VLT Spectropolarimetry of Broad Absorption Line QSOs
本文介绍了欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜（VLT）观测到的19个已确认的和4个可能的明亮南方宽吸收线（BAL）类星体的偏振光谱。样本涵盖了广泛的红移范围（从0.9到3.4），代表了低电离和高电离类星体，以及无线电响亮和无线电安静的BALQSO。我们继续确认BALQSO先前建立的光谱偏振特性，包括波长较短的连续偏振和相对较大的高宽带偏振（19个中有6个偏振>2%）。发射线的偏振小于或类似于连续谱，除了在少数不寻常的情况下，吸收槽往往有更高的偏振。已经完成了对偏振特性之间的相关性的搜索，确定了2个显著或轻微显著的相关性。这些是随着光学亮度的降低（绝对B量级的增加）连续偏振的增加和随着连续偏振的增加而降低的\ion{C}{4}发射线偏振。
2011-01-25 astro-ph.CO
On the cool gaseous haloes of quasars
我们提出的光学光谱投影类星体对调查的MgII和CIV吸收功能的背景对象的光谱上的气体晕周围的前景类星体。我们在红移范围0.7<z<2.2内观测到13个投影对，跨越60 kpc和120 kpc之间的投影分离。在背景类星体的光谱中，我们发现在10对中有7对与前景类星体相关的MgII介入吸收系统，而在3对中发现了1个CIV吸收系统。作为碰撞参量函数的等效宽度的分布表明，与正常星系的情况不同，一些强吸收系统（EWr > 1 Ang）也存在于投影半径~70 kpc之外。如果我们把星系的质量作为影响气晕程度的一个附加参数考虑进去，那么与类星体有关的反射分布与星系的分布是一致的。在前景类星体的光谱中，我们没有检测到任何由类星体周围气体产生的MgII吸收线，但在2种情况下，这些特征存在于CIV中。横向和沿视线方向观测到的吸收特征之间的比较使我们能够对吸收气体的分布和类星体的发射特性作出评论。根据欧洲南方天文台甚大望远镜在方案085.B-0210（A）和086.B-0028（A）下进行的观测。
2012-11-14 astro-ph.CO
Is there a connection between Broad Absorption Line Quasars and Narrow Line Seyfert 1 galaxies?
我们考虑宽吸收线类星体（BAL类星体）和窄线塞弗特1星系（NLS 1）是否像Brandt & Gallagher（2000）和Boroson（2002）所建议的那样是相似的。为了这个目的，我们构建了一个样本的11个BAL类星体从现有的钱德拉和斯威夫特观测。我们发现，BAL类星体和NLS 1都在高爱丁顿比L/Ledd下运行，尽管BAL类星体的L/Ledd略低。BAL类星体和NLS 1通常具有高的Fe II/H $β$和低的[OIII]/H $β$比值，遵循经典的“Boroson \& Green”特征向量1关系。我们还发现，质量吸积率$\dot{M}$的BAL类星体和NLS 1的比以前认为的更相似，虽然一些BAL类星体表现出极端的质量吸积率超过10 \msun /年。这些极端的质量吸积率可能表明BAL类星体中的黑洞是相对论旋转的。BAL类星体中的黑洞质量比NLS 1大100倍。从它们在M- $σ$图上的位置，我们发现BAL类星体包含充分发展的黑洞。应用主成分分析我们的样本，我们发现本征向量1对应于爱丁顿比L/Ledd，和本征向量2黑洞质量。
2014-12-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central structure of Broad Absorption Line QSOs: observational characteristics in the cm-mm wavelength domain
宽吸收线类星体约占类星体总数的20%，在活动星系核背景下仍然是一个未解决的问题。它们在紫外光谱中呈现出很宽的波谷，这是由于物质对观察者的速度高达0.2 c。文献中提出的两个模型试图将它们解释为类星体演化的一个特定阶段或正常类星体，但从一个特定的视角来看。我们建立了一个统计上完整的射电大BAL类星体样本，并进行了观测活动，将厘米波长域中的整个光谱拼凑在一起，并突出显示与射电大非BAL类星体比较样本的所有可能差异。在高角分辨率下进行了VLBI观测，以研究这些天体的pc尺度形态。最后，我们试图用毫米波段的观测来探测一种可能的尘埃成分。结果似乎并不表明一个年轻的年龄为所有BAL类星体。相反，已经发现了各种取向和形态，约束取向模型所预见的流出相对于射流轴线具有不同的可能角度。
2012-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
MgII absorption systems with W_0 > 0.1 Åfor a radio selected sample of 77 QSOs and their associated magnetic fields at high redshifts
本文给出了一个由77个类星体的高分辨率UVES/VLT数据得到的MgII吸收系统的目录，其红移范围为0.6 < z < 2.0，直到等效宽度W_0 > 0.1 μ m。我们的样品的统计特性被发现是在与以前的工作在文献中的协议。然而，我们指出，以前观察到的增加与红移的dN/dz弱吸收，专门适用于非常弱的吸收与W_0 < 0.1赫兹。相反，与强吸收体的情况类似，W_0在0.1-0.3 μ m范围内的吸收体的dN/dz实际上随着红移而减小。然后，我们使用这个目录，以扩展我们以前的分析之间的联系的类星体的法拉第旋转测量和存在的干预镁吸收系统在其光谱。与强MgII吸收系统W_0 > 0.3 μ m的情况相比，弱MgII吸收系统对背景类星体的转动测度没有显著的贡献。这可能是由于与强系统相比，弱系统的碰撞参量更高，这表明负责法拉第旋转的高柱密度磁化材料位于星系的约50 kpc范围内。最后，我们表明，这一结果也排除了可能性，即类星体的红移和它的内在旋转测度之间的一些意想不到的二次相关性是负责高旋转测度和强干预MgII吸收，我们在其他地方提出的协会，因为这将产生一个平等的影响弱吸收线系统，表现出非常相似的类星体红移的分布。
2010-01-13 astro-ph.CO
Variable X-ray Absorption in mini-BAL QSOs
本文介绍了两个小型BAL类星体PG 1126-041和PG 1351+640的X射线谱分析结果，旨在深入了解类星体外流的物理机制。我们发现强烈的X射线光谱变化的时间尺度年。这些变化可以很好地再现的物理性质的变化，如覆盖因子和电离气体沿视线的柱密度，兼容辐射驱动的吸积盘风模型。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
High resolution studies of Broad Absorption Line radio-loud quasars
宽吸收线（BALs），在射电安静和射电大声类星体种群的一小部分中看到，可能是由高速气体流出引起的，是吸积过程的一部分。BALs的存在是几何效应和/或与类星体演化有关。利用FIRST巡天的最后一次观测结果，结合BAL类星体A星表（SDSS/DR 3），我们构造了一个新的紧凑型射电强BAL类星体样本，使绝大多数射电强BAL类星体成为新的射电强BAL类星体。本项目的主要目标是利用1.6GHz的EVN和5GHz和8.4GHz的VLBA分析BAL类星体的射电形态、方向和喷流演化，研究BAL类星体的起源。我们还将讨论使用VLBA，EVN，MERLIN和CHANGLESS对非常紧凑的BAL类星体1045+352进行的首次多频射电观测。我们推测，观测到的射电结构的1045+352的最可能的解释是由于内部不稳定性的流动正在进行的喷流进动的过程。
2011-06-29 astro-ph.CO
A Simple Disk Wind Model for Broad Absorption Line Quasars
大约20%的类星体（QSO）在其紫外光谱中表现出宽的蓝移吸收线。这些特征为这些系统的大量外流提供了明确的证据，最有可能的形式是吸积盘风。这些风可能代表了“类星体”的反馈模式，经常在星系形成/演化模型中调用，它们也是活动星系核（AGN）和类星体统一场景的关键。为了验证这些想法，我们构建了一个简单的基准模型的赤道，双锥吸积盘风在类星体和使用Monte Carlo电离/辐射转移代码计算紫外光谱作为视角的函数。我们发现，对于合理的外流参数，视线直视风锥产生广泛的，蓝移的吸收功能，通常在宽吸收线类星体的过渡。然而，我们的基准模型本质上是X射线弱，以防止外流的过度电离，风还没有产生碰撞激发线发射在非BAL类星体中观察到的水平。作为解决这些缺点的第一步，我们讨论了我们的结果的敏感性，在假设的X射线光度和质量损失率，Mdot（风）的变化。在我们采用的几何结构的上下文中，需要Mdot（wind）~ Mdot（acc）以产生显著的BAL特征。这种外流所携带的动力学光度和动量将足以提供重要的反馈。
2013-08-27 astro-ph.CO
Transient C IV Broad Absorption Lines in radio detected QSOs
我们研究的瞬态（即出现或消失）的CIV宽吸收线（BAL）的组件在50无线电探测类星体使用多历元光谱可在斯隆数字巡天DR 10。我们报告了6个BALQSO的探测结果，这些BALQSO至少有一个明显的瞬态CIV吸收成分。基于光变曲线的结构函数分析，我们认为瞬态吸收不太可能由连续变化触发。瞬时吸收成分通常具有低C IV等效宽度（< 8 Å）、高喷射速度（> 10000 \kms），并且通常发生在> 800天的休息帧时间尺度上。在我们的样品中观察到的瞬态C IV吸收的检出率高于文献中报道的。使用控制样本的类星体，我们表明，这种差异是最有可能的，由于在我们的样本中的源的较长的监测时间尺度，而小数目的统计量的影响不能忽略。因此，为了确定无线电喷气机在驱动BAL外流中所起的作用，我们需要一个更大的无线电探测BALs的样本，在类星体的休息帧中监测超过3年。我们还发现，在射电探测和射电宁静BALs的瞬态现象不依赖于任何类星体的属性，即爱丁顿比，黑洞质量，辐射光度和光学-红外颜色。提示短暂性BAL现象只是BAL变异性的极端情况。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel-ATLAS: the far-infrared properties and star-formation rates of broad absorption line quasi-stellar objects
利用Herschel-ATLAS在250、350和500 μm波段的观测数据，对50个宽吸收线类星体（BAL类星体）的远红外（FIR）特性进行了测量。我们的样本包含49个高电离BAL类星体（HiBALs）和1个低电离BAL类星体（LoBAL），与329个非BAL类星体的样本进行比较。这些样本在红移范围1.5 \leq z < 2.3上匹配，并且在范围-28 \leq M_{i} \leq-24上在绝对i带幅度上匹配。其中，3个BAL类星体（HiBALs）和27个非BAL类星体在> 5 sigma水平被检测到。我们计算我们单独检测到的HiBAL类星体和未检测到的LoBAL类星体的恒星形成率（SFR），以及BAL和非BAL类星体样本的平均SFR的基础上堆叠的赫歇尔数据。我们发现没有差异的HiBAL和非BAL类星体样本在FIR中，即使分离基于不同的BAL类星体分类。使用Mrk 231作为模板，估计整个样本的加权平均SFR为\approx 240 \pm 21 M_{\odot} yr^{-1}，尽管如果活动星系核加热的尘埃对远红外辐射有贡献，这个数字应该被视为上限。尽管在文献中的暂定索赔，我们没有找到一个依赖{ \sc C\，IV}的FIR发射等效宽度，这表明在这些对象中的任何流出的强度是不链接到他们的FIR输出。这些结果强烈表明，BAL类星体（更具体地说，HiBALs）可以容纳在一个简…
2012-09-04 astro-ph.CO
Exploring the dust content of SDSS DR7 damped Lyman alpha systems at 2.15$\le z_{ab}< $5.2
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）中类星体光谱中的1084个干涉吸收系统的样本，其$\le z_{ab}\le$为2.15 5.2，log（N $_{\rm HI}$）$>$为20.0，目的是了解尘埃的性质和丰度以及DLA吸收体中的化学丰度。根据吸收体和类星体的特性，为整个样品和若干子样品制作了复合光谱。通过将这些样品的几何平均复合光谱与两个类星体样品的几何平均复合光谱进行比较，并在z $_{em}$和i星等上与DLA样品相匹配，获得了这些样品的平均消光曲线，其中一个样品沿其视线没有任何吸收体，另一个样品沿其视线没有任何DLA，而不管是否存在其他吸收系统。虽然DLA样品中的平均变红很小，但我们发现了基于吸收剂性质，特别是金属吸收线强度的子样品中存在灰尘的明确证据。沿着视线的类星体，没有颜色选择的DLAs被发现是更多的灰尘相比，沿着视线的更多的颜色选择的类星体。根据这些研究和复合光谱中吸收线的强度，我们得出结论，SDSS DR 7中$\le$ 10%的DLA导致显著变红，与其余样品相比，具有更强的吸收线和更高的丰度。样本的其余部分几乎没有变红。由于SDSS DR7中用于目标类星体的主色选择方法，这10%的分数可能代表了高z尘埃DLAs全球分数的下限。
2011-09-20 astro-ph.CO
The dust, nebular emission and dependence on QSO radio properties of the associated Mg II absorption line systems
我们研究了1730 Mg II相关吸收系统（AAS;相对于类星体的相对速度，< 3000 km/s;以光速为单位，\b{eta}，< 0.01）中的尘埃红化和[O II]发射，其中0.4 < z_abs < 2在SDSS DR 7中，重点关注它们对射电和其他类星体性质的依赖性。我们使用了控制样本，其中几个具有匹配的无线电特性，以表明：（i）在无线电探测（RD）类星体中的AAS引起的尘埃消光比无线电未探测（RUD）类星体中的尘埃消光高2.6 +/- 0.2倍，反过来，在干预系统中引起的尘埃消光高2.9 +/- 0.7倍;在以核心为主的类星体中，AAS造成的尘埃消光比以叶瓣为主的类星体高2.0 +/-0.1倍;（iii）在RD类星体中发生AAS的可能性是RUD类星体的2.1 +/- 0.2倍，在RD类星体中发生AAS的可能性是RUD类星体的1.8 +/- 0.2倍。在质量大于1.23 x 10^{9} M_sun的黑洞类星体中，这种可能性是质量较低的黑洞类星体的0.1倍;（iv）与对照样品相比，原子吸收样品的合成光谱中[O Ⅱ]λ3727发射存在过量通量，其位置在发射红移处。AAS的存在增强了活动星系核和/或宿主星系的O II发射。这种过量对于RD和RUD样品两者是相似的，并且与核心主导的样品相比，在叶主导的样品中是2.5 +/-0.4倍。多余的部分取决于黑洞质量和埃丁顿比。所有这些都…
2014-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST/COS Spectra of Three QSOs That Probe The Circumgalactic Medium of a Single Spiral Galaxy: Evidence for Gas Recycling and Outflow
我们使用宇宙起源摄谱仪（COS），以获得远紫外光谱的三个紧密间隔的类星体视线，探测环星系介质（CGM）的边缘上的螺旋星系，ESO 157 - 49，在碰撞参量的74和93千秒差距附近的长轴和172千秒差距沿其短轴。在这三个类星体的光谱中，在星系红移处都检测到H I Ly α吸收，在两条长轴视线上都检测到Si III、Si IV和C IV的金属谱线。这些云的光致电离模型表明其金属丰度接近星系金属丰度，云的大小约为1千秒差距，气体质量约为10^4太阳质量。考虑到这些云的高覆盖系数，ESO 157 - 49可能含有约2x10^9太阳质量的温暖CGM气体。我们没有检测到金属的视线，探测星系沿其短轴，但气体在星系金属丰度不会有可检测的金属吸收与电离条件类似的长轴云。长轴云的运动学倾向于这些是再循环气体的“银河喷泉”的一部分，而三个短轴云中的两个在几何上被限制为流出的气体。此外，我们的一条类星体视线探测到第二个更远的螺旋，ESO 157 - 50，沿着它的长轴，碰撞参量为88千秒差距。在类星体的光谱中，仅在ESO 157 - 50的红移处检测到强的H I Ly α和C IV吸收。
2013-01-17 astro-ph.CO
The nature of X-ray absorbed QSOs
在类星体中存在着大量的宽线z~2类星体，它们具有强的X射线吸收谱。在亚毫米波段的后续观测表明，这些类星体嵌入在超亮星暴星系中，与大多数未吸收的类星体在相同的红移和光度下不同。在这里，我们提出了X射线光谱从XMM牛顿的样本5个这样的X射线吸收类星体已被检测到在亚毫米波长。我们还提出了光谱的restframe紫外线从地面望远镜。发现5个类星体的紫外光谱都具有强的CIV吸收线，其吸收线的等效宽度大于5埃。X射线谱与这些天体显示出被低电离气体吸收的正常类星体连续谱的假设不一致。相反，光谱可以成功地模拟电离吸收剂，或冷吸收剂，如果他们拥有异常平坦的X射线连续形状和不寻常的光学X射线光谱能量分布。我们发现，电离吸收体模型提供了最简单的，最自我的解释，他们所观察到的属性。我们估计，辐射功率的一部分，被转换成动力学光度的外流风通常是~4%，在最近的估计从类星体的动力学反馈所需的产生的M-西格玛关系，并与假设一致，即X射线吸收的类星体代表的过渡阶段之间的模糊吸积和发光的类星体阶段的大质量星系的演化。
2011-06-14 astro-ph.CO
Near-infrared spectroscopy of extreme BAL QSOs from the QUBRICS bright quasar survey
我们报告的光谱确认的18类星体候选人从“类星体明亮的信标在南半球的宇宙学”的调查（QUBRICS），以前观察到的光学波段，为此，我们获得了新的光谱数据在近红外波段的折叠端口红Echellette光谱仪（火）在麦哲伦巴德望远镜。在大多数情况下，进一步的观察是由目标的特殊性质引起的，其光谱显示出意想不到的吸收特征。所有候选者都被证实是真正的类星体，平均发射红移为$z\simeq 2.1$。使用Astrocook和QSFit对光谱中的发射和吸收特征进行的分析表明，这些天体中的绝大多数是宽吸收线类星体，其中几乎一半显示出强烈的Fe II吸收（典型的所谓FeLoBAL类星体）。探测到如此大比例的稀有天体（估计占一般类星体总数的不到1%）被解释为QUBRICS调查中采用的特定候选者选择程序的意外（但有利）结果。到目前为止，观测到的FeLoBAL类星体的测量属性没有提供证据表明它们是活动星系核演化中特定阶段的表现。在本文中，我们提出了一个探索性的分析，个别类星体，作为进一步的基础上，更详细的调查。
2021-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A SCUBA-2 survey of FeLoBAL QSOs: Are FeLoBALs in a `transition phase' between ULIRGs and QSOs?
据认为，一类宽吸收线类星体（称为“FeLoBALs”）的特征是其紫外光谱中的Fe吸收特征，这可能标志着一个模糊的星暴事件结束和一个年轻的类星体开始摆脱其尘茧之间的过渡阶段，其中Fe已被星暴注入星际介质。为了验证这一假设，我们对17个FeLoBAL类星体的样本进行了深SCUBA-2 850 $μ$ m观测，这些类星体的$\leq$ z为0.89 $\leq$ $\leq$ 2.78和-23.31 $\leq$ M $_{B}$ $\leq$ -28.50，以直接探测尘埃热辐射的过量，这将探测增强的恒星形成活动。我们发现，FeLoBALs不是在亚毫米的光源，他们都没有单独检测到在850 $μ$米，也不是作为一个群体通过堆叠（$F_{s}=1.14\pm0.58$ mJy）。统计和生存分析表明，FeLoBALs具有与BAL和非BAL类星体相匹配的红移和星等相一致的亚毫米性质。SED拟合分析表明，远红外辐射主要受活动星系核活动的影响，只有6/17个源需要星暴成分，而且16/17个源的积分总光度为L $\geq$ 10 $^{12}$ L $_{\odot}$，足以将FeLoBALs归类为红外发光。总之，我们没有发现任何证据支持FeLoBAL类星体是一个ULIRG和一个清晰的类星体之间的过渡人口，特别是，FeLoBALs的特点是没有一个冷星暴，这将支持这一假设。
2015-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the Reionization Epoch with QSO Absorption Lines
类星体光谱中的吸收特征是我们研究高红移星系和星系际环境的最有力的工具之一。随着z > 7的类星体的发现，类星体吸收线现在正在使用氢莱曼- $α$森林和重元素吸收体跟踪多个前沿上的再电离结束阶段。利用大型光学/红外望远镜进行的下一代类星体吸收线研究将详细揭示第一批星系是如何形成宇宙网的，如何改变它们的环星系和星系间环境，以及如何完成宇宙最后一次重大的相变。这些努力将补充其他即将进行的再电离研究，如JWST，ALMA和红移21厘米实验。
2019-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
An observational test of the plasma lensing effect using QSOs with and without MgII absorption
Tianjin Normal University（天津师范大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Yunnan University（云南大学）
通过分析具有和无MgII吸收的类星体多波段数据，研究等离子体透镜效应的观测性证据，发现射电波段的明亮端过剩与预测一致，但光学波段的差异表明可能的等离子体效应存在争议。
2026-02-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mg II Absorption at 2<z<7 with Magellan/FIRE, III. Full Statistics of Absorption Towards 100 High-Redshift QSOs
我们目前的最终统计数据从调查干预镁II吸收对100类星体之间的发射红移$z=3.55$和$z=7.08$。利用Magellan/FIRE的红外光谱，我们探测到279个宇宙学Mg II吸收体，并证实了$W_r>0.3 Å$ Mg II吸收的发生率在$z=0.25$和$z=7$之间没有可测量的变化。这与我们在$z>6$检测到的7个新的MgII系统一致，这是一个在以前的搜索中没有覆盖的红移范围。限制在相对较强的MgII系统（$W_r>1$），有红移演化的重要证据。这些系统的数密度在$z=0$和$z=2$-$3$之间大致加倍，但从该峰值下降一个数量级，即下降$z\sim 6$。这种演变反映了全球恒星形成速率密度的演变，这可能反映了恒星形成反馈与强MgII吸收体之间的联系。我们将我们的结果与$z=2$ - $4$的Illustris宇宙学模拟进行了比较，方法是将吸收分配给编目的暗物质晕，并从模拟体积中直接提取光谱。为了重现我们的结果使用晕目录，我们需要环银河系（CGM）MgII信封晕内的质量逐渐变小，在较早的时候。如果我们使用SFR而不是质量来定义较低的积分截止值，这种情况自然会发生。直接从Illustris体积计算的MgII分布产生太少的强吸收剂。我们认为，这是由于未解决的CGM气体的相空间结构，特别是从亚网格尺度上的湍流速度。在$z>6$中存在CGM MgII--就在普朗克暗示的再电离红…
2017-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Properties of Low Redshift Intergalactic O VI Absorbers Determined from High S/N Observations of 14 QSOs with the Cosmic Origins Spectrograph
本文报道了利用宇宙起源光谱仪（COS）对14个类星体进行盲测，在z < 0.5，红移路径为3.52，分辨率为~18 km s-1的条件下，通过对54个O-VI吸收系统（包含85个O-VI和133个H-I）的高信噪比观测，揭示了等离子体的观测特性。具有一个或两个H I组件和一个O VI组件的简单系统占系统的50%。对于45个可以估计温度的良好排列的吸收组分的样本，我们在31个（69%）组分中发现了冷光电离气体的证据，在14个（31%）组分中发现了暖气体（6 > log T > 5）的证据。根据温度和log N（H I）的测量值，可以估算出14个暖组分的总氢含量。log N（H）的非常大的隐含值范围为18.38至20.38，中位数为19.35。log T > 5.45的6个暖组分的金属丰度[O/H]范围为-1.93到0.03，中值为-1.0 dex。基于地面的星系红移研究表明，大多数的吸收，我们检测到的样品气体在IGM延伸200至600千秒差距以外的最近的关联星系。我们估计，在低z时，暖排列的OVI吸收体含有（4.1+/-1.1）%的重子.由对准的O VI和H I吸收跟踪的温暖等离子体包含几乎与星系中发现的一样多的重子。
2014-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
C IV absorption line variability in X-ray bright BALQSOs
本文报道了两个高电离X射线亮类星体SDSS J 085551 +375752（zem ~ 1.936）和SDSS J 091127 +055054（zem ~ 2.793）中CIV宽吸收线（BAL）谷的运动学位移和强度变化。这两个类星体都表现出轮廓移动、出现和消失的组合，属于一个单一的BAL槽的吸收分量。在SDSS J 085551 +375752和SDSS J 091127 +055054的3.11年和2.34年的静止帧时间跨度内，观测到的整个BAL剖面的平均运动学位移分别导致了~ -0.7 +-0.1、-2.0 +-0.1 cm/s^2的平均减速。据我们所知，这些是最大的运动学变化超过约2.8，7.8比文献中报道的最高减速的因素，使他们都作为一个潜在的候选人，调查外流使用多波长监测其线和连续变化。我们探索各种可能的机制，以了解所观察到的配置文件的变化。外流模型涉及许多小的自屏蔽云移动可能在一个弯曲的路径提供了最简单的解释C IV BAL的强度和速度的变化，以及这些源的X射线明亮的性质。
2014-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for two spatially separated UV continuum emitting regions in the Cloverleaf broad absorption line quasar
测试标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积模型是一项具有挑战性的任务，因为发生吸积的类星体中心区域无法用望远镜分辨。引力透镜类星体中的微透镜分析是可以检验这一模型的少数技术之一，它可以用来测量吸积盘的大小和温度分布。我们目前的光谱观测的引力透镜宽吸收线类星体H1413+117，揭示部分微透镜的连续辐射，似乎起源于两个分离的区域：微透镜区，对应于紧凑的吸积盘;和非微透镜区，更广泛的，并有助于至少30%的总紫外连续通量。因为这个扩展的连续谱被宽吸收线云遮蔽，所以它与宿主星系无关，而是与中央引擎附近散射的光有关。我们测量的振幅的微透镜的紧凑的连续在休息帧波长范围1000-7000毫微米。根据贝叶斯方案，我们面对我们的测量微透镜模拟的吸积盘的温度变化为$T \propto R^{-1/ν}$。我们发现最可能的源半光半径为$R_{1/2} = 0.61 \times 10^{16}\,$ cm（即，0.002\，pc），$μ$ m，最可能指数为$ν=0.4$。我们的数据不排除标准椎间盘（$ν=4/3$）模型，并且在与我们的测量相关的95%置信区间内发现。我们证明，对于H1413+117，除了光盘发射的扩展连续的存在只有一个小的影响，推断光盘参数，是不太可能解决的微透镜源的大小和标准光盘大小之间的张力，如以前在文献中报道的。
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
