Reverberation Mapping of the Optical Continua of 57 MACHO Quasars
对59个类星体中的57个类星体的光学连续谱进行自相关分析，发现其结构在544 +- 5.2天的适当时滞下，标准差为77光日。在Elvis（2000）[1]提出的椭圆外流风的混响背景下进行解释，这意味着在544 +- 5.2光日的类星体中风的近似特征尺寸尺度。发现这些反射流出表面的内部结构变量为11.87度± 0.40度，标准差为2.03度。
2010-02-04 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
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
Astrometric Reverberation Mapping
活动星系核（AGN）的空间扩展的发射区响应于连续谱的变化，如果这样的发射区由连续谱的能量再加工提供动力。来自混响区域的不同部分的响应在不同的时间到达，滞后于连续变化。滞后可用于映射发射区域的几何形状和运动学（即，混响映射，RM）。如果扩展的发射区域在配置和速度空间中不是球对称的，则混响可能在发射区域的光心中产生作为时间延迟和速度的函数的天体测量偏移，可以用未来的微弧秒到数十微弧秒的天体测量来检测。这种天体测量响应提供了对扩展发射区域的几何和运动学结构的独立约束，与传统的混响映射互补。此外，天体测量的RM是更敏感地推断一个扁平的几何形状的倾角和扩展的发射区的旋转角度。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
Composite reverberation mapping
混响映射是研究类星体内部区域的最佳技术之一。它是基于互相关的连续谱和发射线光变曲线。新的时间分辨光学测量将为成千上万的类星体提供采样良好的光变曲线。我们探讨了堆叠样品的潜力，以产生复合交叉相关的对象组，以及采样连续光变曲线，但只有几个（~2）发射线测量。该技术利用当前和未来的宽视场光学监测调查（例如Pan-STARRS，LSST）和多目标光谱仪（例如2dF，Hectospec）的多路复用能力，以显着降低混响映射的观测费用，特别是在高红移（0.5至2.5）。我们使用模拟的类星体光变曲线演示了该技术，并探讨了在一些简化情况下叠加互相关时所涉及的偏差。我们发现，堆叠的互相关具有较小的振幅峰值相比，以及采样的关联函数的平均通量的发射光变曲线约束不良。然而，峰的位置保持不变。我们发现，由于不同的测量值对关联函数的不同部分有贡献，因此在堆叠的关联函数中可能存在“扭结”。使用泛STARRS中深调查（MDS）作为模板，我们表明，互相关滞后应该是可测量的样本大小为500类星体，每周光度监测和两个光谱观测。最后，我们将该技术应用到一个小样本（42）的类星体，从MDS的光变曲线。我们没有发现堆叠的互相关峰值的迹象。需要更大的光谱样本来产生鲁棒的混响滞后。
2012-05-07 astro-ph.CO
Photometric reverberation mapping of Markarian 279
通过使用标准的宽波段VRI测光，我们能够区分宽氢α线的变化从连续变化的活动星系MKN 279。交叉相关的两个光变曲线使我们能够确定的时间滞后的宽线变化背后的连续，从而确定的BLR的大小（约8光日）。我们的初步结果是相当一致的光谱混响映射结果（约12/17天）。这项研究是一个雄心勃勃的计划的一部分，以执行光度混响映射和确定BLR的大小（分别为中央黑洞质量）为100多个附近的活动星系核。
2014-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inflow of the Broad-Line Region and the Fundamental Limitations of Reverberation Mapping
回顾了活动星系核宽线区（BLR）的速度分辨混响映射证据。在不同时期的许多对象中的不同线给出了一致的BLR运动的图片。运动主要由维里化运动（旋转加湍流）和显著的净流入控制。BLR的质量流入足以为AGN提供动力。随着电离势的增加，谱线的蓝移增加，这是下落物质散射的结果。窄线塞弗特1s中紫外线的高蓝移是由于增强的BLR流入率而不是强风。表面上相互矛盾的情况下，明显流出混响映射签名的轴对称假设的混响映射的故障的结果。这种崩溃有几个可能的原因：高能量的变化往往是本质上各向异性的，变化的区域必然位于离轴，X射线观测揭示了靠近黑洞的视线柱密度的重大变化。由单一事件主导的混响映射活动的结果需要谨慎对待。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric Reverberation Mapping of the Broad Emission Line Region in Quasars
提出了一种利用宽波段光度测量类星体宽发射线区大小的方法。一项基于数值模拟的可行性研究指出了这种方法的优点和缺陷。该方法适用于一个子集的Palomar绿色类星体样本，独立的BLR尺寸测量。的光度法和光谱混响映射技术的结果之间的协议。在大型调查的时代，许多类星体的BLR尺寸和黑洞质量的测量的影响进行了讨论。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
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
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
Reverberation Mapping of the Intermediate Mass Nuclear Black Hole in SDSS J114008.71+030711.4
本文介绍了对SDSS J114008.71+030711.4（以下简称GH 08）中与活动星系核（AGN）有关的黑洞（BH）的反射映射（RM）活动的结果。这个天体是从Greene & Ho 2004年在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的19个候选中等质量黑洞（M_{BH} < 10^{6} Msun）中选出的。我们使用Hobby-Eberly望远镜在178天内获得30个光谱，试图解决连续源和宽线区（BLR）之间的混响时间滞后（tau），以确定GH 08中BLR（R_{BLR}）的半径。我们测量tau为2天，上限为6天。我们估计，在对宿主星系进行去卷积之后，活动星系核在5100埃的光度大约为1.1 x 10^{43}尔格·秒^{-1}。校准最好的R_{BLR} -L关系预测的时间滞后比我们测量的大4倍。利用测得的Hβ半峰全宽为703（+/-）110 km s^{-1}和上限为R_{BLR} = 6光日，我们发现M_{BH} < 5.8 x 10^{5} Msun是GH 08中BH维里质量的上限，这意味着超爱丁顿吸积。基于我们测量的M_{BH}，我们提出GH 08可能是另一个候选者，以添加到非常短的列表中的活动星系核M_{BH} < 10^{6} Msun使用RM确定。
2011-08-23 astro-ph.CO
Abundance of LIGO/Virgo Black Holes from Microlensing Observations of Quasars with Reverberation Mapping Size Estimates
假设人口的黑洞（BH）的质量范围内推断的LIGO/室女座从BH合并，我们使用类星体微透镜观测来估计它们的丰度。我们认为一个混合人口的恒星和黑洞和存在一个光滑的暗物质组件。我们采用混响映射估计类星体的大小。根据测量的微透镜放大率的贝叶斯分析，质量为$\sim$ 30 $M_{\odot}$的BH群体在68%置信水平下占总物质的小于0.4%（在90%置信水平下小于0.9%）。我们已经探索了LIGO/Virgo BH的整个质量范围，发现在68% C. L时，该上限范围为0.5%至0.4%。(from 1.1%至0.9%（90% C.L.）当BH质量从10变为60 $M_{\odot}$时。我们估计有16%的贡献来自恒星，与以前的研究一致，基于一个单一的质量人口，没有明确考虑BH的存在。这些结果与LIGO/Virgo合并统计的BH丰度估计一致，并排除了PBH（或任何类型的致密物体），在这个质量范围内构成了暗物质的重要部分。
2022-04-25 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: The MBH - sigma Relation For Reverberation-Mapped Active Galaxies
为了研究活动星系的黑洞质量（MBH）与恒星速度色散的关系，我们测量了一个局部Seyfert 1星系的速度色散，最近我们用混响映射确定了该星系的MBH。对于大多数物体，速度色散是从高信噪比光谱测量的，这些光谱集中在Ca II三重态区域（~8500 A），在凯克、帕洛玛和利克天文台获得。对于Ca II三重态区域受到核发射污染的两个物体，测量是基于OSIRIS在T-II望远镜上获得的高质量H波段光谱。结合我们的新测量与文献中的数据，我们收集了24个活动星系的样本，在黑洞质量10^6<MBH/M_sun<10^9的范围内，具有恒星速度色散和基于混响的MBH测量。我们使用这个样本来获得混响映射约束的斜率和内在的散射的M-西格玛关系的活动星系。假设混响映射黑洞质量的维里系数f为常数，我们得到log（MBH/M_sun）= a + blog（sigma/200 km/s）关系式中斜率b=3.55 ± 0.60，内禀散射sigma_int=0.43 ± 0.08 dex，这与静止星系的结果一致。我们通过找到混响质量与静止星系的M-σ关系最一致的值，得到维里系数f的更新值;使用Gultekin等人确定的静止M-σ关系，我们发现log f=0.72^{+0.09-0.10}，内禀散射为0.44+-0.07 dex。维里系数的不确定性仍然是黑洞质量测定使用混响映射的不确定性的主要来源之一，因此也在单历元…
2010-04-11 astro-ph.CO
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
A Geometric Probe of Cosmology: I. Gravitational Lensing Time Delays and Quasar Reverberation Mapping
我们提出了一种新颖的、纯粹的几何宇宙学探测，该探测基于对有限源效应导致的强透镜类星体图像之间的差分时间延迟的测量。我们的方法是完全依赖于宇宙学通过角直径距离的比率，图像分离，和源的大小。因此，它完全避免了传统上限制时间延迟宇宙学的透镜建模的挑战，而是需要类星体宽线区域的透镜混响映射。我们表明，差分时间延迟是可测量的短节奏的光谱监测透镜类星体，通过运动学确定的功能广泛的发射线内的时间。这提供了一个几何确定的角直径距离比互补的标准探头，因此是一个潜在的强大的新方法约束宇宙学。
2019-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Off-Axis Energy Generation in Active Galactic Nuclei: Explaining Broad-Line Profiles, Spectropolarimetric Observations, and Velocity-Resolved Reverberation Mapping
结果表明，宽线区（BLR）的线轮廓从经典的“对数”的轮廓双峰，盘状的轮廓很容易解释由Gaskell，Klimek，和Nazarova（2007; GKN）提出的BLR气体的分布，而不需要调用的活动星系核的基本差异，除了不同的视角。有人认为，活动星系核中高度可变的热能产生起源于轴外的区域，不能轴对称。这种离轴模型很容易解释在多波长可变性研究中发现的不同程度的时间相关性，BLR线轮廓的强的可变不对称性，BLR对不同连续事件的响应中的不同时间延迟，线轮廓的窄速度范围将如何经常出现对连续可变性的不同响应或根本不响应，巴耳末减量随速度的复杂变化，在速度分辨混响映射中发现的不一致和可变的流入/流出特征、观察到的速度相关极化的多样性以及极化可变性。活动星系核连续变化的基本非轴对称性质严重限制了从混响映射中可以学到的东西。特别是，高保真混响映射是不可能的。在黑洞质量的测定中，存在着系统性的方向依赖误差。离轴发射的效应会掩盖可能存在的近距离超大质量黑洞双星的细微特征。提出了离轴变率模型的一些检验方法。
2010-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The detection of Broad Iron K and L line emission in the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H0707-495 using XMM-Newton
自从1995年在塞弗特星系MCG-6 - 30 -15中发现了第一条宽的铁-K线以来，在其他几个塞弗特星系中也发现了宽的铁-K线，它们来自吸积恒星质量的黑洞，甚至来自吸积中子星。铁-K线是突出的硬X射线连续辐射致密吸积物质产生的反射光谱。这条线的相对论性扭曲使它对黑洞的强引力和自旋很敏感。当铁丰度高时，伴随的铁-L线发射应该是可检测的。在这里，我们报告的第一个发现铁K和L的排放，使用XMM牛顿观测的窄线塞弗特1星系1H 0707 -495。明亮的Fe-L发射使我们能够第一次检测到直接X射线连续谱与落入孔中的物质反射之间的30秒混响滞后。观测到的混响时间尺度与超大质量黑洞周围最内层半径的光穿越时间相当。1H 0707 -495的光谱和时间数据的结合提供了强有力的证据，证明我们正在目睹来自引力半径内的物质的发射，或者一个光分的一小部分，来自快速旋转的大质量黑洞的事件视界。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Geometric and Dynamical Models of Reverberation Mapping Data
我们提出了一个通用的方法来分析混响映射数据，提供了估计的黑洞质量和宽线区（BLR）在活动星系核（AGN）的几何形状和动力学。我们的方法直接推断的空间和速度分布的BLR的数据，使我们能够很容易地得到一个速度分辨的传递函数，并允许自洽的估计没有维里系数的黑洞质量。我们得到的估计和合理的不确定性的BLR模型参数通过实施马尔可夫链蒙特卡罗算法使用贝叶斯概率理论的形式主义。我们使用高斯过程来插值连续光变曲线数据，并创建可以拟合到数据的模拟光变曲线。我们测试我们的方法，通过创建模拟混响映射数据集与已知的真实参数值，并试图恢复这些参数值使用我们的模型。我们能够恢复的参数与现实的不确定性，取决于活动星系核的变化和混响映射活动的质量。对于积分线通量不确定度为1.5%的模拟数据，几何模型可以将BLR的平均半径恢复到~0.1dex随机不确定度内，而对于线轮廓平均信噪比为4/光谱像素的模拟数据，动力学模型可以将黑洞质量和平均半径恢复到~0.05dex随机不确定度内。这些不确定性不包括建模误差，建模误差可能存在于实际数据的分析中，因此应被视为该方法准确度的下限。
2011-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reverberation in the UV-Optical Continuum Brightness Fluctuations of MACHO Quasar 13.5962.237
我们研究了普通类星体在1993 - 1999年期间进行的881次光学亮度测量的紫外-光学光谱区域的亮度波动的性质。我们发现的证据系统的趋势具有一种模式的混响后的初始扰动的字符。初始脉冲的亮度增加了20%，脉冲宽度为50天，混响的典型幅度为12%，平均脉冲宽度为80天，脉冲间隔为90天。无论初始扰动是变亮还是变暗，重复模式都发生在相同的时间尺度上。脉冲序列的滞后与之前在塞弗特星系亮度扰动后宽蓝移发射线的混响中看到的滞后相当，当时考虑了中心物体的质量。除了突发脉冲序列，我们发现的证据，一个半周期的时间尺度为2年。这些强烈的亮度波动模式表明了一种仅从光度监测中发现类星体的方法，并从Pann-Stars和LSST等大型亮度监测计划中获得预期的数据质量。
2009-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On measuring the Hubble constant with X-ray reverberation mapping of active galactic nuclei
我们证明了X射线混响映射可以用来测量到第1类活动星系核的距离。这是因为最初从靠近黑洞的“日冕”发射的X射线光子照射吸积盘，并以特征“反射”光谱重新发射，该光谱包括突出的$\sim 6.4$ keV铁发射线。反射光谱的形状取决于照射通量，并且直接从日冕观察到的连续光子和反射光子之间的光交叉延迟约束了盘的大小。因此，同时对X射线光谱和不同能量的光子之间的时间延迟进行建模限制了固有的反射光度，并且距离遵循观察到的反射通量。或者，如果黑洞的质量已知，则可以单独从X射线光谱测量距离。我们开发了一个新的模型，我们的PITTRANS X射线混响映射包，称为RTDIST，具有作为模型参数的距离。我们模拟了一个合成观测，我们适合我们的新模型，并发现这种技术应用于$\sim 25$ AGN的样本可以用来测量哈勃常数与$3 σ$统计不确定度为$\sim 6~{\rm km}~{\rm s}^{-1}{\rm Mpc}^{-1}$。由于该技术完全独立于传统的距离阶梯和宇宙微波背景辐射，因此有可能解决目前两者之间的紧张关系。我们讨论了建模不确定性的来源，以及如何在不久的将来解决这些问题。
2021-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mid-IR Variability and Dust Reverberation Mapping of Low-$z$ Quasars. I. Data, Methods and Basic Results
宽视场红外勘测探测器（WISE）的继续运行与几个地面光学瞬态勘测（例如，CRTS，ASAS-SN和PTF）提供了一个前所未有的机会来探索发光活动星系核中的尘埃结构。我们使用这些数据的中红外尘埃混响映射（RM）的研究87原型帕洛玛-格林类星体在$z\lesssim0.5$。为了应对各种污染的光度数据和稀疏时间采样的光变曲线，程序结合这些数据集和检索的灰尘RM信号已经开发。我们发现70%的$\sim$样品（经过完全性校正后，可达95%）在WISE W1（$\sim3.4~μm$）和W2（$\sim4.5~μm$）波段具有令人信服的中红外时滞，并且它们与活动星系核光度的平方根成正比。结合文献中的K波段（$\sim2.2~μm$）RM结果，推断出的尘埃发射粒径比为$R_{K}:R_{W1}:R_{W2}=0.6:1:1.2$。在简单的假设下，我们把这些波段的投影尘埃表面密度的初步约束，并揭示可能不同的环面结构之间的热尘缺乏，暖尘缺乏和正常类星体的混响信号。利用Spitzer多历元观测资料和WISE测光资料，我们还研究了活动星系核在5年时间尺度上10- 24 $μm$的红外变率。除耀变体和平谱射电源外，大多数活动星系核在24 $μm$处的典型变化幅度不超过W1波段的10%，表明尘埃混响信号在较长波长处衰减较快。特别是，陡谱射电类星体也缺乏强的24 $μm$变化，与射电大活动星系核的统一图像一…
2019-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A parallax distance to 3C 273 through spectroastrometry and reverberation mapping
河外天体的距离测量是天文学和宇宙学中的一个基本问题。在精确宇宙学时代，我们迫切需要更好的宇宙学距离测量，以观测测试从不同工具测量的哈勃常数的不断增加的$H_{0}$张力。使用光谱天文学，甚大望远镜干涉仪的重力以前所未有的高空间分辨率成功地揭示了3C 273宽线区域（BLR）的结构，运动学和角度大小。幸运的是，混响映射（RM）的活动星系核（AGN）可靠地提供了线性大小的BLR。在这里，我们报告的联合分析光谱天体测量和RM观测测量活动星系核的距离。我们将此分析应用于通过重力和RM活动观察到的3C 273，并找到了$551.5_{-78.7}^{+97.3}\, {\rm Mpc}$和$H_{0}=71.5_{-10.6}^{+11.9}\,{\rm km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$的角距离。分析的优点是1）它的纯几何测量和2）它同时产生在BLR中心黑洞的质量。此外，我们可以方便地重复测量选定的活动星系核，有效地减少统计和系统误差。未来对一个合理大小的样本（$\sim 30$ AGN）的观测将提供AGN的距离，从而提供一种用高精度的$\left(\lesssim 3\%\right)$测量$H_{0}$以测试$H_{0}$张力的新方法。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The broad-line region and dust torus size of the Seyfert 1 galaxy PGC50427
本文介绍了对$z = 0.024$ 1型活动星系核（AGN）PGC 50427的三年观测结果。通过使用宽频带和窄带滤波器的光度混响映射，我们通过测量连续谱的可变性和H $α$发射线之间的时间延迟来确定宽线发射区域的大小。H $α$发射线响应蓝色连续变化，平均静止帧滞后$19.0 \pm 1.23$天。利用单历元谱，我们确定了宽线H $α$速度宽度为1020 km s $^{-1}$，结合静止标架滞后和采用几何标度因子$f = 5.5$，我们计算了黑洞质量为$M_{BH} \sim 17 \times 10^{6} M_{\odot}$ .利用通量变化梯度法，我们将主星系的贡献从活动星系核的贡献中分离出来，计算了观测时的静止坐标系5100 nm ~的光度。利用静止帧滞后和主星扣除光度，我们得到了PGC 50427在BLR大小-活动星系核光度图中的位置，这与理论上预期的$R \propto L^{0.5}$关系非常接近。同时进行的光学和近红外（PDMATHAMT和PDMATHAMU）观测使我们能够通过使用尘埃混响映射方法来确定尘埃环的大小。我们发现，热尘排放（$\sim 1800K$）滞后于光学变化的平均休息帧滞后$46.2 \pm 2.60$天。尘埃反射半径和核近红外光度允许我们推导出的位置，PGC 50427上已知的$τ- M{V}$图。对宽线区和尘埃热辐射的观测表明，最内层的尘埃…
2015-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
LITMUS: Bayesian Lag Recovery in Reverberation Mapping with Fast Differentiable Models
University of Queensland（昆士兰大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）
LITMUS利用快速可微模型实现回波测绘中滞后恢复，通过处理季节观测窗口的多模态混叠问题，提高滞后验证的准确性，显著优于现有方法JAVELIN。
2026-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
