BLR Physical Conditions in Extreme Population A Quasars: a Method to Estimate Central Black Hole Mass at High Redshift
我们描述了一种方法，用于确定的物理条件在宽线区域的一个显着的子样本的Seyfert-1核和类星体。基于类星体紫外光谱中的中（Al III 1860，Si III 1892）和高（CIV 1549，Si IV 1397）电离线的几个诊断比率被用来约束发射气体的密度，电离和金属性。我们将该方法应用于两个极端的人口A类星体-原型NLSy 1 I Zw 1和高Z\NLSy 1-like对象，SDSS J120144.36+011611.6。我们发现了明确的物理条件：低电离（电离参数$< 10^{-2}$），高密度（10 $^{12} - 10^{13}$ cm^{-3}）和显着的金属富集。电离参数和密度可以独立地推导出每个源的不确定性，总是小于$\pm 0.3$的对数。我们用乘积密度乘以电离参数来估计宽线区半径和维里黑洞质量。基于本文描述的“光电离”分析的黑洞质量估计可能比从半径-光度相关性导出的更准确。
2012-08-03 astro-ph.CO
Microlensing of Quasar Broad Emission Lines: Constraints on Broad Line Region Size
我们测量了16个引力透镜中18个类星体像对之间宽发射线的微分微透镜效应。我们发现，高电离线，如CIV更强烈的微透镜比低电离线，表明高电离线发射区域更紧凑。如果我们对微透镜放大率的分布进行统计建模，我们分别获得了高电离线和低电离线宽线区域半径为24（-15/+22）和55（-35/+150）光日（90%置信度）的估计。当样品被划分出席类星体光度，我们发现，更明亮的类星体的线发射区域更大，与预期的比例从光电离模型的斜率一致。我们的估计也同意从当地reverberation映射研究的结果。
2013-01-30 astro-ph.CO
Ionization Driven Fragmentation of Gas Outflows Responsible for FeLoBALs in Quasars
我们表明，在紫外电离连续的类星体的时间变化，在$\sim$ 1年的尺度上，影响负责低电离宽吸收线的等离子体的动态结构。电离连续的变化产生非平衡光电离条件的吸收云和超音速移动电离锋的一个显着的部分。当通量下降时，电离区的收缩驱动超声速冷却锋朝向辐射源，并驱动稀疏波朝向相反方向。压力不平衡通过冷气体相对于前部的增加的速度来补偿。当通量恢复时，冷气体被远离辐射源的超声速电离前沿再电离和再加热，并产生前向激波。再加热云平衡到$\sim 10^4$ K的温度，并观察到具有不同的径向速度比主云。这种碎裂似乎与在某些物体中看到的多组分槽结构相一致。如果云内存在强磁场（$\sim$ 10 mG），我们的模型可以再现类星体QSO 2359- 1241和SDSS J 0318 - 0600中各分量之间的速度差。
2010-06-04 astro-ph.CO
The Intrinsic Fractions and Radio Properties of Low Ionization Broad Absorption Line Quasars
低电离（Mg Ⅱ，Fe Ⅱ，Fe Ⅲ）宽吸收线类星体（LoBALs）探测相对模糊的类星体群体，并可能处于类星体的早期演化阶段。我们使用SDSS，2 MASS和FIRST调查研究LoBALs的内在分数。我们发现，近红外（NIR）和射电样品的LoBAL分数比光学样品的LoBAL分数约高5- 7倍。这表明，在近红外和无线电波段测量的分数更接近人口的本征分数，并且由于遮蔽效应，光学分数显着偏置，类似于高电离宽吸收线类星体（HiBALs）。我们还发现，LoBAL分数随着无线电光度的增加而减少，再次，类似于HiBALs。此外，我们还发现了在高近红外光度下LoBALs含量较高的初步证据，特别是在M_K_s < -31 mag.的FeLoBALs含量约为18%。这类类近红外发光LoBALs可能处于类星体演化的早期阶段。我们使用的LoBALs的两个组件模型，包括一个纯几何组件和一个光度依赖组件在高近红外光度，并获得更好的拟合比那些从一个纯几何模型。因此，LoBAL种群可以被建模为几何模型和演化模型的混合体，其中几何成分分别占BI-LoBALs、AI-LoBALs和FeLoBALs类星体种群的3.4 \pm 0.3、5.8 \pm 0.4和1.5 \pm 0.3%。考虑到没有进入SDSS调查的模糊类星体群体，其可能具有更高的LoBAL分数，我们预计LoBAL的内在分数可能更高。
2011-04-12 astro-ph.CO
Near-zone sizes and the rest frame extreme ultra-violet spectral index of the highest redshift quasars
红移大于6的类星体的发现促使了文献中关于类星体的作用的大量讨论，既作为再电离源，又作为IGM电离态的探针。然而，高红移类星体的极紫外线光谱指数无法直接测量，因为它们在莱曼极限以上的频率有吸收，因此，研究类星体在再电离过程中对星系际介质的影响时，必须假设极紫外线的光谱能量分布是基于低红移z<1的观测。在本文中，我们使用的高Ly-alpha传输区域（近区）周围的最高红移类星体测量类星体的EUV光谱指数在z~6。我们共同拟合了现有的观测结果，用于近区大小与红移和光度的变化，并提出所观察到的关系为EUV光谱指数提供了证据，该光谱指数随高红移类星体样本中的绝对星等而变化，在更高的光度下变得更柔和。通过大量的数值模拟，我们发现在z~6处的发光类星体，对于L \propto ν^{-alpha}形式的特定光度，其光谱指数的典型值被限制为alpha=1.3+/-0.4。我们发现单个类星体之间的光谱指数的分散在~0.75-1.25的范围内。这些值与在低红移下的直接观测结果一致，表明类星体的EUV光谱指数在90%的宇宙时间内没有显著的演化。
2010-08-06 astro-ph.CO
Quasar Outflows and AGN Feedback in the Far UV: HST/COS Observations of QSO HE0238-1904
在静止坐标系500-1000埃的类星体外流的光谱观测具有巨大的诊断能力。我们目前的分析这样的数据，从三个重要的离子的吸收槽测量：第一，O IV和O IV*，使我们能够获得高电离流出的AGN的距离;第二，Ne VIII和Mg X是敏感的非常高的电离相的流出。他们推断的柱密度，结合那些槽从O VI，N IV，和H I，产生两个重要的结果：1）流出显示两个电离阶段，其中高电离相携带的大部分材料。这与X射线热吸收体研究中看到的情况相似。此外，推断低电离相具有10^（-5）-10 ^（-6）的体积填充因子。2)从O IV到O IV* 柱密度比和电离参数的知识，我们确定3000 pc的距离。从外流到中央源头。由于这是典型的高电离外流，我们可以确定外流的质量通量和动力学光度的稳健值：分别为每年40个太阳质量和10^45尔格/秒，其中后者大致等于热光度的1%。在一个典型的高电离风中测得如此大的动力学光度和质量流率表明类星体外流是活动星系核反馈机制的主要贡献者。
2013-05-09 astro-ph.CO
Low-Ionization Outflows in High Eddington Ratio Quasars
广泛的MgII双重线已被大量研究，其潜在的重要作用，作为一个维里估计的黑洞质量在高红移类星体。因此，一个重要的任务是识别任何可能与非维里运动加宽有关的线分量。高s/n中值复合光谱（在Sulentic et al. 2007的"4D特征向量1"上下文中合并）是为0.4 <z <0.75范围内最亮的680个SDSS DR 7类星体构建的，其中MgII 2800和H β都记录在相同的光谱中。代表90%类星体的复合光谱证实了先前的发现，即FWHM（MgII 2800）比FWHM（H β）窄约20%。对于样本中最高的爱丁顿辐射源（A族），情况明显不同。在这些源的中值光谱中，FWHM MgII 2800等于或大于FWHM（Hbeta），并且相对于Hbeta显示出显著的蓝移。我们解释的MgII 2800蓝移作为一个辐射驱动的风或流出的最高吸积类星体的签名。在这种解释中，MgII 2800线宽-受蓝移发射的影响-不适合用于~10%类星体的维里质量估计。
2013-01-03 astro-ph.CO
Growth and anisotropy of ionization fronts near high redshift quasars in the MassiveBlack simulation
我们使用辐射转移来研究周围最亮的，z=8类星体在一个大型宇宙流体动力学模拟，包括黑洞的增长和反馈（MassiveBlack模拟）的电离区域的增长。我们发现，在类星体的存在下，同向运动的HII泡半径达到10 Mpc/h后，20米，而与恒星成分单独的HII泡至少小了一个数量级。我们的计算表明，几个功能没有捕捉到的分析增长模型的Stromgren球。来自硬类星体光谱的X射线光子驱动电离前沿从完全中性到部分中性的平滑过渡。然而，从部分中性到完全电离的转变要复杂得多。我们测量的气泡的边缘的距离作为角度的函数，并使用这些距离的标准偏差作为诊断的电离区域的各向同性。我们发现，从集群晕附近的电离区的重叠不仅增加了各向异性，但也是主要的机制，使外半径的增长。因此，我们预测，类星体电离气泡在这个早期阶段的再电离过程中，应显着更大，更不规则的形状比周围的气泡恒星形成星系。在恒星形成率增加和宇宙完全再电离之前，类星体气泡将形成21厘米地图中最引人注目和可识别的特征。
2012-11-05 astro-ph.CO
Development of Hydrogen and Helium Proximity Zones around Quasars
越来越多的证据表明，类星体光谱中z ~ 3 - 4处的He Ⅱ邻近剖面是类星体年龄的敏感探针。但是它们的H I对应物的发展很难追踪，并且仍然受到很差的限制。我们比较了15个He II类星体的紫外光谱与它们的高分辨率光学对应物，并发现He II和H I邻近区的大小之间存在显着的相关性。发光类星体HE 2347 -4342在He II和H I中都显示出零邻近区，这表明它非常年轻（年龄< 0.2百万年）。其他三个类星体也显示出He II和H I的小邻近区。没有证据表明H I电离区比He II电离区膨胀得快得多。结果表明，类星体电离锋的扩展可能明显慢于光速，并提高了区分年轻和年老类星体的可能性，从它们的H I邻近区的大小。
2019-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution and Evolution of Quasar Proximity Zone Sizes
在本文中，我们研究了类星体邻近区的大小与合成类星体的吸收光谱后处理的宇宙再电离计算机（CROC）模拟。CROC模拟具有相对较大的盒子尺寸和较高的空间分辨率，使我们能够解决莱曼极限系统，这对于模拟类星体吸收光谱至关重要。我们发现，在再电离之前，大多数类星体的邻近区大小稳定增长的$\sim 10$ Myr，而在再电离之后，他们迅速增长，但只有$\sim 0.1$ Myr。我们还发现随着开启红移的减小，$R_{\rm obs}$的增长也很缓慢。此外，我们发现老类星体（$30$ Myr old）的$\sim 1-2\%$显示极小的邻近区尺寸（$<1$ proper Mpc），其中绝大多数是由于沿视线方向阻尼Ly $α$吸收体（DLA）或莱曼极限系统（LLS）的出现。这些DLA和LLS被金属污染，这提供了一种将它们与年轻类星体的正常邻近区区分开来的方法。
2021-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low ionization lines in high luminosity quasars: The calcium triplet
为了研究类星体中低电离线的发射位置和方式，我们正在研究一组新的钙三重态光谱，这些光谱是用甚大望远镜（VLT）使用红外光谱仪和阵列照相机（ISAAC）观测到的，位于$λ$ 8498，$λ$ 8542，$λ$ 8662。我们的样本涉及中等红移的发光类星体，其中CaII观测几乎不存在。我们使用H $β$谱作为模型拟合Ca II三联体和OI $λ$ 8446线。我们从CaII三重态OI $λ$ 8446和H $β$的相对强度中推导出对线发射区域的限制。
2013-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Conditions in the Broad Line Region of $z\sim3$ Quasars: A Photoionization Method to Derive $r_{BLR}$
本文给出了用VLT/FORS获得的八个类星体在$z\sim3$的高信噪比紫外光谱。这些光谱使我们能够详细分析每个源（\ciii、\siiii、\aliii、\siii、\civ \和\siiv）在1400-2000 kHz静止帧范围内的最强发射特征。以前的工作表明，这些线的一个组成部分是在一个具有明确定义的属性的区域中发射的，即，高密度和低电离发射区）。该区域的通量比\aliii / \siiii、\civ / \aliii、\siiv / \siiii、\civ / \siiv \和\siii / \siiii \允许我们通过使用由{ \sc CLOUDY}模拟构建的诊断图来强烈地约束电子密度、电离参数和金属丰度。产品密度乘以电离参数的可靠估计使我们能够从电离参数的定义中推导出宽线区域\rb \的半径。\rb \估计和维里化运动的假设线发射气体产生的黑洞质量的估计。我们比较了我们的结果与从\rb \ -光度相关性通常用来估计高红移类星体的黑洞质量的估计。
2011-04-15 astro-ph.CO
Probing reionization using quasar near-zones at redshift z ~ 6
利用流体动力学模拟和辐射转移程序，研究了$z\sim 6$类星体在其近区产生的星系际介质（IGM）中的附加加热效应。如果氦在HeII中占主导地位，IGM有效状态方程的归一化（$T_0$）和斜率（$γ$）都会被类星体的过度电离所修改。使用现有的限制$T_0$在$z\sim6$，我们讨论了HI和HeII再电离的性质和时代的影响。我们研究了HeIII区域的范围与类星体年龄的函数关系，并表明，对于$z \sim 6$类星体的典型推断年龄（即$\sim 10^8$年），它延伸到HI邻近区域的80%。对于这些长寿命，即使使用来自邻近区域的所有HI线，也可以检测到加热效应。使用通量和曲率概率分布函数（PDF），我们研究了作为IGM中初始物理条件的函数的加热效应的统计可探测性。对于目前的样本量，宇宙方差占主导地位的通量PDF。曲率统计更适合于捕捉宇宙方差之外的加热效应，即使样本量是目前可用的一半。
2014-07-16 astro-ph.CO
The need for obscured supermassive black hole growth to explain quasar proximity zones in the epoch of reionization
高红移类星体的邻近区是超大质量黑洞形成的独特探针，但同时解释邻近区的大小和黑洞质量已被证明是具有挑战性的。我们研究的鲁棒性的一些假设，通常是推断类星体的寿命从邻近区的大小。我们发现，小的邻近区域可以很容易地解释类星体的亮度变化与短占空比的$f_\mathrm{duty}\sim 0.1$和短明亮的周期$t_\mathrm{on}\sim 10^4$年，即使是长寿命。我们进一步表明，调和这与黑洞质量估计需要黑洞继续增长和吸积在其模糊的阶段。因此，$\gtrsim$ 0.7或更高的遮蔽分数与低红移测量和黑洞吸积模型一致。这样短的占空比和长的模糊相位也与大的邻近区的观察结果一致，从而为所有大小的邻近区提供了简单、统一的模型。我们的模拟的大动态范围，其校准的莱曼- $α$森林，使我们能够调查的大规模拓扑结构的再电离和类星体的主机晕质量邻近区的影响。我们发现，不完全再电离可以阻碍邻近区的增长，使它们缩小30%，但类星体宿主晕质量只影响邻近区微弱和间接。我们的工作表明，高红移邻近区可以成为研究类星体变率和黑洞生长的有效工具。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of $z \sim 6$ Quasar Proximity Zones for the Epoch of Reionization and Quasar Lifetimes
我们研究类星体邻近区的红移范围$5.77 \leq z \leq 6.54$均匀分析$34$中等分辨率的光谱，包括档案和新获得的数据，并利用最近更新的系统红移和星等测量。而以前的研究发现强烈的邻近区的大小与红移的演变，并认为这提供了一个快速发展的星系际介质（IGM）中性分数在再电离的证据，我们测量一个更浅的趋势$\propto(1+z)^{-1.44}$。我们比较我们测得的邻近区域的大小预测后处理的一维辐射转移的流体动力学模拟，并发现良好的协议之间的观测和理论，无论周围IGM的电离状态。这种对IGM电离态的不敏感性以前已经被注意到，并且是由于这样一个事实，即邻近区大小的定义是平滑的类星体光谱在$10\%$通量透射水平以下的第一个下降，探测了来自类星体的电离辐射比预期的紫外电离背景大一个数量级的位置，该紫外电离背景设定了IGM的中性部分。我们的分析还发现了三个具有非常小的邻近区域的物体（其中两个具有$R_p < 1$适当的Mpc），这构成了观察到的分布的异常值，并且具有挑战性，难以用我们的辐射转移模拟来解释。我们认为它们的起源，如强吸收线系统与类星体或斑片状再电离的各种解释，但发现最引人注目的情况是，这些类星体一直闪耀$\lesssim 10^5$年。
2017-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Scale Absorption Outflow in the Low Luminosity Quasar IRAS~F04250-5718: HST/COS Observations
我们提出了类星体IRAS F04250-5718外流的吸收线分析。来自哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪的远紫外数据揭示了高电离离子的固有窄吸收线（例如，C IV、N V和O VI）以及低电离离子（例如，C II和Si III）。我们确定了三个运动学分量的中心速度范围从~-50到~-230 km/s。速度依赖性，非黑色饱和是明显的高电离离子的线轮廓。从未检测到来自亚稳态水平的C II的吸收，我们能够确定流出物的主要成分中的电子数密度< 30/cm 3。光电离分析得到电离参数log U ~ -1.6 +/-0.2，它解释了流出物金属丰度和入射光谱形状的变化。我们还考虑了两个电离参数的解决方案。如果外流的电离结构是由活动星系核的光电离引起的，我们确定从中心源到这个分量的距离大于3 kpc。由于大的距离确定的主要运动分量，我们讨论的可能性，这种外流是银河风的一部分。
2011-06-10 astro-ph.CO
Spectral Signatures of Quasar Ages at z~3
类星体的年龄可以从邻近效应中获得，但到目前为止，只有有限数量的明亮类星体。基于2.5 <= z <= 3.5的约2600个SDSS类星体光谱，对Ly-alpha森林线之间的光谱空洞的搜索发现了在很宽的径向距离范围内的邻近区。大部分区域的大小小于5 Mpc，它们的数量随着距离的增加呈指数递减。在通过光度归一化之后，与预期值相比，区域大小分布在0.64的e折叠尺度上。一组类星体被选中，因为它们的大邻近区>~ 10 Mpc。他们的复合光谱显示出强窄的核心和大的等效宽度在Ly-alpha和其他主要的紫外线发射线。如果沿着视线的邻近区域指示类星体的年龄，这些特征可能是古老类星体的特征。另一组类星体被选中，因为它们没有显示邻近区，并且在z_{ab} > z_{em}处显示出本征吸收线。它们很可能是年轻的类星体，并呈现出较弱的窄发射线成分。这两组类星体光谱特征的显著差异可能反映了类星体寿命的演化模式。
2020-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
H$β$ Line Widths as an Orientation Indicator for Low-Ionization Broad Absorption Line Quasars
有来自射电强类星体的证据表明，H $β$宽发射线（BEL）气体的分布主要是以平面方向排列的，这一结果也很可能适用于射电静类星体。这意味着观察到的H $β$ BEL的半峰全宽（FWHM）取决于气体视线的方向。如果这种观点是正确的，那么我们建议，FWHM可以作为一个替代品，在大样本，以确定视线的H $β$贝尔在宽吸收线类星体（BALQSO）。它是确定的，有一个统计上显着过量的窄线配置文件中的SDSS DR 7档案光谱的低电离宽吸收线类星体（LoBALQSO），表明BAL气体流动接近赤道面不常见的发生在这些来源。我们还发现，这些数据是不是很好地代表了随机视线的BAL气体。我们的最佳拟合表明两类LoBALQSO，大多数（$\approx 2/3$）是极外流，这是负责增强频率的窄线配置文件，其余的赤道外流。我们进一步激发了视线的解释，在LoBALQSO的窄线过剩考虑的概念，线配置文件的偏斜分布是由一个升高的爱丁顿比BALQSO驱动。我们构建了各种控制样品组成的nonLoBALQSO匹配的去红LoBALQSO样品的红移，光度，黑洞质量和爱丁顿比。结果表明，相对于各对照样品，LoBALQSO样品中的窄谱持续过量，且统计学显著性未降低。因此，我们排除了在LoBALQSO中看到的过量窄线来自增强的爱丁顿比的可能性。
2010-10-27 astro-ph.CO
New quasar proximity zone size measurements at $z\sim 6$ using the enlarged XQR-30 sample
利用扩大后的XQR-30样本，在红移5.8-6.6处测量了22个类星体邻近区大小，发现其与红移、光度或黑洞质量相关性弱，表明类星体寿命差异大，并首次纳入连续谱不确定度，为约束类星体寿命和黑洞种子提供数据。
2023-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the effective lifetime of the $z\sim6$ quasar population from the composite proximity zone profile
类星体的寿命可以通过其邻近区的大小来估计，邻近区是在高红移类星体的静止坐标系紫外光谱中观测到的莱曼- $α$发射线的蓝向通量增强区域，因为星系际气体对类星体辐射的响应时间有限。我们估计的有效寿命的高红移类星体人口的复合透射通量分布的$15$类星体在$5.8\leq z\leq 6.6$具有精确的系统红移，和类似的光度，即$-27.6\leq M_{1450}\leq-26.4$，从而类似的瞬时电离功率的样品的邻近区区域内。我们开发了一种贝叶斯方法来推断有效寿命的复合光谱，包括强大的估计各种来源的不确定性的频谱。我们估计的类星体人口的有效寿命作为一个整体的$\log_{10}(t_{Q}/{yr}) = 5.7^{+0.5 (+0.8)}_{-0.3 (-0.5)}$的中位数和$68$ th（$95$ th）百分位数的后验概率分布。虽然我们的结果与以前的类星体寿命研究是一致的，但它对目前位于类星体宿主星系中心的超大质量黑洞（SMBH）的增长模型提出了重大挑战，该模型要求类星体的寿命超过一个数量级。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Extreme High-Velocity Outflow in Quasar PG0935+417
我们报告了在类星体PG 0935 +417中探测到OVI 1031、1037和NV 1238、1242吸收的“小-宽”吸收线（mini-BALs）系统，该系统先前被报道具有可变的CIV 1548、1550。这些线的形成在一个极端的高速类星体外流（与v ~ -50000公里/秒）证实了线的可变性，广泛的平滑吸收轮廓，和部分覆盖的背景光源。HI和较低电离金属不明显存在。解析的OVI双峰表明这些谱线是中等饱和的，吸收体覆盖了类星体连续谱源的约80%（C_f~0.8）。我们在CIV中得到了1015 cm^（-2）量级的离子柱密度，在OVI中则大了几倍，表明电离参数log U >~-0.5。假设太阳丰度，我们估计总柱密度为N（H）~5 x 10^（19）cm^（-2）。这种外流出现在1982年至1993年之间的某个时候。我们对1993年至2007年CIV数据的检查表明，在-45000至-54000 km/s的速度范围内存在可变的复吸收。没有明显的证据表明流出气体的加速或减速。外流在活动星系核（AGN）中很常见，但像这里报道的这种极端速度是非常罕见的。目前尚不清楚PG 0935 +417的什么性质可能导致这种不寻常的流出。事实上，PG 0935 +417的X射线吸收明显低于典型的BAL类星体，尽管它的外流具有BAL类星体的典型电离度，其速度是大多数BAL类星体的2-3倍。这些结果可能对理论模型…
2010-09-09 astro-ph.CO
Broad Absorption Line Quasars with Redshifted Troughs: High-Velocity Infall or Rotationally Dominated Outflows?
我们报告了在斯隆数字巡天和SDSS-III重子振荡光谱巡天中发现的17个宽吸收线（BAL）类星体，它们具有高电离槽，包括相对于类星体静止框架的吸收红移。红移的槽延伸到速度高达v= 12，000 km/s和槽宽度超过3000 km/s，但在所有的情况下，一个。大约每1000个具有蓝移C IV吸收的BAL类星体中就有1个也具有红移C IV吸收;只有在红移速度下才有C IV吸收的物体大约是四倍稀有。在超过一半的天体中，红移吸收出现在C II或Al III以及C IV中，使得低电离吸收在具有红移槽的BAL类星体中比在标准BAL类星体中至少多十倍。然而，在我们的对象的C IV吸收等效宽度平均小于标准的BAL类星体与低电离吸收。我们考虑几种可能的方式产生红移吸收。这两种最有可能的可能性可能同时在同一个物体或不同的物体上起作用。旋转主导的流出对类星体的扩展连续源可以产生红移和蓝移吸收，但与这种情况一致的变化是在四个对象中只有一个多光谱。相对致密和低电离气体的半径小到400史瓦西半径的下降原则上可以解释观察到的槽轮廓范围，但目前的模型不容易解释这种气体的起源和生存。无论这些天体中吸收气体的来源如何，它必须位于小半径处才能解释其大的红移速度，从而为类星体内部区域提供了一种新的探测方法。
2013-06-12 astro-ph.CO
A study of galaxies near low-redshift quasars
类星体对邻近星系的影响是理解星系演化模型的一个重要因素。这项工作的目的是描述类星体在低红移（z $<$ 0.2）的封闭环境的统计上最完整的样本到目前为止使用的第七次数据发布的斯隆数字巡天。我们已经使用了305个类星体星系协会与光谱测量的红移范围内的投影距离为350千秒差距，计算星系的表面密度，颜色，恒星形成率，氧丰度，尘埃消光和电离的变化作为函数的类星体。我们还从我们的主要星系样本中识别和排除了活动星系核，并计算了不同类型星系的面密度。我们已经在三个不同的类星体星系红移差范围$|Δ$ z $|<$ 0.001、0.006和0.012中完成了这项工作。我们的研究结果表明，类星体周围的星系表面密度有一个显着的增加，表明类星体的合并方案形成。我们还观察到一个差距的AGN和蓝色星系的表面密度在距离类星体约150千秒差距。我们没有看到恒星形成率，颜色和电离作为距离类星体的函数的显着变化。从这次调查中，我们看不到类星体对其星系同伴的任何影响。
2011-07-13 astro-ph.CO
The Faint End of the Quasar Luminosity Function at z~4: Implications for Ionization of the Intergalactic Medium and Cosmic Downsizing
本文提出了一种更新的z ~ 4类星体光度函数（QLF）的测定方法，改进了Glikman等人（2010）提出的QLF暗端测定方法的质量。我们已经从我们的调查样本中观察到了另外43个候选者，在z = 4.23处产生了一个额外的类星体，并将我们光谱跟踪的完整性提高到48%，因为在我们3.76 deg 2的调查区域内，候选者比R = 24亮。我们研究的效果，使用K-校正计算静止帧绝对星等在1450 A相比，直接从对象光谱测量M1450。我们发现一个光度依赖的偏见：基于模板的K-校正高估了低光度类星体的光度，可能是由于他们依赖于来自更高光度类星体的模板。结合我们的样本与明亮的类星体从斯隆数字巡天，并使用基于光谱的M1450的所有类星体，我们适合双幂律的分箱QLF。我们的最佳拟合有一个亮端斜率，α = 3.3 \pm 0.2，和一个暗端斜率，β = 1.6（+0.8/-0.6）。我们的新数据修正了QLF的模糊端斜率，使其更平坦，类似于在z ~ 3处测量的值。破裂的光度，虽然没有受到很好的限制，但在M* = -24.1（+0.7/-1.9），比z ~ 3大约暗1 - 1.5等。这个QLF意味着类星体占了IGM在这些红移下所需辐射的一半左右。
2011-01-03 astro-ph.CO
The Ionization and Destruction of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Powerful Quasars
重新分析了86个低红移（$z < 0.5$）Palomar-Green类星体的中红外（5-40 $μ$ m）Spitzer光谱，研究了多环芳烃（PAH）发射的性质及其作为发光活动星系核（AGN）宿主星系恒星形成率（SFR）指标的实用性.我们分解的光谱与我们最近开发的模板拟合技术来测量PAH通量和上限，我们解释使用模拟光谱，模拟活动星系核稀释的影响。虽然发光的类星体可以严重稀释并影响发射线的可探测性，但在一些富含气体和积极形成恒星的来源中，多环芳烃本质上很弱，最终证明强大的活动星系核会破坏多环芳烃分子。将基于多环芳烃的SFR与从中红外精细结构霓虹线和总红外光度导出的独立SFR进行比较，发现多环芳烃可以用热光度$\lesssim 10^{46}\, \rm erg\,s^{-1}$追踪类星体中的恒星形成活动，但越来越低估了更强大类星体的SFR，通常是通过$\sim 0.5$ dex。相对于恒星形成星系和低光度活动星系核，类星体的PAH为11.3 $μ$ m/7.7 $μ$ m比率，但特征性地较低比率为6.2 $μ$ m/7.7 $μ$ m，8.6 $μ$ m/7.7 $μ$ m，和11.3 $μ$ m/17.0 $μ$ m。我们认为，这些趋势表明，强大的活动星系核优先破坏小颗粒和增强PAH电离分数。
2021-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identification of Outflows and Candidate Dual Active Galactic Nuclei in SDSS Quasars at z=0.8-1.6
我们展示了来自斯隆数字巡天的131个类星体的样本，红移为0.8<z<1.6，在高电离窄发射线[NeV]3426或[NeIII]3869中有双峰。选择这些源的目的是识别z<0.8的活动星系核（AGN）的高红移类似物，具有双峰[OIII]5007线，这可能代表AGN流出或双重AGN。线的高电离势被认为是起源于内部，高度光致电离的部分窄线区域（NLR），我们利用这一假设来调查可能的运动学起源的双峰线。为了比较，我们测量了低红移（z<0.8）[OIII]选择源中的[NeV]3426和[NeIII]3869双峰。我们发现[NeV]3426和[NeIII]3869表现出与其他研究中[OIII]5007类似的线分裂与线宽之间的相关性;并且速度分裂与类星体埃丁顿比相关。这些结果表明，至少一个子集的双峰流出的起源，使我们能够研究类星体周围的高电离气体运动学。然而，我们发现，我们的样品的非neligible部分显示没有电离分层的证据。对于这些来源，外流的情况是不太引人注目的，离开双活动星系核的情况作为一个可行的可能性。最后，我们发现，我们的样本显示的速度偏移比和光度比的组件，这是一个潜在的双重活动星系核的存在动力学参数之间的反相关。因此，这项研究作为第一次尝试，在扩大候选的双重活动星系核的选择，以更高的红移。
2013-03-14 astro-ph.CO
A Comprehensive Study of Broad Absorption Line Quasars: I. Prevalence of HeI* Absorption Line Multiplets in Low-Ionization Objects
中性氦多重谱HeI* 3189，3889，10830对类星体吸收气体的几何和物理条件是非常有用的诊断。到目前为止，只报告了少数HeI* 检测结果。使用一种新的方法，我们检测到HeI*3889吸收线在101个源的一个定义良好的样本285 MgII BAL类星体从SDSS DR 5选择。这使得HeI* BAL类星体的数量增加了一个数量级以上。我们进一步在样品中的50%（52/101）类星体中检测到HeI*3189。MgII BAL类星体中HeI* BALs的探测率总体上约为35%，并且随着光谱信噪比的增加而急剧增加，从信噪比<= 10时的18%增加到信噪比>= 35时的93%。这表明，如果光谱S/N足够高，大多数MgII LoBAL类星体都可以检测到HeI* BALs。这种令人惊讶的高HeI* BAL分数实际上是根据基于简单BAL模型的光电离计算预测的。结果表明，HeI* 吸收线可以用来寻找低z波段的BAL类星体，而这类星体通常是由地面光谱观测中常见的紫外吸收线所不能识别的。利用HeI*3889，我们从SDSS光谱数据库中发现了19个z<0.3的BAL类星体。HeI* BAL类星体的比例与LoBAL天体相似。
2015-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra X-Ray Observations of Two Unusual BAL Quasars
我们报告了两个不寻常的，发光的铁低电离宽吸收线类星体（FeLoBALs）敏感的钱德拉X射线非检测。观测确实检测到一个非BAL的宽双星伴类星体到其中一个FeLoBAL类星体。我们结合X射线导出的柱密度下限（假设太阳金属丰度）与柱密度从紫外光谱和云光电离模拟，探讨是否在宽线区域密度的恒定密度板可以匹配的物理参数，这两个BAL流出，并发现他们不能。在SDSS J 0300 +0048“槽形”天体中，我们测量到吸收X射线的气体的柱密度为NH ≥ 1.8 × 1024 cm-2。根据Fe Ⅱ UV 78吸收的存在而Fe Ⅱ UV 195/UV 196吸收的缺失，我们推断在吸收区的那一部分的密度为n_e ~ 106 cm-3。我们确实发现，在这种密度下的一片气体可能能够解释这个物体的吸收。在Fe III-主导对象SDSS J2215-0045中，对于n_e = 1011 cm-3和n_e = 1012 cm-3两种情况，如果电离参数log U > 1.0，则NH的X射线吸收柱密度>= 3.4 × 1024 cm-2与Fe III衍生的NH>= 2 × 1022 cm-2是一致的（需要这样的密度才能产生Fe III吸收而不产生Fe II吸收）。然而，吸收的速度宽度排除了它在这些密度下集中在单个板中。相反，这个物体的光谱可以解释为低密度，高电离和高温的盘风，遇到并消融了高密度，低电离的Fe III…
2011-01-13 astro-ph.CO
Instabilities in the Ionization Zones Around the First Stars
假设暗物质分布是一个修正的等温球，我们研究了红移为$z = 12$的$M\sim 10^7 M_\odot$的原星系中含$M_*\sim 25-200 M_\odot$的第III星族恒星周围电离区的演化.我们研究了电离区不稳定性增长的条件。在25-40颗$M_\odot$恒星周围的电离区中，Rayleigh-Taylor不稳定性和热不稳定性有效发展，而对于具有$\sim 120 M_\odot$的恒星，这种效率较低。对于质量更大的恒星（$\sim 200 M_\odot$），电离光子的通量足够强，可以大大降低电离区的气体密度，而恒星（$\sim 2$ Myr）的典型寿命不足以增加不稳定性。在一个有$M\sim 10^7 M_\odot$的原星系中，当中心恒星的$M_\odot$为200时，气体会在恒星生命的末期被完全电离;在中心恒星的$M_\odot$为120时，只有总质量的三分之一被电离。因此，来自具有$M_*\simlt 120 M_\odot$的恒星的电离光子不能离开具有$M\simgt 10^7 M_\odot$的原星系。如果中心恒星的质量是25和40 $M_\odot$，那么这个质量的原星系中的气体基本上保持中性。我们讨论的后果的演化的电离区传播的信封后，超新星爆炸的恒星和富集的星系际介质中的重元素的效率。
2012-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurements of quasar proximity zones with the Ly$α$ forest of DESI Y1 quasars
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Academia Sinica（中央研究院）；The University of Utah（犹他大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）
研究通过分析DESI Y1数据中超过10000对类星体的Lyα吸收，探讨了类星体近邻区对背景类星体吸收的影响，并发现气体聚类效应主导了离子化效应，且近邻区密度与类星体亮度无关。
2026-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Short $\sim 1$ Myr Lifetimes from the He II Proximity Zones of $z \sim 4$ Quasars
类星体吸积事件的持续时间是区分超大质量黑洞的形成和生长模型、类星体的演化及其对宿主星系的潜在反馈效应的关键参数。然而，这个临界时间尺度，通常被称为类星体的寿命，仍然是不确定的数量级（$t_{\rm Q} \simeq 0.01\,{\rm Myr} - 1\,{\rm Gyr}$）。在He II Ly $α$森林中表现出透射的类星体的吸收光谱提供了一个独特的机会来精确测量类星体的寿命。事实上，类星体的He II邻近区（靠近类星体本身的区域，在那里它自身的辐射会极大地改变周围星系际介质（IGM）的电离状态）的大小，敏感地取决于它的$t_{\rm Q}\lesssim 30$ Myr的寿命，与SMBH增长$t_{\rm S}=45$ Myr的预期$e$折叠时间尺度相当。本文将6个z~4类星体的哈勃空间望远镜（HST）光谱中He II邻近区的大小与用$1$ D辐射传输算法进行宇宙流体动力学模拟后处理的理论模型进行了比较。我们引入贝叶斯统计方法来推断单个类星体的寿命，这使我们能够完全边缘化周围IGM的未知电离状态。我们测量两个对象的寿命$0.63^{+0.82}_{-0.40}$ Myr和$5.75^{+4.72}_{-2.74}$ Myr。对于其他4个类星体，大的红移不确定性破坏了我们的灵敏度，使我们只能设置上限或下限。然而，对这四个系统的联合分析得出了它们的平均寿命为$\langle …
2018-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Learning Reionization History from Quasars with Simulation-Based Inference
本文提出用基于模拟的推断（SBI）方法从高红移类星体光谱的阻尼翼信号中精确推断宇宙中性分数和翼位置，成功打破参数简并，优于传统伪似然方法，有望稳健重建宇宙再电离历史。
2023-11-27 astro-ph.CO
Signatures of Small-scale Structure of the Pre-reionization Intergalactic Medium in $z\gtrsim7$ Quasar Proximity Zones
本研究通过一维电离辐射转移后处理模拟，发现z≈7.5类星体近邻区的Lyα透射统计可在2σ水平区分再电离前星系际介质的冷暗物质、温暗物质及X射线加热模型，为探测早期宇宙小尺度结构提供新途径。
2023-12-11 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
Far-UV Fe Emission as Proxy of Eddington Ratios
爱丁顿比是决定类星体性质多样性的一个关键参数。它可以缩放与光学Fe II和[O III]发射之间的强反相关。为了在远紫外波段寻找这样的指标，结合它们的光学SDSS对应物，分析了150个低红移类星体的HST远紫外光谱。Fe Ⅱ +Fe Ⅲ 1123发射的强度与光学Fe Ⅱ的强度显著相关。Fe II 1071和光学Fe II之间也可能存在适度的相关性。这一发现开启了远紫外Fe II发射可能作为爱丁顿比的新衡量标准的可能性。远紫外波段的高、低电离线呈现出不同的模式：爱丁顿比越大，低电离紫外线越强，而高电离紫外线越宽越弱。
2021-06-16 astro-ph.CO
Detecting and Characterizing Young Quasars II: Four Quasars at $z\sim 6$ with Lifetimes $<10^4$ years
高红移类星体的邻近区域的范围使得类星体活动的时间尺度受到限制，这对于理解为类星体发射提供动力的超大质量黑洞（SMBH）的生长是至关重要的。在这项研究中，我们获得了精确的估计紫外（UV）发光寿命的十个类星体在$5.8< z< 6.5$。根据对这些物体邻近区域大小的初步测量，这些物体被预先选定为寿命短，然后针对这些物体进行高质量的亚毫米、光学和红外后续观测，以提高测量精度并安全地确定其寿命。通过比较这些邻近区域的大小模拟类星体光谱产生的辐射传输模拟在不同的寿命范围内，我们推断出极短的寿命$t_{\rm Q}<10^4$年为我们的样本中的四个对象，而其余的类星体是一致的$t_{\rm Q}\gtrsim 10^5$年的寿命较长。这些年轻的物体与小的邻近区域代表$\lesssim10\%$的类星体人口作为一个整体。我们比较我们的结果详细的时间尺度的类星体活动，这对类星体人口的平均寿命为$t_{\rm Q}\sim10^6$年点的其他研究。这与在大约$\sim 1-10\%$的时间发现新开启的类星体是一致的。这些年轻的类星体代表了研究SMBH触发和反馈机制的独特机会，因为它们的紫外发光类星体阶段的开始只是最近发生的，因此这个过程的痕迹仍然可以观察到。
2021-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting and Characterizing Young Quasars I: Systemic Redshifts and Proximity Zones Measurements
在一个多波长的调查$13$类星体在$5.8\lesssim z\lesssim6.5$，这是预先选定的潜在的年轻，我们发现五个对象具有非常小的邻近区的大小，这可能意味着紫外线发光类星体的寿命为$\lesssim 100,000$年。邻近区是类星体附近的增强透射通量区域，对类星体的寿命很敏感，因为星系际气体对它们的辐射有有限的响应时间。我们结合了来自阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）和NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）的亚毫米观测，以及来自甚大望远镜（VLT）和凯克望远镜上的中分辨率光谱仪的深光学和近红外光谱，以识别和表征这些新的年轻类星体，这为研究早期宇宙中超大质量黑洞（SMBH）的吸积行为提供了有价值的线索，并对当前黑洞形成模型提出了挑战，以解释十亿太阳质量的黑洞的快速形成。我们测量了类星体的系统红移，黑洞质量，爱丁顿比，发射线光度和恒星形成率的宿主星系。结合以前的结果，我们估计年轻的对象中的高红移类星体人口的比例为$5\%\lesssim f_{\rm young}\lesssim 10\%$。其中一个年轻的天体，PSO J158-14，显示出非常明亮的尘埃连续通量（$F_{\rm cont}=3.46\pm 0.02\,\rm mJy$），表明一个恒星形成率约为$1420\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$的高度恒星爆发的宿主星系。
2020-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
In The Neighbourhood of Tame Monsters: A study of galaxies near low-redshift quasars
类星体对邻近星系的影响是理解星系演化模型的一个重要因素。这项工作的目的是利用斯隆数字巡天的第七次数据发布，以迄今为止统计上最完整的样本来表征低红移（z $<$ 0.2）类星体的中尺度环境。我们已经使用了305个类星体星系协会与光谱测量的红移在投影距离范围内的350千秒差距，计算如何表面密度的星系，颜色，电离度，尘埃消光和恒星形成率的变化作为一个函数，我们的类星体样本的距离。我们还确定了我们的主要星系样本的同伴活动星系核和计算不同类型的星系的表面密度。我们已经在三个不同的类星体星系红移差范围$|Δ$ z $|<$ 0.001、0.006和0.012中完成了这项工作。我们的研究结果表明，有一个显着的增加，我们的低红移类星体样本周围的蓝色邻居的表面密度是陡峭的比周围的非活动场星系的相同的光度和红移范围。这可能表明类星体的形成是通过合并方案完成的。没有观察到恒星形成率、尘埃消光、电离度或颜色随与类星体距离的变化而发生显著变化。我们无法观察到类星体对其伴星系的任何影响。
2012-05-10 astro-ph.CO
Thermal and Nonthermal Radio Galaxies
射电星系在1950年代被发现并绘制成地图。光谱显示很少或没有核连续光。有些还显示出强大的高电离发射线，而另一些则显示出最弱的低电离发射线。类星体在1960年代被发现，它们的光谱主要是由强大的连续辐射，随后被确认为来自大量吸积流的光学厚热辐射，以及高电离窄发射线和强大的宽允许线。到了20世纪80年代，光学偏振的数据和射电性质的统计数据要求许多射电星系包含隐藏的类星体核，隐藏在尘埃中，大致环形的气体分布。具有隐藏类星体的射电星系被称为“热星系”。“所有的射电星系都有强大的隐藏类星体吗？我们现在知道答案，使用基于无线电，红外线，光学和X射线特性的参数。在射电光度函数的顶部附近，对于FRII、GPS和CSS星系，答案是肯定的。在无线电光度函数的顶部以下，许多没有。在低射电光度下，大多数都不会。相反，这些“非热”的弱吸积星系是同步加速器喷流形式的强大动能发射器。它们通常具有弱的低电离线。这适用于所有类型的射电星系，大FR II双打，以及小年轻的千兆赫兹峰谱和紧凑陡谱源。只有少数FR I源是热型的。
2012-01-13 astro-ph.CO
He II Proximity Effect and the Lifetime of Quasars
类星体的寿命是理解超大质量黑洞生长的基础，也是星系际介质再电离模型的重要组成部分。然而，尽管有各种各样的尝试来确定类星体的寿命，目前的估计从各种方法是不确定的数量级。本工作结合宇宙流体动力学模拟和一维辐射转移来研究$z \simeq 3-4$类星体周围He II Ly $α$邻近区的结构和演化。我们证明了在邻近区的时间演化可以用一个简单的解析模型来描述He II分数$x_{\rm HeII}\left( t \right)$接近电离平衡的过程，并用这个图像来说明透射轮廓如何依赖于类星体的寿命，类星体的紫外光度，以及环境IGM中氦的电离状态（即平均He II分数，或等效的超星系He II电离背景）。一个显着的简并之间存在的寿命和平均的He II分数，但后者可以确定从测量的He II Ly $α$光学深度远离类星体，允许测量的寿命。我们主张在$z\sim 3$处叠加现有的He II类星体光谱，并表明这种平均邻近区轮廓的形状对寿命敏感，只要$\sim 30$ Myr。在更高的红移$z\sim 4$，其中的He II部分是不好的约束，简并将使其具有挑战性，以确定这些参数独立。我们的He II邻近区的分析模型也应该在$z \simeq 6-7$提供一个有用的描述类星体周围的H I邻近区的属性。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray ionization of the intergalactic medium by quasars
我们用辐射传输程序\texttt{CRASH4}研究了类星体对周围星系际介质电离的影响。在与解析解比较后，我们对一个包含类ULAS J1120+0641的宇宙体（$ \approx 1.5\times 10^4$ Mpc $^3 h^{-3}$）进行了后处理，类ULAS J1120+0641的类星体被一个$5 \times 10^{11} {\rm M}_\odot h^{-1}$暗物质晕所包围。我们发现：（一）平均HII区域（$R\sim3.2$ ~pMpc在寿命$t_f = 10^7$ ~yrs中）主要由UV通量设定，与半解析标度关系一致;（ii）在很大程度上中性的（$x_{\textrm{HII}} < 0.001$），温热（$T\sim 10^3$ ~K）尾在电离锋外延伸了几个Mpc，这是X射线通量的结果;（iii）LyC不透明的不均匀性诱导$R$中的视线（LOS）散射高达几个物理Mpc，与DLA方案一致，提出解释ULAS J1120+0641电离区域的异常大小。另一方面，与电离率$\dot{N}_{γ,0} \sim 10^{57}$ ~s $^{-1}$，假设的DLA集群和气体不透明度，只有一个LOS显示HII区与观察到的兼容。我们推断，要么类星体的电离率至少低一个数量级，要么ULAS J1120+0641亮相比$10^7$ ~ yrs短。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.atom-ph
Strong Variability of Overlapping Iron Broad Absorption Lines in Five Radio-selected Quasars
利用首次亮类星体巡天（FBQS）和斯隆数字巡天（SDSS）的存档数据以及我们自己获得的数据，研究了28个均匀射电选择的宽吸收线（BALs）在类星体静止坐标系中的变化，时间尺度为$\sim 1-10$年。令人惊讶的是，5个表现出强烈变化的类星体都属于重叠铁低电离BAL（OFeLoBAL）类星体的一个特殊子类，而其他4个非重叠铁低电离BAL（non-OFeLoBALs）类星体除了1个光学深度变化较弱的情况外，其余都是不变的。同时，我们还发现了该BAL类星体中高电离和低电离BALs的6种典型变化。光电离模型表明，OFeLoBALs形成在一个相对密集的（$n_e>10^6$ cm $^{-3}$）流出的距离从subparsec到几十秒差距的连续源。它们与那些非OFeLoBALs不同，后者可能是由低密度气体产生的，位于数百到数千秒差距的距离。因此，OFeLoBAL和非OFeLoBAL，即，具有或不具有强BAL变化的FeLoBALs可能代表了Fe II吸收的双峰性，前者位于活动星系核环境中，而不是宿主星系。我们认为，高密度和小距离是OFeLoBALs产生的必要条件。正如文献中所建议的，强BAL变化可能是由于BAL区域的覆盖因子的变化引起的云过境视线，而不是电离变化。
2015-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of Rest-frame Optical Lines from X-shooter Spectroscopy of Weak Emission Line Quasars
在过去的15年里，从大尺度光谱巡天中已经出现了具有内在弱或不存在宽发射线区域（BELR）的奇异射电安静类星体的例子。在这里，我们提出了七个这样的弱发射线类星体（WLQs）在中等红移（z=1.4-1.7）的光谱使用X-射手光谱仪，它提供了同时的光学和近红外光谱覆盖的休息帧紫外光通过光学。这些新的观测结果有效地使光学静止框架中具有光谱学的WLQ的数量增加了一倍，并且它们允许我们比较（弱）高电离发射线的强度（例如，CIV）到低电离线（例如，Mg Ⅱ、Hb、Ha）。我们在所有物体中检测到广泛的Hb和Ha发射，并且这些线通常朝向典型类星体预期的分布的较弱端（例如，Hb具有范围为15-40 Ang.的静息帧等效宽度）。然而，这些低电离线并不像WLQ中的高电离线那样特别弱。X射线发射光谱也显示出相对较强的FeII光学发射，Hb FWHM <4000 km/s，以及相对于系统红移的显著CIV蓝移（1000-5500 km/s）;两个光谱也显示出增强的紫外FeII发射，以及其（弱）MgII发射线的流出分量。这些性质表明，WLQ是“风主导”类星体的奇异版本。它们的BELR要么具有不寻常的高电离成分，要么由于异常柔软的连续体而处于非典型的光电离状态。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The History and Environment of a Faded Quasar: Hubble Space Telescope observations of Hanny's Voorwerp and IC 2497
我们目前的哈勃太空望远镜成像和光谱的扩展高电离云被称为汉尼的Voorwerp，附近的螺旋星系IC 2497。WFC 3图像显示了IC 2497核附近复杂的尘埃吸收。STIS光谱显示了一个亮度相当低的2型Seyfert活动星系核。电离参数logU = -3.5与其弱X射线发射相一致。我们在核附近没有发现高电离气体，这进一步证明活动星系核目前处于低辐射输出状态（也许现在主要是动能）。在Hanny's Voorwerp对面的一侧，伴随着一个直径为500 pc的电离气体膨胀环，多普勒偏移量为300 km/s（运动学年龄< 7 x10^5年）。[O III]和H-alpha + [N II]图像显示了Hanny's Voorwerp的精细结构，边缘变亮的部分和H-alpha较强的小区域。我们确定这些地区电离最近的恒星形成，相反，AGN电离的整个云。这些候选的“正常”H II区域包含蓝色连续体天体，其颜色与年轻的恒星星族一致;它们仅出现在投影中IC 2497方向的2 kpc区域中。电离敏感的比率[O III]/H-α在电离气体中的突出“孔”附近没有可辨别的模式。电离和表面亮度的独立性表明，大量的空间结构仍然没有得到解决，在这样的程度上，表面亮度样本的数量更密集的灯丝，而不是在发射区的特征密度。这些结果与我们所描述的活动星系核的电离回波相吻合，活动星系核的电离亮度在过去的1-2 × 10^5年内…
2012-06-17 astro-ph.CO
The first measurement of the quasar lifetime distribution
理解超大质量黑洞的增长，它们与宿主星系的共同演化，以及对周围星系际介质的影响，敏感地依赖于类星体吸积事件的持续时间。不幸的是，这个被称为类星体寿命的时间尺度（$t_{\rm Q}$）仍然不确定（$t_{\rm Q}\simeq 0.01~{\rm Myr}-1~{\rm Gyr}$）。然而，在$z_{\rm qso}\sim3-4$类星体的吸收光谱中，He II Ly $α$邻近区的范围构成了一个独特的探针，提供了高达$\sim 30$ Myr的寿命灵敏度。我们最近对$22$档案He II邻近区光谱的分析揭示了一个令人惊讶的宽范围的发射时间尺度，表明一些类星体在$\lesssim 1$ Myr之前就开启了，而另一些类星体在$\gtrsim 30$ Myr之前就已经发光了。从邻近区测量确定潜在的类星体寿命分布（QLD）是一项具有挑战性的任务，这是由于：1）单个测量的有限灵敏度; 2）类星体光变曲线的随机采样; 3）类星体环境中的密度波动;以及4）再电离IGM中He II的非均匀电离状态。我们结合了半数值He II再电离模型，后处理电离辐射传输的流体动力学模拟，和一个新的统计框架来推断QLD从邻近区测量的合奏。假设对数正态QLD，我们推断平均值$\langle {\rm log}_{10}\left(t_{\rm Q}/{\rm Myr}\right)\rangle=0.22^{+0.…
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrogen Self Shielding in a Quasar Proximity Zone
我们计算了类星体在750 kpc/h内的HI分布，Lbol = 1.62e13 Lsun，由SMBH提供动力，Mbh = 4.47e8 Msun，z = 3。我们的数值模型包括一个宇宙学流体动力学模拟，跟踪自洽的增长和热反馈的黑洞计算使用GADGET-3，以及详细的后处理射线追踪处理的非均匀电离辐射场计算使用SPHRAY，这自然占光学厚系统的自屏蔽。我们表明，正确的处理自屏蔽引入一个平坦化功能的中性柱密度分布在日志NHI = 20和最低的中性分数的区域是不是那些密度最高的气体。为了进行比较，我们求解了一个Ricatti方程，该方程确定了在辐射场存在的情况下的平衡氢电离分数，该辐射场以1/r^2的形式下降，并且在给定的气体密度阈值以上的区域完全屏蔽电离辐射。我们证明，这些半解析模型不能再现HI场使用SPHRAY计算。最后，我们将我们的模型与Hennawi和Prochaska在他们的类星体探测类星体（QPQ）系列论文中观测到的背景类星体的吸收光谱进行比较。与QPQ样品相比，我们发现我们的类星体周围的光学厚度（Log NHI > 17.2）系统少了3倍，然而，承载我们模拟类星体的暗物质晕，Mhalo = 5.25 e12 Msun，比典型的QPQ宿主晕少了4倍。考虑到晕质量、重子过密度和吸收体数量之间的线性比例关系，我们估计QPQ样本中典型的宿主晕质量为1.92e13 Msun。
2013-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Homogeneous measurements of proximity zone sizes for 59 quasars in the Epoch of Reionization
Leiden University（莱顿大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文实验室）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究高红移类星体周围过电离区域尺寸，通过59个类星体样本分析其与星际介质的相互作用，发现区域尺寸与红移和光度相关，提出可能的解释。
2026-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vanishing Absorption and Blueshifted Emission in FeLoBAL Quasars
我们研究了铁低电离宽吸收线类星体SDSS J084133.15+200525.8中铁吸收强度的急剧下降。我们报告的持续减弱的吸收这一类的可变宽吸收线类星体，FBQS J140806.2+305448的原型。我们还报告了这类的第三个例子，SDSS J123103.70+392903.6;与其他两个例子不同，它经历了观察到的连续亮度增加（在3000~ 1000-帧）以及铁吸收强度下降。这些变化可能是由吸收体的横向运动或电离变化引起的。我们注意到，几个FeLoBAL类星体中的\mgii \和UV \feii \线相对于\Hb \发射线峰值蓝移了数千个\kms \。我们认为，这样的排放出现在外流风通常只看到吸收。
2016-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Quasar Proximity Zones in a Realistic Cosmological Environment with a Self-consistent Light Curve
本文在真实宇宙学模拟中研究类星体近邻区，发现自洽变化光变曲线与密度涨落共同造成 R_p 弥散，且 R_p 存在约 10^4 年时间延迟，能更自然地解释观测到的极小近邻区。
2023-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of non-equilibrium ionization on derived physical conditions of the high-$z$ intergalactic medium
非平衡电离效应在宇宙学流体动力学模拟中很重要，但计算量很大。利用电离和温度演化程序（CITE）研究了不同类星体光谱能量分布（SED）产生的非平衡电离演化和紫外电离背景（UVB）对$2\leq z \leq 6$星系际介质（IGM）物理条件的影响。CITE产生的结果匹配以及自洽模拟更有效。与平衡模型相比，非平衡模型中的HeII再电离过程进行得更快。HeII再电离的红移强烈地依赖于类星体的SED，并且在类星体SED较平坦的UVB模型中发生得更早。在这个时期，温度-密度关系的归一化，$T_0(z)$，有一个最大值，而斜率，$γ(z)$，有一个最小值，但发生在不同的红移。$T_0$是更高的非平衡模型中使用UVB获得较平坦的类星体的SEDs。虽然我们的模型产生的观察到的中位数HeII有效的光学深度的演变和分散的平衡和非平衡的考虑，解释所观察到的累积分布，我们可能需要考虑波动的UVB。对于一个给定的UVB模型，由HI有效光学厚度（$τ_{\rm eff,HI}$）导出的HI光电离率对平衡模型和非平衡模型的红移依赖性是不同的.这可能导致对源的电离发射率演化的不同要求。我们发现，在没有强大的压差平滑效应，它是可能的恢复$T_0$和$γ$实现非平衡模型从平衡模型产生的重新缩放的光加热速率，同时产生相同的$τ_{\rm eff,HI}$。
2019-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dating individual quasars with the HeII proximity effect
类星体活动时间尺度的限制是理解超大质量黑洞的形成和生长、类星体触发机制及其对宿主星系可能的反馈效应的关键。然而，这种所谓的类星体寿命的观测估计是高度不确定的（t_Q~10^4-10^9年），因为大多数方法是间接的，涉及许多依赖模型的假设。早期活动的直接证据是从类星体周围星系际介质（IGM）的较高电离态中获得的，在所谓的邻近区可以观察到增强的Ly $α$传输。由于HeII在z~3 IGM中的平衡时间尺度约为3000万年，HeII邻近区的大小取决于类星体在我们观测之前的活动时间t_on<t_Q，因此可以对单个类星体的开启时间进行高达$\pm$ 0.2 dex的精确测量，这与SMBH生长的e折叠时间尺度t_S约为4400万年。在这里，我们提出了第一个统计样本的13个类星体，其准确和精确的系统红移允许足够精确的HeII类星体的邻近区域的大小之间的测量科学级哈勃太空望远镜（HST）光谱的~2和~15适当Mpc。比较这些尺寸的预测从宇宙学流体动力学模拟后处理与一维辐射转移，我们推断出一个广泛的类星体的时间从t_on <1 Myr to t_on>30万年，不依赖于类星体的光度，黑洞质量，或爱丁顿比。这些结果表明，在一个较长的占空比的情景类星体活动，但不排除大量SMBH增长的辐射效率低下或遮蔽的阶段。
2021-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
First constraints on the local ionization topology in front of two quasars at z ~ 7.5
Leiden University（莱顿大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；Tsinghua University（清华大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究院）；Northwestern College（西北学院）；University of Michigan（密歇根大学）
通过分析红移约7.5的两颗类星体的光谱数据，研究首次利用衰减翼特征约束了其前方中性星际介质的局部电离状态及分布。
2025-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar and Circumgalactic Properties of an Unseen $z=6.84$ Galaxy: Abundances, Ionization, and Heating in the Earliest Known Quasar Absorber
我们分析了在z=6.84的强吸收系统中的相对丰度和电离条件，在z=7.54的背景类星体ULAS J134208.10+092838.61的光谱中可以看到。单离子化的C，Si，Fe，Mg和Al的测量结果与温暖的中性介质是一致的，该介质是贫金属的，但不是化学上原始的。没有探测到C IV和Si IV意味着IGM或CGM的任何温暖的电离相尚未富集超过超贫金属区（<0.001 Z_{solar}），这与这些线几乎无处不在的低红移DLAs不同。大爆炸后7.94亿年重元素的相对丰度类似于中等红移的贫金属阻尼莱曼α系统和银河系晕星，并且没有证据表明[α/Fe]，[C/Fe]或其他由大质量恒星主导的产额特征。CII* 精细结构线的检测揭示了来自加热的局部激发源，超出了CMB提供的光激发水平。我们估计总的和[CII]冷却速率，平衡对ISM热源开发一个启发式的两相模型的中性介质。暗示的加热需要恒星形成的表面密度略高于银河系，但不是在一个强大的星暴的水平。对于典型的（假设的）NHI=10^{20.6}，[Fe/H]=-2.2的丰度与中性相中的物质列相匹配。为了在C IV中保持未被检测到，温暖的电离相将需要在1 kpc的吸收路径上低得多的[C/H]<-4.2，或者非常小的吸收路径（几个pc）。虽然仍然是推测性的，但这些结果表明，在ISM的中性恒星形成区域之外，重元素的富集程度显着减少，正如在银河系化学演化的…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seven broad absorption line quasars with excess broad band absorption near 2250 Å
报道了在7个宽吸收线类星体的光谱中发现了2250 A附近的超宽带吸收。与对照类星体样品的统计结果比较，所有探测的显著性都在> 4σ以上，其中5个在> 5σ以上。检测也已通过其他几种独立的方法进行了验证。EBBA在波数比银河系小的情况下呈现出更宽、更弱的隆起，与大麦云云相似。EBBA碰撞可能与本星系群中的2175 A碰撞有关，并且可能是早期宇宙中不同条件下2175 A碰撞的对应物。此外，除了C IV和Si IV的高电离宽吸收线（HiBALs）之外，该样品中的五个物体还显示出低电离宽吸收线（LoBALs），例如Mg II和Al III。在我们的样本中，LoBALs的比例约为70%，与一般BAL类星体的比例约为10%相比，这是令人惊讶的高。虽然凸点的起源尚不清楚，但凸点和BALs的共存以及LoBALs的显著高比例可能表明凸点载流子与类星体的早期演化阶段密切相关。
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
