Black hole mass and Eddington ratio distribution functions of X-ray selected broad-line AGNs at z~1.4 in the Subaru XMM-Newton Deep Field
为了研究超大质量黑洞（SMBH）的生长过程，我们在Subaru XMM-Newton Deep Survey场中构造了z~ 1. 4处X射线选择宽线活动星系核的黑洞质量函数（BHMF）和爱丁顿比分布函数（ERDF）.在这个红移范围内，SMBHs的吸积增长的一个重要部分被认为是发生。利用Mg Ⅱ宽谱线的宽度和3000 A单色光光度估算了X射线选择的宽谱线活动星系核的黑洞质量。我们用从我们的NIR光谱调查获得的Ha FWHM补充MgII FWHM值。利用红移在1.18 ~ 1.68之间的宽线活动星系核的黑洞质量，用Vmax方法计算了宽线活动星系核的BHMF和ERDF。为了正确地考虑选择效应，影响分箱估计，我们推导出修正的宽线AGN BHMF和ERDF应用极大似然法，假设ERDF是恒定的，无论黑洞质量。我们不纠正维里BH质量估计中不可忽略的不确定性。如果我们将修正后的宽线AGN BHMF与局域宇宙中的BHMF进行比较，则z~1.4处的修正后的BHMF在10^8 Msolar以上具有较高的数密度，但在该质量范围以下具有较低的数密度。这种演变可能表明SMBH种群中吸积活动的缩小趋势。宽线活动星系核ERDF从z=1.4到0的演化表明，在红移较高时，吸积率接近Eddington极限的宽线活动星系核比例较高。
2012-11-01 astro-ph.CO
The Demographics of Broad Line Quasars in the Mass-Luminosity Plane II. Black Hole Mass and Eddington Ratio Functions
我们采用灵活的贝叶斯技术来估计类型1的黑洞质量和爱丁顿比函数（即，宽线）类星体从一个统一选择的数据集约58,000类星体从SDSS DR 7。我们发现，当M_{BH} < 3 x 10^8 M_{Sun}或L / L_{Edd} < 0.07时，SDSS变得明显不完整，并且1型类星体的数密度继续增加到这些极限。质量和爱丁顿比函数都显示出缩小的证据，质量最大和爱丁顿比最高的黑洞首先经历1型类星体阶段，尽管爱丁顿比数密度在z < 2时是平坦的。我们估计可观测宇宙中第一类类星体的最大爱丁顿比为L / L_{Edd} ~ 3。与我们在论文I中的结果相一致，我们没有发现宽线类星体质光平面上存在所谓的“亚爱丁顿边界”的统计证据，并证明这种明显的边界是由选择效应和维里BH质量估计的误差引起的.基于给定质量箱中的典型爱丁顿比，我们估计了1型类星体中黑洞的典型生长时间，发现它们通常与宇宙的年龄相当或更长，这意味着加速的早期阶段（即，具有较高的爱丁顿比率）和可能的模糊生长。我们的样本探测的大质量意味着我们的黑洞大多数居住在什么是本地早期类型的星系，我们解释我们的结果的背景下，自我调节的黑洞增长的模型。
2012-12-18 astro-ph.CO
Extreme quasars as distance indicators in cosmology
以非常高的速率吸积物质的类星体（被称为极端人口A [xA]类星体，可能与超级爱丁顿吸积大质量黑洞有关）可能提供一类新的距离指标，涵盖从今天到大爆炸不到1 Gyr的宇宙时代。在更基本的层面上，xA类星体在活动星系核物理学和宿主星系演化的研究中具有特殊的意义。然而，它们的观测特性在很大程度上是未知的。xA类星体可以在大范围的红移范围内从主要的光学测量中识别出相对大量的类星体，这要归功于从类星体主序列的系统变化中定义的选择标准。已经有可能建立一个大约250个低和中等红移类星体的样本，更大的样本可以很容易地从斯隆数字巡天的最新数据中选择。一个大的样本可以澄清xA类星体的主要性质，这些类星体与一般的类星体不同，它们以极端的、定义明确的爱丁顿比辐射，散射很小。由于xA类星体的爱丁顿比散射小，我们提出了一种方法来获得主要的宇宙学参数的基础上红移无关的“维里光度”估计从测量的发射线宽，大致相当于光度估计的基础上，在早期和晚期类型的星系的线宽。宇宙学应用的xA类星体的光度估计从线宽的一个主要问题是确定适当的发射线，其扩大主要是维里在很宽的范围内的红移和光度。我们报告使用Al III 1860中间电离线和氢巴耳末线H-β维里加宽估计的初步发展，我们简要讨论了基于xA类星体的方法的前景。
2020-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter distribution function and Halo Thermalization from the Eddington equation in Galaxies
从观测得到的（经验）暗物质（DM）密度分布中，我们找到了星系中暗物质（DM）晕的分布函数f（E）和相应的状态方程。我们解决DM在星系中的类似的爱丁顿方程最初用于气体的恒星在球状星团。所观察到的密度分布是一个很好的现实出发点，从它们得到的分布函数是现实的。我们不做任何假设DM的性质，这里开发的方法适用于任何DM类型，虽然所有的结果是一致的温暖DM。通过这些方法，我们发现：（1）在小距离上表现为二次分布的核心密度剖面rho（r）r -> 0 = rho（0）- K r^2在晕中心产生有限的正分布函数，而尖点密度剖面在晕中心总是产生发散的分布函数。(ii)核心密度分布产生近似的热玻尔兹曼分布函数r < 3 r_h，其中r_h是晕半径。(iii)导出了弥散速度和压力的解析表达式，得到了局部温度T（r）= mv^2（r）/3的理想DM气体状态方程。T（r）在分布函数为热函数的相同区域中变为常数，并且在百分比内表现出相同的温度。自引力DM气体尽管是无碰撞的，但可以热化，因为它是一个遍历系统。(iv)在局部热平衡条件下，DM晕可以被一致地认为是：（a）当r <3r_h时，温度T（r）= T_0;（b）当3r_h < r < R_{virial}时，温度T（r）随空间变化，随r缓慢下降。也就是说，当r < R_{virial}时，DM晕实际上是一种无碰撞的自引力热气体。(v)晕半径外的T（r）很好…
2015-02-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Outflow and hot dust emission in high redshift quasars
利用宽视场红外巡天和斯隆数字巡天数据建立了一个大的z~2非宽吸收线类星体样本，研究了热尘埃辐射与外流性质的相关性。我们用近红外斜率和红外与紫外的光度比来表示热尘埃的发射相对于吸积盘的发射。在我们的发光类星体中，这些热尘辐射指标几乎与光度、爱丁顿比和黑洞质量等基本参数无关，而与CIV谱线的蓝移、不对称指数（BAI）和半高宽（FWHM）有一定的依赖性.有趣的是，后两种相关性随着爱丁顿比的增加而显著增强。我们认为，在高爱丁顿比类星体中，CIV区域主要是由流出，所以BAI和FWHM（CIV）可以可靠地反映一般的属性和流出的速度，分别。而在低爱丁顿比类星体中，CIV线主要由维里化气体发射，因此BAI和FWHM（CIV）对外流的敏感性降低。因此，最高爱丁顿比类星体的相关性更有可能代表热尘排放对外流的真实依赖性，并且整个样品的相关性被低爱丁顿比类星体显着稀释。我们的研究结果表明，一个大的BAI或速度的外流可以加倍的热尘埃排放平均。我们认为，外流要么包含热尘埃本身或相互作用的尘埃星际介质或环面。
2013-09-25 astro-ph.CO
Demographics of z ~ 6 Quasars in the Black Hole Mass-Luminosity Plane
利用100多个5.7 < z < 6.5的类星体样本研究了黑洞质光平面中z ~ 6宽线类星体的人口统计学。这些类星体有很好的量化选择功能，其中近三分之一也有维里BH质量估计近红外光谱。我们使用前向模型的参数化的BH质量和爱丁顿比的内在分布，并考虑到样品的流量限制和测量的不确定性的BH质量和光度。我们发现由于测量的不确定性和样品通量限制的数量的内在和观察到的分布之间的显着差异。也有边缘证据表明，维里BH质量容易受到正的光度依赖性偏差的影响（当光度高于平均值时，BH质量被高估），并且平均爱丁顿比随着BH质量的增加而增加。我们的模型对z ~ 6黑洞的质量函数提供了可靠的约束，在M_BH > 10^8.5 M_Sun时，丰度的中值1-sigma不确定度为~0.5 dex。M_BH > 10^8.5 M_Sun类星体的内禀爱丁顿比分布可用依赖于质量的Schechter模型近似，在log（L_bol/L_Edd}）~-0.9附近有一个宽峰.我们还发现，在4.5 < z < 6时，质量较大的黑洞的数密度随着红移的增加而下降得更快，这与以前报道的2.5 < z < 4.5时的趋势相反。
2022-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low redshift AGN in the Hamburg/ESO Survey: II. The active black hole mass function and the distribution function of Eddington ratios
我们估计黑洞的质量和爱丁顿比的一个定义良好的本地（z <0.3）宽线AGN从汉堡/ESO调查（HES）的样本，基于H β线和标准配方假设维里平衡的宽线区域。该样本代表了从塞弗特1星系到发光类星体的广泛光度范围内的低红移活动星系核人口。从黑洞质量的分布出发，利用HES具有一个定义良好的选择函数的事实，导出了局域宇宙中的活动黑洞质量函数（BHMF）和爱丁顿比分布函数（ERDF）.虽然直接测定的ERDF在L/L_Edd~0.1附近翻转，与先前分析中所见相似，但我们认为这是样本选择的人为因素。我们采用极大似然方法，在充分考虑样本选择函数的情况下，无偏地同时估计了黑洞质量和爱丁顿比的内禀分布函数.由此产生的ERDF很好地描述了一个Schechter函数，有证据表明，一个稳定的增加，向低爱丁顿比，定性相似，已发现的2型活动星系核从SDSS。比较我们的最佳拟合的活动BHMF与不活动的黑洞的质量函数，我们得到的活动黑洞的分数的估计，即活动星系核占空比的估计。随着黑洞质量的增加，活动部分强烈减少。与BHMF在更高红移处的比较也表明，在高质量端，黑洞现在处于比早期宇宙时代更不活跃的阶段。我们的结果支持了黑洞反分层生长的概念，并且与宇宙早期质量最大的黑洞生长的图像一致，而目前主要是质量较小的黑洞以显着的速度增生。
2010-04-15 astro-ph.CO
Do quasar broad-line velocity widths add any information to virial black hole mass estimates?
我们研究有多少信息测量宽线宽添加维里BH质量估计通量有限的类星体样本。我们这样做，通过比较BH质量估计的那些随机重新分配类星体宽线宽度不同的对象，并重新计算BH质量。对于由H_β线导出的9000个BH质量，我们发现初始BH质量和随机BH质量在M_BH-红移平面和M_BH-光度平面上的分布形式上是相同的。2D KS检验在> 90%置信度下未发现差异。对于MgII线（32000个类星体），我们确实发现随机和原始BH质量之间存在非常显著的差异，但差异的幅度仍然很小。CIV线（14000个类星体）的差异是2 - 3 sigma，并且差异的幅度也很小。将数据细分为红移和光度两个组，我们发现原始数据和随机化数据之间BH质量的绝对差值中值分别为0.025，0.01和0.04dex（对于H_β，Mg Ⅱ和CIV）。最大绝对差值始终<= 0.1 dex。我们调查我们的结果是否对MgII维里质量的校正敏感（例如Onken & Kollmeier 2008）。这些修正不会影响我们的结果。此外，Onken和Kollmeier讨论的质量剩余-爱丁顿比相关性更直接地归因于H_β和Mg Ⅱ线宽之间关系的斜率。我们的结果意味着，在考虑到平均速度宽度后，测量的类星体宽线速度宽度提供的额外信息很少。在这种情况下，维里估计等价于M_BH L ^alpha，其中L/L_edd L ^（1-alpha）（alpha~0.5…
2011-05-23 astro-ph.CO
The central engine of the highest redshift blazar
我们报告了一个由LUCI/大双筒望远镜观测到的PSO J030947.49+271757.31（以下简称PSO J 0309 +27）的近红外光谱，它是迄今为止已知的红移最高的耀变体（z $\sim$ 6.1）。从C $\rm IV$ $λ$ 1549宽发射线，我们发现PSO J 0309 +27是由1.45 $^{+1.89}_{-0.85}$ $\times$ 10 $^9$ M $_{\odot}$超大质量黑洞（SMBH）提供动力的，其热光度为$\sim$ 8 $\times$ 10 $^{46}$ erg s $^{-1}$，爱丁顿比等于0.44 $^{+0.78}_{-0.35}$。我们还获得了新的光度观测与望远镜Nazionale伽利略在J和K波段，以更好地限制近红外光谱能量分布的来源。由于这些观测，我们能够对吸积盘进行建模，并得出PSO J 0309 +27黑洞质量的独立估计，证实了从维里技术推断的值。在大爆炸后仅仅$\sim$ 9亿年就存在这样一个巨大的SMBH，这对最早期SMBH增长的模型提出了挑战，特别是如果喷射的活动星系核与目前认为的高速旋转的黑洞有关。事实上，在爱丁顿限制吸积的情况下，假设辐射效率为0.3，典型的快速旋转SMBH，需要一个大于10 $^6$ M $_{\odot}$在z = 30的种子黑洞来复制红移为6的PSO J 0309 +27的质量。这…
2022-01-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Black Hole Mass Estimation: How good is the virial estimate?
黑洞质量是决定黑洞如何与其环境相互作用的关键因素。然而，在高红移时黑洞质量的确定依赖于次级质量估计，而次级质量估计是基于经验关系和广泛的近似。建立了活动星系核（AGN）盘风宽线区（BLR）动力学模型，以检验不同BLR几何和活动星系核倾角对黑洞质量计算的影响.通过两个圆盘风模型的蒙特卡罗模拟，得到了不同倾角下的维里尺度因子$f$。所得到的$f$值与倾斜角密切相关，大的$f$值与小的倾斜角（接近正面）相关，小的$f$值与大的倾斜角（接近侧面）相关。$f$因子与先前根据经验关系确定的$f$值一致。将$f$设为常数可能会对大样本活动星系核的维里黑洞质量估计产生偏差。然而，偏置的程度取决于线宽特性（例如，半峰全宽（FWHM）或线色散）。使用$f_{\text{FWHM}}$估计的质量倾向于偏向较大的质量，但这可以通过校准发射线的宽度或形状来校正。
2016-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the radiative efficiencies, Eddington ratios, and duty cycles of luminous high-redshift quasars
本文利用斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）对活动星系核（AGN）在z=3-6的光度函数的测量，特别是最近对z =3-4.5的类星体成团的测量，研究了高红移活动星系核的特征辐射效率ε、爱丁顿比λ和占空比P_0。模型的自由参数为ε，λ，以及黑洞质量\mbh与晕维里速度V_vir之间关系的归一化、散射和红移演化。我们根据黑洞质量函数的隐含增长计算了光度函数，根据宿主晕的偏差计算了类星体的关联长度。我们测试我们所采用的公式的晕质量函数和晕偏置对测量的大型N体模拟开发的MICE合作。在z=3，特别是z=4时观察到的活动星系核的强烈聚集意味着大质量的黑洞存在于稀有的大质量暗物质晕中。再现观测到的光度函数需要高效率ε和/或低爱丁顿比λ，下限（基于与测量的z=4相关长度的2σ一致性）ε> 0.7λ/（1+0.7λ），这意味着当λ> 0.25时ε> 0.17。成功的模型预测了高占空比，在z=3.1，4.5和6时，分别为P_0~0.2，0.5和0.9，它们要求锁定在中心黑洞中的晕重子的分数远大于局部观测值。在z>7时，大质量和稀有的宿主晕的丰度迅速下降，这意味着发光类星体的数量密度也相应地迅速下降，这比简单地外推z=3-6的光度函数所预测的要强得多。（节略）
2010-05-17 astro-ph astro-ph.CO
A Spectral Framework for Testing the Quasi-Star Hypothesis in Little Red Dots I: Weighing LRDs by Their Super-Eddington Luminosity Ratios---No Signs of Overmassive Black Holes
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）
本文通过光谱拟合和模拟，检验了小红点（LRDs）的准恒星假说，发现其光球层超爱丁顿，包层质量适中，黑洞增长迅速，且无超大质量黑洞迹象，首次自洽支持准恒星作为LRD的中心引擎。
2026-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black hole mass estimate for a sample of radio-loud narrow-line Seyfert 1 galaxies
本文讨论了标准的Shakura & Sunyaev（1973）吸积盘模型与在第一类活动星系核中观测到的大蓝凸点（BBB）之间的关系，并提出了一种估算黑洞质量的新方法。我们应用这种方法的23个射电大声窄线塞弗特1（RL-NLS 1）星系的样本，使用数据从WISE（宽视场红外巡天探测器），SDSS（斯隆数字巡天）和GALEX。我们的黑洞质量估计至少是一个因素$\sim$ 6以上的结果基于单历元维里方法，而爱丁顿比相应地较低。因此，RL-NLS 1星系的黑洞质量通常高于$10^8 M_{\sun}$，与耀变体的典型黑洞质量一致。
2012-12-05 astro-ph.CO
The Low-mass, Highly Accreting Black Hole Associated with the Active Galactic Nucleus 2XMM J123103.2+110648
用巴德6.5米麦哲伦望远镜拍摄的光谱和图像证实了2XMM J123103.2+110648，一个具有异常柔软光谱的高度可变X射线源，确实与z = 0.11871的2型（窄线）活动核有关。在其他X射线未吸收源中没有宽的H α或H β发射表明它本质上缺乏宽线区域。如果像其他活动星系一样，J1231+1106中的电离气体和恒星处于近似维里平衡，并且黑洞质量与恒星速度色散关系成立，那么[O III] 5007的速度色散非常小，为33.5 km/s，这意味着黑洞质量约为10^5太阳质量，是迄今为止探测到的最低质量之一。如此低的黑洞质量与宿主的一般特征一致，宿主是一个小的、低光度、低质量的盘状星系。我们估计该黑洞的爱丁顿比大于0.5，与基于该源的X射线性质的预期非常一致。
2012-10-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating the growth of Intermediate Mass Black Holes
理论模型预测，质量为$M_\bullet \approx 10^{4-5} \, \mathrm{M_{\odot}}$的中等质量黑洞（IMBH）可能会通过不同的过程在高（$z > 10$）红移处形成。这样的天体将代表$z > 6$超大质量黑洞（SMBH）生长的种子。我们数值研究的辐射流体动力学演化的增长，这样的种子通过吸积的原始气体在其母暗物质晕的维里温度$T_{vir} \sim 10^4 \, \mathrm{K}$。我们发现，吸积到一个直接坍缩黑洞（DCBH）的初始质量$M_0=10^5 \, \mathrm{M_{\odot}}$发生在一个平均速率$\dot{M}_{\bullet} \simeq 1.35 \, \dot{M}_{Edd} \simeq 0.1 \, \mathrm{M_{\odot} \, yr^{-1}}$，是间歇性的（占空比$ < 50\%$）和持续$\approx 142 \, \mathrm{Myr}$;系统发出的平均超爱丁顿光度，逐渐变得更加明亮的内部质量壳层的密度，直接喂养中心对象，增加。最后，当气体质量的$\approx 90\%$被吸积（尽管有平均的超爱丁顿发射）到黑洞上时，其最终质量是$\sim 7 \times 10^6 \, \mathrm{M_{\odot}}$，剩余的气体由于强大的辐射爆发而从晕中喷出，释放出峰值亮度$L_{p…
2015-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A thin disk and a nearly universal accretion rate in luminous quasars
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）
研究发现类星体的统一连续谱可通过恒定的埃德文比和标准吸积盘解释，且该模型能更准确估计黑洞质量。
2026-01-27 astro-ph.CO
Black hole mass estimates in quasars - A comparative analysis of high- and low-ionization lines
高电离和低电离发射线之间的线间比较产生了大量关于类星体宽线区（BLR）结构和动力学的信息，包括可能是最早的明确证据，支持射电安静类星体中的盘+风结构。我们对28个汉堡-ESO高光度类星体和48个低z、低光度源的CIV 1549和Hbeta线剖面进行了分析，以测试高电离线CIV 1549宽度是否与Hbeta相关，并用作维里加宽估计。我们分析了中等到高信噪比，中等分辨率的光学和近红外光谱，涵盖了红移的CIV和H $β$在一个广泛的范围内的光度log L ~ 44 - 48.5 [erg/s]和红移（0 - 3），根据类星体的主序列的方法。目前的分析表明，CIV 1549的线宽并没有立即提供相当于H $β$的维里加宽估计。同时，即使在最高光度下，BLR的维里化部分似乎也被保留下来。我们建议对爱丁顿比的FWHM（CIV）进行校正（使用CIV蓝移作为代理）和光度效果，可以应用于超过四个dex的光度。根据CIV 1549谱线宽度估算高L黑洞质量时应十分小心。然而，一旦使用校正的FWHM（CIV）值，基于CIV的标度律可以产生相对于基于H $β$的MBH值的无偏MBH值，样本标准偏差约为0.3 dex。
2019-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive black holes with high accretion rates in active galactic nuclei: I. First results from a new reverberation mapping campaign
我们报告了一个大型项目测量高吸积率活动星系核（AGN）中黑洞（BH）质量的第一批结果。这类天体可能与其他活动星系核不同，它们由细长的吸积盘提供能量，并显示出饱和的吸积光度，但这两者都还没有被完全理解。这些结果是使用中国云南天文台2.4米香格里拉望远镜进行的大型混响映射（RM）活动的一部分。目标是研究黑洞附近的气体分布和中心吸积盘的性质，测量黑洞质量和爱丁顿比，并测试使用这种物体作为新型宇宙学蜡烛的可行性。本文给出了Mrk 335、Mrk 142和IRAS F12397+3333三个天体的结果，H $β$相对于5100光年连续统的时滞分别为$10.6^{+1.7}_{-2.9}$、$6.4^{+0.8}_{-2.2}$和$11.4^{+2.9}_{-1.9}$天。相应的BH质量为$(8.3_{-3.2}^{+2.6})\times 10^6M_{\odot}$、$(3.4_{-1.2}^{+0.5})\times 10^6M_{\odot}$和$(7.5_{-4.1}^{+4.3})\times 10^6M_{\odot}$，最小辐射效率为0.038时爱丁顿比的下限为0.6、2.3和4.6。Mrk 142和IRAS F12397+333（消光校正）明显偏离了目前已知的H $β$滞后和连续光谱光度之间的关系。这三个爱丁顿比超出了薄吸积盘的预期值，其中两个是迄今为止在RM为基础的BH质量…
2013-11-26 astro-ph.CO
Influences of Radiation Pressures on Mass Estimates of Supermassive Black Holes in AGNs
本文研究了40个具有高吸积率的活动星系核（AGN）中心引擎的两个连续辐射压对黑洞质量估计的影响。这两种通常被认为可以忽略或不考虑的连续辐射压力来自自由电子汤姆逊散射以及氢离子的复合和再电离，氢离子继续吸收电离光子以补偿复合。由两个辐射压抵消的质量$M_{\rm{RP}}$敏感地依赖于云$β$中电离氢的百分比，并且与从混响映射方法估计的黑洞维里质量$M_{\rm{RM}}$相比，对于这些活动星系核是不可比拟的。随着$β$增加，$M_{\rm{RP}}$也增加。对于某些在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核，黑洞质量$M_{\rm{\bullet}}$至少可以被低估30- 40%，而不管源$z$的红移如何。在$M_{\rm{RP}}$和$M_{\rm{RM}}$的图中，$z < 0.3$上的一些活动星系核和$z \ga 6.0$上的类星体具有相同的行为。当AGN与$M_{\rm{RP}}\ga 0.3 M_{\rm{RM}}$匹配时，由于两个连续辐射压的存在，整个辐射压将被相加。与$M_{\rm{RM}}$相比，如果考虑到在爱丁顿极限附近吸积的活动星系核的完全辐射压，则可能会大大低估$M_{\rm{\bullet}}$。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Little Red Dots as Intermediate Mass, Super-Eddington Engines: Insights from Type IIn Supernovae and The 1837-1856 Great Eruption of $η$ Carinae
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）
通过类比η Carinae大爆发和IIn型超新星，提出小红点（LRDs）可能由中等质量（约10^3-6太阳质量）、超爱丁顿光度（L_bol/L_edd≥5）的引擎驱动，其致密风形成伪光球，解释了观测特征并质疑了“超大质量黑洞”的解释。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Active Galactic Nucleus Pairs from the Sloan Digital Sky Survey. II. Evidence for Tidally Enhanced Star Formation and Black Hole Accretion
活动星系核（AGN）偶尔会成对出现，这表明潮汐相遇是两个中心超大质量黑洞（BH）吸积物质的原因。在本系列的第一篇论文中，我们从SDSS DR 7中选取了一个活动星系核对样本，它们的投影间隔r_p < 100 kpc，速度偏移< 600 km/s，并对它们的频率进行了量化。在本文中，我们解决BH吸积和最近的恒星形成在其宿主星系的性质。活动星系核对经历更强的BH吸积，测量他们的[O III]5007光度（从恒星形成的贡献校正）和爱丁顿比，比控制样品的单个活动星系核匹配的红移和主机恒星质量。它们的宿主星系有较强的星暴后活动和较年轻的平均恒星年龄，这可以通过它们光谱中较强的H-δ吸收和较小的4000 A突变来表示。当r_p < 10-30 kpc时，黑洞吸积和宿主星系中的新恒星形成都随着活动星系核对投影距离的减小而增加。BH吸积的强度、星暴后的强度和恒星的平均年龄在成对的两个活动星系核之间是相关的。活动星系核对的光度和爱丁顿比与其宿主星系中最近的恒星形成有关，与在单个活动星系核中观察到的尺度关系一致。我们的研究结果表明，星系潮汐相互作用增强BH吸积和恒星形成的活动星系核对，即使大多数的低红移活动星系核是不符合正在进行的相互作用。
2011-10-30 astro-ph.CO
Chaotic accretion can (still) explain early supermassive black hole growth
Center for Physical Sciences and Technology（立陶宛物理与工程技术中心）；Astronomical Observatory, Vilnius University（维尔纽斯大学天文台）
本研究通过预测混沌吸积下黑洞的指数增长时标并与高红移观测比较，证明恒星质量种子经混沌吸积可解释早期超大质量黑洞的快速增长，无需大质量种子或超爱丁顿增长。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
