高分辨率的光谱是必要的，以区分和正确测量的巴尔末发射线，由于存在强金属和巴尔末吸收功能的恒星连续。这种精确的测量是必要的，用于发射线诊断，如巴耳末减量（即H α/H β），用于确定星系的衰减。然而，在高红移下，获得这样的光谱变得昂贵。巴耳末发射线等效宽度更容易测量，只需要低分辨率光谱或甚至简单的窄带滤光片，因此观察时间更短。然而，对于这种等效宽度的巴耳末衰减，仍然需要对恒星连续谱进行修正。在这里，我们提出了一个统计分析的斯隆数字巡天数据发布7发射线星系样本，使用光谱确定的巴耳末发射线通量和等效宽度。使用大量的星系在SDSS目录中，我们确定了一个等效的宽度巴耳末减量，包括一个基于修正的恒星连续。根据这个公式，现在可以从低光谱分辨率观测中获得星系的衰减。此外，这次调查还发现，在SDSS DR 7 MPA/JHU星表中，在发射线星系样本中，β线通量的等效宽度平均被低估了~ 0.35 A。这个误差意味着巴耳末衰减确定的衰减被高估了系统的0.1 A_V量级，并且该样本的未来分析需要包括这个校正。
英文摘要：
High resolution spectra are necessary to distinguish and correctly measure the Balmer emission lines due to the presence of strong metal and Balmer absorption features in the stellar continuum. This accurate measurement is necessary for use in emission line diagnostics, such as the Balmer decrement (i.e. Halpha/Hbeta), used to determine the attenuation of galaxies. Yet at high redshifts obtaining such spectra becomes costly. Balmer emission line equivalent widths are much easier to measure, requiring only low resolution spectra or even simple narrow band filters and therefore shorter observation times. However a correction for the stellar continuum is still needed for this equivalent width Balmer decrement. We present here a statistical analysis of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 emission line galaxy sample, using the spectrally determined Balmer emission line fluxes and equivalent widths. Using the large numbers of galaxies available in the SDSS catalogue, we determined an equivalent width Balmer decrement including a statistically-based correction for the stellar continuum. Based on this formula, the attenuation of galaxies can now be obtained from low spectral resolution observations. In addition, this investigation also revealed an error in the Hbeta line fluxes, within the SDSS DR7 MPA/JHU catalogue, with the equivalent widths underestimated by average ~0.35A in the emission line galaxy sample. This error means that Balmer decrement determined attenuations are overestimated by a systematic 0.1 magnitudes in A_V, and future analyses of this sample need to include this correction.
The MAGPI Survey: Emission Line Products Data Release and the Role of Spectroscopic Aperture Covering Fraction on the Balmer Decrement-Stellar Mass Relation
Identification of SDSSJ141324.27+530527.0 as A New "Changing-Look" Quasar with a "Turn-on" Transition
本文通过对比我们新的光谱观测和斯隆数字巡天（SDSS）存档数据库，确认了位于$z=0.456344$的SDSSJ 141324 +530527.0（SBS 1411 +533）是一个新的类星体，其光谱类型在1-10年的静止帧时间尺度内从1.9/2型转变为1型。在2003年拍摄的SDSS DR 7光谱中，主星系的星光发射主要是向巴耳末极限的红色方向，并且具有不可检测的宽H $β$线。我们在2017年6月1日拍摄的新光谱和2017年5月29日拍摄的SDSS DR 14光谱表明，该物体是一个典型的类星体光谱，具有蓝色连续谱和强巴耳末宽发射线。此外，在2015年拍摄的SDSS DR 13光谱中可以识别出中间光谱类型。MgII $\lambda2800$发射线翼的不变性和时标参数（[OIII] $λ$ 5007线蓝色不对称的不变性）表明，遮蔽的变化（加速外流）不是一个有利的方案。时间尺度的论点使我们相信，类型转变可能是由粘性径向流入或磁盘不稳定性周围的$\sim5-9\times10^{7}M_\odot$黑洞。
Constraining Sub-Parsec Binary Supermassive Black Holes in Quasars with Multi-Epoch Spectroscopy. II. The Population with Kinematically Offset Broad Balmer Emission Lines
一小部分类星体长期以来一直被认为在相对于宿主星系的系统红移的宽巴耳末线中显示出整体速度偏移。解释这些偏移的模型通常会引用单个黑洞（BH）周围的宽线区域气体运动学/不对称性，大质量（~sub-pc）双黑洞（BBHs）的轨道运动，或反冲BH，但单历元光谱无法区分这些情况。来自长期光谱监测的视线（LOS）径向速度（RV）偏移可用于检验BBH假设。我们从SDSS DR 7类星体目录中选取了399个具有宽H-β线偏移的类星体样本，并对其中的50个进行了第二历元光谱学研究。结合现有的SDSS光谱，新的观测使我们能够限制LOS RV移动的广泛的H-β线与休息帧基线的几年到近十年。使用互相关分析，我们检测到显着（99%的置信度）的径向加速度在宽的H-β线在24的50个对象。我们建议，9的24个检测子PC BBH候选人，这表明一致的速度变化独立测量的第二条宽线（无论是H-α或镁II）没有显着变化的宽线配置文件。结合论文I中对一般类星体总体的研究结果，我们发现第一个历元谱中的速度偏移与两个历元之间的平均加速度之间存在一种试探性的反相关，当两个历元之间的时间间隔是引起线位移的运动的轨道周期的一个不可忽略的分数时，这种反相关可以用轨道相位调制来解释。我们讨论了我们的研究结果的影响，在偏置线类星体的子pc BBH候选人的识别和对他们的频率和轨道参数的约束。[摘要]
