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
Formation of z ~ 6 quasars from hierarchical galaxy mergers
红移z ~ 6的发光类星体的发现表明，在宇宙年龄小于10亿年时，存在质量为~10^9 Msun的超大质量黑洞。这一发现对理论模型提出了一些挑战。在这里，我们提出了第一个多尺度模拟，连同自我调节模型的SMBH增长，产生一个发光的类星体在z ~ 6.5的LCDM范例。我们追踪了体积约为3 Gpc ^3的最大质量晕的分级组装历史，发现这个质量约为8 x 10^{12} Msun的晕在几次主要合并后在z = 6.5处形成，能够再现SDSS J1148+5251的许多观测到的性质，SDSS J1148+5251是在z =6.42处探测到的最远的类星体（Fan等人，2003）。此外，SMBH生长通过气体吸积低于爱丁顿限制在一个自我调节的方式，由于反馈。我们发现，在类星体主相之前，祖星经历了显着的恒星形成（高达10^4兆太阳/年），使得类星体宿主的恒星质量在z ~ 6.5处达到10^{12}兆太阳，这与SDSS J1148+5251中显着金属富集的观察结果一致。我们的结果提供了标准LCDM宇宙学中z ~ 6类星体的一个可行的形成机制，并证明了最稀有类星体的共同的、并合驱动的起源以及分级宇宙中基本的SMBH-宿主关联。（节录）
2007-06-26 astro-ph
Major Mergers of Haloes, Growth of Massive Black Holes and Evolving Luminosity Function of Quasars
我们构造了一个物理动机的类星体光度函数的分析模型，基于联合恒星形成和喂养的大质量黑洞之间的相关性观测到的黑洞质量和恒星质量的托管球体建议。大质量黑洞和宿主星系的平行生长被认为是由晕的主要合并引发的。在扩展的Press-Schechter模型框架下计算了晕主合并率。黑洞在宇宙学时间尺度上的演化是通过微分方程组的积分来实现的，微分方程组是从几个合理的假设中建立的，这些假设解释了不同的（爱丁顿限制或供应限制）吸积机制。最后，在这样的吸积事件中，物质落在黑洞上是以一种自调节的稳态方式实现的假设下，得到了重新激活类星体的典型光变曲线。预测的类星体光度函数进行比较的光度函数的2dF类星体样本和其他，更高的红移数据。我们在所有情况下都发现了很好的一致性，除了z<1，我们模型的基本假设可能会崩溃。
2003-04-10 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
The Mass Budget of Merging Quasars
最近对邻近的死类星体和遥远的活动类星体的研究中出现了两个惊人的结果：（i）黑洞（BH）的质量与其宿主星系的性质（球状体光度或速度色散，星系质量）之间存在紧密的关系;（ii）BH中的局部质量密度与通过从遥远的活动类星体接收到的光的总和所预期的质量密度之间的一致性。这些结果部分是由连续的星系合并和BH合并形成的，因为合并重新分配了星系中BH的人口，BH双星合并通过引力波的损失降低了BH的质量密度。在这里，我们隔离和量化这些影响，以下人口的大规模BH代表类星体人口z = 3和z =0之间的宇宙学合并历史。我们的研究结果表明，BH质量和宿主星系的属性之间的关系，和推论的全球性的BH吸积效率在活跃的类星体阶段，可能会受到重复合并的累积效应。
2004-05-17 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
A Characteristic Division Between the Fueling of Quasars and Seyferts: Five Simple Tests
假设存在M_BH-σ关系，自我调节的黑洞（BH）增长模型需要燃料供应和宿主膨胀的增长来加深势能，否则系统要么饥饿要么自我调节而没有持续的活动。这表明明亮的类星体必须在大合并中被触发：星系的大部分必须在一个动态时间或更短的时间内转化为新的凸起质量。相比之下，低光度AGN几乎不需要凸起增长和少量气体供应，并且可以在更常见的非合并事件中被触发。这预示着在传统的类星体-塞弗特光度分界线附近（BH质量增长到10^7太阳质量以上/以下），会发生一个向合并引发的燃料供给的转变。我们收集观察结果来测试这样的划分的几个预测，包括：（1）过渡到膨胀主导的主机。(2)“pseudobulges”和“经典”的凸起之间的过渡托管剩余BH：pseudobulges形成的长期过程和未成年人合并，而经典的凸起的遗迹主要合并。(3)小规模集群的幅度增加，合并更有效。(4)不同的红移演化，富气合并速率上升到红移z>2，而长期过程在时间上相对恒定。(5)在更明亮的系统中，星暴后特征的日益突出。我们的观测汇编提供了初步的证据，预测司周围的塞弗特类星体的阈值。我们讨论了未来的观测如何改善这些约束，并打破不同的燃料模型之间的退化。
2008-12-15 astro-ph
The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation
在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。
1999-08-20 astro-ph
Why Quasar Pairs Are Binary Quasars And Not Gravitational Lenses
我们通过简单比较宽间距（3“到10”）类星体对的光学和射电性质来证明它们是二元类星体而不是引力透镜。最有可能的模型是所有的对都是二元类星体，透镜分数的单侧2-sigma（1-sigma）上限为22%（8%）。在星系合并期间，类星体活动的预期增强与在低红移观测到的增强一致的简单模型可以解释类星体的发生率，分离，红移，速度差和射电特性。只有一小部分（< 5%）的类星体活动与星系合并有关，才能解释双星类星体。
1997-10-15 astro-ph
Black Holes in Galaxy Mergers: Evolution of Quasars
基于对富气星系合并的数值模拟，我们讨论了类星体活动与星系中超大质量黑洞的自我调节生长相联系的模型。伴随星系碰撞的气体核流入引发了恒星暴增并助长了黑洞的生长，但在恒星暴增的大部分时间里，黑洞被周围的气体和尘埃严重遮蔽，这限制了类星体的可见度，特别是在光学和紫外波长下。最终，来自吸积的反馈能量加热了气体，并将其以强大的风排出，留下一个“死类星体”。在掩埋和死亡阶段之间有一个窗口，在此期间星系将被视为发光的类星体。由于黑洞的质量、辐射输出以及遮蔽气体和尘埃的分布都随着时间的推移而强烈演化，因此可观测类星体活动的这一阶段的持续时间取决于波段和强加的光度阈值。我们确定了观测到的和固有的寿命作为光度和频率的函数，并计算了可观测的寿命~10万年的明亮的类星体在光学B波段，在很好的协议与经验估计和远小于黑洞生长的时间尺度~100万年，自然产生了大量的“掩埋”类星体。然而，观察到的和内在的能量输出收敛在红外和硬X射线波段的衰减变得越来越弱，观察的机会大大增加。我们得到的柱密度分布沿视线中的类星体被认为是高于一个给定的光度，并发现我们的结果非常符合观测估计的柱密度分布从SDSS适当的光度阈值。（节录）
2005-06-13 astro-ph
Local Ultraluminous Infrared Galaxies and Quasars
本文综述了近几年来对局域宇宙、超亮红外星系（ULIRGs）和类星体中最亮的并合星系的研究结果。首先，在ULIRGs的黑洞驱动的核活动的发生频率和重要性进行了讨论，使用最新的光学，近红外，中红外和X射线光谱对这些对象。指出了其在光度、红外颜色和形貌上的明显变化趋势。接下来，详细描述了ULIRGs的宿主星系属性，然后与本地类星体宿主和不活跃的球状体进行比较。总的来说，这些数据与ULIRGs是中等质量椭圆星系形成和成为中等光度光学类星体的过程中的情况是一致的。在许多ULIRG中探测到的强大星系风可能有助于在这种转变过程中释放任何多余的气体。然而，这种演化的情形似乎并不适用于所有的超红外星系和类星体：超亮红外并不总是导致类星体的形成，而在西弗特星系边界附近的低光度类星体并不都显示出最近发生过大合并的迹象。
2006-03-01 astro-ph
Formation of a Quasar Host Galaxy through a Wet Merger 1.4 Billion Years after the Big Bang
我们提出了高红移类星体BRI 1335-0417（z=4.41）的宿主星系中的分子气体的高分辨率甚大阵列成像。我们的CO（2-1）观测具有0.15”（1.0 kpc）的线性分辨率，并在空间和速度上解析分子气体发射。BRI 1335-0417中的分子气体扩展到5 kpc的尺度，并显示出复杂的结构。在速度空间中，至少有三个不同的组分，它们的分子质量约占9.2 × 10^10 M_sun总分子质量的三分之二，它们嵌在一个结构中，该结构约占系统总分子质量的三分之一。最亮的CO（2-1）谱线发射区在1 kpc直径范围内具有61+/-9K的峰值亮度温度，这与CO谱线激发预测的动力学气体温度相当。这也与附近超亮红外星系中心区域的气体温度相当，但这些星系比1千秒差距要紧凑得多。BRI 1335-0417中分子库的空间和速度结构与简单的引力束缚盘不一致，但类似于合并系统。我们的观测结果与一个主要的、富含气体的（“湿”）合并相一致，它既为一个吸积的超大质量黑洞提供了能量（导致了明亮的类星体活动），又为一个巨大的恒星暴提供了燃料，从而形成了这个星系中的恒星隆起。因此，我们对z>4类星体宿主星系的研究可能是高红移的“湿”合并与活动星系核活动有关的最直接的观测证据。
2008-08-27 astro-ph
The Galaxy Environment of a Quasar at z=1.226: A Possible Cluster Merger
我们对z=1.226射电宁静类星体104420.8+055739进行了超深光学和深近红外观测，以寻找z~1.3的18个类星体。在这些红移下的星系以其极红的颜色而闻名，I-K>3.75，我们在以类星体为中心的2.25'x2.25'场中发现了约11倍的超密度。特别是，我们发现了15-18个星系的颜色一致的人口被动演变的大规模椭圆在类星体的红移。它们在V-K~6.9、I-K~4.3处的V-K/K、I-K/K色星等图中形成“手指”，与在其他z~1.2星系团中观察到的红色序列相当。我们发现了暗示性的证据，在K图像中的红色序列星系之间的子结构，在两个紧凑的集团，40弧秒的北部，和60弧秒的东南方的类星体的形式。对更宽的光学图像的检查表明，这种亚结构是重要的，并且集群延伸形成2-3 Mpc宽的大尺度结构。我们发现了这个系统中蓝色星系比例很高（>50%）的证据，以15-20个I-K>3.75和V-I<2.00的“红色异常”星系的形式存在，我们认为这些星系是尘埃，在类星体红移处的恒星形成星系。在类星体的30弧秒内，我们发现蓝色（V-I<1）星系集中在一个将两组红色序列星系一分为二的带中。这条蓝色星系带被认为对应于一个恒星形成增强的区域。我们解释这种分布的星系团合并的早期阶段，引发了恒星的形成和类星体。
2000-11-22 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 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
Spectral and morphological properties of quasar hosts in SPH simulations of AGN feeding by mergers
我们提出了一种方法，用于产生虚拟观测光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。这种方法包括恒星星族合成模型和尘埃对星光的再处理，以产生逼真的星系图像。我们应用这种方法，并模拟合并的两个相同的巨大的Sa星系。合并后的残骸是一个椭圆星系。合并将两个星系的气体成分集中到核区域。流入核区域的气体为合并星系的中心黑洞补充燃料。我们遵循加油的黑洞在合并半解析。在本文的模拟中，黑洞的质量从3 × 10^7增加到1.8 × 10^8太阳质量，活动星系核的峰值亮度为M_B ~-23.7。我们研究了系统的形态和光谱特性如何在合并过程中演变，并预测了这种情况下的主星系在活动阶段的性质。活动星系核活动的高峰与两个星系核的合并相吻合，并且发生在残骸看起来像透镜星系的阶段。模拟结果预测了环核星暴环/尘埃环的形成，其张开角为30-40度，由n_H=10^24 cm^-2的云组成。环的平均光学深度相当高，但遮蔽介质是不均匀的，因此仍然存在视线，活动星系核在几乎是侧视的情况下是可见的。出于同样的原因，在正面视图中，AGN的视线完全模糊。
2005-04-18 astro-ph
Quasars as Absorption Probes of the J0053+1234 Region
我们目前的UBRI测光和光谱的60个类星体发现在一个平方度的J0053+1234区域为中心，这一直是加州理工学院暗星系红移调查的主题。候选类星体是根据它们相对于恒星轨迹的紫外线过剩来选择的，并通过光谱来确认。类星体的亮度范围很广（17.5<B<21.6），红移范围很广（0.43<z<2.38）。这些新的类星体包括一个吸收探测器的网格，可用于研究大尺度结构以及发光星系、不发光晕和莱曼α吸收体之间的相关性。本文还介绍了用同样的方法发现的14个发射线星系的光谱。
2004-05-04 astro-ph
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
High-Redshift Quasars as Probes of Galaxy and Cluster Formation
大红移的类星体为早期宇宙结构的形成提供了强有力的探索。有几个论点认为，椭圆星系和大质量凸起的形成可能涉及早期的类星体阶段。在非常大的红移下，这样的结构很可能出现在密度场的最高峰处，因此是高度偏置的示踪物：最早的（大质量）星系形成可能发生在未来丰富星系团的核心。我们在z > 4的类星体周围寻找成团原星系的初步结果支持了这一观点。红移更大的类星体可能是宇宙再电离的重要贡献者，也是最早的星系和团簇形成的标志。
1999-10-14 astro-ph
Formation of Quasar Nuclei in the Heart of Ultraluminous Infrared Galaxies
研究了在富气星系合并过程中，超亮红外星系（ULIGs）中心是否会产生质量为$\gtrsim 10^8 M_\odot$的超大质量黑洞（SMBH）. (a)如果一个祖先星系有一个质量为$\sim 10^7 M_\odot$的种子SMBH，这个种子SMBH可以成长为$\gtrsim 10^8 M_\odot$，这是由于在合并过程中有效的Bondi型气体吸积，在环核区域的气体密度为$n_H \sim 10^3 cm^{-3}$。(b)即使不存在具有种子SMBH的祖星系，在环核星爆中产生的具有致密残余物（中子星和/或黑洞）的星团也可以在$\sim 10^9$年的动力学时间尺度内合并到合并中心，形成具有$\gtrsim 10^8 M_\odot$的SMBH。然而，请注意，来自隐藏星团的致密残余物的贡献是导致SMBH形成的必要条件。总之，在本地宇宙中观察到的超亮红外星系可以在合并过程中，通过气体吸积到种子SMBH或通过在剧烈的环核星爆中产生的致密残余物的动力学弛豫，在它们的中心形成SMBH。因此，极有可能ULIGs最终会演化为Sanders等人所建议的光学发光类星体。
1999-01-24 astro-ph
Binary Black Hole Mergers from Planet-like Migrations
如果超大质量黑洞（BH）普遍存在于星系中心，如果星系是通过等级合并建立起来的，BH双星至少是大多数星系凸起的暂时特征。然而，观测表明，双星BH是罕见的，指向一个双星的寿命远远短于哈勃时间。我们表明，无论详细的机制，所有的恒星动力学过程是不够的，以减少显着的轨道分离，一旦在二进制的轨道速度超过维里速度的系统。我们提出，一个巨大的气体盘周围的BH二进制可以影响其合并迅速，在一个场景类似的超木星行星的轨道衰变，由于原行星盘。就像行星的情况一样，气体吸积到次级星系（这里是一个超大质量黑洞）上与它的向内迁移是紧密相连的。这种吸积会引起类星体的活动。因此，BH双星合并可能是许多或大多数类星体的原因。
1999-12-06 astro-ph
High-Redshift Quasars as Probes of Primordial Large-Scale Structure and Galaxy Formation
有几种观点认为z > 4的类星体可能位于未来巨型椭圆星系的核心，并在原始密度场的最高峰形成。一个强的偏见驱动的原始集群，然后预计在这些领域，这是自然解释为未来丰富的集群的核心。因此，高红移类星体可以作为最早的星系形成地点的标记。最近发现的z > 4类星体的（原）星系同伴，以及高z类星体之间强集群的暗示，都为这一观点提供了一些支持。伴星的频率比一般场的预期频率要高得多，也比HDF中类似红移的上限要高得多。类星体本身在z > 3或4的聚集可能反映了原始的大尺度结构。
1998-05-12 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
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
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
Binary quasars
类星体对要么是物理上不同的双星类星体，要么是引力透镜的结果。大多数已知的双星实际上是透镜，只有少数被确认为双星，留下了一群尚未被成功分类的物体。基于Kochanek，Falco和Munoz（1999）的论点，它表明没有客观理由拒绝对大多数这些的二元解释。特别是，类星体对光谱的相似性似乎是类星体光谱的一般性质的人工制品。作为大型明亮类星体巡天（Q 1429-053和Q 2153-0256）的一部分发现的两个模糊对使用主成分分析进行了分析，这表明它们的光谱相似性并不大于从调查中随机选择的一对类星体的预期。双星假说的假设允许研究和约束双星类星体的动力学、时标和分离分布。最合理的模型是类星体的活动是由星系合并中的潮汐相互作用触发的，但星系核的（再）激活发生在相互作用的后期，当核之间的距离在80+/-30 kpc以内时。一个简单的动力学摩擦模型的衰减轨道再现了观测到的分布投影分离，但推断的衰变时间是可比的哈勃时间。因此，据预测，双星类星体只能在星系碰撞的早期阶段被观测到，之后，静止的超大质量黑洞在合并残余物中运行一段时间。
2000-08-03 astro-ph
Accretion Disk Instabilities, CDM models and their role in Quasar Evolution
我们发展了一个一致的分析模型来描述观测到的类星体光度函数的演化。我们的模型结合了基于宇宙结构形成的Press-Schechter理论的黑洞质量分布和基于物理的发射模型的类星体光度函数，该模型考虑了发生在吸积盘中与时间相关的现象。类星体演化和CDM模型是相互制约的，因此我们的模型给出了功率谱P（k）的指数n的估计，发现它是-1.8 < n <-1.6。我们能够拒绝一个普遍假定的假设，即暗物质晕和黑洞质量之间的比例是恒定的，因为观测数据不能在这个假设下拟合。我们发现暗物质晕和黑洞质量之间的关系可以用M_{BH} = M_{DMH} ^{0.668}更好地描述。这个模型提供了一个合理的拟合观测到的类星体的光度函数在红移高于2.0。我们认为，在较低的红移的分歧是由于合并。基于在高红移时的一致性，我们估计了在较低红移时的合并率，并认为该合并率应该依赖于红移，如（1+z）^3。
2000-09-07 astro-ph
Detecting quasars at very high redshift with next generation X-ray telescopes
下一代的X射线望远镜有可能探测到非常高红移的微弱类星体，并探测大质量黑洞（BH）的早期生长。我们提出了模拟的光学和X射线活动星系核光度函数的演变在2 < z 6的范围内< 6 based on a CDM merger-driven model for the triggering of nuclear activity combined with a variety of fading laws. We extrapolate the merger-driven models to z >的BH增长的情况。我们预测在z ~ 6处有大量的源，其通量仅低于当前检测限一个数量级，因此可以用XEUS和星座X检测，相对独立于所选择的衰落定律。在更高的红移预测的源的数量依赖于BH的早期生长历史敏感。对于黑洞在爱丁顿极限下不断增长的被动演化模型，即使是X世代，可检测到的黑洞也可能很少超过z ~ 10。然而，在更可能的情况下，BH在z > 6的增长可以通过具有小占空比的被动演化来描述，或者通过我们的合并驱动吸积模型来描述，那么我们预测XEUS和Generation-X将检测到z ~ 10甚至更高的大量黑洞。
2008-07-01 astro-ph
A closer look at using quasar near-zones as a probe of neutral hydrogen in the intergalactic medium
我们研究了一个大的合成类星体光谱，以现实地评估使用高度电离的Lya和Lyb森林近区的相对大小作为探测z>6的星系际介质（IGM）的中性氢含量的潜力。在相对近区尺寸分布的散射，引起的重子密度场和电离辐射的过滤的基本波动，是相当大的，即使固定的假设IGM中性分数。因此，目前的观测数据不能区分IGM是显著中性的还是高度电离的z=6以上。在类星体年龄和电离光度的标准假设下，未来几十个高分辨率Lya和Lyb近区光谱的样本应该能够区分IGM中大于或小于10%的体积加权中性氢分数。
2007-07-06 astro-ph
Quasar Mesolensing - Direct Probe to Substructures around Galaxies -
最近，“清洁发展机制危机”正在讨论之中。这场危机的主要原因是基于CDM方案的宇宙学N体模拟所呈现的子结构数量远大于观测到的子结构。因此，这场危机的关键是区分是否预期数量的清洁发展机制子结构确实存在，但不发光或不存在。在本文中，我们提出了一个新的想法，利用引力透镜来探测这种不可见的子结构。在这里，我们考虑类星体的引力透镜的前景星系。透镜星系周围的子结构可能会叠加在这类类星体的透镜图像上。在这种情况下，在子结构后面的图像中应该发生额外的图像分裂，并且创建另外的多个图像。这就是“类星体中透镜效应”。我们估计分离和时间延迟之间的进一步多个图像由于类星体mesolensing。期望值是$1 \sim 30$毫角秒，用于分离和未来的精细分辨率成像使我们能够找到不可见的子结构，并且是$1 \sim 10^3$秒，用于时间延迟和高速监测这样的类星体将能够发现类星体内禀变化中由于类星体中透镜化而引起的“回声”样变化。此外，我们估计类星体中透镜的光学深度为$\sim 0.1$。因此，如果我们监测几个多类星体，我们可以发现类星体的内禀通量变化后，在其中一个图像的“回声”样的变化。
2003-10-10 astro-ph
Novel Ways to Probe the Universe with Gamma-Ray Bursts and Quasars
我认为伽马射线暴（GRB）和类星体可以用来探测宇宙的新方法。关于星系际介质如何以及何时被电离的线索，可以从第一代恒星伽马射线暴爆炸的紫外发射光谱中读出。星系际恒星和银河系恒星的存在可以从它们对伽玛暴余辉的引力微透镜效应中推断出来。在再电离之前，类星体应该被散射的莱曼-α辐射的晕所包围，这些辐射探测它们周围的中性星系际介质（IGM）。这种情况类似于嵌入浓雾中的路灯周围的散射光的光晕的外观。从类星体流出的磁场在所有红移处都磁化了IGM。结果，在IGM中形成大尺度结构期间由会聚流产生的冲击将电子加速到相对论能量，并且通过它们的同步辐射在射电区域中变得可见，并且通过它们的微波背景光子的逆康普顿散射在伽马射线区域中变得可见。因此，在短暂的强烈合并期间，X射线团应该在天空中显示为扩展的无线电或伽马射线源。
2001-08-28 astro-ph
AGN-selected clusters as revealed by weak lensing
作为一个试点研究，调查在强大的活动星系核领域的物质分布，我们提出了弱透镜观测深场集中在射电安静类星体E1821 + 643，射电星系3C295，和两个射电大声类星体，3C334和3C254。E1821 + 643和3C295的主机集群舒适地检测到通过其弱透镜信号，我们报告的检测集群大小的质量浓度在z = 0.734类星体3C254的字段。到目前为止，3C334油田的数据还没有定论。我们发现，集群是大规模的，并具有平滑的质量分布，虽然有一些证据表明，过去的合并活动。质光比被认为是适度高。我们讨论的结果，在光的冷却流和合并/相互作用的情况下触发和燃料AGN在集群，但发现数据并不明确地指向这两个。相反，我们推测子星系团合并可能是导致星系与中央星系团成员近距离相遇或合并的原因，这可能触发AGN。
2002-05-20 astro-ph
Quasars As Absorption Probes Of The Hubble Deep Field
我们提出了一个目录的30个类星体和它们的光谱，在平方度的天空中心的北部哈勃深场。这些类星体是通过光谱光度法选择的，随后用光谱法确认。它们的星等范围为17.6 < B < 21.0，红移范围为0.44 < z < 2.98。我们还在目录中包括一个红移z=0.135的活动星系核。这些物体共同组成了一个新的吸收探测器网格，可用于研究沿着哈勃深场视线的发光星系，非发光晕和莱曼α吸收体之间的相关性。
1999-11-01 astro-ph
Tracing the Remnants of Powerful Quasars to Probe the IGM
强大的类星体和射电星系正在以射电等离子体的形式向星系间介质（IGM）注入大量能量。一旦IGM的这个非热部件被辐射冷却，剩余的无线电发射就很难被检测到。讨论了两种可以探测到化石射电等离子体并用于探测IGM的情况：a）由于大尺度冲击波的压缩而导致的射电发射的再照明; b）宇宙微波背景（CMB）、宇宙射电背景（CRB）和仍然相对论性的低能电子布居的内部甚低频同步辐射的逆康普顿散射辐射。我们提出了3-D磁流体动力学模拟方案a），并将其与现有的观测结果进行比较。最后，我们讨论了用即将到来的仪器检测过程b）的可行性。
2001-12-17 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
Quasars as probes of the submillimetre cosmos at z>5: I. Preliminary SCUBA photometry
我们目前的一些最高的红移类星体的样本，目前已知的，与SCUBA测辐射热计阵列的JCMT的亚毫米连续观测。样品的平均红移为5.3。两个z>5的天体是强（6 σ）探测，S（850 μ m）> 10 mJy。对于z=5.7的类星体SDSS J1044-0125，得到了一个可靠的（5 σ）探测;而对于z=6.0的类星体SDSS J1306+0356，探测到的信噪比约为。4.对于剩余的样品，我们得到了灵敏的（σ =1.5mJy）上限。测量的两个源的Submm光谱指数是一致的热再辐射尘埃，而不是从同步辐射。敏感的450微米上限意味着尘埃是冷的，这表明大爆炸后只有1Gyr的大尘埃质量。
2003-08-08 astro-ph
Modeling the QSO luminosity and spatial clustering at low redshifts
我们研究了类星体形成和演化的层次模型与观测到的红移z<2的类星体的光度、数量和空间聚集相匹配的能力。这些模型假设类星体的发射是由星系合并引发的，中心黑洞的质量与晕的性质相关，类星体以它们的爱丁顿光度发光，除了，也许，在非常早期的演化阶段。我们发现，基于简单的解析近似的模型成功地再现了观测到的B波段类星体的光度函数在所有的红移，提供了一些机制，主张淬火质量吸积晕大于约1 e13 Msun主机明亮的类星体。这些模型也符合观测到的z~0.8的类星体聚集强度。然而，在较大的红移，他们低估了类星体的偏置，而不是正确地再现了半解析模型，其中晕合并的历史和相关的BH其次是蒙特卡洛实现的合并层次。我们表明，半解析模型和观测预测的光度函数之间的分歧可以归因于使用B波段数据，这是一个有偏见的示踪剂的类星体人口，由于遮蔽。
2006-02-16 astro-ph
Microlensing probes the AGN structure of the lensed quasar J1131-1231
本文分析了引力透镜系统J1131-1231的三个最亮像的单历元长缝谱。这些光谱为引力透镜类星体中宽发射线的微分微透镜效应提供了最清晰的观测证据之一。微透镜效应使我们能够：（1）确认发射线的宽度与发射区域的尺寸反相关;（2）表明大部分FeII在宽线区域（BLR）的外部发射，而另一部分FeII在紧凑区域中产生;（3）对该体系中观察到的窄的本征Mg Ⅱ吸收双峰的来源进行了研究。
2008-01-17 astro-ph
A Cosmological Framework for the Co-Evolution of Quasars, Supermassive Black Holes, and Elliptical Galaxies: II. Formation of Red Ellipticals
我们发展和测试了一个模型，在红色早期星系的形成和淬灭中，合并的宇宙学作用。通过对恒星形成在富含气体的球状体形成主合并后淬灭的假设，我们证明了这一假设自然地预测了~L_star恒星形成效率的变化，以及观测到的红星系质量函数/密度与红移的关系，球状体形成时间与质量的关系，淬灭星系的比例与星系和晕质量的关系。环境和红移。比较各种半解析模型，其中淬火主要是由晕质量考虑或长期/磁盘不稳定性驱动，我们表明，我们的模型和不同的广泛类别的模型作出独特的和强大的定性预测的一些观测，包括红色分数作为星系和晕质量的函数，被动星系的密度和演化的颜色形态密度关系在高z，以及作为质量的函数的盘状/盒状球状体的分数。在每一种情况下，观测结果都支持星系在一次重大合并后形成一个大质量球体后淬灭的模型，而不支持通过长期或纯晕过程淬灭。我们讨论了各种物理的可能性，这种淬火，并提出了一个混合的情况下，传统的淬火热，大规模的晕是补充与恒星形成和类星体活动的反馈在一个主要的合并，暂时抑制冷却和建立一个动态热晕的条件在主机的中心区域，即使在低质量的晕。
2007-06-18 astro-ph
Quasars with a Kick -- Black Hole Recoil in Quasars
旋转黑洞的合并可以使引力辐射的反冲速度达到几千公里/秒。活动星系核中反冲的超大质量黑洞可以保留其吸积盘的内部，为活动星系核的持续活动提供燃料。利用斯隆数字巡天（SDSS）中AGN的宽发射线相对于窄发射线的速度变化，我们对AGN中高速反冲的发生率设置了上限。当束缚物质落回运动的吸积盘时，在软X射线中可能会出现短暂但强烈的耀斑。
2007-07-24 astro-ph
Interstellar scintillation as a probe of microarcsecond scale structure in quasars
过去20年的观测表明，在所有平谱河外射电源中，有相当一部分在几GHz的频率下，在一天或更短的时间尺度上表现出通量密度变化。已经证明，星际闪烁（ISS）是这种快速变化的主要原因。国际空间站的观测可用于探测类星体内部喷流中非常紧凑的微弧秒尺度结构，以及银河系局部ISM中湍流的性质。少数来源显示异常快速，在一小时内的变化，显然是由于散射非常接近，局部湍流。我们提出了快速膨胀类星体PKS 1257-326的最新发现。大规模的MASIV VLA调查表明，此类来源极为罕见，这意味着对于大多数放射性来源，需要长期的专门监测计划来提取有关来源结构的详细信息。
2004-12-29 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
The Merger QSO 3C 48 and its Host Galaxy in the Near Infrared
在这篇文章中，我们提出了新的近红外（NIR）数据的类星体3C 48和它的宿主星系，获得了ISAAC在甚大望远镜（ESO，智利）。近红外图像和光谱显示，由于宿主星系内的分子物质和尘埃引起的消光导致了几个量级的变红。这是我们第一次在近红外光谱中清楚地识别出位于类星体东北约100度处的高度红化的潜在第二核3C 48 A。它变红的原因可以解释为温暖的尘埃，恒星形成或3C 48射电喷流与星际介质的相互作用，或两者兼而有之。近红外颜色和CO（6-3）吸收特征都对类星体占主导地位的光提供了约30%的恒星贡献。这些结果将有助于解决核活动和明显的合并过程如何影响宿主星系性质的问题，并将改进现有的模型。
2003-11-04 astro-ph
A simple model for quasar density evolution
人们普遍认为活动星系核和类星体是由气体吸积到超大质量黑洞上而形成的。然而，后者的起源仍然是一个悬而未决的问题。在这项工作中，我们提出了一个非常简单的宇宙学模型的结果，结合一个进化的情况下，无论是形成的黑洞，以及气体吸积到它是由主要的合并气体丰富的星系。尽管它非常慷慨的近似，我们的模型再现了类星体的密度演化与观测惊人的一致。
2006-02-01 astro-ph
On The Dark Side of Quasar Evolution
最近改进的质量密度rho_BH的超大质量黑洞（SMBHs）在本地宇宙的测定允许rho_BH与从过去的类星体活动接收到的光量的准确比较。这些比较支持了局部SMBH是“死类星体”的概念，并得出了宇宙SMBH吸积的平均辐射效率的值>~ 0.1。BH聚结可能是类星体质量组合的重要组成部分，但不会产生任何可观测的电磁信号。因此，忽略这种合并过程中的引力波（GW）发射（这会减少锁定在残留BH中的质量），会导致过高估计的引力波。在这里，我们对这种偏差的大小进行了限制。我们计算的累积质量损失的GW经历了一个有代表性的人口BH在重复的宇宙学合并，使用损失处方的基础上详细的广义相对论计算。尽管在每个单个SMBH的组装历史中可能有大量的合并，但我们发现几乎相等质量的合并是罕见的，因此累积损失可能是适度的，最多增加20%的推断值。因此，最近的估计值λ>~ 0.1似乎是可靠的。空间干涉仪LISA应该通过测量大质量黑洞的质量和合并速率到宇宙学距离，为类星体演化的黑暗面提供经验约束。
2004-07-01 astro-ph gr-qc
Accretion Driven Evolution of Quasars and Black Holes: Theoretical Models
我们提出了一个灵活的框架，用于构建类星体演化的物理模型，可以将各种观测约束，如多波长光度函数，估计的质量和吸积率的活动黑洞，类星体主机的空间密度，和本地黑洞质量函数。我们着重研究了吸积率分布p（mdot| M，z），一个质量为M，红移为z的黑洞以爱丁顿单位的速率mdot吸积的概率。给定辐射效率作为mdot的函数，类星体光度函数（QLF）由p（mdot）的卷积确定|M，z）与黑洞质量函数n（M，z）。在没有合并的情况下，|M，z）也决定了n（M，z）的完全演化，给定了n（M）在某个红移处的“边界值”。与观测到的在z<2时QLF破裂光度的下降相匹配，需要向较低的特征吸积速率转变，或者需要p（mdot）的演化质量依赖性，这优先关闭了对高质量黑洞的吸积。这两种情况对活动黑洞的质量和吸积率做出了不同的预测。如果第一种机制占主导地位，那么QLF在z=2和z=0之间改变特征，从黑洞质量序列向L/Ledd序列转移。我们构建和比较五个模型，说明不同的假设类星体人口：短寿命和长寿命的模型为主的清晰的薄盘吸积，一个模型与一个高比例的模糊类星体，并在合并或ADAF吸积产生大量的黑洞增长在低红移的模型。我们讨论的观测进展，这将是最有价值的区分这种模式，并牵制物理驱动黑洞和类星体的演化。（节录）
2003-11-13 astro-ph
A Probe of the Matter Content of Quasar Jets
我们提出了一种估算类星体喷流物质含量的方法，这种喷流在它们的kpc尺度喷流中表现出钱德拉探测到的结。该方法依赖于测量的宇宙微波背景（CMB）的辐射，是体康普顿（BC）的冷电子在相对论流动喷流的组成部分。我们将我们的方法应用到PKS 0637 - 752，一个超光速类星体，具有一侧钱德拉探测到的大尺度喷流。使这种源特别适合于这样的过程的是在“桥”中没有显著的非热喷流发射，即核心和第一个亮结之间的区域，保证桥中的大多数电子是冷的，并且留下BC散射的CMB辐射作为该区域中唯一重要的光子源。在λ =3.6-8.0微米处，最有可能出现BC散射发射的波段，Spitzer的角分辨率（~ 1“-3”）比PKS 0637 - 752的电桥小得多（~ 8“），这使得测量和分辨这种发射成为可能。
2004-11-16 astro-ph
Quasars as Cosmological Probes: The Ionizing Continuum, Gas Metallicity and the EW-L Relation
使用一个现实的模型，从广泛的发射线区域的类星体的线发射，我们能够重现以前观察到的相关性的发射线比的光谱能量分布（SED）的形状。与以前的研究一致，我们发现鲍德温效应（EW ~ L^beta，beta < 0）背后的主要驱动力是类星体亮度的SED的全球变化，因为更明亮的类星体必须具有特征性的更软的电离连续统。这与显示L_uv、alpha_ox、alpha_uvx、线比和EW之间的相关性的观测结果完全一致。然而，为了解释EW（NV）-L_uv图中完全缺乏相关性，我们提出，更明亮的类星体具有更大的气体金属丰度（Z）的特征。作为一种次要元素，氮的丰度随着Z的增加而迅速增加，这弥补了在更高光度的类星体中被更软的连续谱照射的气体所发射的EW（NV）的损失。Z和L之间的特征关系也对其它线的EW-L_uv关系有影响。对于固定的SED，增加的气体金属性降低了较强金属线的EW（气体冷却）和Ly_alpha的EW，特别是HeII的EW（因为增加的金属不透明度），而较弱的线（例如，[1909]第1909章总的来说，我很满意。改变SED和Z与L的影响之间的相互作用导致所观察到的光度依赖的光谱变化。所有得到的对L_uv的依赖性都在所观察到的斜率范围内。
1998-05-27 astro-ph
Rapidly Spinning Black Holes in Quasars: An Open Question
Wang等人（2006）估计中等红移的类星体的平均辐射效率为30% - 35%。我们发现，他们的方法是不独立的类星体的寿命，因此，类星体不一定有这么高的效率。尽管如此，我们还是有可能推导出类星体寿命、爱丁顿比和超大质量黑洞辐射效率的相关约束条件。我们使用统计上完整的类星体样本推导出这样的约束条件，其中类星体的黑洞质量估计来自广泛的Mg II，在有和没有Marconi等人（2008）的辐射压力校正的情况下进行。我们的结论是，对于类星体与L/LEdd > 0.02，寿命可以从140至750万年的史瓦西黑洞。再加上观测到的黑洞质量，类星体的寿命小于1.4亿年，这意味着辐射效率低下的吸积或BH合并在类星体的吸积历史中一定很重要。假设类星体的平均寿命小于1 Gyr，并且辐射效率低的吸积不重要，那么没有多少爱丁顿比小于0.2的黑洞可以快速旋转。
2008-09-30 astro-ph
Observable Signatures of a Black Hole Ejected by Gravitational Radiation Recoil in a Galaxy Merger
根据最近的广义相对论模拟，两个旋转的黑洞（BH）的合并可能会导致BH残余物的反冲速度高达数千公里/秒，这是引力辐射的结果。这样的速度将使合并后的产物能够逃离其宿主星系。在这里，我们研究的情况下，从一个富含气体的星系合并下，弹出的BH将携带一个吸积盘与它和可观察的。当最初的BH双星发出引力辐射，其轨道收紧时，在其周围的圆盘中打开了一个洞，这延迟了最终BH喷射之前的气体消耗。在气体轨道速度大于喷射速度的区域内，被刺穿的盘保持与喷射的BH结合。对于一个~10^7太阳质量的BH，抛出的盘具有数万个史瓦西半径的特征尺寸和~10^7年的吸积寿命。在这段时间里，被抛出的BH可以穿越相当长的距离，并表现为一个偏离中心的类星体，沿着它留下的路径有一个反馈轨迹。所有类星体中的一小部分可能与逃逸的BH有关。
2007-05-22 astro-ph gr-qc hep-ph
