~ L^{-2.5}，明显比以前研究中发现的明亮端z<3时的光度函数psi（L）\propto L^{-3.5}平坦，表明类星体光度函数的形状也随着红移而演化，类星体从z=2到5的演化不能被描述为纯粹的光度演化。讨论了可能的选择偏差和尘埃消光对类星体密度红移演化的影响。
2000-09-20 astro-ph
The 1<z<5 Infrared Luminosity Function of Type I Quasars
我们确定了红移范围1<z<5的I型类星体的静止坐标系8微米光度函数。我们的样本由292个24微米的光源组成，亮度超过1 mJy，选自7.17平方度的斯皮策太空望远镜MIPS调查的NOAO深宽视场调查Boots领域。AGN和星系演化巡天（AGES）已经测量了270个R<21.7的源的红移，我们估计剩下的22个源被恒星和星系污染的程度很低。我们能够选择被紫外过量类星体巡天遗漏的类星体，包括变红的I型类星体和光学颜色与主序星相似的2.2<z<3.0类星体。我们发现变红的I型类星体占I型类星体总数的20%。尽管如此，形状，规范化，和演变的休息框架8微米光度函数是可比的，从光学调查中选择的类星体。I型类星体的8微米光度函数可以用指数为-2.75（+/-0.14）的幂律函数很好地近似。我们直接测量类星体空间密度的峰值在z=2.6（+/-0.3）。
2006-11-24 astro-ph
Discovery of Two Spectroscopically Peculiar, Low-Luminosity Quasars at z~4
本文报道了两个z~4低光度类星体的发现，它们都具有显著的N [IV] 1486 A辐射。这条线在任何红移的类星体光谱中都是极其罕见的;在23个物体的样本中有两个检测到它（即，大约9%的样本）是有趣的，可能是由于我们正在研究的低光度，高红移类星体样本。这仍然是一个探索不足的制度，其中相关的贡献，早期恒星爆发可能是显着的。对这条线的一种解释是由非常大质量的年轻恒星造成的光电离。因此，在高红移类星体中观测到的N IV] 1486 A辐射，可以从星系和它们的超大质量黑洞的共同形成和早期共同演化的背景下来理解。或者，我们可能会看到与类星体宽发射线区域早期演化相关的现象。在其中一个类星体的光谱中没有检测到N V 1240 A线（甚至可能是广泛的吸收）可能支持这种解释。这两个物体可能是一个新的微弱类星体群体或早期活动星系核演化阶段的信号。
2007-05-24 astro-ph
Constraints on the correlation between QSO luminosity and host halo mass from high-redshift quasar clustering
斯隆数字巡天对高红移类星体集群的最新测量表明，z~4的类星体有一个偏差b~14。我们发现，这种极高的聚类幅度，与相应的空间密度相结合，约束在L-Mhalo关系的分散小于50%，在99%的置信度为100%占空比的最保守的情况下。这一本征色散的上限提供了一个强有力的约束，因为目前的上限，本征色散的本地M_BH-西格玛关系和比辐射热爱丁顿光度的发光类星体。
2008-04-29 astro-ph
The luminosity function and clustering evolution of Quasars
最近的研究结果质疑的描述类星体的光度函数在一个纯粹的光度演化，并呼吁光度依赖的光度演化。对类星体成团幅度和演变的测量可以进一步区分为解释类星体现象而提出的各种物理情景。如果类星体是与特征晕质量$\sim 5 \cdot 10^{12}$ M $_\odot$相连的短寿命事件，那么类星体群的一般性质自然会出现。这是触发类星体活动的相互作用优先发生的星系群的典型质量。
1998-02-23 astro-ph
The quasar fraction in low-frequency selected complete samples and implications for unified schemes
低频无线电巡天是选择河外源的独立定向样本的理想方法，因为样本成员是根据其各向同性的陡谱扩展发射来选择的。我们使用新的7 C红移调查以及更明亮的3CRR和6C样本，以调查观测到的宽发射线的物体的分数-类星体分数-作为红移和无线电和窄发射线光度的函数。我们发现，类星体分数是更强烈地依赖于光度（窄线和无线电）比它是红移。在log L_[OII] > 35 W（或射电光度log L_151 > 26.5 W/Hz/sr）的窄[OII]发射线以上，类星体的分数实际上与红移和光度无关;这与一个半张角θ_trans 53度的模糊环面的简单统一方案是一致的。对于窄线亮度较低的天体，类星体的比例较低。我们表明，这不是由于难以检测低亮度宽发射线在一个不太明亮，但在其他方面类似，类星体人口。我们讨论了类星体在低光度下的分数下降的至少两个可能的物理原因：（1）随着类星体光度的降低，θ_transs逐渐减小和/或浅红（0 < A（V）< 5）视线的分数逐渐增加;和（ii）第二个明显的低光度射电源群体的出现，像M87一样，缺乏一个营养充足的类星体核，很可能缺乏一个厚的模糊环面。
2000-03-30 astro-ph
The Eddington Luminosity Phase in Quasars: Duration and Implications
类星体中的不稳定和爆发现象被认为与爱丁顿或超爱丁顿发光阶段有关。虽然关于这一阶段的总持续时间不乏假说，但后者基本上仍然是未知的。通过比较观测到的类星体的光度和红移分布与正常星系核中中心大质量黑洞的质量分布，计算了类星体发光相的持续时间与新生大质量黑洞初始质量的关系.假设在类星体阶段，每一个MBH都经历一个单一的（或周期性的）吸积阶段，其光度与爱丁顿光度相同或接近。如果质能转换的吸积效率为$η\sim 0.1$，则类星体的质量分布与正常星系中的MBH的质量分布在整个推断的MBH质量范围内是一一对应的。
1999-12-08 astro-ph
Determining the Properties and Evolution of Red Galaxies from the Quasar Luminosity Function
我们使用一个模型来研究类星体和红星系群之间的联系，这个模型是关于在包含富气体星系的合并中超大质量黑洞的自我调节生长。使用的类星体的寿命和星系合并的流体动力学模拟的动机演变的模型，我们去卷积观测到的类星体的光度函数在不同的红移，以确定形成的黑洞的一个给定的最终质量的速率。在合并假说的框架下，识别类星体活动与球状体的形成，这使我们能够推导出具有给定性质的球状体的形成率作为红移的函数。这使我们能够预测，对于红星系人口，星系速度色散的分布，质量函数，质量密度，恒星形成率，在许多观测波段的光度函数（NUV，U，B，V，R，I，J，H，K），总的红色星系数密度和光度密度，颜色分布作为几个不同波段的星等和速度色散的函数，质光比与质量的分布，光度-尺寸关系，以及作为质量和光度函数的典型年龄和年龄分布（形成红移）。对于这些量中的每一个，我们预测从红移z=0-6的演变。我们的每一个预测都与现有的观测结果吻合得很好，没有增加可调参数;重要的观测输入来自观测到的类星体光度函数。如果我们采用更简单的传统类星体寿命模型，其中类星体开启/关闭或遵循简单的指数光变曲线，而不是我们的模拟所暗示的更复杂的演化，这些预测会被扭曲几个数量级。
2006-10-20 astro-ph
Luminosity and Redshift Dependence of Quasar Spectral Properties
使用大样本的类星体光谱的SDSS，我们研究的复合光谱趋势的类星体的红移和光度的函数，彼此独立。除了众所周知的鲍德温效应（BE）-线等效宽度随光度的减小-平均光谱特性非常相似。宿主星系污染和BE是类星体平均光谱斜率明显变化的主要原因。对于大多数发射谱线，包括巴耳末谱线，都检测到BE，但有几个例外，包括NV 1240 A。几条谱线的发射谱线偏移与BE有关。BE主要是光度的函数，但也部分是红移的函数，即谱线等效宽度随红移而变强。一些复杂的铁特征会随着红移而改变，特别是在蓝色小凸起区域附近。
2003-10-29 astro-ph
The relationship between radio luminosity and black-hole mass in optically-selected quasars
利用斯隆数字巡天（SDSS）的6000多个类星体样本，我们比较了射电强和射电静类星体的黑洞质量分布。基于维里黑洞质量估计，发现射电强类星体（RLQ）比射电静类星体（RQQQ）系统地包含更多质量的黑洞，具有非常高的显著性（>>99.99%），平均黑洞质量< \log RLQ和RQQ的（M_{bh} / \Msun）>=8.89 \pm 0.02和< \log（M_{bh} / \Msun）>=8.69 \pm 0.01。重要的是，新的RLQ和RQQ样本在红移光学光度平面上具有不可区分的分布，排除了任何一个参数对观测到的黑洞质量差负责的可能性。此外，这种黑洞质量差与在低红移（即Δ M_{host} =0.4-0.5等）下观测到的RLQ和RQQ宿主星系之间的光学光度差非常一致。在SDSS样本中，黑洞质量与射电光度和射电响度$\mathcal{R}$参数（>7 sigma显著性）密切相关，尽管给定黑洞质量的射电光度范围是几个数量级。因此，很明显，额外的物理参数或演化的影响也必须被用来解释类星体的射电响度二分法。
2004-08-11 astro-ph
Clustering of galaxies around radio quasars at 0.5 < z < 0.8
我们观测了21个射电强、陡谱类星体样本周围的星系环境，这些类星体的射电光度跨越了几个数量级，频率为0.5<z<0.82。观测还包括用于获得每个类星体场中多余星系数量的背景控制场。星系过剩是用空间星系-类星体相关振幅B_gq和Abell型测量N_0.5来量化的（Hill & Lilly 1991）。在相对丰富的星系团中发现了一些类星体，但平均而言，它们似乎更喜欢近似阿贝尔0级的星系团或星系团。我们结合了我们的样品与文献样品延伸到z=0.2，并涵盖了相同的无线电光度范围。通过使用斯皮尔曼统计解开红移和光度的依赖性，我们检测到一个弱的，但显着的，类星体环境的丰富性和类星体的射电光度之间的正相关性。然而，我们没有发现任何历元依赖于B_gq，如以前报道的射电类星体和星系。我们讨论了无线电亮度集群丰富的链接和可能的解释弱相关性，看到。
1999-12-03 astro-ph
The real-space clustering of luminous red galaxies around z<0.6 quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们测量了从斯隆数字巡天数据发布5中选择的低红移（0.2<z<0.6）类星体样本周围的光度选择的明亮的红色星系样本的聚类。我们利用一个新的统计估计，以获得精确的测量的LRG自相关和约束晕占据分布。这些被用来生成模拟目录，这有助于解释我们的类星体LRG互相关测量。互相关可用斜率为1.8 \pm 0.1和r_0=6 \pm 0.5 h^{-1} Mpc的幂律很好地描述，与观测到的星系关联函数一致。我们没有发现在0.1 Mpc尺度上存在“过度”聚集的证据，并证明这与Serber等人（2006）和Strand等人（2007）的结果一致，当时人们解释了他们测量结果的几个微妙之处。结合类星体-LRG互相关和LRG自相关，我们确定了类星体的大尺度偏差b_QSO = 1.09 \pm 0.15，其红移中值为0.43，没有观测到红移或光度演化。这相当于平均晕质量<M>约为10^{12} h^{-1} M_sun，爱丁顿比为0.01 ~ 1，寿命小于10^{7}年。使用简单的晕占据模型，这对应于类星体宿主的数密度大于10^{-3} h^{3} Mpc^{-3}，恒星质量小于10^{11} h^{-1} M_sun。小规模的集群信号可以解释与我们的模拟LRG目录的帮助下，并依赖于类星体栖息晕的方式。我们发现，我们的小尺度测量与从质量阈值以上的晕中心随机二次采样的类星体位置不一致，需要卫星分数> 2…
2008-02-17 astro-ph
Evolution of Galaxy and Quasar Clustering
研究了CDM模型中暗物质晕的关联函数的演化。我们表明，晕关联函数不演变的基本质量分布的关联函数的比例。最早坍缩的晕，对应于密度场中罕见的峰值，非常强烈地聚集在一起。晕关联函数的振幅从初始的大值开始减小。这种下降持续到平均峰值崩溃，之后，幅度以缓慢的速率增长。这种行为被证明是通用的，最小振幅的时代只取决于在相关规模的质量的均方根波动，并在一个小得多的程度上，在该规模的功率谱的斜率。我们讨论的相关性，这一结果的解释观测星系和类星体集群。
1998-04-24 astro-ph
Search for Galaxy Clustering around a Quasar Pair at z=4.25 found in the Sloan Digital Sky Survey
本文对一对Z=4.25的发光类星体SDSS J1439-0034 A，B的环境（\approx 600 kpc半径）进行了研究。对类星体的高质量斯巴鲁光谱的分析表明，这种配置确实是一个物理对，而不是引力透镜;红移略有不同（尽管勉强一致），两个光谱具有惊人的不同特征。我们使用V dropout技术和半窄带成像寻找具有类似红移的明亮星系（L \gsim 0.4 L^*），寻找强的Ly α发射。我们没有发现类星体对周围星系密度的增强;它的环境与一般场的差异很小，密度增强的上限约为3，置信度为90%。我们推断明亮的类星体是在一般场中的两个正常星系中偶然出现的。
2003-12-19 astro-ph
Reverberation Mapping of High-Luminosity Quasars: First Results
附近的活动星系核的混响映射导致估计的宽线区（BLR）的大小和中心物体的质量约37个对象的日期。然而，成功的混响映射尚未执行的类星体，无论是高亮度（L_opt~10^{46} erg/s）或高红移（z>0.3）。在过去的六年中，我们在Hobby-Eberly望远镜上对六个红移z=2.2- 3.2的类星体样品进行了静止框架紫外分光光度监测，其亮度为L_opt~10^{46.4}-10^{47.6} erg/s，比以前绘制的类星体大一个数量级。这六个类星体，以及另外五个具有类似红移和光度特性的类星体，在过去十年中在怀斯天文台进行了光度监测。所有11个类星体都显示出10%-70%数量级的连续变化。这大约是两个较小的可变性比低光度类星体监测在相同的休息帧周期的一个因素。在已进行过光谱测量监测的六个物体中，在CIV 1550宽发射谱线中检测到显著的变异性。在某些情况下，这些变化会跟踪同一类星体中的连续谱变化，其幅度与相应的连续谱相当，甚至更大。相比之下，在观察到的四个物体中，没有检测到明显的Lyα变异。因此，紫外线在高光度和低光度活动星系核中可能有不同的变化趋势。对于一个z=2.172的类星体S5~0836+71，我们测量到CIV和UV连续变化之间的暂定延迟为595天，对应于188天的静止帧延迟和2.6 \times 10^9 M_ \odot的中心黑洞质量。
2006-12-24 astro-ph
Hierarchical Clustering and Active Galaxies
本文用层次聚类的分析程序实现了超大质量黑洞的生长和星系核活动的平行发展。计算了类星体和活动星系核的光度函数的演化，特别注意了类星体和Seyfert星系之间的联系。该模型的主要兴趣之一是平行研究类星体的形成和演化以及恒星形成的历史。
2000-09-18 astro-ph
On Quasar Masses and Quasar Host Galaxies
类星体核心中大质量黑洞的质量可以利用宽线区（BLR）中发射出Hb的云团的典型速度和该区域的大小来推断。然而，该估计取决于各种假设，并且容易受到大的系统误差的影响。哈勃太空望远镜（HST）测定的14个明亮类星体样本中的Hb推导的黑洞质量与类星体宿主星系的光度相关。这种相关性类似于Magorrian等人在32个附近正常星系的样本中发现的黑洞质量与隆起光度的相关性。这两个相关性的相似性是显著的，因为两个样本涉及明显不同类型的物体，而且类星体和附近星系中的黑洞质量估计是基于非常不同的方法。这种相似性为Hb推导的黑洞质量估计提供了“校准”，表明它在对数尺度上精确到+-0.5。这两个相关性的相似性也表明类星体存在于其他正常的星系中，并且类星体宿主的光度可以根据类星体的连续光度和Hb线宽估计为+-0.5等。为了探索活动星系中黑洞质量与主球光度相关性的范围、斜率和散射，需要用HST对其他宽线活动星系进行进一步的成像观测。
1998-07-27 astro-ph
