High redshift quasars and the supermassive black hole mass budget: constraints on quasar formation models
研究了最近两个观测进展对超大质量黑洞（SMBH）和类星体形成模型的限制：z~6发光类星体的发现和SMBH局域质量密度的估计.如果这个质量的90%是在红移z<3时吸积的，正如观测到的类星体光度函数所表明的那样，这些联合约束对模型提出了挑战，模型必须在非常有限的“质量偏差”内解释观测到的z~6处的发光类星体种群。我们调查一类模型的基础上的层次结构的形成的情况下，主要合并导致黑洞的形成和燃料，和由此产生的类星体闪耀在他们的爱丁顿限制率，直到他们的燃料耗尽。我们发现，最简单的这种模型，其中一个恒定的分数的气体内的晕吸积在每个主要的合并，不能同时满足这两个约束。当这个模型被归一化以再现z~6处的发光类星体的数密度时，由于低质量SMBH的过剩，质量预算被严重超过。我们探讨了一系列的修改，以克服这个问题的简单模型。我们表明，这两个约束条件都可以满足，如果气体吸积分数尺度作为函数的晕维里速度。类似的缩放已被提出，以重现当地的M-西格玛关系。成功的模型也可以通过将种子黑洞的形成限制在z~11.5以上的红移或速度阈值~55 km/s以上的晕，或者假设只有一小部分主要合并导致种子SMBH的形成来构建。（节略）
2004-01-22 astro-ph
Radiative Feedback from Quasars and the Growth of Supermassive Black Holes
讨论了反馈光电离和康普顿加热在球状星系中心大质量黑洞及其恒星和气体成分的共同演化中的作用。我们首先评估了一个典型的类星体对周围星际气体的辐射反馈的能量学。然后，我们证明，所观察到的Mbh-西格玛关系可以建立在一个相对较早的时代在星系演化时，形成的恒星隆起几乎完成，气体与恒星的质量比降低到一个较低的水平~0.01，这样的冷却不能跟上辐射加热。当时有相当数量的气体被排出，此后黑洞的吸积速度就大大降低了。
2004-11-02 astro-ph
A Unified, Merger-Driven Model for the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Supermassive Black Holes and Galaxy Spheroids
我们提出了一个演化模型的星爆，类星体，球状星系中，气体丰富的星系之间的合并驱动气体的核流入，产生强烈的星爆和饲料的超大质量黑洞（BH）的掩埋生长，直到反馈排出气体，并呈现一个短暂可见的光学类星体。类星体的寿命和模糊柱密度取决于瞬时和峰值亮度的类星体，我们确定这种依赖性使用一个大的模拟星系合并不同的主机星系的属性，轨道几何形状，和气体物理。我们使用这些拟合去卷积观测到的类星体光度函数（LF），并获得具有一定的峰值光度，n（L_peak，z）的类星体的形成率的演变。类星体在远低于峰值的光度下会花费很长的时间，因此n（L_peak）有一个最大值，对应于观测到的LF中的“中断”，在较亮和较暗的光度下都会下降。从n（L_peak）和我们的模拟结果，我们获得了对硬和软X射线和光学类星体LF的自洽拟合，并预测了许多可观测量，包括：光学和X射线样品的柱密度分布，X射线样品中宽线类星体的LF和宽线部分随光度的变化，活动BH质量函数，z~0-2处的爱丁顿比分布，遗迹黑洞的z=0质量函数和黑洞的总质量密度以及宇宙X射线背景。在每种情况下，我们的预测都与观察到的估计值吻合得很好，与以前的建模尝试不同，我们能够在不调用任何关于源属性或分布的特设假设的情况下重现它们。我们提供了一个库的Monte Carlo实现我们的模型与观察比较。（节录）
2005-11-03 astro-ph
The Origins and the Early Evolution of Quasars and Supermassive Black Holes
星系与其核心中发现的超大质量黑洞（SMBH）之间的关系在宇宙这两个主要组成部分的形成和演化以及星系际介质的演化中起着关键作用。两者都不能完全单独理解，星系和SMBH共同形成和共同进化的研究现在是宇宙学研究的中心课题。然而，SMBH的起源和早期发展阶段仍然没有牢固确立。我们回顾了我们目前对相关过程及其天体物理和宇宙学背景的理解，重点是在高红移下SMBH生长机制的可观测性，以及它们在低红移下的剩余后代。
2008-03-19 astro-ph
Probing the Coevolution of Supermassive Black Holes and Quasar Host Galaxies
在低红移时，超大质量黑洞的质量与宿主星系球的质量和光度之间存在着基本的相关性。我们研究z>= 1时的相同关系。利用维里质量估计方法对11个z> 2的类星体的黑洞质量进行了测量，发现高z的黑洞的MBH与R波段星等（MR）的关系（~0.3等）与低红移的活动星系和不活动星系的MBH与MR的关系几乎相同，而不需要对光度演化进行任何修正。利用一组关于宿主星系恒星星族的保守假设，我们证明了在z>~2（10 Gyrs前）时，MBH/M球的比值比现在大3--6倍。除了MBH测量中未知的系统误差，我们还排除了这样的情况，即中等亮度的类星体宿主在z>~2是完全形成的凸起，被动地衰落到现在的时代。另一方面，考虑演化后，z~1处的5个类星体宿主与现今的MBH-MR关系一致，适合于E/S0星系的MBH-MR关系。因此，z~1宿主星系似乎符合它们是完全形成的早型星系的假设。我们还发现，绝大多数绝对星等比MR =-23更亮的类星体宿主，无论它们的恒星星族构成如何，都不能在今天的L * 星系以下衰落，因为它们的黑洞质量太高，它们必须在z = 0时达到局部MBH-MR关系。
2006-02-01 astro-ph
Using MgII to investigate quasars and their black-hole masses
我们强调的重要性，镁II发射线的双重探测高红移类星体和它们的超大质量黑洞。在SDSS时代，可以对整个宇宙年龄的类星体进行大规模调查，这种发射线能够提供准确的系统红移，这对各种后续研究非常重要，以及探测为这些现象提供动力的超大质量黑洞的质量。
2003-10-30 astro-ph
The Co-Formation of Spheroids and Quasars Traced in their Clustering
我们比较观察到的类星体和星系的红移，质量，光度和颜色/形态的函数的集群，约束类星体加油和球状体BH共同进化的模型。高红移类星体被证明是从当地早期型星系的祖先，与特征类星体光度L* 反映了一个特征质量的“活跃”BH/主机人口在每个红移。发展观察到的高z类星体集群z=0预测集群的趋势，在“类星体残骸”作为一个函数的恒星质量相同的早期类型观察。然而，类星体聚集并不简单地反映观察到的早期（或晚期）类型的人口;在每个红移，类星体集群作为一个“中间”的人口。通过与椭圆星系恒星星族年龄的比较，我们发现这个“中间”恒星族代表了每个历元中正在经历或结束最后一次重要恒星形成的椭圆星系。假设类星体触发与椭圆星系的形成/终止时期相关联，预测类星体聚集在所有观测到的红移，没有任何模型依赖或假设类星体的光变曲线，寿命或吸积率。这对于盘或类星体晕不是真的：即类星体一般不追踪恒星形成、盘或晕组装。类星体在所有z上的聚集与一个恒定的晕质量~ 4 × 10 ^{12} M_sun相一致，类似于局部的“群尺度”。“这些观测结果支持了一种假设，即主要的合并引发了类星体活动，并主导了明亮的高Z类星体群。我们表明，类星体集群与亮度在z~1的测量可以用来约束不同的低光度活动星系核燃料机制，以及高z集群是敏感的系统是否'关闭'的增长在z>3。
2007-06-18 astro-ph
A supermassive binary black hole in the quasar 3C345
射电大的活动星系核呈现出各种各样的迹象，表明可能起源于超大质量黑洞双星系统的周期性过程的存在，其中轨道运动和岁差是观测到的宽带发射变化以及秒差距尺度上射电发射的形态学和运动学特性的最终原因。这种情况下，适用于类星体3C 345，解释了观测到的无线电和光发射的变化，从类星体，并再现了结构变化中观察到的这个对象的秒差距尺度喷流。3C 345中的双星系统由两个质量相等的黑洞组成，质量约为7*10^8太阳质量，相距约0.33 pc，轨道周期约为480年。轨道运动引起吸积盘围绕主黑洞的进动，周期约为2570年。射流等离子体描述为一个磁化的，相对论性的电子-正电子束内传播更广泛和更慢的电子-质子射流。光束的阿尔芬波扰动、双星系统的轨道运动和吸积盘的进动的组合再现了3C 345的光通量变化和射电结构的演化。3C 345的准周期耀斑活动的时间尺度与典型的盘不稳定性时间尺度一致。目前的模型不能排除一个小质量的轨道器穿过吸积盘并引起准周期耀斑的可能性。
2004-11-15 astro-ph
The obscuration by dust of most of the growth of supermassive black holes
超大质量黑洞经历了指数增长的时期，在此期间，我们把它们看作遥远宇宙中的类星体。这些类星体的总辐射产生了宇宙X射线背景，其光谱被用来证明大多数黑洞的生长是模糊的。有明显的例子表明黑洞以“2型”类星体的形式增长，但它们的数量比X射线背景建模所预期的要少。在这里，我们报告的直接检测人口的遥远的2型类星体，这是至少在规模上相当的著名的未被掩盖的1型人口。我们选择了具有类星体的中红外和无线电发射特征的物体，但它们在近红外和光学波长下很微弱。在年轻的宇宙中，这个群体是大多数黑洞增长的原因，在整个宇宙历史中，黑洞增长发生在活跃星系的尘埃，气体丰富的中心。
2005-07-29 astro-ph
A Relation Between Supermassive Black Hole Mass and Quasar Metallicity?
我们分析了578个活动星系核的光谱，研究了宽发射线性质与中心超大质量黑洞（SMBH）质量之间的关系。我们估计SMBH质量应用维里定理的C IV λ 1549宽发射线。虽然CIV和H β的FWHMs在单个对象中几乎不相关，但当在我们的数据库中的子样本上平均时，这些FWHMs具有很好的相关性。因此，这些线同样有效地指示了类星体样本中SMBH的平均质量。我们的样本在SMBH质量上跨越了5个数量级，在光度上跨越了6个数量级，并且红移范围从0 <= z <= 5。大多数谱线的等效宽度随着黑洞质量的增加而减小（通常的“鲍德温效应”），并且没有红移的趋势。最近的研究表明，SMBH质量与周围星系的整体凸起/球状分量质量之间存在关系。这个关系，连同著名的星系之间的质量-金属丰度关系，预测SMBH质量和类星体金属丰度之间的关系。我们估计的金属丰度在宽发射线区域通过比较几个线的比率，涉及氮的理论预测。我们发现，这些数据是一致的SMBH质量和金属丰度之间的趋势，与一些线比表明一个非常强大的趋势，但在其他几个重要的线比的不确定性太大，以确认或测试这种相关性。
2003-07-11 astro-ph
Self-Regulated Growth of Supermassive Black Holes in Galaxies as the Origin of the Optical and X-ray Luminosity Functions of Quasars
我们假设，超大质量黑洞在星系中心生长，直到它们与供给它们的星系气体分离。我们证明了相应的自调节条件产生了黑洞质量（Mbh）和星系速度色散（sigma）之间的相关性，并基于Lambda-CDM宇宙学中星系晕的层次演化恢复了观测到的红移至z~6的类星体的光学和X射线光度函数.我们的模型仅用一个自由参数和一个简单的算法，就给出了观测到的2<z<6的光学亮或X射线暗类星体在3个数量级的热光度和3个数量级的共动密度/光度对数范围内的数密度演化。自我调节条件确定的动力学时间的星系盘在高峰期类星体活动（z~2.5）的起源推断的特征类星体的寿命约为1000万年。由于寿命变得可比的Salpeter e-折叠时间在这个时代，该模型还意味着Mbh-西格玛关系是一个产品的反馈调节吸积在类星体活动的高峰期。那时吸积的黑洞的质量密度与我们通过结合Mbh-σ关系和SDSS星系测量的速度色散函数计算出的局部黑洞质量密度（每立方Mpc约为10^5太阳质量的0.8-6.3倍）是一致的（Sheth et al. 2003年）。将类似的自调节原理应用于恒星爆发中的超新星驱动风，我们发现黑洞质量与星系球状体的恒星质量之比随红移的增加而增加，为（1+z）^1.5，尽管Mbh-σ关系与红移无关。
2003-04-09 astro-ph
The Environmental Impact of Supermassive Black Holes
在几乎所有现代星系的中心观测到的超大质量黑洞对它们的环境产生了深远的影响。我强调自我调节的原则，即超大质量黑洞增长，直到它们释放出足够的能量，使它们从宿主星系中释放出来。这一原理解释了几个观测到的事实，包括中心黑洞质量与其宿主星系引力势阱深度的相关性，以及在z~2-6的红移区间内亮类星体的丰度和成团性质。在较低的红移下，类星体可能通过抑制X射线团中的冷却流来限制星系的最大质量。超大质量黑洞的种子很可能是通过大质量或超大质量恒星的坍缩而种在红移z>10的矮星系中的。最小种子质量可以通过Advanced LIGO或LISA探测黑洞双星产生的引力波来观测确定。类星体流出除了塑造其宿主星系外，还使星系际介质充满了磁场和重元素。在这些外流的范围之外，z>6的最亮类星体在全球再电离之前已经电离了非常大体积的气体（数十个Mpc的同向运动），并且在宇宙的其余部分发生同样的事情之前，必须在这些体积中抑制星系光度函数的微弱末端。
2004-08-10 astro-ph
Quasar clustering: evidence for an increase with redshift and implications for the nature of AGNs
在24.6平方米的区域内选取了388个0.3<z<=2.2，B<=20.5，Mb<-23的类星体，研究了类星体成团演化。°的在南银河系极点。假设两点关联函数的形式为xi（r）=（r/r_o）^-1.8，我们检测到在z=1.3的平均红移处，与Mpc共动的r_0=6.2 +/- 1.6 h^-1的团簇。我们发现一个2 sigma显着增加的类星体集群之间的z=0.95和z=1.8，独立的类星体的绝对星等和不一致的星系集群的演化与最近的证据。如果加入其他类星体样本（导致737个类星体的总数据集），类星体集群的增加仍然是有利的，尽管它变得不那么重要。我们发现Δ =-2.5。在0.3%的概率水平上，演化参数θ>0.0被排除在外，与星系中的θ =0.8进行比较。观测到的成团特性在性质上似乎与Ω =1 CDM的情形相一致，其中a）类星体和星系成团之间的差异可以解释为有效偏置和红移分布的差异，b）寿命t~10^8年的类星体稀疏地采样到质量大于M_min~10^12-10^13 h^-1 M_sun的晕。我们还讨论了观测到的类星体聚集的变化是由于在高z时作为类星体宿主的早型星系的比例增加的可能性。
1997-11-06 astro-ph
Luminosity Dependence of the Quasar Clustering from SDSS DR5
利用43024个在SDSS DR5中被初步确认为类星体的具有光谱红移的天体，采用两种不同的方法研究了类星体成团的光度依赖性。结果表明，较亮的类星体更加聚集，但这种依赖性较弱，这与Porciani & Norberg，2006的结果和Lidz等人的理论预测一致。2006.
2008-11-14 astro-ph
Evidence for Merger-Driven Activity in the Clustering of High Redshift Quasars
最近，在红移为z~4的类星体中测量到了一个很大的团簇长度。结合观测到的类星体光度函数，我们评估了这种聚类对类星体光度和暗物质晕质量之间关系的影响。我们的分析允许类星体光度和晕质量之间的关系的非线性和有限的散射，以及光度依赖的类星体寿命。在我们的建模中，额外的新成分是由于类星体活动的合并驱动性质，在观测到的偏差超过潜在的晕偏差的超额津贴。我们发现，只有当以下两个条件成立时，才能解释成团和光度函数的观测：（i）光度与晕质量比随晕质量增加而增加;（ii）观测到的成团幅度超过了仅从晕偏差所预期的。后一结果在99%水平上具有统计学显著性。总之，这些观测结果为合并驱动的类星体活动提供了令人信服的证据，黑洞的增长受到反馈的限制。与以往的分析不同，我们发现，在光度晕质量关系中可能存在高达1 dex的散射，并且类星体聚类不能用来估计类星体的寿命。
2008-10-20 astro-ph
The Luminosity Dependence of Quasar Clustering
我们调查的亮度依赖的类星体集群，灵感来自星系合并，包括黑洞增长的数值模拟。这些模拟激发了类星体光度函数的新解释。在这幅图中，类星体光度函数的亮端由几乎以峰值光度辐射的类星体组成，而暗端主要由非常相似的源组成，但在它们的演化过程中处于较暗的阶段。我们结合这个模型与类星体活动的暗物质晕的统计。我们发现，由于明亮和暗淡的类星体是在不同的演化阶段看到的大多数类似的源，类星体光度的宽范围对应的类星体宿主晕的质量只有一个狭窄的范围。平均而言，明亮和暗淡的类星体位于类似的宿主晕中。因此，我们认为，类星体集群应该只弱依赖于光度。这一预测与最近对类星体关联函数（Croom et al. 2005）和星系-类星体交叉关联函数（Adelberger & Steidel 2005）的光度依赖性的测量在定性上是一致的。SDSS和2dF未来的精确聚类测量，跨越大范围的光度，应该提供一个强大的测试我们的模型。
2005-07-15 astro-ph
Most Supermassive Black Holes must be Rapidly Rotating
我们利用X射线背景的积分谱和类星体的谱能量分布来推导类星体对宇宙能量输出的贡献。我们发现一个下限的能量从吸积到黑洞的6%，宇宙的总光度可能更多，与15%的可能性。比较这些值与附近星系中心的黑洞的质量，我们表明，吸积过程必须平均非常有效：至少15%的吸积质量必须转化为辐射能量。这进一步意味着大多数超大质量黑洞都在快速旋转。
2001-12-17 astro-ph
Quasars Probing Quasars II: The Anisotropic Clustering of Optically Thick Absorbers around Quasars
在不同红移的类星体中，背景类星体的视线可以用来研究前景类星体的吸收环境。我们从149个投影类星体对的视线中选取了17个列密度N_HI > 10^19 cm^-2的莱曼极限系统样本，研究了z ~ 2.5的发光类星体周围光学厚吸收体的成簇模式。具体地说，我们测量了类星体-吸收体在横向上的关联函数，并发现在幂律关联函数下的共动关联长度r_0=9.2 + 1.5 - 1.7 Mpc/h（共动），γ =1.6。将这一横向成团强度应用于视线，可以预测，在v < 3000 km/s的速度窗口内，所有类星体中约有15-50%的类星体应该具有N_HI > 10^19 cm^-2的吸收体。这高估了沿视线的吸收体的数量，提供了令人信服的证据表明，类星体周围的光学厚吸收体的聚集模式是高度各向异性的。对各向异性最合理的解释是，横向方向比视线方向更不可能被电离光子照射，并且沿着视线方向的吸收体被光蒸发。本文提出了一个吸收体在类星体电离通量作用下发生光蒸发的简单模型，并证明了体密度n_H < 0.1 cm^-3的吸收体如果位于发光类星体的约1 Mpc（适当）范围内，就会发生光蒸发。使用这个简单的模型，我们说明了如何比较的横向和视线集群周围的类星体，最终可以用来约束光学厚吸收线系统中的气体分布。
2006-06-05 astro-ph
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
Accretion onto Supermassive Black Holes in Quasars: Learning from Optical/UV Observations
类星体和活动星系核的吸积过程仍然知之甚少，特别是就观测到的光谱特性和物理参数之间的联系而言。与恒星相比，类星体显示出额外的复杂程度，这与影响大多数光谱范围内观测到的属性的各向异性发射/遮蔽有关。这个复杂的因素阻碍了定义类星体的赫兹-罗素图的努力。即使它最近已成为可能的估计黑洞质量和爱丁顿比的来源，使用光学和紫外线宽发射线，结果仍然是困扰着很大的不确定性。然而，强大的趋势正在出现从多变量分析的大型光谱数据集的类星体。一个坚实的观测基础正在奠定了广泛的发射线属性的精确测量，特别是当源静止帧是已知的。我们认为最广泛讨论的相关性（即所谓的“特征向量1参数空间”和“鲍德温效应”），并分析它们如何可以解释吸积性质，宽线区域结构，和源演化。我们严格审查最近的估计黑洞质量，吸积率，自旋和可能的方向指标，强调在这些参数的任何改进将提供一个更好地了解该地区的物理和动力学产生的光学和紫外线宽发射线。对爱丁顿比和黑洞质量的更精确测量可能会对我们关于类星体性质随红移和光度的演化以及更广泛的宇宙学问题的想法产生重大影响。
2006-06-28 astro-ph
Supermassive Black Hole Masses of AGNs with Elliptical Hosts
最近发现的超大质量黑洞质量和中心速度色散之间的紧密相关性表明，从测量的中心速度色散估计SMBH质量的可能性。然而，对于大多数活动星系核，直接测量其宿主星系的中心速度色散是困难的。本文采用椭圆星系的基平面，利用HST成像观测得到的椭圆星系的形态参数，估算了一些活动星系核的中心速度色散和SMBH质量。对63个BL Lac天体、10个射电星系、10个射电强类星体和9个射电静类星体的SMBH质量进行了估算，它们的质量大多在$10^{7.5} M_\odot$ ~ $10^{9} M_\odot$之间。高频峰值BL Lac和低频峰值BL Lac以及射电星系和射电类星体的黑洞质量没有显著差异。射电星系的爱丁顿比远小于类星体。这表明射电强活动星系核的不同观测特征可能主要由吸积速率而不是由黑洞质量决定，这与最近提出的射电强活动星系核的一些演化假设是一致的。与以前的一些说法不同，我们发现射电强类星体的SMBH质量仅略大于射电静类星体。虽然它们的SMBH质量分布在统计学上不同，但它们的爱丁顿比分布可能来自同一种群。此外，我们注意到，黑洞质量和宿主星系光度之间的关系使用的基本平面提供了进一步的论据SMBH和星系核球质量之间的非线性标度律。
2002-03-11 astro-ph
Most supermassive black hole growth is obscured by dust
我们提出了一种替代方法，以X射线调查追捕高红移2型类星体人口，使用斯皮策和VLA数据的斯皮策第一次看调查。通过要求物体在24微米处明亮，但在3.6微米处暗淡，并将其与无线电标准相结合，我们在类星体活动达到峰值的时期找到了21个2型无线电安静类星体候选者。WHT的光谱学证实了其中10个物体是2型，1.4 < z < 4.2，而其余的是空白的。在我们的样本中没有污染的证据，我们假设我们的11个空白光谱候选者被kpc尺度的尘埃所掩盖，而不是吸积盘周围的环形尘埃。通过仔细模拟我们的选择标准，我们得出结论，在高红移，50- 80%的超大质量黑洞生长被尘埃掩盖。
2005-09-18 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
A recoiling supermassive black hole in the quasar SDSSJ092712.65+294344.0?
我们提出SDSSJ 092712.65 +294344.0是迄今为止反冲超大质量黑洞（SMBH）的最佳候选者。SDSSJ 0927 +2943显示了具有两组发射线的特殊光学发射线光谱：一组非常窄的发射线，以及第二组宽巴耳末和宽高电离禁戒线，其相对于窄发射线组蓝移了2650 km \s。如果SMBH是从星系核心喷射出来的，携带着宽线气体，而留下大部分窄线气体，那么这种观察就可以得到最自然的解释。我们发现，观测到的SDSSJ 0927 +2943的性质是一致的预测和期望，从最近的数值相对论模拟表明，SMBH可以收到踢到几千公里的\s由于各向异性发射的引力波在合并的一个二进制。我们检测到一个强有力的候选人迅速反冲SMBH意味着踢足够大，以消除SMBH完全从他们的宿主星系发生，具有重要意义的模型黑洞和星系组装在时代的结构形成，并反冲模型。
2008-04-29 astro-ph
The quasar epoch and the stellar ages of early-type galaxies
我们研究了类星体与早型星系的恒星星族一起形成的假说。这一假说与星族合成模型中早型星系的恒星年龄、黑洞质量与球核速度色散的关系以及Sloan数字巡天的速度色散分布相结合，完全确定了超大质量黑洞的宇宙吸积历史和特征光度的红移演化。另一方面，类星体光度函数的精确形状取决于类星体的光变曲线，在光学上，但在X射线上，取决于活动星系核周围尘埃的覆盖因子。我们发现一组合理的假设，超大质量黑洞和椭圆星系的同时代的形成与观测到的B波段和X射线光度函数的类星体是很好的协议。
2003-05-16 astro-ph
Supermassive Black Holes and the Evolution of Galaxies
黑洞是广义相对论数学的一个极端结果，长期以来一直被怀疑是类星体的主要推动者，类星体比宇宙中任何其他物体释放出更多的能量。最近的证据表明，超大质量黑洞，可能是类星体的残余物，居住在大多数星系的中心。随着我们对这些暴力早期宇宙遗迹的人口统计学知识的提高，我们看到了诱人的线索，它们密切参与了星系的形成，并强烈影响了它们现在的结构。
1998-10-23 astro-ph
Quasars and galaxy formation
人们普遍认为类星体是由超大质量黑洞的吸积提供动力的，现在有相当多的证据表明合并、类星体和球状体的形成之间存在联系。Cattaneo，Haehnelt & Rees（1999）证明了一个非常简单的模型，即超大质量黑洞在质量相当的星系合并中形成并吸积大部分质量，可以重现观测到的黑洞质量与核球光度的关系。在这里，我们表明，这个简单的模型可以解释类星体的光度函数和红移的类星体人口的演变提供了一些额外的假设。我们使用扩展的Press-Schechter形式来模拟星系形成的分级结构模型，并假设当两个质量相当的星系合并时，它们的中心黑洞合并，合并残余物中的一部分气体在大约10^7年的时间尺度上被超大质量黑洞吸积。我们发现，合并速率随宇宙时间的下降以及由于恒星形成而导致的冷气体量的耗尽不足以解释z=2和z=0之间明亮类星体空间密度的强烈下降，因为越来越大的结构形成，可能会容纳越来越亮的类星体。为了解释明亮类星体在z=2和z=0之间的空间密度的红移演化，我们需要假设红移依赖于吸积的可用气体的比例或吸积的时间尺度。
1999-07-23 astro-ph
Probing the Coevolution of Supermassive Black Holes and Galaxies Using Gravitationally Lensed Quasar Hosts
在现今的宇宙中，超大质量黑洞的质量（MBH）似乎与其星系的隆起光度以及其他性质密切相关。在本研究中，我们探索了用维里方法导出的MBH与恒星R波段球核光度（Lr）或球核质量（M*）在1 <z1.7< 4.5 using a sample of 31 gravitationally lensed AGNs and 20 non-lensed AGNs. At redshifts z >历元（10- 12 Gyrs前）的类似关系，发现观测到的MBH-Lr关系与今天的几乎相同（在~0.3等以内）。当观测到的Lr被校正为光度演化时，这意味着黑洞的质量增长速度比它们的宿主更快，MBH/M* 质量比在z > 1.7时比现在大4（+2）（-1）倍。在红移范围1<z<1.7（8-10 Gyrs前），MBH/M* 比最多比今天高出两倍，但它可能与没有演化一致。结合这些结果，我们得出结论，MBH/M* 的比值随着回看时间的增加而上升，尽管它可能在局部值的约6倍处饱和。在这种情况下，中等亮度的类星体宿主在z>1.7是完全形成的凸起，被动地褪色到现在的时代被排除在外。
2006-05-27 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
Modeling the Counts of Faint Radio Loud Quasars: Constraints on the Supermassive Black Hole Population and Predictions for High Redshift
我们使用一个物理驱动的半解析模型，基于质量函数的暗物质晕，预测的无线电响亮类星体的数量作为红移和光度的函数。在一些简单的模型中，中心BH质量与其宿主晕的速度色散成比例，即M（bh）σ（晕）^[5]，这些模型先前已经被发现与许多观测结果相一致，包括光学和X射线类星体光度函数。我们发现，类似的模型，当增加了经验处方的无线电发射，高估了1-2个数量级的微弱（10微焦耳）的无线电源的数量。这就转化为对类星体黑洞质量函数的低质量端的更严格的约束，而不是哈勃和钱德拉深场。我们将这种差异解释为质量低于10^7 Msun的黑洞要么是罕见的，要么是没有它们更大质量的对应物那么大声。排除质量低于10^7 Msun的黑洞的模型与最深处的射电观测结果一致，但仍然产生了一个明显的高红移天体尾部。在1- 10 GHz频段，在10 μ J的灵敏度下，我们发现位于z>6、10和15处的源的表面密度分别为100、10和0.3 deg^-2。这些源的发现与仪器，如艾伦望远镜阵列（ATA），扩展甚大阵列（EVLA），和平方公里阵列（SKA）将打开一个新的窗口，研究超大质量黑洞在高红移。我们还发现在z > 6时，mJy源的表面密度为0.1 deg^-2，可用于研究再电离时期的21 cm吸收。我们认为，尽管还没有光学上的识别，但第一次巡天可能已经探测到了10^3-10^4个这样的源。
2004-03-03 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
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
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
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
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
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 Unified Model for the Evolution of Galaxies and Quasars
我们将一个简单的方案，超大质量黑洞的增长到半解析模型，遵循星系的形成和演化的冷暗物质占主导地位的宇宙。我们假设超大质量黑洞是在主要的合并过程中形成并被注入能量的。如果两个质量相当的星系合并，它们中心的黑洞会合并，合并残余物中百分之几的气体会在10 ^7年的几倍时间内被新的黑洞吸积。在这些简单的假设下，我们的模型不仅能拟合观测到的星系演化的许多方面，而且定量地再现了观测到的邻近星系球球光度与黑洞质量的关系、类星体布居随红移的强烈演化以及邻近类星体光度与其宿主星系光度的关系。类星体的数量密度从z=2到z=0的强烈下降是由于三种效应的结合：i）合并速率的降低，ii）可用于为黑洞提供燃料的冷气体量的减少，以及iii）气体吸积的时间尺度的增加。在LCDM宇宙学中，星系中冷气总含量的预测下降与从阻尼莱曼α系统的观测中推断的一致。我们的研究结果强烈地表明，超大质量黑洞、类星体和星暴的演化与星系的等级结构有着千丝万缕的联系。
1999-06-30 astro-ph
How Much Mass do Supermassive Black Holes Eat in their Old Age?
我们考虑了局部超大质量黑洞的爱丁顿比和吸积率的分布，考虑了辐射效率和辐射热修正对吸积率的依赖性。我们发现，黑洞的质量增长，无论是集成的质量密度和质量的大多数单个对象，必须由一个早期的，辐射效率高，高吸积率阶段，而不是由辐射效率低吸积率阶段，其中大多数本地超大质量黑洞目前观察到。这一结论对于椭圆形宿主星系中的超大质量黑洞尤其正确，正如预期的那样，如果它们在过去经历了合并活动，这将促进类星体的活动和快速增长。我们讨论了模型的时间演化的吸积率，并表明，他们都预测显着的质量增长在一个先前的辐射有效的状态。避免这一结论的唯一方法是通过仔细微调吸积/类星体的时间尺度，使其与观测结果不一致。我们的研究结果同意广泛的观测推断得出的类星体光度函数和X射线背景合成模型，但我们的方法的优点是独立的源人口的建模。因此，黑洞大部分时间处于低吸积率阶段的模型与在相对较短的高吸积率阶段中暗示质量增加的观测以及吸积率的局部分布完全一致。
2006-10-20 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$减小到z_eff=1.06时的b~1.8。从观测到的丰度和聚类，我们推断类星体如何填充不同质量的暗物质晕。我们发现2 QZ类星体处于M>10^{12} M_sun的晕中，其宿主晕的平均质量为10^{13} M_sun量级。观测到的聚集与假设在z>1时，黑洞质量和宿主星系圆速度之间的局部观测相关性仍然有效是一致的。根据包含活跃类星体的晕的比例，我们推断类星体的特征寿命在z~1处为t_Q ~几× 10^7年，在较高的红移处接近10^8年。
2004-09-15 astro-ph
Probing Early Clustering with Lyman-Alpha Absorption Lines Beyond the Quasar Redshift
类星体所在的星系群和星系团可以通过探测类星体红移之外的莱曼α吸收线来发现。当由团簇势引起的莱曼α云红移分布的畸变超过类星体的邻近效应时，这种效应就会发生。基于结构演化的CDM宇宙学模型，在假设Lyman α云的物理性质不受大尺度（1 Mpc及以上）准线性流影响的前提下，预测了发现类星体红移（$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$是远离类星体的每单位红移的莱曼α线的数量。如果类星体通常存在于小的星系群中，这种可能性就会增加。在非常暗淡的类星体附近或金属吸收系统周围，莱曼α线的统计过剩是预料之中的。由于聚类，邻近效应的标准方法高估了高红移时的电离背景通量，最高可达3倍。这一结果削弱了推导的背景通量和已知类星体群体的贡献之间的差异。
1995-02-08 astro-ph
Constraints on the correlation between QSO luminosity and host halo mass from high-redshift quasar clustering
斯隆数字巡天对高红移类星体集群的最新测量表明，z~4的类星体有一个偏差b~14。我们发现，这种极高的聚类幅度，与相应的空间密度相结合，约束在L-Mhalo关系的分散小于50%，在99%的置信度为100%占空比的最保守的情况下。这一本征色散的上限提供了一个强有力的约束，因为目前的上限，本征色散的本地M_BH-西格玛关系和比辐射热爱丁顿光度的发光类星体。
2008-04-29 astro-ph
The luminosity function and clustering evolution of Quasars
最近的研究结果质疑的描述类星体的光度函数在一个纯粹的光度演化，并呼吁光度依赖的光度演化。对类星体成团幅度和演变的测量可以进一步区分为解释类星体现象而提出的各种物理情景。如果类星体是与特征晕质量$\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
Relations Between Environments of Quasars and Galaxy Formation
我们调查的环境，如星系的数量分布，使用半解析模型，其中包括星系和类星体的形成的基础上的层次聚类方案。我们假设一个超大质量黑洞是由冷气体的吸积提供燃料的，并且在类星体宿主星系与另一个星系的主要合并过程中，它是类星体活动的来源。这个主要的合并导致了宿主星系的球状体的形成。我们的模型不仅能再现局域宇宙中星系光度函数的一般形式，而且还能再现观测到的超大质量黑洞质量与椭球光度的关系、当前的黑洞质量函数和不同红移下的类星体光度函数。利用这个模型，我们预测了类星体晕的平均类星体数、类星体的偏置参数以及类星体周围星系数的概率分布。在我们的模型中，对每个晕中类星体平均数目的分析表明，星系的空间分布不同于类星体。此外，通过计算星系数的概率分布，我们发现在$0.2 \lesssim z \lesssim 0.5$，大多数类星体可能存在于星系群中。另一方面，在$1 \lesssim z \lesssim 2$，大多数类星体似乎居住在比红移更低的环境中;类星体居住在从小星系群到星系团的环境中。将这些预测与未来的观测结果进行比较，将使我们能够限制我们的类星体形成模型。
2002-12-12 astro-ph
The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation
我们评估模型的组装超大质量黑洞（SMBHs）在星系的中心，跟踪其层次建设远在黑暗的晕“合并树”。我们假设，第一个“种子”黑洞（BH）形成的（迷你）晕崩溃在z=20从高西格玛密度波动。当这些星系前黑洞通过一系列的合并合并成越来越大的晕时，它们由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一小部分气体成为超大质量，形成一个双星系统，并最终合并。合并历史的暗物质晕和相关的黑洞其次是宇宙学蒙特卡罗实现的合并层次。一个简单的模型，其中类星体活动是由主要的合并和SMBH在爱丁顿速率吸积的质量与速度色散的五次方的比例，被证明重现的光学LF类星体的红移范围1<z<4。在我们的合并树中遵循二元和三元BH相互作用。基于我们的假设，我们预测在目前的时代，大质量黑洞的人口在星系晕和星系际介质中游荡，并对总黑洞质量密度的贡献<10%。在所有的历元中，星系核中的双星SMBH的比例都在10%的数量级，而双星类星体的比例小于0.3%
2002-09-10 astro-ph
Quasar Host Galaxies in the FORS Deep Field
本文研究了类星体及其宿主星系在高红移z~3.4处的不同性质。我们比较我们的结果与其他作者的，并讨论星系演化和类星体活动之间的相关性。我们分析了FORS深场中8个类星体的8个滤波器（从U到K）的宽带图像，红移在z=0.87和z=3.37之间。一个完全的二维分解进行检测和解决的主机星系。我们能够分辨出z=0.87和z=2.75之间的八个类星体中的两个的宿主星系。此外，两个宿主星系可能被解析。被分辨的低红移类星体（z=0.9）被确定为一个晚型星系，中等恒星形成率为1.8 M_{sun} /年，拥有一个质量<10^{8} M_{sun}的超大质量黑洞。解析的高红移宿主星系（z=2.8）显示出中等的恒星形成量，为4.4-6.9 M_{sun} /年，对于黑洞质量，我们发现下限为>10^{7} M_{sun}。所有类星体都有质量在~10^{7}-10 ^9} M_{sun}之间的超大质量黑洞。我们的研究结果与其他作者的研究结果一致。
2008-07-07 astro-ph
Evolution of supermassive black holes
超大质量黑洞（SMBH）现在被认为存在于大多数本地星系中，现有的数据显示了膨胀光度（或恒星速度色散）和黑洞质量之间的经验相关性，这表明黑洞的组装和星系晕中球状体的形成是单一机制。因此，证据支持星系、黑洞和类星体之间的共同演化。在冷的暗物质宇宙演化中，小质量的次星系系统首先形成，然后合并成越来越大的结构。在这个范例中，星系晕在其一生中经历多次合并。如果每一个星系的中心都有一个SMBH，并且一个局部星系是由多次合并组成的，那么黑洞双星就是一个自然的演化阶段。超大质量黑洞种群的演化显然必须考虑到宇宙学框架和SMBH及其宿主的动力学演化。SMBH的种子必须在早期宇宙中寻找，因为非常明亮的类星体被检测到红移高于z=6。然后，这些黑洞按照它们的宿主晕的合并层次，以层次化的方式演化。气体的吸积，由类星体活动追踪，在确定定义黑洞的两个参数：质量和自旋方面起着根本性的作用。一个特别有趣的时期是SMBH增长的初始阶段。这是非常具有挑战性的，以满足在z=6的观测约束条件，如果BH没有在他们的婴儿期非常高的利率。
2006-02-28 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
