Reverberation Mapping Measurements of Black Hole Masses in Six Local Seyfert Galaxies
我们提出的最终结果，从高采样率，多个月，分光光度混响映射活动进行获得新的或改进的Hbeta混响滞后测量几个相对低光度活动星系核。我们可靠地测量了六个Seyfert 1星系的连续谱变化与H β发射线之间的时间延迟。这些测量值被用来计算每个活动星系核中心的超大质量黑洞的质量。我们将我们的结果放在宽线区域（BLR）R-L关系的最新校准的上下文中，我们的结果去除了离群值，并减少了这种关系的低光度端的散射。我们还提出了速度分辨的Hbeta时间延迟测量我们的完整样本，虽然最清晰的速度分辨的运动学签名已经出版。
2010-06-21 astro-ph.CO
The Lick AGN Monitoring Project: Alternate Routes to a Broad-line Region Radius
现在可以利用活跃星系中的宽发射线来估计整个宇宙时间内的黑洞质量。这项技术告诉我们星系和它们中心的黑洞是如何共同演化的。不幸的是，有许多突出的不确定性与这些“维里”质量估计。其中之一来自于使用吸积光度来推断宽线区域的大小。利用Lick天文台最近观测到的低光度活动星系的新样本，用吸积光度的示踪物而不是光学连续谱重新标定了半径-光度关系。我们发现，宽线区域的半径尺度的X射线和Hbeta光度的平方根，与最近的光学研究。另一方面，在窄线光度的情况下，定标似乎稍微陡峭一些。这与先前观察到的随着总光度的增加，窄线与X射线光度的比率降低是一致的。宽线区域的半径与H β光度的相关性最紧密，而X射线和窄线的关系都有两倍的散射。这些相关性提供了有用的替代维里BH质量的对象，没有检测到的光学/紫外连续辐射，如高红移星系与广泛的发射线，射电响亮的对象，或本地活动星系与星系为主的连续。
2010-09-02 astro-ph.CO
The Lick AGN Monitoring Project: Reverberation Mapping of Optical Hydrogen and Helium Recombination Lines
我们最近在利克天文台3米沙恩望远镜上完成了一项为期64晚的光谱监测活动，目的是测量附近12个（z < 0.05）塞弗特1星系中黑洞的质量，这些星系的预期质量在~10^6- 10^7 M_sun的范围内，同时也测量了附近经过充分研究的活动星系核（AGN）NGC 5548。样本中的9个物体（包括NGC 5548）在监测活动期间显示出足够强度的光学变化，以允许在连续波动和对宽β发射中这些波动的响应之间测量时间滞后，我们以前已经报道过。我们在这里提出的光变曲线的H α，H γ，HeII 4686，和HeI 5876发射线和时间滞后的发射线响应相对于连续通量的变化。结合每个发射线的时间滞后与光谱的可变部分中的线的测量的宽度，我们确定一个维里质量的中心超大质量黑洞从几个独立的发射线。我们发现，质量一般是一致的不确定性。作为速度的函数的时滞响应的巴耳末线剖面检查六个活动星系核。最后，我们将数据集中的几个趋势与Korista & Goad提出的光电离计算的预测进行了比较。我们证实了他们的几个预测，包括响应度的增加和减少的平均时间滞后的激发和电离水平的物种增加。要进一步证实宽线气体行为的光致电离预测，需要对处于不同光度状态的活动星系核进行额外的监测。[删节]
2010-04-16 astro-ph.CO
The Lick AGN Monitoring Project: Photometric Light Curves and Optical Variability Characteristics
Lick AGN监测项目以13个邻近的Seyfert 1星系为目标，目的是使用反射映射来测量它们中央黑洞的质量。样本包括12个被选中的星系，它们的黑洞质量大约在10^6-10^7太阳质量之间，以及经过充分研究的AGN NGC 5548。结合光谱监测活动，我们从2008年2月到2008年5月的大多数夜晚获得了宽带B和V图像。成像观测由四台望远镜进行：0.76米卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）、2米多色活动星系核监测望远镜（MAGNUM）、帕洛玛60英寸（1.5米）望远镜和0.80米特纳格拉II望远镜。在几个月的时间里获得良好采样的光变曲线对于获得宽线混响滞后和黑洞质量是有用的，也使我们能够检查连续谱可变性的特征。本文讨论了活动星系核的观测方法和光度测量，给出了活动星系核的连续光变曲线。我们测量每个光变曲线的各种变化特性。我们没有发现B波段和V波段变化之间存在时滞的任何证据，也没有发现我们样本中活动星系核的显着颜色变化。
2009-09-29 astro-ph.CO
Modelling photometric reverberation data -- a disk-like broad-line region and a potentially larger black hole mass for 3C120
我们认为光度混响映射，其中的核连续变化监测通过一个宽带滤波器和发射线云的宽线区域（BLR）的回波测量与合适的窄带（NB）过滤器。我们调查如何不完整的发射线覆盖的NB过滤器影响的BLR大小的确定。这包括两种基本情况：1）线翼的蓝色和红色部分的对称切割，以及2）滤光器相对于线中心不对称地定位，使得基本上完整的一半发射线包含在NB滤光器中。假设BLR的大小主要是由圆形开普勒轨道，我们发现，线翼的对称切割可能会导致高估的BLR大小小于5%。不对称的半线覆盖的情况下，类似于我们的数据的塞弗特1星系3C 120，产生的BLR大小的偏差小于1%。我们的研究结果表明，任何BLR大小的偏见，由于窄带线切割光度混响映射是小的，在大多数情况下可以忽略不计。我们使用良好采样的光度混响映射光变曲线，在连续谱和Hbeta光变曲线中具有急剧变化的特征，以确定3C 120的Hbeta BLR的几何类型。光变曲线的建模，假设BLR基本上是维里化的，反对球形几何形状，而倾向于一个接近面的盘状几何形状，倾角i = 10 +/- 4度，从22到28光日。低倾角可能导致一个更大的黑洞质量比使用平均几何比例因子f=5.5时导出。本文讨论了Seyfert 1星系偏离M_BH -σ关系的情况.
2014-07-02 astro-ph.CO
Are Outflows Biasing Single-Epoch CIV Black Hole Mass Estimates?
我们使用的混响映射数据和单历元光谱的CIV发射线在一个样本的低和高红移活动星系核（AGN）调查CIV和Hbeta为基础的单历元黑洞质量估计之间的差异的来源。我们发现，对于所有的混响映射源，有一个组成部分的线轮廓，不混响，这个组件的速度特性从对象到对象的变化。这种不可变成分的不同强度和性质是CIV基黑洞质量与β质量相比的大部分散射的原因。由这个不可变分量引入的CIV质量偏差与CIV线的形状相关，使我们能够对黑洞质量估计进行经验校正。使用这种校正并考虑其他散射源，如较差的数据质量和数据不均匀性，将我们样本中CIV和Hbeta质量之间的散射降低了约2倍，仅为约0.2 dex。我们讨论的可能性，这个不可变的CIV组件起源于一个方向相关的流出，无论是建议的宽线区（BLR）盘风或中间线区（ILR），高速内延伸的窄线区（NLR）。
2012-09-18 astro-ph.CO
A Revised Broad-Line Region Radius and Black Hole Mass for the Narrow-Line Seyfert 1 NGC 4051
我们提出的第一个结果，从高采样率，多个月的混响映射活动主要在MDM天文台进行，支持世界各地的望远镜观测。这次活动的主要目标是获得新的或改进的Hbeta混响滞后测量几个相对较低的光度活动星系核。我们在这里展示NGC 4051的结果，因为到目前为止，这个物体一直是AGN标度关系的重要离群值，例如，它以前是关于宽线区（BLR）半径和光学连续体亮度之间的关系-R_BLR-L关系的~2-3sigma异常值。通过对NGC 4051的光谱监测，我们对连续谱和β发射线变化之间的滞后时间进行了新的测量，结果表明，测得的BLR半径为R_BLR = 1.87（+0.54 -0.50）光日，黑洞质量为M_BH = 1.73（+0.55 -0.52）× 10^6 M_太阳。这个半径与根据NGC 4051目前的光度和Bentz等人（2009 a）对R_BLR-L关系的最新校准所预期的半径一致。我们还提出了一个初步的速度分辨Hbeta光变曲线和时间延迟测量，虽然我们无法重建一个明确的速度分辨混响信号。
2009-07-21 astro-ph.CO
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: Key Results
本文基于SDSS-RM项目849个类星体的长期光变数据，测量了Halpha、Hbeta、MgII和CIV的反响映射滞后，更新了维里因子并改进了单历元黑洞质量估算公式。
2024-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lick AGN Monitoring Project 2011: Dynamical Modeling of the Broad Line Region in Mrk 50
我们目前的宽线区（BLR）在Seyfert 1星系Mrk 50使用混响映射数据的一部分，舔AGN监测项目（LAMP）2011年的动力学建模。我们直接对混响映射数据进行建模，约束BLR的几何形状和运动学，以及推导出不依赖于归一化因子或维里系数的黑洞质量估计。我们发现Mrk 50中BLR的几何形状是一个近正面厚盘，平均半径为9.6（+1.2，-0.9）光日，BLR的宽度为6.9（+1.2，-1.1）光日，盘的张开角为25 \pm 10度。最后，我们推导出Mrk 50的黑洞质量为log 10（M（BH）/Msun）= 7.57（+0.44，-0.27）。通过与传统混响映射分析的维里黑洞质量估计值的比较，我们发现归一化常数（维里系数）为log 10（f）= 0.78（+0.44，-0.27），与基于活动星系核和静止星系M（BH）-σ* 关系的通常采用的平均值0.74一致。虽然我们的动态模型包括了最优惠贷款利率出现净流入或净流出的可能性，但我们无法区分这两种情况。
2012-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Broad-Line Reverberation in the Kepler-Field Seyfert Galaxy Zw 229-015
塞弗特1星系Zw 229-015是开普勒任务监测的最明亮的活动星系之一。为了从H-β反射映射中确定Zw 229-015中的黑洞质量，我们在2010年6月至12月的暗运行期间使用Lick 3 m望远镜的Kast摄谱仪进行了夜间观测，共获得54次光谱观测。我们还获得了夜间V波段成像与卡茨曼自动成像望远镜在利克天文台和0.9米望远镜在杨百翰大学西山天文台在同一时期。我们检测到强烈的变异性的来源，表现出超过2的因素，在广泛的H-β通量的变化。从互相关测量中，我们发现H β光曲线相对于V波段连续谱变化有3.86（+0.69，-0.90）天的静止帧滞后。我们还测量混响滞后的H-α和H-γ，并找到一个上限的H-δ滞后。将H β滞后测量结果与从均方根变率谱中测得的σ = 1590+/-47 km/s的宽H β宽度相结合，我们得到Zw 229-015中黑洞的维里估计值M_BH = 1.00（-0.24，+0.19）*10^7太阳质量。作为开普勒望远镜的目标，Zw 229-015最终将拥有迄今为止对任何活动星系测量的最高质量的光学光变曲线之一，并且从反射映射确定的黑洞质量将作为测试活动星系核中黑洞质量和连续可变性特征之间关系的基准。
2011-03-10 astro-ph.CO
The Lick-Index Calibration of the GEMINI Multi-Object Spectrographs
我们提出了校准的光谱Lick/IDS标准线指数系统获得的测量与双子座多目标光谱仪称为GMOS-北和GMOS-南。我们为B600棱镜和两种仪器设置的25个标准Lick线指数中的每一个提供线性校正函数，一种具有0.5弧秒狭缝宽度和1x 1 CCD像素合并（对应于~2.5埃光谱分辨率），另一种具有0.75弧秒狭缝宽度和2x2合并（~4埃）。我们发现小的和定义良好的校正条款的一组巴尔末指数Hbeta，HgammaA，和HdeltaA随着金属丰度敏感指数Fe 5015，Fe 5270，Fe 5335，Fe 5406，Mg 2和Mg B，被广泛用于遥远恒星系统的恒星星族诊断。我们发现其他指数，采样分子吸收带，如TiO 1和TiO 2，具有非常宽的波长覆盖范围或指数，采样非常弱的分子和原子吸收特征，如Mg 1，以及指数特别窄的通带定义，如Fe 4384，Ca 4455，Fe 4531，Ca 4227和Fe 5782，不太稳健校准。应谨慎使用这些指数。
2013-04-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
Stacked reverberation lags at high redshift
在过去的20年里，混响映射被证明是研究驱动活动星系核的超大质量黑洞局部（<1 pc）环境的最成功的技术之一。混响映射的主要成功之处是直接的黑洞质量估计，Hbeta线的半径-光度关系，以及z~7范围内常用的单历元质量估计器的校准。然而，观测的限制意味着很少有研究在z>0.1，或更明亮的类星体，构成目前的光谱样本的大多数，或在z>0.5物体的光谱中可用的静止框架紫外线发射线。先前，我们描述了一种用于堆叠互相关以获得高z处的混响映射结果的技术。在这里，我们提出的第一个结果，从一个运动，旨在为这一目的。我们构建堆叠交叉关联函数的CIV和MgII线，并找到一个明确的峰值。我们发现在镁II相关的峰值是在较长的滞后比CIV与以前的结果一致，在低红移。对于CIV样本，我们能够通过光度进行分箱，并找到更明亮物体的滞后增加的证据。这个CIV半径光度关系与以前的研究是一致的，但观测成本的一小部分。
2013-05-08 astro-ph.CO
Estimating Black Hole Masses in Active Galactic Nuclei Using the MgII 2800 Emission Line
研究了Mg II \lambda 2800宽谱线宽度与活动星系核中的H β谱线宽度之间的关系，并将其作为估算黑洞质量的工具.我们进行了详细的光谱分析的一个大样本的活动星系在中间红移选择斯隆数字巡天，随着一个较小的样本的档案紫外光谱附近的源监测混响映射。仔细注意致力于准确的光谱分解，特别是在窄线混合和Fe II污染的治疗。我们发现，与流行的看法相反，Mg II的速度宽度往往小于H β，这表明这两个物种是不是共空间的宽线区域。利用这些发现和最近更新的BH质量测量混响映射，我们提出了一个新的校准的经验处方估计维里BH质量AGN使用广泛的Mg II和Hbeta线。我们表明，BH群众来自我们的新形式主义显示出微妙的，但重要的差异相比，目前在文献中使用的一些质量估计。
2009-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lick AGN Monitoring Project: Velocity-Delay Maps from the Maximum-Entropy Method for Arp 151
我们提出的速度延迟映射光学H I，He I，和He II的复合线在Arp 151，恢复通过拟合混响模型，分光光度监测数据，使用最大熵方法。在0-15天的范围内检测到H I应答，其中应答被限制在维里包络内。巴尔默线地图具有相似的形态，但表现出放射状分层，Hgamma到Hbeta到Halpha的延迟逐渐变长。He I和He II反应仅限于1-2天内。有一个赤字的迅速反应，在巴耳末线的核心，但强烈的迅速反应，在红翼。与简单的模型比较，确定了两个类，再现这些功能：自由落体气体，和一个半照明的磁盘在小半径的热点上后退的月球。对称照明模型与气体轨道在倾斜的磁盘或各向同性分布的随机倾斜的圆形轨道可以重现维里结构，但不能观察到的不对称性。径向外流也在很大程度上被所观察到的不对称性所排除。翘曲盘几何形状为非对称照明和热点特征提供了物理上合理的机制。简单的估计表明，在Arp 151的宽线区域的盘可能是不稳定的辐射压力引起的翘曲。我们的研究结果表明，详细的建模结合监测活动在更高的节奏来表征气体运动学和物理过程，引起广泛的发射线在活动星系核的潜在力量。
2010-07-05 astro-ph.CO
Application of Stochastic Modeling to Analysis of Photometric Reverberation Mapping Data
我们使用模拟和真实的类星体光变曲线，探索建模光度混响映射（RM）数据作为一个随机过程。我们这样做使用修改我们以前开发的RM方法的基础上建模类星体的变化作为阻尼随机游走。我们考虑了单波段和双波段光度RM的可行性，并与光谱RM的结果进行了比较。我们发现，我们的方法为两个波段光度RM可以与光谱RM只有强（大等效宽度）线，如Halpha和Hbeta的竞争力，和一个波段的方法也是可行的，但需要非常高的精度光度。尽管OGLE-III和IV的数据具有出色的节奏和时间跨度，但我们未能在单波段类星体光变曲线中稳健地检测到Halpha滞后，模拟表明，如果测光不确定度为0.01 mag.Single波段RM的所有线和两个-用于较低等效宽度线的带RM可能仅适用于具有类似性质的AGN的大样本的平均滞后的统计估计s（例如，而不是单个类星体。我们的方法是直接适用于正在进行的和未来的宽场成像调查的时域程序，并可以提供强大的滞后测量系统的数量前所未有的。
2016-03-03 astro-ph.CO
A Bayesian Approach to Estimate the Size and Structure of the Broad-line Region in Active Galactic Nuclei Using Reverberation Mapping Data
本文是利用反射映射（RM）资料系统研究活动星系核（AGN）宽线区（BLR）大小和结构的系列论文中的第一篇。我们采用了最近开发的贝叶斯方法，统计描述的variabbits作为一个阻尼随机游走过程，并划定使用灵活的磁盘几何形状，可以占各种形状，包括磁盘，环，壳和球体的BLR结构。我们允许的可能性，线发射可能会响应非线性的连续，我们的光变曲线时，有明确的证据表明长期的变化。我们使用基于贝叶斯统计的马尔可夫链蒙特卡罗实现来恢复BLR模型的参数和不确定性。自洽地得到了相应的传递函数。我们暂时限制维里因子用于估计黑洞质量，更准确的测定将不得不等待速度分辨RM数据。应用我们的方法RM数据与Hbeta监测约40个对象表明，假设的BLR几何可以很好地再现观测到的发射线通量的连续光变曲线。我们发现，从我们的方法获得的Hbeta BLR的大小平均约20%以上，比来自传统的互相关方法。尽管如此，我们仍然发现了一个紧密的BLR大小-光度关系，α =0.55 \pm 0.03和一个内在的散射~0.18 dex。特别是，我们证明了我们的方法产生适当的BLR大小的一些对象（如Mrk 142和PG 2130+099），传统的方法以前遇到的困难。
2014-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Empirical calibrations of optical absorption line indices based on the stellar library MILES
吸收线指数的恒星星族模型是分析恒星星族谱的重要工具。它们是最准确的模拟，通过经验校准的吸收线指数与恒星参数有效温度，金属丰度，和表面重力，所谓的拟合函数。在这里，我们提出了新的经验拟合函数的25个光学舔吸收线指数的基础上，新的恒星库英里。与Lick/IDS库相比，主要的改进是更好地采样恒星参数空间，通常更高的信噪比和仔细的通量校准。事实上，我们发现MILES中单个指数测量的误差比Lick/IDS中的小得多。相反，我们发现最终拟合函数和数据之间的残差的均方根主要由恒星参数的误差。我们提供了拟合函数的舔/IDS和MILES光谱分辨率，并比较我们的结果与其他拟合函数在文献中。在线提供Fortran 90代码，以简化恒星星族模型的实现。我们进一步计算了Lick/IDS系统与通量校准系统之间的折射率测量的偏移。为此，我们使用三个库MILES、STELDIE和STELIB。我们发现，在某些情况下，偏移是可以忽略不计的，最值得注意的是广泛使用的指数Hbeta，Mgb，Fe 5270和Fe 5335。然而，在许多情况下，通量校准库和Lick/IDS之间的差异是显着的偏移取决于索引强度。有趣的是，对于大量的索引，三个库之间没有普遍的一致性，这阻碍了Lick/IDS和通量校准系统之间的通用偏移的推导。
2010-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating CIV-based black hole mass estimators
我们提出了单历元黑洞质量估计的基础上的CIV（1549 A）宽发射线，使用的混响映射AGN的更新样本和高质量的紫外光谱。通过进行多分量光谱拟合分析，我们测量CIV线宽（FWHM_CIV）和线色散（sigma_CIV）以及1350 A（L_1350）处的连续发光度，以校准基于CIV的质量估计。通过与基于Hbeta混响的质量进行比较，我们提供了具有最佳拟合关系的新质量估计，即，M_BH \propto L_1350 ^（0.50 ± 0.07）σ_CIV ^2和M_BH \propto L_1350 ^（0.52 ± 0.09）FWHM_CIV ^（0.56 ± 0.48）。与文献中常用的估计量相比，新的基于CIV的质量估计量显示出显著的质量依赖性系统差异。使用已发布的斯隆数字巡天类星体目录，我们表明，如果采用我们的配方，高红移类星体的黑洞质量平均减少约0.25 dex。
2013-05-30 astro-ph.CO
Objective Identification of Informative Wavelength Regions in Galaxy Spectra
了解光谱的多样性是确定星系物理参数的关键。星系的光谱是高度复杂的连续谱和谱线，对不同的物理参数具有潜在的敏感性。因此，定义感兴趣的波长区域是一个重要的问题。在这项工作中，我们识别信息波长区域的单爆发恒星星族模型，使用CUR矩阵分解。模拟舔/IDS光谱仪配置，我们恢复广泛使用的Dn（4000），Hbeta，和HdeltaA是最翔实的。模拟具有3450-8350埃波长范围和3埃的模型限制光谱分辨率的SDSS光谱仪配置，最具信息性的区域是：第一区域-4000埃突变和H δ线;第二区域-类Fe指数;第三区域-H β线;第四区域-G带和H γ线。对第一区域的主成分分析表明，第一本征谱主要反映恒星的年龄，第二本征谱与年龄-金属丰度简并度有关，第三本征谱反映了Balmer谱强度与Ca、K和H谱强度之间的反相关关系。这些区域可以用来确定具有太阳丰度比、无尘埃和单次爆发恒星形成历史的早型星系的恒星年龄和金属丰度。区域识别方法可以应用于用户感兴趣的任何一组光谱，因此我们不需要一个共同的，固定分辨率的索引系统。我们讨论了未来的方向，在扩展目前的分析晚型星系。
2014-02-02 astro-ph.CO
The Low-Luminosity End of the Radius-Luminosity Relationship for Active Galactic Nuclei
本文对活动星系核（AGN）的宽线区（BLR）半径与光度之间的关系进行了分析。具体来说，我们已经进行了二维表面亮度分解的宿主星系的9个新的活动星系核与哈勃空间望远镜广角相机3成像。表面亮度分解使我们能够创建“无活动星系核”的星系图像，从中我们测量星光对通过地面光谱孔径测量的光学光度的贡献。我们还将20个新的混响映射测量的Hbeta时间滞后，这是假设产生的平均Hbeta BLR半径。最后的样本包括41个活动星系核，涵盖了四个数量级的光度。这里的增加和更新主要影响R-L关系的低光度端。使用贝叶斯分析的关系的最佳拟合发现α = 0.533（+0.035/-0.033），与以前的工作和简单的光电离参数一致。只有两个活动星系核似乎是这种关系的异常值，但它们都有监测光变曲线，这引起了人们对它们报告的时间滞后的准确性的怀疑。发现该关系周围的分散度为0.19（+/-0.02）dex，但通过删除这两个可疑测量值将降低至0.13 dex。在这种关系中，很大一部分剩余的散射可能是由于到AGN宿主星系的距离不准确。我们的研究结果有助于支持的可能性，R-L关系可能被用来把活动星系核的BLR变成可测量的蜡烛。这将允许宇宙的宇宙膨胀被一个单独的物体群探测，并且在更大的红移范围内。
2013-03-07 astro-ph.CO
BLR kinematics and Black Hole Mass in Markarian 6
我们目前的结果的光学光谱和光度观测的核心Markarian 6与2.6米的Shajn望远镜在克里米亚天体物理观测台。在1992年至2008年期间，连续谱和发射巴耳末线强度的变化超过2倍。连续谱和β射线通量变化之间的滞后为21.1 ± 1.9天。对于Halalpha线，滞后约为27天，但其不确定性要大得多。我们使用随机时间序列的蒙特卡罗模拟来检查我们的数据采样对滞后不确定性的影响，并将我们的模拟结果与Peterson等人（1998）的随机子集选择（RSS）方法获得的结果进行比较。根据维里运动，高速机翼的滞后小于线芯。然而，蓝翼的滞后比红翼稍大。这是吸入气体运动的特征。Mrk 6核的BLR运动学可能是开普勒运动和下落运动的组合。速度延迟的依赖性是类似的个别观测季节。通过测量H β谱线宽度和混响滞后，我们可以确定黑洞的质量，M_BH =（1.8 +-0.2 x10^8 M_sun.这一结果与活动星系核BLR半径与光学连续统光度之间的标度关系（R_BLR与L^0.5成正比）以及Mrk 6的爱丁顿光度比为L_bol/L_Edd~0.01时的黑洞质光关系（M_BH-L）是一致的。
2012-03-09 astro-ph.CO
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: Velocity Shifts of Quasar Emission Lines
由于线发射区的各种动力学和辐射过程，类星体的发射线经常偏离系统速度。这些速度变化的程度取决于线的种类和类星体的性质。我们研究速度变化的各种窄和宽的类星体发射线相对于系统的峰值，使用的样本从斯隆数字巡天混响映射（SDSS-RM）项目的849个类星体。单个类星体的共加光谱（来自32个历元）具有足够的信噪比（SNR）来测量恒星吸收线，以提供可靠的系统速度估计，以及微弱的窄发射线。样本还涵盖了类星体光度的大动态范围（~2 dex），使我们能够探索速度变化的潜在光度依赖性。我们推导出平均线峰值速度的变化作为类星体的光度为不同的线的函数，并量化其内在的散射。我们进一步量化如何以及峰值速度可以测量为连续SNR的函数的各种线，并证明有没有系统的偏差时，光谱质量下降到低至SNR~3每个SDSS像素的线峰值测量。基于观测到的谱线位移，我们提供了从[OII]3728，[OIII]5008，[NeV]3426，MgII，CIII]，HeII 1640，宽H β，CIV和SiIV估算红移的经验指南，这些红移经过校准以提供平均无偏的系统红移，但增加了46，56，119，205，233，242，400、415和477 km/s，以及测量不确定性。这些更现实的红移不确定性通常比光谱类星体调查的红移管道报告的正式不确定性要大得多，并且证明仅用宽线测量类星体的红移不可能超过200 km/s。
2016-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Size of the Narrow-Line Emitting Region in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548 from Emission-Line Variability
研究了Seyfert 1星系NGC 5548光谱中窄的[O III] 4959，5007发射线通量随时间的变化。由此我们发现，窄谱线发射区的半径只有1-3 pc，密度（n ~ 10^5 cm^{-3}）比以前假设的要大。[O III]线宽是一致的维里运动在这个半径给定以前的测定的黑洞质量。由于[O III]发射线通量通常被假定为常数，因此用于校准光谱监测数据，变异性有分歧的长期变化的连续谱和发射线通量，虽然它没有影响短期混响研究。我们提出了修正的光学连续谱和宽的β发射线光变曲线的1988年至2008年期间。
2013-10-25 astro-ph.CO
The Structure of the Broad Line Region in AGN: I. Reconstructed Velocity-Delay Maps
我们目前的速度分辨混响的结果为五个活动星系核。我们使用最大熵方法恢复了四个对象的速度延迟图：Mrk 335，Mrk 1501，3C120和PG 2130 +099。对于第五个，Mrk 6，我们只能测量平均时间延迟在不同的速度箱的β发射线。四个速度延迟图显示了每个物体独特的动力学特征。对于3C120，巴耳末线显示出与倾斜盘和下落气体一致的运动学特征，但HeII 4686发射线仅暗示流入。Mrk 335、Mrk 1501和PG 2130+099的巴耳末谱线显示出了下沉气体的迹象，但Mrk 335的HeII发射与倾斜的圆盘一致。我们还从Mrk 6的速度分组分析中看到了维里运动和下落气体相结合的初步证据。3C120和Mrk 335的图是迄今为止定义最清楚的两个速度延迟图。这些地图构成了大量增加的对象，我们已经解决了速度延迟地图，并提供证据支持的可靠性混响为基础的黑洞质量测量。
2012-12-11 astro-ph.CO
Multiwavelength campaign on Mrk 509: Reverberation of the Fe Kalpha line
我们报告的Fe K发射/吸收复合物在附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的详细研究。这项研究是广泛的XMM-牛顿监测的一部分，包括大约每四天一次的10个点（每个点约60 k），还包括对以前XMM-牛顿和钱德拉观测的重新分析。Mrk 509显示了一条清晰的（EW=58 eV）中性Fe Ka发射线，该发射线可以分解为一个窄的（sigma=0.027 keV）分量（在Chandra HETG数据中发现）加上一个分辨的（sigma=0.22 keV）分量。我们发现第一次成功的测量之间的线性相关性的强度的解决线分量和3-10千电子伏的通量变化的时间尺度上的几年下降到几天。Fe K α在硬X射线连续谱中反射，没有任何可测量的滞后，这表明产生可分辨的Fe K α分量的区域位于距离黑洞（BH）几个光日-周（r<~10^3 rg）的范围内。由于这条线上没有红移的机翼，它与黑洞的距离下限为>40 rg。因此，Fe K α可能是从BLR的内部区域发射的，即在H β线测量所指示的~80光日内。除了这两个中性Fe Ka组件，我们确认检测弱（EW~8-20 eV）电离Fe K发射。这条电离线可以用两条窄的FeXXV和FeXXVI发射线的混合物或用在电离盘中产生的单个相对论性线建模，从BH下降到几个rg。最后，我们观察到一个弱化/消失的中高速高电离铁K风功能发现在以前的XMM-牛顿观测。这一活动使得第一次混响…
2012-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supermassive Black Hole Mass Estimates Using Sloan Digital Sky Survey Quasar Spectra at 0.7 < z < 2
我们提出了基于镁II的黑洞质量估计的27,602类星体与休息帧紫外光谱可在斯隆数字巡天数据发布三。这种估计是可能的，因为宽线区域的半径和3000埃处的连续发光度之间存在经验相关性。我们再生这种相关性，通过应用我们的测量方法，在HST/IUE数据库中的低红移类星体的紫外光谱，有相应的混响映射估计的Hbeta宽线区域的半径。我们的质量估计方法使用的线分散，而不是在低电离MgII发射线的半高全宽。我们测量镁II线色散的类星体，其光谱已重建使用最重要的本征谱通过主成分分析。我们已经测试了使用重建的光谱在黑洞质量估计的可靠性，使用蒙特卡罗模拟，并通过比较原始和重建的数据释放三光谱的结果。我们表明，使用重建的光谱不仅使无偏质量估计可能的类星体与低光谱信噪比，但也减少了内在的散射分布的黑洞质量低于0.15 dex。
2011-04-11 astro-ph.CO
Ultraviolet Emission-Line Correlations in Hubble/COS Spectra of Active Galactic Nuclei: Single-Epoch Black Hole Masses
有效测量活动星系核（AGN）中超大质量黑洞质量的方法对研究星系演化具有重要意义。虽然通过混响映射已经取得了很大的成功，但这种方法所需的大量观察时间限制了将其应用于各种红移的大样本的实用性。这一限制突出了需要估计这些质量使用单历元光谱的紫外线发射线。我们利用来自HST/COS、IUE和FUSE的44个活动星系核的CIV 1549、OVI 1035、OIII] 1664、HeII 1640、CII 1335和Mg II 2800发射线的紫外光谱，探索它们作为宽线区和超大质量黑洞质量示踪剂的潜力。哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪具有更高的信噪比和更好的光谱分辨率，可以分辨活动星系核的本征吸收，产生更精确的线宽。从这些，我们测试的可行性的质量缩放关系的基础上的线宽和光度，并进行了主成分分析的基础上线光度，宽度，偏度和峰度。当L_{1450} < 10^{45} erg/s时，紫外线光度与H β有很好的相关性，1450埃连续光度也是如此。我们发现，CIV，OVI，和MgII可以被用来作为相当准确的AGN黑洞质量的估计，而HeII和CII是不相关的。
2013-07-24 astro-ph.CO
The SAURON project - XVII. Stellar population analysis of the absorption line strength maps of 48 early-type galaxies
本文对SAURON样本中48个早型星系的吸收线强度图进行了恒星星族分析。使用线强度指数地图的Hbeta，Fe 5015，和Mgb，测量的Lick/IDS系统和空间binned到一个恒定的信号-噪声，连同最新的恒星星族模型的预测，我们估计简单的恒星星族-等效（SSP-等效）的年龄，金属丰度和丰度比[α/Fe]超过一个二维场延伸到大约一个有效半径。我们发现了一个大范围的SSP等效年龄在我们的样本中，其中~40%的星系的迹象表明，从一个年轻的恒星星族的贡献。星暴后星系的最极端情况，在整个视场内观测到的SSP等效年龄<=3 Gyr，有时甚至显示出残余恒星形成的迹象，仅限于低质量系统（sigma_e <= 100 k/ms或~2x10^10 M_sol）。在环核区域的年轻恒星星族空间受限的情况下，几乎可以完全与薄的尘埃盘/环中的恒星形成有关，也可以在近紫外或中红外看到。被证明与不同的恒星星族区域有关。这些范围从年轻的，仍然是恒星形成的环核盘和环，金属丰度增加，优先在中等质量的快速旋转体中发现，到明显的老结构，具有扩展的盘状运动学，观察到与星系主体相比，金属丰度增加，[α/Fe]比轻微降低。慢转恒星一般没有恒星的人口签名和以上的知名金属丰度梯度，并在很大程度上与老（>=10 Gyr）恒星星族一致。
2010-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
