The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: Rapid CIV Broad Absorption Line Variability
我们报道了在类星体SDSS J141007.74+541203.3中发现的高速CIV宽吸收线槽的快速变化。该天体于2014年作为斯隆数字巡天混响映射项目的一部分被集中观测，在此期间，重子振荡光谱巡天摄谱仪获得了32个光谱时代。我们观察到宽（~4000 km/s宽）CIV槽的等效宽度在休息帧时间尺度上的显著（> 4 sigma）变化，短至1.20天（~29小时），这是迄今为止报道的最短的宽吸收线变化时间尺度。在这些短时间尺度上，等效宽度的变化约为10%，在战役持续期间约为2倍。我们评估了几个潜在的原因的变化，得出的结论是，最可能的原因是一个快速响应事件电离连续的变化。如果流出的半径处复合率高于电离率，则变化的时间尺度将吸收气体密度的下限设为n_e > 3.9 x 10^5 cm^-3。这种类星体的宽吸收线变化特性与以前的类星体研究中观察到的一致，表明这种短期变化实际上可能是常见的，因此可以用来了解流出特性和对类星体/宿主星系反馈情景的贡献。
2015-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reverberation and photoionization estimates of the Broad Line Region Radius in Low-z Quasars
类星体中黑洞质量（M_BH）的估计，特别是在高红移时，涉及到使用单历元谱的s/n和分辨率，允许精确测量宽谱线的宽度，假定宽谱线是一个可靠的维里估计。与宽线区域的半径的估计相结合，这产生M_BH。宽线区域（BLR）的半径可以从源光度和混响导出的r_BLR测量之间的相关性的外推来推断（涉及大约60个低z源的所谓的Kaspi关系）。我们正在探索一种不同的方法来估计r_BLR直接从推断的物理条件在BLR的每个源。我们在这里报告来自我们的方法和混响映射的r_BLR估计的比较。我们的“光电离”方法采用在静止帧范围1400-2000 A（AlIII 1860/SiIII]1892，CIV 1549/AlIII 1860）中的诊断线强度比，其使得能够导出密度和电离参数与从电离参数的定义导出的BLR距离的乘积。我们发现我们的估计的密度，电离参数和r_BLR和混响映射的那些之间的协议。我们建议经验修正，以提高个人的光电离衍生的r_BLR值和混响映射获得的值之间的协议。本文的结果可以用来估计大样本高z类星体的M_BH，使用适当的维里加宽估计。我们发现，紫外线中间发射线的宽度是一致的H β的宽度，因此提供了一个可靠的维里加宽估计，可以在大样本的高Z类星体测量。
2013-05-20 astro-ph.CO
Broad Band Photometric Reverberation Mapping of NGC 4395
我们目前的结果宽波段光度混响映射（RM）测量宽线区的半径，随后黑洞质量（M $_{\rm BH}$），在附近，低光度活动星系核（AGN）NGC 4395。我们利用怀斯天文台的1米望远镜和SDSS g $'$、r $'$和i $'$宽带滤光片，连续9个夜晚对NGC4395进行了观测，获得了3条光变曲线，每条光变曲线的数据点超过250个。g $'$和r $'$谱带包括H $β$和H $α$（分别）加上连续谱的时间变量贡献。i $'$频段没有宽线，仅覆盖连续谱。我们表明，通过寻找一个峰值之间的差异的互相关和自关联函数的所有组合的滤波器，我们可以得到一个可靠的估计所需的时间滞后计算M $_{\rm BH}$。我们测量的时间滞后H $α$为$3.6 \pm 0.8 $小时，与以前的研究使用线分辨光谱RM方法。我们认为，这种滞后意味着黑洞质量M $_{\rm BH} = (4.9 \pm 2.6) \times 10^{4}$ \Msun。
2012-06-20 astro-ph.CO
Diverse Broad Line Region Kinematic Signatures From Reverberation Mapping
一个高采样率，多个月的混响映射活动，主要是在MDM天文台进行的支持观测来自世界各地的望远镜的数据的详细分析，揭示了几个附近活动星系核的宽线区域（BLR）内的H β发射区表现出各种运动学行为。虽然这项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AGN（在一个单独的工作），我们也能够明确地重建速度分辨混响信号从我们的目标的一个子集。通过对NGC 3227、NGC 3516和NGC 5548核区域中观测到的光学连续谱和宽的H β发射线变化的高节奏光谱监测，我们分别清楚地看到了流出、下落和维里化BLR气体运动的证据。
2009-09-25 astro-ph.CO
Testing Radiation Pressure Corrections to Reverberation Mapping Masses
这篇论文已被作者撤回。宽线区域的速度结构反映了辐射压力在更长的时间尺度上比由混响映射结果中的逐年变化所探测的要长得多。因此，论文对马可尼等人模型的检验是无效的。
2010-02-25 astro-ph.CO
The Size, Structure and Ionization of the Broad Line Region in NGC 3227
哈勃太空望远镜（HST）对塞弗特1.5星系（NGC 3227）的光谱分析证实了先前的报告，即宽H-α发射线通量是随时间变化的，在1999年至2000年之间减少了11%，对应的是基础连续谱减少了37%。模拟的气体分布负责广泛的H-α，H-β和H-γ发射线有利于一个球对称的流入，而不是薄盘。根据先前的混响映射，采用中心黑洞质量为7.6 x 10^{6} Msun，可以得出发射宽H-α线的区域尺寸如下：外半径约为90 l.d，内半径约为3 l. d。因此，先前确定的宽线区域（BLR）的混响大小始终与更大体积的电离气体的内径一致。然而，感知到的BLR的大小是一种错觉，这是由于发射区域在外半径处被电离束缚并且在内半径处被多普勒展宽减小的事实的结果。流入的实际尺寸仍有待确定。尽管如此，稳态质量流入速率估计为~ 10^{-2} Msun/yr，这足以解释活动星系核的X射线光度是辐射无效吸积的结果。总的来说，这些结果挑战了许多关于活动星系核中BLR性质的先入为主的观念。
2012-10-25 astro-ph.CO
The Lick AGN Monitoring Project 2011: Fe II Reverberation from the Outer Broad-Line Region
活动星系核光谱中突出的宽Fe II发射混合物已被证明会随连续变化而变化，但过去试图测量光学Fe II线的混响滞后时间的尝试只取得了有限的成功。在这里，我们报告的Fe II混响在两个塞弗特1星系，NGC 4593和Mrk 1511，从一个程序在利克天文台在2011年春天进行的数据的基础上检测。光曲线的发射线，包括H-β和Fe II的测量通过应用拟合例程分解成几个连续谱和发射线组件的光谱，我们使用互相关技术来确定混响滞后的发射线相对于V波段光曲线。在这两种情况下，Fe II的测量滞后（t_cen）比H-β长，尽管推断的滞后对拟合中使用的Fe II模板的选择有些敏感。对于使用Veron-Cetty等人（2004）的Fe II模板进行的光谱分解，我们发现NGC 4593中的t_cen（Fe II）/t_cen（H-β）= 1.9 ± 0.6，Mrk 1511中为1.5 ± 0.3。Fe II和连续发射之间的高度相关的变化的检测表明，在这些星系中的Fe II发射起源于光电离气体，主要位于外部分的宽线区域。
2013-04-16 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
Modeling reverberation mapping data II: dynamical modeling of the Lick AGN Monitoring Project 2008 dataset
我们提出了动力学模型的宽线区（BLR）的样本5个塞弗特1星系使用混响映射数据的舔AGN监测项目在2008年。通过模拟活动星系核的连续光变曲线和H $β$线轮廓直接，我们能够约束的几何形状和运动学的BLR和黑洞质量的测量，不依赖于维里因子，$f$，需要在传统的混响映射分析。我们发现，BLR的几何形状通常是一个厚的磁盘接近face-on. While的H $β$发射被发现优先来自BLR的远侧，BLR的平均大小是一致的，用互相关分析测量的滞后。BLR运动学被发现是一致的流入运动或椭圆轨道，往往与两者的某种组合。我们测量了Arp 151的$\log_{10}(M_{\rm\,BH}/M_\odot)=6.62^{+0.10}_{-0.13}$、Mrk 1310的$7.42^{+0.26}_{-0.27}$、NGC 5548的$7.51^{+0.23}_{-0.14}$、NGC 6814的$6.42^{+0.24}_{-0.18}$和SBS 1116+ 583 A的$6.99^{+0.32}_{-0.25}$的黑洞质量。每个活动星系核单独测量的$f$因子与倾角相关，但与发射线轮廓的$M_{\rm\,BH}$、$L_{5100}$或FWHM/ $σ$无关。
2015-01-16 astro-ph.CO
Diagnostics of the structure of AGN's broad line regions with reverberation mapping data: confirmation of the two-component broad line region model
我们重新检查的混响映射（RM）源与公共数据的基础上的宽线区（BLR）的两个组件模型。在拟合它们的宽H-β线时，其中六个只需要一个高斯分量，其中一个具有双峰轮廓，一个具有不规则轮廓，并且其中只有两个需要两个分量，即，甚宽高斯分量（VBGC）和中间高斯分量（IMGC）。在双组分模型中，假设高斯分量来自两个不同的区域;它们是甚宽线区域（VBLR）和中间线区域（IMLR）。两个具有双组分分布的源是Mrk 509和NGC 4051。两个源的两个分量的时滞满足$t_{IMLR}/t_{VBLR}=V^2_{VBLR}/V^2_{IMLR}$，其中$t_{IMLR}$和$t_{VBLR}$是两个分量的时滞，$V_{IMLR}$和$V_{VBLR}$是两个区域的平均气体速度，支持活动星系核（AGN）BLR的两分量模型.这十个源中的大多数只有VBGC的事实证实了RM主要测量VBLR半径的假设;因此，从R-L关系获得的半径主要代表VBLR半径。此外，NGC 4051在单组分模型中滞后约5天，是R-L关系的异常值，如Kaspi等人（2005）所示;然而，这个问题在我们的双组分模型中消失，VBGC和IMGC分别滞后约2天和6天。
2009-07-11 astro-ph.CO
Probing the origin of the two-component structure of broad line region by reverberation mapping of an extremely variable quasar
通过反响映射观测极端变类星体SDSS J125809.31+351943.0，发现宽线区由稳定的双峰成分和可变的单峰成分构成，二者位置与起源不同，并估算了黑洞质量。
2024-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Standardizing reverberation-mapped H$β$ active galactic nuclei using time-averaged radius$-$luminosity relations with 5100\,Å\,, broad H$β$, and narrow \OIII\ luminosities
Kansas State University（堪萨斯州立大学）；Southern Methodist University（南方卫理公会大学）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）；Masaryk University（马萨里克大学）
本文利用时均半径-亮度关系标准化反照-映射的活动星系核，发现窄OIII辐射可用于AGN标准化和宇宙学约束。
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Imprints of the quasar structure in time-delay light curves: Microlensing-aided reverberation mapping
由于大面积光度测量的出现，使用宽波段光度数据而不是光谱来测量活动星系核宽线区大小的可能性引起了人们的极大兴趣。在这里，我们描述了一种新的方法，使用时间延迟透镜类星体的一个或几个图像的影响，由于在透镜星系的恒星微透镜。由于微透镜效应与宽谱线区域相比减少（或增加）了连续谱的通量，因此它改变了这两个发射分量之间的对比度。我们表明，这种效果可以用来有效地解开这两个地区的内在变化，提供了机会，执行混响映射的基础上单波段光度数据。基于使用类星体变异性的阻尼随机游走模型生成的模拟光变曲线，我们表明，只要在监测过程中独立获得一个光谱，就可以使用这种方法实现宽线区域尺寸的测量。该方法是光度混响映射的补充，也可以扩展到多波段数据。因为上述效应在透镜图像对之间的差异光曲线中产生与时滞连续可变性相关的可变性图案，所以它可能在透镜图像对之间的时间延迟的测量中产生系统误差。简单的模拟表明，时间延迟测量技术，使用足够灵活的模型的外在变化不受这种影响，并产生准确的时间延迟。
2014-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for Intermediate BLR of Reverberation-Mapped AGN PG 0052+251
在这篇论文中，我们研究了著名的混响映射活动星系核的BLR的性质，以寻找中间BLR的可靠证据。我们首先在$\sHb^2/\sHa^2$和$\RHa/\RHb$平面上检查了从文献中收集的活动星系核的性质。通常，基于观察到的宽H $α$和H $β$的维里BH质量应该一致。然而，在映射的对象中，PG 0052和NGC 4253是$\sHb^2/\sHa^2$ vs $\RHa/\RHb$平面上的两个明显的异常值，这表明PG 0052和NGC 4253的BLR具有一些特殊的特征。在此基础上，利用PG 0052的55个公共光谱，详细研究了PG 0052的BLR。我们发现总观测到的宽H $α$与总观测到的宽H $β$的线宽比为$\sim$ 0.7，远小于理论/观测值$\sim$ 0.9。此外，总宽H $α$与总宽H $β$的流量比约为6.8（巴耳末减量），这不是蓝类星体PG 0052+251的合理值。此外，基于主成分分析技术的线芯性质证实了PG 0052的BLR存在一个内部宽分量和一个严重模糊的中间宽分量。如果接受严重遮蔽的中间BLR，PG 0052在$\sHb^2/\sHa^2$与$\RHa/\RHb$平面上的性质可以很好地再现，这表明中间BLR实际上很适合映射的类星体PG 0052+251。最后，基于CCF结果的BLR内部分量与BLR中间分量之间的距离较大，排除了BLR中间分量可能是BLR内…
2011-08-15 astro-ph.CO
Reverberation Mapping Results from MDM Observatory
我们目前的结果，从一个多月的混响映射活动进行主要是在MDM天文台与来自世界各地的支持观测。我们测量宽线区（BLR）半径和黑洞质量的六个对象。对H_β响应的速度分辨分析表明，BLR中存在不同的运动学特征。
2009-10-13 astro-ph.CO
Relativistic iron K X-ray Reverberation in NGC 4151
最近的X射线观测首次使活动星系核中混响延迟的研究成为可能。到目前为止，所有的检测都是在一个强大的软过剩源，和测量的延迟是硬（1-3 keV）直接连续和软过剩（0.5-1 keV），解释为相对论效应的反射连续涂抹之间。然而，在识别和研究软过剩中的线条细节时存在固有的模糊性。在这里，我们报告的第一次检测混响在铁K波段的任何活动星系核。使用XMM-牛顿观测NGC 4151，我们发现在5-6 keV波段和2-3和7-8 keV波段之间的10 e5秒的时间尺度上的2000秒的延迟，具有类似于相对论加宽的铁线的宽滞后轮廓。滞后谱的峰值在较高的频率下向较低的能量移动，这与在较小半径处发射的谱线的红翼一致，正如从内部吸积盘反射所预期的那样。这是第一次使用定时研究检测到宽铁线。
2012-05-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Towards equation of state of dark energy from quasar monitoring: Reverberation strategy
高红移类星体可以作为Ia型超新星的一个补充工具，用来推断宇宙中的暗能量分布。该方法是基于确定的宽线区域的大小从发射线延迟，确定的绝对单色光度从所观察到的统计关系或从模型的宽线区域的形成，并确定所观察到的单色光通量从测光。这使得获得的光度距离的类星体独立于其红移。然而，测量的准确性是一个关键问题。我们通过创建人造类星体单色光变曲线和宽线区的响应，在各种假设下，对类星体的变异性，宽线区的延伸，测量的时间分布，测量的准确性和内在的线变异性，建立了预期的测量精度模型。我们表明，五年的监测Mg II线的基础上，应给出0.06 - 0.32等的精度的距离模，这使得把有趣的约束宇宙学模型。基于CIV线的高红移类星体的监测是有问题的，因为与Mg II相比，CIV的内在变异性要高得多。
2013-05-27 astro-ph.CO
STIS Spectroscopy of the Central 14 pc of NGC 3998: Evidence for an Inflow
哈勃太空望远镜（HST）先前对透镜状星系NGC 3998的成像揭示了一个小的，高度倾斜的核电离气体盘，其运动学表明存在一个2.7亿太阳质量的黑洞。通过模拟H-alpha、H-beta和H-gamma宽谱线的形状，用合理的运动学模型来限制NGC 3998宽谱线区（BELR）的大小。分析表明，无论运动学模型是由一个吸积盘或一个球对称的流入，BELR是大的外半径约7 pc。BELR中的电子温度<28，800 K，与活动星系核的光电离一致。事实上，活动星系核能够维持贝尔辐射计的电离，尽管根据活动星系核采用的光谱能量分布，覆盖因子在20%到100%之间。高覆盖因子有利于气体的球形分布，而不是薄圆盘。如果气体密度大于7 x 10^3 cm^-3（由宽禁带[S II]发射线比率表示），那么，用稳态球对称入流解释宽的H-α发射线，得出的速率< 6.5 x 10^-2 Msun/yr，这比用辐射效率低的入流解释X射线光度的要求高出了<18.
2010-11-12 astro-ph.CO
Mass of the black hole in the Seyfert 1.5 galaxy H 0507+164 from reverberation mapping
我们提出了我们的X射线源H 0507+164，一个低光度塞弗特1.5星系在红移z = 0.018的光学监测活动的结果。光谱观测在2007年11月21日至12月26日的22个夜晚进行。在同一时期还获得了13个夜晚的R波段光度观测。在我们的监测期间，发现银河系的连续谱和宽线通量发生了变化。R波段相对于伴星的微分光变曲线也显示出类似的变化。使用互相关分析，我们估计的时间延迟为3.01天（在休息帧），在5100埃的光学连续谱中的变化的宽H-β线通量的响应。利用这个时间延迟和H β谱线的宽度，我们估计宽线区（BLR）的半径为2.53 x 10^{-3}秒差距，黑洞的质量为9.62 x 10^{6}太阳质量。
2011-05-09 astro-ph.CO
Standardizing a larger, higher-quality, homogeneous sample of reverberation-mapped H$β$ active galactic nuclei using the broad-line region radius-luminosity relation
本研究构建了规模为原有3.8倍的157个H$β$回响映射活动星系核高质量均匀样本，验证其可通过宽线区半径-光度关系标准化，还发现该关系斜率更平缓且参数与爱丁顿比轻度相关，为宇宙学研究提供新观测工具。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Standardizing reverberation-mapped H$α$ and H$β$ active galactic nuclei using radius--luminosity relations involving monochromatic and broad H$α$ luminosities
本研究测试了41个低红移活动星系核的可标准化性，发现使用四个结合H$α$和H$β$时间延迟及光度的半径-光度关系可实现标准化，并证明样本同质性对将其发展为宇宙学探针至关重要。
2025-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
On the Performance of Quasar Reverberation Mapping in the Era of Time-Domain Photometric Surveys
我们定量评估，通过全面的数值模拟，宽带光度测量的能力，恢复广泛的发射线区域（BLR）的大小在类星体在各种观测条件下，广泛的对象属性。针对大型综合巡天望远镜（LSST）的一般特性，我们发现类星体BLR的大小-光度关系的斜率可以在宽光度范围内以前所未有的精度确定，其精度可达百分之几，甚至可达$z\sim 3$。特别是，可以使用LSST可靠地测量BLR尺寸的主要发射线包括H $α$、MgII $λ2799$、CIII] $λ1909$、CIV $λ1549$和Ly $α$，总计所有跃迁的$\gtrsim 10^5$时间延迟测量值。结合对发射线速度色散的估计，即将进行的光度测量将有助于在广泛的光度和红移范围内估计活动星系核中的黑洞质量，允许在不同的过渡中精确校准BLR大小-光度-红移关系，以及与其他黑洞质量估计技术进行更可靠的交叉校准。
2014-04-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
A Reverberation Lag for the High-Ionization Component of the Broad Line Region in the Narrow-Line Seyfert 1 Mrk 335
我们提出的第一个结果，从一个详细的分析测光和分光光度数据的窄线塞弗特1星系Mrk 335，收集了超过120天的跨度在2010年秋季。根据这些数据，我们测量到He II 4686宽发射线相对于光学连续谱的滞后为2.7 \pm ± 0.6天，Hβ4861宽发射线的滞后为13.9 \pm ± 0.9天。结合谱线宽度，He II滞后产生黑洞质量，MBH =（2.6 \pm 0.8）\times 10^7 Msun。这一测量结果与Hβ4861线的测量结果一致，表明He II发射源与Hβ在同一区域，但半径要小得多。这构成了第一个强大的滞后测量的高电离线在窄线塞弗特1星系。
2011-11-28 astro-ph.CO
Methods of Reverberation Mapping. I. Time-lag Determination by Measures of Randomness
在类星体混响映射的背景下，介绍了一类测量天文时间序列之间的时间延迟的方法，这是基于数据的随机性或复杂性的措施。几个不同的统计估计被认为是不依赖于多项式插值的光变曲线，也不依赖于他们的随机建模，并不需要在相关空间中的分仓。基于冯诺依曼的均方逐次差分估计的方法被发现优于使用其他估计。一个优化的冯诺依曼计划制定，它更好地处理稀疏采样数据，并优于目前实现的离散关联函数方法。该方案被应用到现有的混响数据的质量不同，和以前报道的时间delays. In特别是一致性，宽线区域的类星体的大小-光度关系恢复与散射相媲美，由其他作品获得的，但与较少的假设有关的过程中的变化。所提出的时滞确定方法是特别相关的不规则采样的时间序列，并在情况下，潜在的变异性的过程不能充分建模。
2017-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Reverberation Mapping Results for Five Seyfert 1 Galaxies
我们提出的结果，从一个详细的分析光度和分光光度数据的5个塞弗特1星系观察到的一部分，最近的混响映射程序。这些数据是从2010年8月开始到2011年1月结束的140天内在几个观测站收集的。我们获得了Mrk 335，Mrk 1501，3C 120，Mrk 6和PG 2130 +099的高采样率光变曲线，从中我们测量了5100埃连续谱和H-β宽发射线之间的时间滞后。然后，我们利用这些测量结果计算出每个星系中心的超大质量黑洞的质量。我们的新测量大大提高了以前的测量MBH和宽线发射区域的大小为四个源，并增加了一个新的对象的测量。我们的新的测量结果与光电离物理调节活动星系核中宽线区的位置是一致的。
2012-06-27 astro-ph.CO
Photometric reverberation mapping of 3C120
本文介绍了对局部活动星系核（AGN）3C 120进行的为期5个月的观测结果。用位于智利Cerro Armazones附近的15厘米机器人望远镜VYSOS-6进行了为期两天的中位采样观测。为了测量活动星系核和H_β宽线区（BLR）发射线的通量，使用了宽带（B，V）和窄带（NB）滤光片。NB通量由约50%的连续谱线和50%的H_β发射线组成。为了分离线通量和连续通量，通过从NB光变曲线中减去缩放的V波段光变曲线来创建合成的H_β光变曲线。我们发现H_β发射线对连续变化的响应具有23.6 ± 1.69天的静止帧滞后。通过将获得的滞后与单个同时期光谱的速度色散相结合，我们估计中心黑洞的维里质量M_BH = 57 +/- 27 * 10^6太阳质量。我们使用通量变化梯度（FVG）方法测定了观测期间主星系减去静止坐标系5100 A的光度，其不确定度为10%（L_AGN = 6.94 +/- 0.71* 10^43尔格^-1）。与最近的光谱混响结果相比，3C 120在R_BLR - L_AGN图上的位移非常接近理论预期的R-L^0.5关系。我们的结果表明光度计AGN混响映射的性能，特别是有效地确定BLR的大小和AGN光度
2013-03-14 astro-ph.CO
The Lick AGN Monitoring Project 2011: Reverberation Mapping of Markarian 50
Lick AGN监测项目2011年观测活动于2011年春季进行，为期11周。在这里，我们提出的第一个结果，从这个程序，测量的宽线混响滞后的塞弗特1星系Mrk 50。将我们的数据与主要观测活动开始前获得的补充观测结果相结合，我们的数据集涵盖了4.5个月的总持续时间。在此期间，Mrk 50是高度可变的，在U波段连续谱中表现出4倍的最大可变幅度，在H-β谱线中表现出2倍的最大可变幅度。使用标准的互相关技术，我们发现H-β和H-γ分别滞后于V带连续谱τ_cen = 10.64（-0.93，+0.82）和8.43（-1.28，+1.30）天，而He II 4686的滞后尚未解决。的H-β线表现出对称的速度分辨混响签名与较短的滞后，在高速机翼比线的核心，一致的起源在一个广泛的线区域占主导地位的轨道运动，而不是流入或流出。假设维里归一化因子f=5.25，则黑洞质量的维里估计值为（3.2+-0.5）*10^7太阳质量。这些观测结果表明，Mrk 50是最有希望详细研究宽线区域结构和动力学的邻近活动星系之一。
2011-10-31 astro-ph.CO
A Geometric Probe of Cosmology -- II. Gravitational Lensing Time Delays and Quasar Reverberation Mapping Revisited
本文重新审视了一种与透镜势无关的宇宙学几何探针方法，通过分析轴对称宽线区几何下微分透镜对发射线光谱通量的影响，发现该方法无法恢复宇宙学信息。
2023-05-02 astro-ph.CO
An Alternative Approach To Measuring Reverberation Lags in Active Galactic Nuclei
受类星体变率统计模型的最新进展的启发，我们开发了一种新的方法来测量发射线混响滞后估计活动星系核中的宽线区域（BLR）的大小。假设所有发射线光变曲线都是连续体的缩放、平滑和位移版本，这种替代方法直接使用阻尼随机游走模型拟合光变曲线，并将它们对齐以恢复时滞及其统计置信限。我们介绍了这种方法的数学形式主义，并证明了它的能力，以应付传统方法的一些问题，如不规则的采样，相关的错误，和季节性差距。我们重新确定了31个类星体中87条发射线的滞后，并使用60个H-β滞后重新评估了BLR的大小-光度关系。我们证实了传统的互相关方法的一般结果，有几个例外。然而，我们的方法也支持广泛的扩展。特别是，它可以同时拟合多条线和连续光变曲线，这改善了对线的滞后估计，并提供了它们之间的误差相关性的估计。确定这些相关性是特别重要的解释发射线速度延迟图。我们还可以包括亮度相关滞后或线路响应的参数。我们用它来探测NGC 5548中BLR大小与连续发光度的缩放。
2011-05-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Lick AGN Monitoring Project: Broad-Line Region Radii and Black Hole Masses from Reverberation Mapping of Hbeta
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太阳质量范围内，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可变性，以便在连续波动和对宽β发射中这些波动的响应之间测量时间滞后。我们在这里展示了这个样本中物体的光变曲线，以及随后的9个物体的Hbeta时间滞后，其中这些测量是可能的。Hbeta滞后时间与宽线区域的大小直接相关，结合Hbeta发射谱可变部分的宽度，我们确定了这9个活动星系核中心超大质量黑洞的维里质量.绝对校准的黑洞质量的基础上，由Onken等人导出的归一化。我们还研究了作为速度的函数的时滞响应在六个活动星系核的Hbeta线轮廓。四个的分析导致模糊的结果，相对平坦的时间滞后作为速度的函数。然而，SBS 1116+ 583 A表现出对称的时间滞后响应线中心周围的圆轨道宽线区（BLR）云的简单模型，和Arp 151显示了一个不对称的配置文件，这是最容易解释的一个简单的重力下降模型。进一步的调查将是必要的，以充分了解的限制放在物理模型的BLR的速度分辨响应在这些对象。
2009-07-31 astro-ph.CO
Hierarchical Reverberation Mapping
混响映射是活动星系核研究中的一项重要技术。RM的核心思想是测量吸积盘连续辐射的变化与随后宽线区（BLR）响应之间的时滞$τ$。$τ$的测量通常用于估计BLR的物理尺寸，并与其他测量相结合以估计黑洞质量$M_{\rm BH}$。RM活动的一个主要困难是测量$τ$所需的大量数据。最近，Fine等人（2012）介绍了一种新的RM方法，其中BLR光变曲线是稀疏采样的，但这是通过观测大样本的活动星系核而不是单个系统来抵消的。结合这些结果可以推断活动星系核样品的性质。在这封信中，我们实现了这种方法，使用分层贝叶斯模型，并将其与以前的堆叠互相关技术的结果进行对比。我们发现，我们的推论更精确，并允许更直接的解释比堆叠的互相关结果。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.data-an
