The variational slope of quasar light curves is not a distance indicator
本文证明类星体光变曲线的变分斜率与光度之间的紧密正相关主要源于与光度的自相关，扣除自相关后真实弥散约1.5 dex，因此该关系不能作为类星体的距离指示器。
2023-08-10 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
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
Ionization near-zones associated with quasars at z ~ 6
我们分析了z=5.7至6.4（“类星体近带”或NZ）之间27个类星体周围HII区域的大小演化。我们包括更多的来源比以前的研究，我们使用更准确的红移的主机星系，8 CO分子线红移和9镁II红移。我们证实了随着红移的减小，NZ尺寸增加的趋势，亮度归一化的适当尺寸演化为：R_{NZ,corrected} =（7.4 \pm 0.3）-（8.0 \pm 1.1）\times（z-6）Mpc。虽然用这种技术推导绝对中性部分仍然很困难，但NZ尺寸的演变表明，在最简单的解释中，星系际氢的中性部分从z=6.4到5.7减少了约9.4倍。或者，最近的数值模拟表明，这种快速增加，在近区的大小从z=6.4到5.7是由于快速增加的背景光电离率在渗滤或重叠阶段结束时，电离光子的平均平均自由程显着增加。无论哪种情况，结果都与z ~ 6到7对应于宇宙再电离尾端的想法一致。归一化新西兰大小的散射比仅仅从测量误差中预期的要大，并且可能反映了类星体或其环境的内在差异。我们发现，近区的大小增加类星体的紫外光度，如预期的光电离为主的类星体辐射。
2010-02-26 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
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
Quasars as Standard Candles IV. Analysis of the X-ray and UV indicators of the disc-corona relation
本研究通过对约1800个类星体的光谱与测光数据分析，确定1千电子伏和2500埃单色流量为最优X射线与紫外连续谱指标，验证了常用测光指标构建类星体哈勃图的可靠性。
2023-06-28 astro-ph.CO
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
Narrow UV Absorption Line Outflows from Quasars
窄吸收线流出是类星体流出现象中一个重要但知之甚少的部分。我们讨论了一个特定的NAL流出，具有高速度，时间变化性，和温和的电离，像典型的BAL流，在一个估计的位置只有约5个pc的类星体。它的总柱密度和线宽（内部速度分散）比BAL小~100倍，没有实质性的X射线吸收。我们认为，辐射屏蔽（在一个X-射线/温暖的吸收剂的形式）是不重要的外流加速和中度电离发生在密集的子结构，有一个整体的小体积填充因子的流量。我们还提出了类星体流出线的总体发生率的新估计;例如，大约43%的明亮类星体有C IV NAL流出，而大约68%的类星体有任何种类的C IV流出线（NAL，BAL或mini-BAL）。
2012-04-17 astro-ph.CO
On the Reliability of Quasars as Cosmological Distance Indicators
Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del Instituto Politécnico Nacional (Cinvestav)（墨西哥国立理工学院高级研究中心）；Instituto de Ciencias Físicas, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学物理科学研究所）；Facultad de Ciencias, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学理学院）；Colegio de Ciencias y Humanidades Plantel Sur, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学人文科学学院南校区）
基于非线性的$L_X$-$L_{\rm UV}$关系，通过模型无关的校准和联合分析，评估类星体作为宇宙学距离指示器的可行性，发现当前限制主要来自内在散射和样本效应。
2026-06-23 astro-ph.CO
Broad Line Region Physical Conditions along the Quasar Eigenvector 1 Sequence
[摘要]我们比较了宽发射线轮廓，并估计了六个类星体样本中Ly-alpha和H-beta之间所有主要发射线的线比。选择光源时考虑了两个标准：高质量的光学和紫外光谱的存在，以及在4D Eigenvector 1背景下对光谱多样性进行采样的可能性。在后一种意义上，每个源在FWHM（H-β）与光学FeII强度平面中占据显著不同于其他源的区域（仓）。高S/N H-β发射谱线轮廓被用作用于对其它谱线（Ly-alpha、CIV 1549、HeII 1640、Al III 1860、Si III 1892和Mg II 2800）建模的模板。我们可以充分模拟所有的宽线假设存在三个组件区分蓝移，未移动和红移质心（分别表示为蓝色，广泛和非常广泛的组件）。宽成分（高电子密度，低电离参数，高柱密度）存在于几乎所有的1型类星体中，因此最接近于经典的宽线发射区（混响成分）。蓝色成分的发射（较低的电子密度;高电离;低柱密度）出现在光学厚度较小的气体中;它通常被认为是出现在吸积盘风中。了解最少的组分涉及非常广泛的组分（高电离和大柱密度）。这也许是半高宽H β> 4000 km/s的类星体最显著的特征，它们属于我们4DE 1空间中所谓的B族。星族A类星体（半高宽H-β < 4000 km/s）主要是H-β的宽成分发射和CIV 1549和其他高电离线的蓝色成分发射。4DE 1似乎是目前最有用的背景下，揭示和统一光谱多样…
2010-07-19 astro-ph.CO
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 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
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
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
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
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
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
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
A High-Velocity Narrow Absorption Line Outflow in the Quasar J212329.46-005052.9
本文报道了红移2.3类星体J2123-0050中的高速窄吸收线流出现象。探测到五个不同的外流系统，速度变化范围为-9710至-14，050 km/s，CIV 1548，1551线宽为FWHM = 62-164 km/s。这些数据需要五个不同的流出结构，具有相似的运动学，物理条件和0.01-0.02 pc量级的特征尺寸。最有可能的位置是距离类星体约5 pc。<0.63年（静止）的坐标线变化最好用类星体电离通量变化引起的外流电离的全球变化来解释。没有强的X射线吸收表明，不需要辐射屏蔽来维持适度的电离，因此，显然，不需要促进辐射加速到高速。这种流动的动能产量至少低了两个数量级，对于宿主星系的演化反馈来说是重要的。
2010-08-24 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
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
Probing the environment of high-z quasars using the proximity effect in projected quasar pairs
我们使用了181个投影类星体对的光谱，在间隔$\le 1.5$ arcmin从斯隆数字巡天数据发布12在红移范围为2.5至3.5探测前景类星体的邻近区域。我们研究的邻近效应在纵向以及在横向上，进行比较的\lya吸收线起源于类星体附近的一般星系间介质在相同的红移。我们发现，在4兆秒差距内的类星体的纵向方向上的传输流量的增强。然而，发现在横向方向上的趋势是相反的。在纵向上，我们推导出了一个过剩的密度轮廓，显示出超过$r\leq 5$ Mpc的类星体的电离校正后，考虑到低光谱分辨率的影响。这个过量的密度分布与横向的平均密度分布相匹配，而不需要对类星体的电离效应进行任何校正。在各种可能的解释中，我们发现类星体电离的各向异性遮蔽似乎是最可能的解释。这也得到了我们所有前景类星体都恰好是I型活动星系核的事实的支持。最后，我们限制类星体的平均照明沿横向相比，沿纵向为$\leq$ 27\%（3 $σ$置信水平）。
2019-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
A New Orientation Indicator for Radio-Quiet Quasars
[O III] 5007和Fe II光学发射线的速度由Hu等人（2008）相对于2265个类星体的系统红移测量，显示出具有极性流出的盘状BLR结构的特征。具有大的[O III]流出的物体没有显示Fe II偏移速度，并且被看到是极上的。具有大的Fe II流入的物体没有显示[O III]偏移速度，并且被看到是边缘上的。这种解释得到了样本内无线电大声物体的形态以及先前对宽线和窄线区域的几何形状的确定的支持。然而，对既没有Fe II也没有[O III]速度偏移的物体的分析表明，这两组的爱丁顿比也不同，并且在这个子集内，可以识别出具有高和低爱丁顿比但具有相反方向的相应组。使用样品的这四个子集，可以分离取向和爱丁顿比的影响，并且在某些情况下，可以量化。在视连续光度和广泛的H-β的宽度和强度的变化建议一个模型，其中连续和H-β从磁盘的表面，这是不平坦的高爱丁顿比对象发出。取向对导出的性质，黑洞质量和爱丁顿比的影响，是显着的，但不是很大。[O III]流出似乎影响了这条线的宽度，以及它的质心。
2011-05-25 astro-ph.CO
The orientation and polarization of broad absorption line quasars
我们提出了新的光谱偏振观测的8个无线电响亮的宽吸收线（BAL）类星体，并结合这些新的数据与我们以前的光谱偏振图集（无线电响亮和无线电安静的对象），以调查作为一个群体的BAL类星体的偏振特性。总的（放射性选择）样本包括36（26）个高电离和22（15）个低电离BAL类星体。平均而言，我们确认宽发射线的偏振水平类似于或小于连续谱，宽吸收槽的偏振程度更高，但我们注意到，这些特性并不适用于所有单个物体。在整个样品中，18个（31%）具有高（>2%）连续偏振，包括45%的LoBALs和22%的HiBALs。我们确定了一些偏振和其他类星体属性之间的相关性，以及一些有趣的非相关性。特别是，连续偏振与射电光谱指数无关，这表明偏振不是由于标准的几何形状和BAL类星体的首选视角。偏振也与内在尘埃红化的量无关，表明偏振也不仅仅是由于直接光衰减。极化似乎取决于最小BAL流出速度，证实了以前的研究结果，它可能与最大流出速度。我们还发现，连续偏振与C IV宽发射和宽吸收中的偏振反相关。这些结果表明，BAL类星体的偏振不能用一个简单的模型来描述，散射体的位置和几何形状可以从对象到对象显着变化。
2012-10-17 astro-ph.CO
Comparing different indicators of quasar orientation
射电核心优势（Radio core dominance），即核心与叶瓣亮度的静止坐标比，已被广泛用作测量类星体射电喷流的多普勒增强，从而测量中心引擎的旋转轴与视线的倾斜度。然而，在分母中使用射波瓣光度（本质上是为了尝试并分解出中央引擎的固有功率）受到了批评，并且已经提出了固有引擎功率的其他代理。这些包括光学连续统的光度，和窄线区域的光度。每一个都是合理的，但到目前为止，没有一个被证明比其他人更好。在本文中，我们评估了四种不同的措施，核心的优势，使用一个新的样本126射电大声类星体，精心挑选，尽可能自由的方向偏差，连同高品质的VLA图像和光谱的SDSS。我们发现，规范化的无线电核心光度的光学连续发光产生一个明显优越的方向指示。此外，通过比较我们的取向无偏样品中的宽发射线的等效宽度的MOJAVE程序中的源，我们表明，光束的光学同步辐射从射流是不是一个重要的组成部分，在我们的样品中的源的光学连续谱。我们还讨论了这些结果的未来应用。
2015-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectropolarimetry of Radio-Selected Broad Absorption Line Quasars
本文报道了凯克天文台对30个射电选择宽吸收线（BAL）类星体的偏振光谱测量，其中25个来自Becker等人（2000）的样品。高电离和低电离的BAL类星体都有代表，红移范围从0.5到2.5。射电选择BAL类星体的光谱偏振特性与射电宁静BAL类星体非常相似：相当大的一部分（20%）显示出大的连续偏振（2-10%），通常向短波长上升，发射线通常比连续偏振度低，吸收线槽通常显示出大的偏振跳跃。偏振特性和射电特性之间没有显著的相关性，包括那些指示系统方向的相关性，这表明BAL类星体不仅仅是从边缘角度看的正常类星体。
2010-06-30 astro-ph.CO
A New Calculation of the Ionizing Background Spectrum and the Effects of HeII Reionization
电离背景决定了宇宙气体的电离平衡和热力学。因此，它是IGM和星系形成的理论和经验研究的基本组成部分。我们在这里提出了一个新的计算其光谱，满足我们最近获得的经验约束相结合的国家的最先进的光度函数和星系际不透明度测量。在我们的首选模型中，恒星形成星系和类星体都对z<3的HI电离场有很大的贡献，随着类星体变得越来越稀少，星系在更高的红移上迅速超过类星体。除了我们的基准模型，我们探讨的物理依赖性的计算背景，并澄清如何复合发射电离率的贡献。我们发现，重组并不简单地提高电离率的重新发射的电离光子的数量，因为许多这些快速红移低于电离边缘，并有一个能量分布。一个简单的分析模型，捕捉我们的数值辐射转移计算中看到的主要影响。最后，我们讨论了类星体的HeII再电离对电离背景光谱和IGM热历史的影响。在尚未被再电离的区域中，由于光电离截面的频率依赖性，预计光谱在54.4 eV以上几乎完全被抑制，而较高能量（>~0.5 keV）光子的背景渗透整个宇宙。我们提供了一个分析模型的HeII再电离过程中的热输入及其对温度密度关系的影响。
2009-07-30 astro-ph.CO
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
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
An Intercomparison Study of Two Proximate Damped Ly$α$ Systems with Residual Flux upon the Ly$α$ Absorption Trough toward Quasars
本文对两个类星体SDSS J145618.32+340037.2和SDSS J215331.50-025514.1进行了比较研究，这两个类星体具有相近的阻尼Lya系统（PDLA），Lya吸收槽上有剩余通量。虽然它们都具有与$10^{43}erg/s$一样明亮的剩余通量，但是它们的PDLA在以下方面是完全不同的，例如，HI柱密度、金属线吸收强度、高电离吸收线以及剩余通量强度。对于J1456，HI柱密度为$20.6\pm0.2$，za=2.3138，几乎与从[OIII]发射线确定的类星体红移（z=2.3142）相同。这个系统的金属性是典型的DLAs，并且其中有高电离，这表明PDLA系统是多相的，将其置于类星体环境中。对于J2153，我们测量到HI柱密度为$21.5\pm0.1$，z =3.511，相对于CIII测量的类星体（z=3.490）略有红移。这个系统的金属丰度相当低，并且缺乏显著的高电离吸收线，这表明该系统超出了类星体宿主星系。J1456的剩余通量很宽（1000 km/s），显著性为$8σ$，而J2153的剩余通量也很宽（1500 km/s），但显著性较小，为$3σ$。在众多的解释中，我们发现Lya模糊或共振散射可以用来解释两个源中的剩余通量，而对于J1456不能排除部分覆盖。通过比较这两种情况下，与以前报道的类似情况下，我们建议，剩余通量的强度有关的属性，如金属丰度和高电离吸…
2018-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS J094533.99+100950.1 - the remarkable weak emission line quasar
弱发射线类星体是一类罕见而令人费解的天体。在本文中，我们提出了一个在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的此类对象。位于z = 1.66的类星体SDSS J094533.99+100950.1实际上没有C IV发射线，这是一个红色连续谱，与Richards等人的第二陡类星体复合光谱非常相似，的吸收和镁II线，虽然相对较弱，是强大到足以测量黑洞的质量没有强烈的影响。该天体的爱丁顿比约为0.45，其谱线特性与高吸积率下的预期趋势不一致。我们提出，在这个对象中的线属性的最可能的解释，也许在所有的弱发射线类星体，是类星体的活动刚刚开始。盘风是刚刚发射的，所以已经观察到了靠近盘表面形成的低电离线，但风还没有到达形成高电离线或窄线分量的区域。这种现象的发生率相对较高，可能还表明类星体活动阶段由几个子阶段组成，每个子阶段都以宽线区的新建立开始。
2010-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-driven radiative outflows in luminous quasars
本文分析了34000斯隆数字巡天类星体谱中19500窄（<200 km/s）CIV1548.2，1550.8吸收体的光谱。作为流出速度的函数的吸收器的数量的统计数据表明，在大约三分之二的流出，与多个CIV吸收器存在，吸收器线锁定在500公里/秒的速度分离的CIV吸收器双峰，出现在类星体光谱中的“三胞胎”。线锁定是流出物质中辐射线驱动的观测特征，其中流出物中物质的“云”的连续屏蔽以流出速度将云锁定在一起。在宽吸收线类星体（BALs）和非宽吸收线类星体中都可以看到线锁定吸收体，它们具有可比的频率和至少20000 km/s的速度。单CIV双峰和线锁定CIV双峰的吸收器特性和粉尘含量没有可检测的差异。与单CIV吸收系统和线锁定CIV吸收系统两者相关联的气体包括具有宽范围的电离电势（14-138 eV）的材料。单和线锁定CIV吸收系统显示出强烈的系统性趋势，其电离作为流出速度的函数，随着流出速度的增加，电离迅速下降。初步模拟，采用云，表明丰富的频谱线锁定信号在不同的速度，可以预期由于显着的不透明性从Li，He和H-类离子的O，C和N的共振线，以及贡献从HeII和HI共振线。模拟结果证实，对于N（HI）约为10^19 cm^-2的云，线驱动可能是主要的加速机制。
2014-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Signal-to-Noise Ratio Mid-Infrared Quasar Spectral Templates
中红外（MIR）类星体的光谱表现出一系列的发射特征，包括电离连续体照射的窄线区（NLR）的高电离日冕线，来自颗粒的热尘埃特征，以及来自宿主星系恒星形成的多环芳烃（PAH）特征。由于通常低的信噪比（S/N）数据，在大多数光谱中检测到很少的特征。通过从180多个斯皮策红外光谱仪（IRS）观测中生成三个不同光度箱的光谱复合物，我们提高了S/N，并揭示了复杂光谱中的重要特征。我们检测高电离，禁止发射线在所有模板，PAH功能，但最明亮的物体，和广泛的硅酸盐和石墨功能的发射强度增加相对于连续发光。我们发现，所有的光度模板的类星体的固有光谱是一致的，在光谱的差异可以解释为主机星系污染在较低的光度模板。我们还认为，恒星形成可能是活跃的，在大多数类星体的宿主星系，但恒星形成的光谱特征，只有当类星体是微弱的检测。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
First constraints on the local ionization topology in front of two quasars at z ~ 7.5
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
Quasars: from the Physics of Line Formation to Cosmology
以非常高的速率吸积物质的类星体（称为极端人口A [xA]或超级爱丁顿吸积大质量黑洞）提供了一类新的距离指标，涵盖了从现在的宇宙到大爆炸不到1 Gyr的宇宙时代。非常高的吸积率使得xA类星体中的大质量黑洞以稳定的极端光质比辐射成为可能。这反过来又转化为类星体低电离线发射区中轻度电离气体的稳定物理和动力学条件。在这篇文章中，我们分析了极端星族A类星体的主要光学和紫外光谱特性，这些特性使它们在低z（z <1）和中等z（2 <z <2.6）的大型光谱调查中很容易被识别，以及导出形成它们发射线的物理条件。最后，分析支持的可能性，确定一个维里加宽估计从低电离线宽，和红移无关的光度估计的维里加宽的基础上，一个已知的亮度质量比的概念有效性。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environment of weak emission-line quasars
通过比较弱发射线类星体和正常类星体中的Baldwin效应，探讨了弱发射线类星体的本质。我们选择了81个高红移（z>2.2）和2个中红移（z=1.66和1.89）的WLQ。利用Sloan数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）类星体目录或Diamond-Stanic等人的资料，获得了它们的CIV发射线的静止坐标系等效宽度（EW）和爱丁顿比（Eddington ratio），并与亮类星体巡天（BQS）的81个正常类星体和SDSS和Chandra探测到的155个射电宁静和射电中等类星体的参数进行了比较。分析了爱丁顿比Lbol/Ledd和X射线与光学光度比α_ox对BEff的影响。我们发现，WLQs遵循不同的关系上的EW（CIV）-Lbol/Ledd平面比正常的类星体。这种关系不符合超级爱丁顿假说。WLQ中发射线的弱/缺失似乎不是由其极软的电离连续谱引起的，而是由其宽线区（BLR）的低覆盖因子（Omega）引起的。发射线强度的比较表明，WLQ中的高电离线区和低电离线区的比值（即Omega_（HIL）/Omega_（LIL））比正常类星体低。在WLQ和类星体中产生CIV和Lyalpha发射线的区域的覆盖因子是相似的。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Variability of the H-beta line profiles as an indicator of orbiting bright spots in accretion disks of quasars: a case study of 3C 390.3
在这里，我们表明，在这种情况下，双峰发射线起源于外部的吸积盘，它们的变化可能是由扰动造成的磁盘发射率。为了验证这一假设，我们引入了一个模型的磁盘扰动区的形式，一个单一的亮点（或耀斑）通过修改的幂律盘发射率以适当的方式。然后利用克尔度规中的射线追踪方法进行数值模拟，分析了圆盘发射，得到了相应的模拟谱线轮廓。我们将此模型应用于3C 390.3的H-β谱线剖面（1995-1999年观测），估算了吸积盘和扰动区的参数。我们的研究结果表明，在3C 390.3中观察到的两次大振幅H-β线爆发可以用两个连续出现的亮斑来解释。这些亮点要么是移动的，起源于磁盘的内部区域，并在几年的时间内通过跨越小距离向外螺旋，要么是静止的。在这两种情况下，它们的宽度都随着时间的推移而增加，这表明它们很可能会衰减。
2010-05-27 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
Interstellar scintillation is an indicator of astrometric stability
我们研究了组成天体参考系的平谱射电噪类星体的天体测量稳定性和天体物理性质之间的关系。我们使用测地VLBI测量的位置确定，并开发了一个新的度量源位置的稳定性。然后，我们比较这个数量的两个措施的源的紧凑性：结构指数，探测结构的毫弧秒尺度;和星际闪烁的存在与类星体，探测尺度为几十微弧秒。我们发现，持续的干扰者有更大的位置稳定性比情节干扰者，这反过来又比非干扰者更稳定。闪烁体在毫弧秒尺度上也更可能是紧凑的，如结构指数所测量的。因此，持久性散射体是未来实现天体参考系的最佳候选者。这些来源的清单见附录。我们发现，缓慢（特征时间尺度>3天）的振荡器比快速振荡器有更稳定的位置，这表明它们更紧凑。因此，需要高节奏，长期监测，以确定这一人口的紧凑，高亮度温度类星体的其他成员。
2013-06-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Quasar Absorption Lines from Radiative Shocks: Implications for Multiphase Outflows and Feedback
对类星体中某些低电离宽吸收线的光电离建模表明，这些吸收体非常紧凑（Δ R~ 0. 01 pc），星系尺度（R kpc）吸收体蓝移了几千km/s。虽然这些可能是类星体外流的特征，但这种紧凑的吸收体的寿命太短，不可能是核风的直接喷出物。相反，我认为，吸收云必须是短暂的，并在原地创建。根据Faucher-Giguere，Quataert和Murray（2011）详细描述的论点，我证明了一个模型，其中当类星体冲击波沿着视线撞击星际云时，冷吸收体形成辐射冲击，成功地解释了关键的观测特性。利用这个辐射激波模型，估算了三个亮类星体的外流动力学光度为Edot，k~2-5% L_AGN（对应的动量通量Pdot~2-15 L_AGN/c），与M-σ关系的反馈模型一致。这些能量是类似的，最近推断的分子外流在当地的超亮红外星系和post-starburt风，这表明活动星系核（AGN）是能够驱动这样的外流。辐射冲击可能会影响在一系列其他系统，包括更窄和更高的电离类星体吸收线，和紧凑的星系际吸收喷出的恒星形成和活动星系核活动的外流的多相结构。
2012-01-05 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
