Inclination-Dependent AGN Flux Profiles From Strong Lensing of the Kerr Space-Time
最近的类星体微透镜观测已经将类星体的X射线辐射尺寸限制在大约10个引力半径，比光学辐射尺寸小一个数量级。使用一个新的射线跟踪代码的克尔时空，我们发现，所观察到的X射线通量的强烈影响的重力场的中心黑洞，即使在中等倾角的观察者。结合Kerr透镜效应和投影效应，计算了活动星系核在光学和X射线波段与倾角相关的通量剖面，为以后的研究提供参考。我们进一步研究的依赖关系的X射线光通量比的倾斜角所造成的差分透镜畸变的X射线和光发射，假设几个电晕的几何形状。在某些情况下，正常类星体的强透镜X射线与光学放大率之比可以改变约10倍，而宽吸收线类星体（BALs）和遮蔽类星体的X射线与光学放大率之比可以改变约10倍。将我们的结果与在正常和宽吸收线类星体中观测到的分布进行比较，我们发现放大率的倾斜角依赖性可以显著改变X射线与光通量比的分布。特别是，光谱斜率参数$α_{ox},$ $0.3838\log F_{2 keV}/F_{2500 Å}$的平均值，可以在正常和宽吸收线类星体之间相差约0.1-0.2，这取决于日冕的几何形状，这表明BALs中有更大的内禀散射。
2012-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mid-infrared microlensing of accretion disc and dusty torus in quasars: effects on flux ratio anomalies
在中红外（MIR）范围内观测到的多重成像类星体和活动星系核通常被认为不受其透镜星系中恒星产生的微透镜的影响。在本文中，我们研究了这一假设的有效域。事实上，这一前提忽视了在和平号范围内吸积盘的微透镜，也没有说明我们对尘埃环面的认识最近取得的进展。为了模拟微透镜效应，我们首先建立了一个由吸积盘和一个更大的环状环面组成的类星体的简化图像。模拟类星体，然后微透镜使用反向射线拍摄代码。我们模拟了不同透镜图像类型和投影在透镜中的紧凑物体的分数的微透镜的波长和尺寸依赖性。这使我们能够导出放大概率作为波长的函数，以及计算微透镜引起的透镜图像的光谱能量分布的变形。我们发现，微透镜的变化大到0.1马格是非常常见的11微米（双帧）。主要的信号来自吸积盘的微透镜效应，即使来自吸积盘的流量小到总流量的5%，微透镜效应也可能是显著的。我们还表明，Lbol <~ 10^45 erg/s的源的环面预计将明显的微透镜。因此，微透镜效应可以用来研究活动星系核的近红外内部结构。最后，我们调查微透镜在中红外线是否可以改变所谓的Rcusp关系，链接的透镜图像三重流时产生的源位于接近一个尖点宏焦。这种关系通常被用来识别透镜星系中的大质量（暗物质）子结构。我们发现，从Rcusp的显着偏差可能是预期的，这意味着微透镜可以解释部分的通量比问题。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A flux-ratio anomaly in the CO spectral line emission from gravitationally-lensed quasar MG J0414+0534
我们提出了一个分析档案观测与阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA）的引力透镜类星体MG J 0414 +0534，其中显示了四个紧凑的图像的类星体和爱因斯坦环的尘埃与类星体宿主星系。我们证实，在中红外线和无线电观测到的通量比异常持续到亚毫米的类星体的连续图像。我们报道了CO（11-10）谱线发射的探测，它跟踪类星体核周围的致密气体区域。这条线的发射还显示了合并透镜图像之间的通量比异常的证据，这与在其他波长下观察到的一致，表明高激发CO也可以提供一个有用的探针的子结构，不受微透镜或尘埃消光。然而，我们没有检测到候选的尘埃矮星系，这是以前报告的数据集，我们得出的结论是由于噪声文物。因此，合并透镜图像之间的通量比异常的原因仍然未知。在这个系统中的复合致密和弥散发射表明透镜类星体暴将成为探测暗子晕和测试暗物质模型的理想目标。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variability of the High Velocity Outflow in the Quasar PDS 456
我们提出了一个比较的两个朱雀X射线观测附近（z=0.184），发光（$L_{bol} \sim 10^{47}$ erg s $^{-1}$）I型类星体，PDS 456。在2011年，一个新的125ks朱雀观测在一个低X射线通量和硬X射线光谱的时期捕获了类星体，与之前在2007年的190ks朱雀观测形成对比，当时类星体看起来更明亮，并且具有陡峭的（$Γ>2$）X射线光谱。2011年的X射线光谱在类星体静止坐标系中包含一个明显的接近9.keV的波谷，这可以用蓝移的铁K壳层吸收来模拟，最有可能来自铁的He和H类跃迁。在与2007年早期观测相似的静止坐标系能量下观测到吸收槽，这似乎证实了PDS 456中存在持续的高速风，外流速度为$0.25-0.30$ c。2007年和2011年之间的光谱变化可以通过部分覆盖吸收体的变化来解释，从2007年较亮的观测到2011年较暗的观测，覆盖率增加。总体而言，如果PDS 456是在相对较低的倾角下通过康普顿厚风观测到的，那么可以解释2011年的低通量观测，康普顿厚风来自吸积盘，它显着衰减了来自类星体的X射线通量。
2013-11-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploiting flux ratio anomalies to probe warm dark matter in future large scale surveys
强引力透镜类星体中的通量比异常构成了一种独特的方式来探测非发光暗物质晕的丰度，从而探测暗物质的性质。在本文中，我们确定双成像类星体作为一个统计上有效的探测暗物质，因为他们是20倍以上丰富的四倍成像类星体。使用N体模拟，包括现实的重子反馈，我们测量的冷（CDM）和暖暗物质（WDM）宇宙学的双成像类星体的通量比的全部分布。通过这种方法，我们折叠在两个关键的系统-类星体的变化和视线结构。我们发现，WDM宇宙学预测的累积分布函数的通量比相对于CDM的差异约为6%，与CDM预测更多的小比率。最后，我们估计，~600双成像类星体将需要观察，以便能够明确区分CDM和这里研究的两个WDM模型。这样的样本量将很容易达到未来的大规模调查，如欧几里得。在准备这项调查的数据，我们需要辨别的规模的不确定性建模透镜星系及其子结构的模拟，再加上观察到的透镜类星体的选择功能的深刻理解。
2019-12-04 astro-ph.CO
Think Outside the Color Box: Probabilistic Target Selection and the SDSS-XDQSO Quasar Targeting Catalog
我们提出了SDSS-XDQSO类星体目标目录，用于有效的基于通量的类星体目标选择，直到斯隆数字巡天（SDSS）目录的微弱极限，即使在中等红移（2.5 <~ z <~ 3）的恒星污染是显着的。我们建立模型的恒星和类星体的分布在通量空间的流量限制，通过应用极端反褶积方法来估计底层的密度。我们卷积这个密度与通量的不确定性时，评估的概率，一个对象是类星体。这种方法产生了比其他类似方法更有原则、更有效和更快的靶向算法。我们应用该算法计算了SDSS数据Release 8中160，904，060个点源的低红移（z < 2.2）、中红移（2.2 <= z <= 3.5）和高红移（z > 3.5）类星体的概率，这些点源的去红i波段星等在17.75等和22.45等之间，成像角度为14，555度^[2]。该星表可以用来定义一个统一选择和有效的低或中等红移类星体调查，如SDSS-III的重子振荡光谱调查项目所需的。我们表明，XDQSO技术的表现以及目前最好的光度类星体选择技术在低红移，并优于所有其他基于通量的方法来选择我们的主要兴趣的中等红移类星体。我们制作代码来复制XDQSO类星体目标选择公开提供。
2011-03-01 astro-ph.CO
Analyzing the Flux Anomalies of the Large-Separation Lensed Quasar SDSS J1029+2623
利用一幅高分辨率射电图像，我们成功地分辨出了类星体透镜系统SDSS J1029+2623的两重像分量B和C。在我们的射电观测中，与光学区中这两个分量相关的通量异常持续存在，尽管不那么强烈，这表明星团必须由一个以上的中心势来建模。我们认为，放置子结构接近的组件之一，可以占一个通量异常的组件位置的变化可以忽略不计。我们的最佳拟合模型的子结构质量约为10^8太阳质量，直到质量片简并，大约位于B分量以西0.1弧秒和以北0.1弧秒。我们证明了源分量中心之间的位置偏移可以解释光通量比和射电通量比之间的差异。
2011-01-06 astro-ph.CO
X-ray microlensing in the quadruply lensed quasar Q2237+0305
我们使用美国宇航局的钱德拉X射线望远镜的档案数据编译的四重透镜类星体Q2237+0305（z=1.695）从2006年1月至2007年1月的所有四个图像的X射线光变曲线。我们拟合模拟点扩散函数的四个单独的类星体图像使用现金的C-统计量占泊松性质的X射线信号。类星体的图像显示强烈的流量变化高达一个月内的4倍。我们可以通过观察单个类星体图像的通量比，从引力微透镜引起的通量变化中分辨出类星体的内在可变性。这样做，我们在图像A中找到了微透镜的证据。特别地，在X射线状态中的通量比A/B的时间序列与在V波段中通过OGLE的光学监测中的对应序列相关。X射线光变曲线中的振幅较大。对于最突出的峰，与光学中的信号相比，X射线比A/B的增加大约1.6倍。与理论和其他多重成像类星体的观测结果一致，这表明该类星体的X射线发射区域明显小于光学发射区域。
2010-12-21 astro-ph.CO
Near-Infrared K and L' Flux Ratios in Six Lensed Quasars
利用双子座北8米望远镜获得的K和L'像，研究了6个引力透镜类星体的通量比与波长的关系。我们选择源红移z_s < 2.8的透镜，使得K波段图像探测来自吸积盘的静止帧光发射，而L '波段图像探测来自更扩展的周围环面的静止帧近红外通量。由于观测值对应于不同的源尺度，因此K和L'通量比对不同尺度的结构敏感，对研究透镜星系的小结构可能是有用的。六个透镜中的四个显示出K和L'通量比之间的差异。在HE 0435$-1223、SDSS 0246-0825和HE 2149-2745中，差异可归因于已知的微透镜效应和/或固有可变性。在SDSS 0806+2006中，波长依赖性不容易归因于已知的变化，并且可能指示子结构的存在。相比之下，在Q 0142 -100和SBS 0909+523中，K和L'通量比在不确定度范围内是一致的。我们讨论了目前的数据的效用，研究有关微透镜，尘埃消光，和暗物质子结构的色效应。
2011-01-10 astro-ph.CO
Insights on the X-ray weak quasar phenomenon from XMM-Newton monitoring of PHL 1092
PHL 1092是一个z~0.4的高光度对应的窄线塞弗特1星系。2008年，在XMM-牛顿观测期间，发现PHL 1092处于非常低的X射线通量状态。它的2千电子伏通量密度下降了约260倍，相对于以前的观察进行4.5年前。紫外线通量几乎保持不变，导致光学到X射线的斜率α_ox从-1.57到-2.51显著变陡，使PHL 1092成为最极端的X射线弱类星体之一，在紫外线中没有观测到宽吸收线。自2008年以来，我们已经监测了三个进一步的XMM-牛顿观测源，产生了一个同时的紫外线和X射线数据库，跨越近10年的总活动的来源。我们的监测程序表明，PHL 1092中的α_ox变化完全是由长期X射线通量变化驱动的。我们应用了一系列的物理动机的模型，目的是解释紫外-X射线光谱能量分布（SED）和极端的X射线和alpha_ox的变化。我们考虑了三种可能的模型：i）一个“呼吸电晕”的情况下，X射线发射电晕的大小与X射线通量。在这种情况下，PHL 1092的最低X射线通量状态与X射线日冕几乎完全塌陷到边缘稳定轨道相关联; ii）吸收情况，其中X射线通量变化完全是由于干预吸收。如果是这样的话，PHL 1092是一个类星体，其光学亮度具有标准的X射线输出，由于吸收，有时表现为X射线微弱; iii）圆盘反射主导的情况下，发射X射线的日冕始终被限制在距离黑洞几个引力半径内。在这种情况下，PHL 1092的固有变异性…
2012-07-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
An Intercomparison Study of Two Proximate Damped Ly$α$ Systems with Residual Flux upon the Ly$α$ Absorption Trough toward Quasars
本文对两个类星体SDSS J145618.32+340037.2和SDSS J215331.50-025514.1进行了比较研究，这两个类星体具有相近的阻尼Lya系统（PDLA），Lya吸收槽上有剩余通量。虽然它们都具有与$10^{43}erg/s$一样明亮的剩余通量，但是它们的PDLA在以下方面是完全不同的，例如，HI柱密度、金属线吸收强度、高电离吸收线以及剩余通量强度。对于J1456，HI柱密度为$20.6\pm0.2$，za=2.3138，几乎与从[OIII]发射线确定的类星体红移（z=2.3142）相同。这个系统的金属性是典型的DLAs，并且其中有高电离，这表明PDLA系统是多相的，将其置于类星体环境中。对于J2153，我们测量到HI柱密度为$21.5\pm0.1$，z =3.511，相对于CIII测量的类星体（z=3.490）略有红移。这个系统的金属丰度相当低，并且缺乏显著的高电离吸收线，这表明该系统超出了类星体宿主星系。J1456的剩余通量很宽（1000 km/s），显著性为$8σ$，而J2153的剩余通量也很宽（1500 km/s），但显著性较小，为$3σ$。在众多的解释中，我们发现Lya模糊或共振散射可以用来解释两个源中的剩余通量，而对于J1456不能排除部分覆盖。通过比较这两种情况下，与以前报道的类似情况下，我们建议，剩余通量的强度有关的属性，如金属丰度和高电离吸…
2018-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved dark matter measurements with flexible modeling of resolved strongly-lensed quasar narrow-line emission
University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；California Polytechnic State University（加州州立理工大学）
本文提出了一种新的分析方法，用于通过同时拟合点源和Sérsic椭圆轮廓来准确测量强引力透镜恒星窄线发射的流量比，以改进暗物质测量。
2026-03-25 astro-ph.CO
Ultraviolet background fluctuations with clustered sources
我们开发了一个计数单元格的方法，包括源聚类的紫外背景波动的分布。我们证明，如果电离源的聚类遵循层次分析，可以得到一个精确的表达式。在这种情况下，强度分布仅取决于它们的2点关联函数。我们表明，高红移模拟类星体的空标度函数与负二项式形式是一致的，然后将我们的形式主义的描述氦II电离波动结束氦再电离。模型的输入是观测到的类星体光度函数和在红移$z\sim 3$的2点相关。我们发现，（共动）衰减长度$\lesssim $ 55 Mpc的类星体集群的贡献小于30%的强度波动的方差，只要类星体的相关长度不超过15 Mpc。我们还调查的强度分布的大尺度环境的依赖性。低密度和高密度区域之间的平均HeII电离强度的差异可能是一个因素很少，如果源高度聚集。为了做出更精确的预测，需要准确描述类星体的人口统计及其与强吸收系统的相关性。
2014-09-02 astro-ph.CO
Macromodel-free flux-ratio prediction in quadruply imaged quasars with local constraints from lensed arcs
UCLA（加州大学洛杉矶分校）；University of Chicago（芝加哥大学）
本文提出基于局部约束的CAB方法，无需宏模型即可准确预测四倍成像类星体的flux比，从而推断暗物质性质。
2025-12-01 astro-ph.CO
The case against large intensity fluctuations in the z ~ 2.5 HeII Lyman-alpha forest
先前对2.2 < z< 2.7 HeII莱曼α森林的研究测量到的电离背景波动比理论上预期的要大得多。我们重新分析了最近的哈勃太空望远镜数据，从两个已经被用来进行这些测量，HE 2347 -4342和HS 1700 +6416，并发现绝大多数的吸收实际上是一致的一个单一的HeII光电离率。我们表明，数据约束的RMS分数波动水平平滑在1兆秒差距为< 2，并讨论为什么其他研究发现更大的波动。我们的测量是一致的模型，其中类星体占主导地位的z=2.5 metagalactic氦电离背景（但它可以容纳不太引人注目的模型），它表明类星体（而不是恒星）是主要的贡献者的HI电离背景。我们检测到一个HeII横向邻近效应，这是从一个已知的类星体的红移略有偏移。它的轮廓和偏移量可能表明，类星体在1000万年前就开始了。
2014-02-27 astro-ph.CO
I. Flux and color variations of the quadruply imaged quasar HE 0435-1223
目的：我们目前VRi光度观测的四重成像类星体HE 0435-1223，进行了丹麦1.54米望远镜在拉西拉天文台。我们的目标是监测和研究每个透镜组件的大小和颜色随时间的变化。方法：我们监测对象在两个季节（2008年和2009年）的VRi光谱带，并减少了两个独立的技术的数据：差分成像和PSF（点扩散函数）fitting.results：在这两个季节之间，我们的结果表明，在三个过滤器的四个透镜组件的流量明显减少约0.2-0.4的幅度。我们还发现它们的V-R和R-i颜色指数显著增加（~0.05-0.015）。结论：这些流量和颜色的变化很可能是由类星体的内在变化引起的。微透镜效应可能也影响最亮的“A”透镜分量。
2011-02-16 astro-ph.CO
JWST lensed quasar dark matter survey I: Description and First Results
本文介绍利用JWST MIRI测量31个透镜类星体热尘埃流量比的巡天，并以3%精度验证可探测宇宙学距离上10^7太阳质量的暗物质晕，为冷暗物质模型提供检验。
2023-09-18 astro-ph.CO
Detection of Substructure in the Gravitationally Lensed Quasar MG0414+0534 using Mid-Infrared and Radio VLBI Observations
我们提出了11.2微米的观测引力透镜，射电响亮z_s=2.64类星体MG 0414 +0534，获得使用的米歇尔相机双子座北。我们发现类星体图像A1和A2的通量比异常为A2/A1= 0.93 +/- 0.02。当结合Minezaki等人（2009）的11.7微米测量值时，A2/A1通量比与基于两个可见透镜星系的模型的预期比值相差近5 sigma。中红外线通量比异常可以用卫星（子结构）来解释，它位于图像A2东北方向0.3”处，类星体产生的喷流的详细VLBI结构也可以解释。当我们将中红外辐射通量比与高分辨率VLBI测量结果结合起来时，我们发现在主透镜红移（z_l=0.96）处，一个模拟为奇异等温球的卫星子结构在爱因斯坦半径内的最佳拟合质量在10^（6.2）和10^（7.5）M_sol之间。由于它与类星体图像A2很接近，我们无法对质光比设置一个有趣的限制。虽然这里使用的观测在技术上很困难，但用詹姆斯·韦伯太空望远镜对引力透镜中的通量异常进行调查将是简单、快速的，而且应该能很好地限制暗物质晕中的子结构丰度。
2013-07-02 astro-ph.CO
Quasar X-ray and UV flux, baryon acoustic oscillation, and Hubble parameter measurement constraints on cosmological model parameters
我们使用Risaliti & Lusso（2015）汇编的808个类星体（QSO）在红移范围$0.061 \leq z \leq 6.28$内的X射线和紫外通量测量，单独和结合重子声学振荡（BAO）和哈勃参数[ $H(z)$ ]测量，以约束六个宇宙学模型中的宇宙学参数。类星体的数据约束明显弱于，但一致，从$H(z)$ + BAO数据。对类星体+ $H(z)$ + BAO数据的联合分析与目前的标准模型--空间平坦的$Λ$ CDM一致，但对封闭的空间超曲面和动力学暗能量有一定的支持。
2020-04-17 astro-ph.CO gr-qc hep-ex
PSJ2107-1611: a new wide-separation, quadruply imaged lensed quasar with flux ratio anomalies
本研究发现了新的四重引力透镜类星体PSJ2107-1611，其光学流量比存在异常且射电流量符合平滑质量模型，为类星体结构的引力透镜研究提供了独特样本。
2023-10-06 astro-ph.CO
Polar Broad Absorption Line Quasars: An Open Question
有人认为，某些宽吸收线类星体是在相对论性射电喷流轴的35度范围内观察到的，这是基于两个历元的射电通量密度变化。如果观测到射电源的表面亮度发生了足够大的变化，那么推断出的亮度温度将超过10^12 K，为了避免康普顿冷却灾难，必须向我们的方向发出多普勒波束。然而，在不知道源的大小的情况下，通量密度的变化不能与表面亮度的变化联系起来。如果光学厚源的投影面积发生变化，但表面亮度不变，则其亮度温度不变，其通量变化对其方向没有约束。此外，正如里斯所指出的那样，相对论速度下的发射源的球形膨胀在其投影面积上产生了明显的超光速增加，这可以解释短时间尺度的通量密度变化，而不需要相对论性喷流靠近我们的视线。因此，两个历元的无线电通量密度变化本身不能明确地识别喷流指向我们的来源。只有VLBI成像才能可靠地确定宽吸收线类星体中极性类星体的比例。
2011-05-15 astro-ph.CO
Reverberation in the UV-Optical Continuum Brightness Fluctuations of MACHO Quasar 13.5962.237
我们研究了普通类星体在1993 - 1999年期间进行的881次光学亮度测量的紫外-光学光谱区域的亮度波动的性质。我们发现的证据系统的趋势具有一种模式的混响后的初始扰动的字符。初始脉冲的亮度增加了20%，脉冲宽度为50天，混响的典型幅度为12%，平均脉冲宽度为80天，脉冲间隔为90天。无论初始扰动是变亮还是变暗，重复模式都发生在相同的时间尺度上。脉冲序列的滞后与之前在塞弗特星系亮度扰动后宽蓝移发射线的混响中看到的滞后相当，当时考虑了中心物体的质量。除了突发脉冲序列，我们发现的证据，一个半周期的时间尺度为2年。这些强烈的亮度波动模式表明了一种仅从光度监测中发现类星体的方法，并从Pann-Stars和LSST等大型亮度监测计划中获得预期的数据质量。
2009-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasar Microlensing Statistics and Flux-Ratio Anomalies in Lens Models
针对多像类星体透镜模型的流量比异常常被归因于微引力透镜的问题，该研究通过观测与模拟统计对比及多项检验，证实微引力透镜无法解释大部分异常，并提出结合积分场光谱宽线流量比约束透镜模型的方案。
2024-04-15 astro-ph.CO
The extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: measuring the cross-correlation between the MgII flux transmission field and quasars and galaxies at $z=0.59$
本文首次尝试利用镁-Ⅱ双态（MgII）通量传输场与类星体和星系示踪星位置之间的大尺度互相关测量重子声振荡（BAO）。在$0.3 < z < 1.6$的Mg II通量传输连续场是从重子振荡光谱巡天（BOSS）和扩展的BOSS（eBOSS）获得的500，589个类星体光谱测量的。246，697个类星体示踪星和1，346，776个星系示踪星的位置是从斯隆数字巡天（SDSS）I，II，BOSS和eBOSS目录中提取的。除了测量宇宙学的BAO尺度和有偏的物质密度相关性，这项研究允许测试和改进宇宙学的莱曼- $α$分析。在显著性为$Δχ^{2} = 7.25$时检测到与BAO一致的特征。测得的Mg II线性透射偏置参数为$b_{\mathrm{MgII(2796)}} (z = 0.59) = (-6.82 \pm 0.54) \, \times 10^{-4}$和$b_{\mathrm{MgII(2804)}} (z = 0.59) = (-5.55 \pm 0.46) \, \times 10^{-4}$，Mg I偏置为$b_{\mathrm{MgI(2853)}} (z = 0.59) = (-1.48 \pm 0.24) \, \times 10^{-4}$。它们的红移演化用幂律指数$γ_{\mathrm{Mg}} = 3.36 \pm 0.46$表征。这些测量打开了一个新的窗口，在最…
2019-06-12 astro-ph.CO
The optical variability of SDSS quasars from multi-epoch spectroscopy. II. color variation
我们研究了基于斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）和数据发布9（DR 9）的多历元光谱学的2169个类星体样本的光学/紫外（UV）颜色变化。为了校正DR 7和DR 9之间由于不同的仪器设置而产生的系统差异，我们通过使用在DR 7和DR 9中观测到的F星样本来产生校正光谱。然后，当比较DR 7和DR 9的光谱时，将校正光谱应用于类星体。在每个对象中，通过比较最亮光谱与最暗光谱上的连续幂律拟合的光谱指数以及它们的差异光谱的形状来探索颜色变化。在1876个用两种方法得到的颜色变化一致的类星体中，我们发现大多数类星体（1755个，$\sim 94\%$）表现出亮时蓝（BWB）的趋势，只有121个类星体（$\sim 6\%$）表现出亮时红（RWB）的趋势。共同的BWB趋势是由更蓝的合成光谱从明亮的光谱比从微弱的光谱，也由蓝色的复合差谱。通过比较修正后的DR 9谱与原始DR 7谱的合成谱，证明修正谱具有较高的可靠性。假设光学/UV变化是由波动触发的，如果波动首先发生在外盘区域，并且当波动向内传播时，内盘区域尚未完全响应，则RWB趋势可能可以解释。相反，共同的BWB趋势意味着波动可能更经常首先发生在内部磁盘区域。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a Companion Lens Galaxy using the Mid-infrared Flux Ratios of the Gravitationally Lensed Quasar H1413+117
我们提出了第一个解决中红外（11微米）观测的四个图像类星体透镜H1413+117使用的米歇尔相机双子座北。所有以前的观测（光学，近红外，和无线电）这个透镜显示了一个“通量异常”，其中图像通量比不能用一个简单的中央透镜星系来解释。我们试图重现中红外线通量比，这是不敏感的消光和微透镜，建模的主透镜作为一个奇异的等温椭球。该模型不能再现通量比。然而，我们可以简单地通过在模型中添加HST/NICMOS-NIC 2在H波段探测到的邻近星系来解释流量比。这个扰动星系距离主透镜4.0”，它的临界半径为0.63”+/- 0.02”，与主透镜的半径相似，这是从它们相似的H波段通量所预期的。更值得注意的是，这个星系不需要获得一个很好的适合系统天体测量，所以这是第一次通过它对引力透镜的图像通量的影响来清晰地探测到一个物体。这是一个平行的天体测量异常的可见卫星的检测，并提供了一个证据的概念，在星系中使用异常流量比搜索的子结构。
2009-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint Bayesian Estimation of Quasar Continua and the Lyman-Alpha Forest Flux Probability Distribution Function
我们提出了一种新的贝叶斯算法，利用马尔可夫链蒙特卡罗采样，使我们能够同时估计未知的连续水平的每个类星体在一个合奏的高分辨率光谱，以及他们共同的概率分布函数（PDF）的传输Ly $α$森林通量。这种全自动的PDF调节连续拟合方法采用线性主成分分析（PCA）基础对未知类星体连续体进行建模，PCA系数被视为滋扰参数。该方法允许一个估计参数管理的星系际介质（IGM）的热状态，如斜率的温度-密度关系$γ-1$，而边缘化的连续不确定性在一个完全贝叶斯的方式。使用现实的模拟类星体光谱从一个简化的半数值模型的IGM，我们表明，这种方法恢复的基础类星体连续体的精度$\simeq7\%$和$\simeq10\%$在$z=3$和$z=5$，分别。考虑到主成分光谱的数量，这与PCA模型本身的潜在准确性相当。最重要的是，我们表明，我们可以实现一个几乎无偏估计的斜率$γ-1$的IGM温度-密度关系的精度为$\pm8.6\%$在$z=3$，$\pm6.1\%$在$z=5$，为10个模拟高分辨率类星体光谱的合奏。将这种方法应用于真实的类星体光谱，并与来自流体动力学模拟的更现实的IGM模型进行比较，将能够精确测量控制IGM的热和宇宙学参数，尽管由于模型的灵活性增加，不确定性会更大。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interpreting the Transmission Windows of Distant Quasars
本文提出了一个表观收缩判据（ASC）来解释高Z类星体吸收谱中透射通量窗口的空间范围R_w。ASC可以区分两种区域，其中R_w对应于类星体HII区的物理尺寸R_HII，或者对应于透射通量下降到=0.1并出现Gunn-Peterson（GP）槽的距离R^{max}_w。在第一种情况下（HR区域），可以确定IGM平均HI分数x_HI;在第二种情况下（PR区域），R_w值可以测量局部光电离率和由于邻近/居间星系引起的局部光电离率增强Gamma_G。该方法已在辐射转移+SPH数值模拟中得到验证，并应用于Fan等（2006）的15个高z（z>5.8）类星体样本。所有的样本类星体被发现是在PR制度，因此，它们所观察到的光谱特性（内通量分布，透射窗口的范围）不能可靠地约束x_HI的值。四个样本类星体的证据表明，当地的增强（高达50%）的本地光电离率可能产生的星系过密度。我们讨论了这一结果的可能解释和不确定性。
2009-03-20 astro-ph.CO
Quasar Photometric Redshifts and Candidate Selection: A New Algorithm Based on Optical and Mid-Infrared Photometric Data
考虑类星体相对通量分布的不对称性，提出了一种估算类星体光度红移（photo- $z$ s）的新算法。在相对通量的多维空间中，利用多元Skew-t分布建立了相对通量模型。对于SDSS中的151，392个类星体，我们实现了74%的光$z$精度，定义为光$z$ $z_p$和光谱红移$z_s$之间的差异的类星体比例，$|Δz| = |z_s-z_p|/(1+z_s)$在0.1以内。将WISE W1和W2红外数据与SDSS数据相结合，将照片- $z$的精度提高到87%。使用Pan-STARRS 1或DECaLS测光与WISE W1和W2数据，照片- $z$的准确度分别为79%和72%。分别基于类星体光度函数、Besançon模型的银河系合成模拟和贝叶斯星系光度红移估计，计算了类星体、恒星和星系的先验概率与星等的关系.恒星的相对通量由Padova等时线获得，星系的相对通量由星系模板模拟。我们使用DECaLS $g$、$r$、$z$和WISE W1和W2测光来测试我们的分类方法以选择类星体。类星体的选择完整性是高于70%的宽红移范围$0.5<z<4.5$，和一个广泛的星等范围$18<r<21.5$马格。我们的照片- $z$回归和分类方法有可能扩展到未来的调查。照片- $z$代码将公开提供。
2017-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of frequency-dependent quasar variability on the celestial reference frame
我们研究了组成国际天体参考系的射电强类星体的源位置稳定性和天体物理性质之间的关系。理解这种关系对于改进类星体的选择和分析策略以及参考系的稳定性都很重要。我们构建光变曲线的95个最常见的观测ICRF 2类星体在2.3和8.4 GHz的测地VLBI观测波段。由于新的类星体成分的出现对应于类星体通量密度的增加，这些光变曲线在VLBI图像中出现之前就提醒我们源结构的潜在变化。我们测试了源位置稳定性如何取决于三个天体物理参数：（1）X波段通量密度的变化;（2）S和X波段耀斑之间的时间滞后;（3）光谱指数rms，定义为S和X波段通量密度之间的比值的变化。我们发现，S和X波段光变曲线之间的小时间滞后，低光谱指数的变化，是很好的位置稳定性指标。另一方面，在单个频带中，源位置稳定性对通量密度变化没有很强的依赖性。这些发现可以通过解释S和X波段光变曲线之间的时间滞后来理解，作为源结构大小的量度。因此，在多个频率监测源通量密度似乎提供了一个有用的探测类星体结构的尺度重要的大地测量。我们展示了如何多频通量密度监测可以允许沿射流的相对核心位置的频率的依赖关系被阐明。位置-频率关系的知识对当前和未来的大地VLBI计划，以及无线电和光学天体参考系之间的对齐具有重要意义。（节录）
2014-03-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
Variability of Broad Emission Lines in High-Luminosity,High-Redshift Quasars
我们研究的变化，高电离莱曼α λ 1216宽发射线（BEL）在61个高光度，高红移类星体的样本中观察到的两个时代的斯隆数字巡天。这些明亮的天体位于红移区间z=[2.5，4.3]，在1450 A处的光度为$3.4 \times 10^{45} \lesssim λL_λ \lesssim 3.4 \times 10^{46}$ erg/s。利用改进的分光光度通量校准相对于附近的紧凑型恒星同时观察，我们能够测量的流量变化莱曼α和附近的连续在两个时代。我们发现20个对象，表现出莱曼阿尔法BEL通量的变化在一个显着的水平大于5西格玛的时间尺度，从天到年的类星体休息框架。结果表明，虽然一些早期的工作表明，没有显着的检测莱曼α BEL通量变化的类星体样本，甚至更高的光度，可变性是存在的，很容易观察到在这里研究的样品。我们还考虑了CIV E1549 BEL。莱曼α BEL变异性和附近的连续谱变异性之间缺乏强相关性与变异之间存在时滞一致，而莱曼α BEL变异性和CIV BEL变异性之间存在更强的相关性表明这些BEL区域（BELR）与中央电离源的距离相似。一些有趣的例子在分析中被强调，包括一个莱曼α BEL的通量在类星体静止框架中的14天内增加了26%的情况，这表明BELR具有圆盘的形状，这是正面观察的。这项工作表明，未来的分光光度监测活动可以提高我们对高光度BELR结构的理解，高红移类星体
2013-07-25 astro-ph.CO
A Refined Measurement of the Mean Transmitted Flux in the Ly-alpha Forest over 2 < z < 5 Using Composite Quasar Spectra
我们提出了使用斯隆数字巡天DR 7的6065个类星体光谱在2 < z < 5的Ly-alpha森林中测量平均透射通量的新方法。我们利用一般缺乏平均类星体的连续演化，以避免在高红移的Ly-alpha森林，这一直是主要的系统不确定性，在以前的测量平均Ly-alpha传输连续拟合引入的偏见。首先将单个光谱组合成26个平均红移范围为2.25 < z_comp < 5.08的复合光谱。然后使用在相同静止波长下的单独复合物的通量比，而不进行连续拟合，来推断平均透射通量F（z），作为其在z~2处的值的分数。F（z）的绝对值是通过将我们的相对值与Faucher-Giguere等人（2008）在z < 2.5时从高分辨率数据中获得的测量值进行缩放来找到的，其中连续不确定性最小。我们发现F（z）随红移平滑地演化，没有证据表明先前报道的z~3.2的特征。这一趋势与星系际介质的电离和热状态在2 < z < 5范围内的逐渐演化是一致的。我们的结果通常与迄今为止从高分辨率数据中获得的最仔细的测量结果一致，但提供了更高的精度并扩展到更高的红移。这项工作还改善了以前的努力，使用SDSS光谱显着降低了系统误差的水平。
2013-01-21 astro-ph.CO
A study of Dipolar Signal in distant Quasars with various observables
本研究利用CatWISE2020星表，通过多种观测量检验遥远类星体的偶极各向异性信号，发现计数偶极与此前一致，而平均谱指数和平均流量密度的偶极信号可能源于银道偏差，整体与各向同性相符。
2022-08-30 astro-ph.CO
Harnessing Unresolved Lensed Quasars: The Mathematical Foundation of the Fluctuation Curve
本文深入研究了未分辨透镜类星体波动曲线方法的数学基础，证明其信号由联合光变曲线导数的自相关函数主导，能在不假设类星体光变特性的情况下可靠检测透镜类星体。
2023-04-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Probing Cosmological Principle using the spectral index of quasar flux distribution
本研究利用CatWISE2020目录中1355352个类星体的谱指数，通过χ²最小化探测到偶极子各向异性，其方向与CMB半球功率不对称性一致，并发现与黄道偏差相关的四极子信号。
2023-12-27 astro-ph.CO
Revealing X-ray obscured quasars in SWIRE sources with extreme mid-IR/optical flux ratios
最近的研究表明，基于MIR颜色的选择标准可以用来揭示z>1的尘埃覆盖的极亮类星体群。然而，这些有趣的来源的X射线光谱特性仍然在很大程度上未被探索。本文报道了对44个中红外线与光通量比值极高（MIR/O>2000）的非常明亮的中红外星系样本的X射线光谱研究。样品的X射线覆盖范围是高度不均匀的（从快照5 ks钱德拉观测到中等深度的XMM曝光70 ks），因此，它们中相当大的一部分（~43%）在0.5-10 keV波段仍未被检测到。绝大多数（95%）被探测到的类星体（23）的吸收柱密度NH> 10 e 22 cm-2，值得注意的是，我们还发现，根据它们的吸收特性和X射线光度，其中50%可以被归类为2型类星体。此外，大多数未被探测到的X射线源显示出极端的中红外颜色，与活动星系核供电的发光物体一致，这表明它们可能拥有X射线中严重模糊（可能是康普顿厚度）的类星体。这表明，我们的选择标准适用于一个广泛的区域调查是非常有效的发现大量的2型类星体在z > 1。这类非常强大的、被遮蔽的高z类星体的存在可能对吸积超大质量黑洞及其宿主星系的形成和宇宙学演化有重要意义。
2009-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak Lensing by Minifilament or Minivoid as the Origin of Flux-ratio Anomalies in Lensed Quasar MG0414+0534
本文研究了通量比异常的四重透镜类星体MG 0414 +0534的视向微结构的弱透镜效应。我们发现，观测到的通量比异常可以用视线中存在微暗丝或微空洞来解释，微暗丝或微空洞的表面质量密度为10^（8-9）h^（-1）太阳质量/角秒^[2]，而不考虑透镜星系中的暗晕。可能的微暗条/微空洞造成的天体测量扰动<~ 0.001角秒，并且在显示异常的图像位置处，这些扰动引起的会聚扰动的振幅为~ 0.004-0.008。为了区分透镜星系中具有视微结构的模型和具有次晕的模型，我们需要精确测量透镜星系周围的投影会聚和剪切。当源尺寸> ~100 pc时，微分放大效应可以打破模型的简并性.使用干涉仪在亚毫米波段的观测将使我们能够确定通量比异常的起源。
2014-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring time delays: II. Using observations of the unresolved flux and astrometry
透镜类星体和超新星可以用来研究星系的引力势和测量宇宙学参数。被星系透镜化的物体的典型图像分离是0.5”的量级。因此，寻找具有小间隔的卫星，并使用地面观测测量它们的时间延迟是具有挑战性的。我们提出了一种新的方法来识别透镜类星体，同时测量它们的时间延迟，使用看到有限的天气观测，其中透镜类星体的图像和透镜星系是无法解决的。我们表明，使用组合通量的光变曲线，和天体测量的透镜图像的光的中心位置，可以识别类星体的透镜性质，它的时间延迟可以测量。我们提供了这样做的解析形式，考虑到测量误差和类星体光变曲线的功率谱是红色（即，光变曲线高度相关）。我们证明了我们的方法模拟数据，而其实现的真实数据将在未来的论文。我们的模拟表明，在合理的假设下，新方法可以检测未分辨的透镜类星体并测量它们的时间延迟，即使图像分离低于0.1”，或者最暗和最亮图像之间的通量比低至0.03。提供了Python和MATLAB实现。在配套文件中，我们提出了一种方法，用于测量的时间延迟使用组合通量观测。虽然仅通量方法不太强大，但在天体测量信息不相关的情况下（例如，混响映射）。
2021-01-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Photometric redshifts and quasar probabilities from a single, data-driven generative model
我们描述了一种同时分类和估计类星体红移的技术。它可以在任意红移范围内将类星体与恒星分离，估计红移的完整后验分布函数，并自然地将通量不确定性，缺失数据和多波长测光结合起来。我们在通量红移空间中建立类星体模型，应用极端反褶积技术估计下伏密度。通过对这个密度在红移上的积分，可以得到不同红移范围内的类星体通量密度。这种方法允许有效的，一致的，快速的分类和光度红移估计。这是通过将选择简单的分析形式作为我们的密度模型的基础所获得的速度与通过使用具有许多参数的许多简单组件的非参数模型的灵活性相结合来实现的。我们表明，这种技术是最好的光度类星体分类技术-这是有限的固定，广泛的红移范围和高信噪比数据-和最好的光度红移技术时，适用于宽带光学数据的竞争。我们表明，包括紫外和近红外数据显着提高光度类星体-恒星分离，基本上解决了所有的红移退化类星体固有的ugriz过滤系统，即使当包括的数据具有低的信噪比。对于由SDSS光谱确认的类星体，GALEX UV和UKIDSS NIR数据分别有84%和97%的天体的光度红移在光谱红移的0.1和0.3之内;这相当于比仅使用ugriz的光度红移提高了约三倍。我们计算类星体概率和红移概率分布的代码是公开的。
2012-03-21 astro-ph.CO
First measurement of narrow-line flux ratios for a lensed quasar with JWST/NIRSpec IFS
University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）
利用JWST/NIRSpec积分场光谱首次测量透镜类星体RXJ1131-1231的窄线通量比，通过透镜模型重建和联合光谱拟合实现约5%精度，探测到尖点图像异常，为暗物质约束提供新途径。
2026-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical Properties of Multi-epoch Spectral Variability of SDSS Stripe82 Quasars
我们利用SDSS Stripe 82区域内的多历元光度数据研究了近9000个类星体（$0<z<4$）的紫外光学（Ly $α$ 1216 π）光谱变化。类星体光变曲线在通量-通量空间中的回归斜率直接测量了通量差谱的颜色，通过仔细观察回归斜率与红移的关系，可以导出通量差谱的谱形。首先，我们证实了观测到的类星体光谱变得更蓝，当类星体变得更亮。我们推断合成差谱的谱指数为$α_ν^{\text{dif}}\sim +1/3$（以$f_ν\propto ν^{α_ν}$的形式），其比合成谱$α_ν^{\text{com}}\sim -0.5$的谱指数明显更蓝。我们还表明，连续可变性不能用不同质量吸积率的吸积盘模型来解释。其次，我们研究了宽发射线的变化对色红移空间的影响。对“小蓝凸块”的可变性进行了广泛的讨论。我们发现，Mg II和Fe II的低电离线是较少的变化相比，巴耳末发射线和高电离线，和巴耳末连续是占主导地位的变量源周围$\sim 3000$的。这些结果与以前的研究进行了比较，并讨论了连续谱和发射线的变化的物理机制。
2014-02-13 astro-ph.CO
On the selection effect of radio quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们从斯隆数字巡天（SDSS）和20厘米射电天空微弱图像（FIRST）中识别出大量射电类星体，包括那些具有复杂射电形态的射电类星体。使用这个样本，我们检查以前的射电类星体样本的选择效应，导致复杂的无线电形态和采用位置重合的无线电和光源之间的单独。我们发现，13.0%和8.1%的射电类星体在其光学位置的1.2和2弧秒内没有显示出射电核心，因此在这样的样本中被遗漏了。射电通量被低估了超过2倍的额外的8.7%的射电类星体。这些缺失的射电扩展类星体的射电噪声更大，具有典型的射电-光通量比，即射电响度RL >100，射电功率P >10^{25} W/Hz。它们占所有RL>100的类星体的三分之一以上。射电扩展类星体的颜色往往比射电致密类星体更蓝。这表明射电扩展类星体是更强大的射电源，例如，Fanaroff-Riley 2型（FR-II）源，而不是在较大倾角下观察的紧凑型源。通过与NRAO VLA巡天（NVSS）的射电数据进行比较，我们发现，对于总射电通量小于3 mJy的源，低表面亮度分量往往被FIRST低估，这表明这些微弱的射电源中的瓣仍然被错过了。
2010-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flux-ratio anomalies in cusp quasars reveal dark matter beyond CDM
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）
通过分析类 cusps 的 flux-ratio 异常，研究发现模糊暗物质（FDM）在 CDM 和 SIDM 情景下具有更强的证据支持。
2026-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The frequency of extreme X-ray variability of radio-quiet quasars
我们分析了1598偶然钱德拉X射线观测462无线电安静的类星体，以限制极端振幅X射线变化的频率，是固有的类星体日冕和最里面的吸积流。在这次调查中的类星体都是光谱证实的，光学明亮（$m_i \leq$ 20.2），在它们的光学/紫外光谱中不包含可识别的宽吸收线。该样本包括跨越$z \approx$ 0.1 - 4的类星体和探测器X射线可变性，时间尺度高达$\approx$ 12个静止帧年。每个类星体的观测的每一个历元之间的变化幅度计算，并作为时间尺度和光度的函数进行分析。在所有时间尺度上的变化幅度的尾重分布表明，极端的X射线变化是由一个额外的物理机制驱动的，而不仅仅是典型的随机波动的日冕发射。类似地，低光度类星体的极端X射线变化似乎是由额外的物理机制驱动的，而高光度类星体似乎更符合随机波动。对于不同的时间尺度和光度，量化了X射线变化事件可以被认为是极端的幅度。极端的X射线变化在长时间尺度（$Δt \gtrsim$ 300天）比在短时间尺度更频繁地发生，并且在类似的时间尺度上，低光度类星体比高光度类星体更频繁地发生。二项式分析表明，极端的内在X射线变化是罕见的，最大发生率<2.4%的观察。最后，我们提出了X射线可变性和基本的光发射线的性质的档案类星体，已被新发现的极端X射线可变性。
2020-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sizes and Temperature Profiles of Quasar Accretion Disks from Chromatic Microlensing
微透镜扰动的引力透镜类星体图像的通量比可以随波长变化，因为色依赖于吸积盘的表观尺寸。因此，对微透镜类星体的多波长观测可以限制其吸积盘的温度分布，这是对一个重要天体物理过程的基本测试，目前使用任何其他方法都不可能。本文给出了12个四重透镜类星体在0.36 ~ 2.2 μ m的8个波段的单历元宽带通量比，以及其中5个类星体的Chandra0.5 ~ 8 keV的通量比。我们结合了光学/IR和X射线的比率，以及文献中的X射线比率，使用贝叶斯方法来约束每个滤波器中类星体的半光半径。比较整体磁盘的大小和波长斜率的标准薄吸积盘模型预测的，我们发现，平均磁盘大于预测的近一个数量级，与大小增长的波长与平均斜率为0.2，而不是4/3的斜率由标准薄盘理论预测。虽然单个类星体的斜率上的误差条很大，但大样本量为整体结果提供了权重。我们的结果提出了严重的困难，一个标准的薄吸积盘作为类星体的紫外/光辐射的主要来源。
2011-02-24 astro-ph.CO
Detecting dark matter substructure with lensed quasars in optical bands
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Technology, Wuhan University（武汉大学物理科学与技术学院）
本文提出利用透镜类星体光学流量比探测暗物质子结构，通过KS检验分析100个强透镜系统，证明四像系统约束最强，并指出多波段流量比可显著减少所需样本量。
2025-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kernel regression estimates of time delays between gravitationally lensed fluxes
强透镜可变类星体可以作为精确的宇宙学探测器，前提是图像通量之间的时间延迟可以精确测量。已经提出了许多方法来解决这个问题。在本文中，我们详细探讨了一种新的方法，基于核回归估计，这是能够估计一个单一的时间延迟给定的几个数据集为同一类星体。我们开发现实的人工数据集，以进行控制实验，以测试这种新方法的性能。我们还测试了我们的方法对强透镜类星体Q0957+561的真实数据，并将我们的估计与现有的结果进行比较。
2016-03-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Downsizing of supermassive black holes from the SDSS quasar survey
从Sloan数字巡天的50000个类星体出发，利用已有的MgII谱线宽度和3000 A的单色光通量，我们的目标是研究活动黑洞质量对红移的依赖性。我们专注于所观察到的分布在FWHM -核光度平面，这可以在所有的红移假设一个限制BH质量，最大爱丁顿比和最小的光度（由于调查通量限制）再现。研究了红移增加时类星体最佳拟合参数的z依赖性，发现类星体最大质量的演化为log[M_BH（max）/M_Sun]~0.3z+9，而最大爱丁顿比（~0.45）实际上与宇宙时间无关。这些结果不受Malmquist偏倚的影响。
2009-03-24 astro-ph.CO
Flux and color variations of the doubly imaged quasar UM673
为了表征引力透镜类星体UM 673的多个分量随时间的通量和颜色变化，我们在拉西拉天文台用丹麦1.54米望远镜进行了多历元和多波段的测光观测。在四个季节（2008- 2011年）在VRi光谱波段进行了观测。我们使用PSF（点扩散函数）测光技术以及孔径测光减少了数据。我们的结果表明，在V/R/i光谱带中，最亮的透镜分量在前两个季节（+0.09/+0.11/+0.05等）之间的通量有一些显着的减少，随后在随后的季节（-0.11/-0.11/-0.10等）中分别增加。将我们的结果与以前的研究相比，我们发现这些季节之间的颜色变化较小。我们还分离的透镜星系的贡献，从较暗的和关闭的透镜组件。
2013-05-06 astro-ph.CO
The Color Variability of Quasars
我们使用前所未有的变化数据库-SDSS Stripe 82中9093个类星体的ugriz光度学来量化类星体的颜色变化，这些类星体在8年内观察到每个约60个历元。我们证实了以前的报告，类星体变亮时变得更蓝。我们发现一个红移的依赖性，这种蓝化在一组给定的频带（例如，g和r），但它表明，这是在不同的SDSS波段在不同的红移的通量贡献的结果，从较少的可变或延迟的发射线。在修正了这种效应之后，类星体的颜色变化非常均匀，不仅与红移无关，而且与类星体的光度和黑洞质量无关。单个类星体的颜色变化，因为它们在一年的时间尺度上的亮度变化，比在亮度上跨越许多数量级的类星体样本中看到的颜色范围要明显得多。这表明了类星体变化背后的独特物理机制，以及在给定的黑洞质量下观测到的类星体光度范围--类星体的变化不能用平均吸积率的变化来解释。我们确实发现了颜色变化对通量变化本身特性的一些依赖性，快速，低幅度，亮度变化产生更多的颜色变化。如果类星体的变化是由耀斑或吸积盘中短暂的热点引起的，那么观察到的行为就可能出现。
2011-11-06 astro-ph.CO
Simulating the timescale dependent color variation in quasars with a revised inhomogeneous disk model
活动星系核和类星体的紫外/光学变率有助于理解吸积盘的物理性质，并逐渐归因于吸积盘上的随机涨落。当类星体在紫外/光学波段变亮时，它们通常会显得更蓝，其性质仍然存在争议。最近，\citeauthor{Sun2014}发现类星体的颜色变化与时间尺度有关，快速变化的颜色甚至比长期变化的颜色更蓝。虽然这一发现可以直接排除简单地将颜色变化归因于宿主星系污染或全球吸积率变化的模型，但它有利于随机盘波动模型，因为最内部较热盘的波动可能主导短期变化。在这项工作中，我们证明了一个修正的非均匀盘模型，其中盘中热涨落的特征时标是半径依赖的（即，$τ\sim r$ ;基于最初由\citeauthor{DexterAgol2011}提出的方法），可以很好地再现与时间尺度相关的颜色变化图案，其类似于所观察到的颜色变化图案，并且不受不均匀采样和光度误差的影响。这表明，利用不同时间尺度的变分辐射可以在统计上分辨类星体中的吸积盘，从而为在时域天文学时代探索和检验吸积盘物理打开了一扇新的窗口。目前的模型，这应该在未来的模拟解决的警告，进行了讨论。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do quasar X-ray and UV flux measurements provide a useful test of cosmological models?
最近的类星体（QSO）X射线和紫外线通量测量的汇编包括似乎不能通过X射线光度和紫外线光度（$L_X-L_{UV}$）的关系，所以不应该被用来约束宇宙学模型参数的QSO。在这里，我们表明，最大的七个子样本在这个汇编，SDSS-4XMM类星体，贡献了约2/3的类星体总数，有$L_X-L_{UV}$关系，依赖于宇宙模型假设，也对红移，是类似的问题的主要原因，早期发现的完整的类星体汇编。第二和第三大的子样本，SDSS-Chandra和XXL类星体，共同贡献了大约30%的类星体总数，似乎是可解释的，但只提供了弱约束的宇宙学参数，这与标准的空间平坦的$Λ$ CDM模型或来自更好的宇宙学探测器的约束并不矛盾。
2021-12-14 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Constraints on the End of Reionization from the Density Fields Surrounding Two Highly Opaque Quasar Sightlines
在$z<6$星系际介质的莱曼$α$不透明度中观察到的大尺度散射意味着中性氢分数的大波动，这在再电离结束后很长时间内都是意想不到的。已经出现了许多模型来解释这些波动，这些模型对Ly $α$不透明度和密度之间的关系做出了可检验的预测。我们提出了选择的$z=5.7$ Ly $α$发射星系（LAEs）周围的领域两个高度不透明的类星体的视线与长Ly $α$槽。领域在于对$z=6.0$类星体ULAS J0148+0600，我们重新分析以前发表的结果，使用改进的光度选择，并对$z=6.15$类星体SDSS J1250+3130，其结果是第一次在这里。在这两个领域，我们报告的赤字LAEs在20 $h^{-1}$兆秒差距的类星体。在这两个领域中，高度不透明的视线与星系低密度的关联与模型一致，其中Ly $α$不透明度的散射是由电离紫外背景中的大尺度波动驱动的，或者是由$z=5.7$尚未结束的超晚期再电离驱动的。
2021-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chandra view of the Largest Quasar Lens SDSS J1029+2623
本文给出了Chandra对z_l=0.58的星团透镜SDSS J1029+2623的观测结果，它是一个具有最大像间距的引力透镜类星体。我们清楚地检测到X射线发射的透镜集群和三个透镜类星体的图像。该星系团的X射线温度为kT = 8.1（+2.0，-1.2）keV，测热光度L_X = 9.6e44 erg s^-1。它的表面亮度集中在最亮的星系团之一附近，并且东西向拉长。我们确定了主峰西北方向的一个次峰，这表明正在进行合并。即便如此，从流体静力平衡假设推断出的X射线质量似乎与系统爱因斯坦半径的透镜质量一致。我们发现在最暗类星体图像的软X射线光谱中有显著的吸收，这可能是由透镜或源红移处的介入材料引起的。类星体图像之间的X射线通量比（在校正吸收后）与光学和无线电波长的X射线通量比相当一致，所有的通量比都与简单质量模型预测的不一致。这表明微透镜效应对该系统的影响并不显著，暗物质亚结构是导致异常通量比的主要原因。
2012-08-16 astro-ph.CO
