部分遮蔽对活动星系核中遮蔽部分光度依赖性的影响

Mapping Obscuration to Reionization with ALMA (MORA): 2mm Efficiently Selects the Highest-Redshift Obscured Galaxies

We present the characteristics of 2mm-selected sources from the largest Atacama Large Millimeter and submillimeter Array (ALMA) blank-field contiguous survey conducted to-date, the Mapping Obscuration to Reionization with ALMA (MORA) survey covering 184arcmin$^2$ at 2mm. Twelve of the thirteen detections above 5$σ$ are attributed to emission from galaxies, eleven of which are dominated by cold dust emission. These sources have a median redshift of $\langle z_{\rm 2mm}\rangle=3.6^{+0.4}_{-0.3}$ primarily based on optical/near-infrared (OIR) photometric redshifts with some spectroscopic redshift…

论活动星系核的统一

On the Unification of Active Galactic Nuclei

活动星系核（AGN）的环形遮蔽属性的不可避免的传播使人们普遍认为的1型和2型AGN本质上是相同的物体，从环面覆盖因子的分布中随机抽取的观点失效。相反，活动星系核是从这个分布中抽取的\emph{preferentially};类型2更有可能来自分布的高端，类型1来自其低端。与1型活动星系核相比，2型活动星系核具有较高的红外光度、较低的窄线光度和较高的康普顿厚X射线遮蔽率。如果不首先确定环面覆盖因子的内在分布函数，就无法进行有意义的统一统计研究。

用部分遮蔽的吸积盘模型解释活动星系核移动的宽巴耳末辐射线

partly obscured accretion disk model to explain Shifted broad Balmer emission lines of Active Galactic Nuclei

提出了一个新的模型来解释活动星系核（AGN）宽发射线区（BLR）中红/蓝移的宽低电离发射线，特别是光学波段的发射线的出现，这通常被认为是线发射气体径向运动的指示。我们发现，部分模糊的盘状BLR的DBP发射器（AGN与双峰宽低电离发射线）也可以成功地产生移位的标准高斯宽巴耳末发射线。然后，我们计算了两种移动的宽巴耳末发射线的活动星系核的BH质量。我们发现，从M-西格玛关系计算的BH质量系统大于维里BH质量为选定的对象，即使在BLR的内部红化效应的校正。对于宽谱线移动的天体，其维里BH质量比M-σ关系中的BH质量小，这与我们从部分遮蔽的吸积盘模型中所期望的结果相一致。因此，我们提供了一个可选的更好的模型来解释的外观移动广泛的发射线，特别是对于那些对象被低估的维里BH质量。

AGN红外色选择对源光度和遮蔽的依赖性：CDFS和COSMOS中的观测前景

The dependency of AGN infrared color-selection on source luminosity and obscuration: An observational perspective in CDFS and COSMOS

目标。这项工作解决了活动星系核红外选择依赖于内禀源光度和遮蔽，以确定和charaterise偏见，可能会影响研究的结论。方法.我们在钱德拉深场南巡天（CDFS）和宇宙巡天（COSMOS）中研究了红外选择活动星系核。根据X射线和光谱学数据，将活动星系核样品分为低、高X射线光度级和无遮蔽（1型）、遮蔽（2型）级。特别是在X射线制度，我们采用的固有光度考虑到估计的柱密度（N_H）。我们也借此机会强调重要的差异，采用不同的方法来评估活动星系核的遮蔽。结果与以前的研究一致，我们还发现活动星系核的红外选择效率随着活动星系核X射线亮度的降低而降低。对于中等光度的活动星系核（43.3<~log（LX [erg/s]）<~44$），效率也随暗度的增加而增加。同一个样品还显示了在最高X射线光度下的遮蔽部分随宇宙时间的演化，独立于所采用的1型/2型分类方法。结论.我们证实，活动星系核红外线选择是真正偏向于无遮蔽活动星系核，但只有在中间光度。在最高光度下，活动星系核的红外选择效率更高，不存在遮蔽偏差。我们发现，只有在z<~1.6时，1型活动星系核才比2型活动星系核更明亮，从而导致红外探测越浅，1型活动星系核被选择的越多。[摘要：关于调查战略的结论。见手稿。]最后，当詹姆斯·韦伯太空望远镜上线时，2.0 μ m、4.4 μ m、7.7 μ m和18 μ m的宽带滤波器将是在光谱学变得不切实际的深度将活动星系…

从IRAS到IRS：宇宙中最亮星系的演化

From IRAS to IRS: Evolution of the Most Luminous Galaxies in the Universe

我们总结了观测与斯皮策红外光谱仪（IRS）的571星暴（强PAH发射功能），128模糊AGN（强硅酸盐吸收），和39个未模糊AGN（硅酸盐发射）。光源的光度范围从10^{8}到10^{14}太阳光度，并且在0 < z < 3时连续红移。最明亮的星暴和活动星系核从（1+z）^{2.5}演化到z ~ 2.5;没有发现明确的证据表明这种演化在z = 2.5之后停止。星爆中的尘埃遮蔽是通过比较PAH光度和紫外光度来确定的，这表明大多数星爆都有严重的遮蔽，即使是那些在紫外线中选择的星爆;红外选择的星爆的中值比（固有紫外线/观测到的紫外线）约为50，紫外选择的星爆约为8。暗度随热光度的增加而增加，但在紫外线下看起来最亮的星爆是那些暗度最小的星爆。这一结果表明，对于紫外选择源，消光修正被显著低估，表明z> 2的星系比仅从静止帧紫外观测推断的星系更亮。

模拟HeII横向邻近效应：对类星体寿命和遮蔽的限制

Modeling the HeII Transverse Proximity Effect: Constraints on Quasar Lifetime and Obscuration

HeII横向邻近效应-由前景类星体的电离辐射引起的背景视线中增强的HeII Lyα传输-提供了一个独特的机会来探测类星体的发射特性，特别是发射几何（遮蔽，波束）和类星体寿命。基于Schmidt+2017发表的前景类星体调查，我们提出了HeII横向邻近效应的详细模型，专门设计用于包括光旅行时间效应，有限类星体年龄和类星体遮蔽。我们后处理输出的宇宙流体动力学模拟与波动的HeII紫外线背景模型，再加上一个明亮的前景类星体的辐射的影响。我们改变的前景类星体的年龄$t_\mathrm{age}$和模糊的天空分数$Ω_\mathrm{obsc}$，并探讨由此产生的影响对HeII横向邻近效应信号。IGM密度和紫外背景的波动，以及前景类星体的未知方向，导致HeII Lyα透射率沿背景视线的变化很大。我们开发了一种完全贝叶斯统计形式，将背景类星体的远紫外HeII Lyα透射谱与我们的模型进行比较，并提取了6个Schmidt+2017前景类星体的$t_\mathrm{age}$和$Ω_\mathrm{obsc}$的联合约束，这些类星体具有最高的HeII光电离率。我们的分析表明，类星体的发射特性的双峰分布，其中一个前景类星体，与一个强大的HeII传输尖峰，是相对古老的$(22\,\mathrm{Myr})$和未被掩盖的$Ω_\mathrm{obsc}<35\%$，而其他三个要么比$(10\,\mathr…

掩埋X射线AGN的大尺度成团：AGN遮蔽与红移演化趋势

Large-scale clustering of buried X-ray AGN: Trends in AGN obscuration and redshift evolution

本研究利用8次深度XMM/Chandra巡天数据测量了不同氢柱密度和红移下X射线选AGN的大尺度成团性，发现AGN成团性不依赖遮蔽程度，且其随红移的演化遵循暗物质晕的被动演化轨迹。

大多数低光度AGN真的被遮蔽了吗？

Are Most Low-Luminosity AGN Really Obscured?

在低爱丁顿比（mdot），两个影响，使它更难检测活动星系核给出一些选择标准。首先，即使有固定的吸积物理，活动星系核相对于它们的宿主是稀释的/更少的发光;这一点的大小取决于宿主的性质，比如光度和红移。其次，它们可能会过渡到辐射效率低下的状态，改变SED形状，并显着降低光学/IR光度。这些影响导致的差异，在所观察到的活动星系核样品，即使在固定的辐射光度计和校正后的遮蔽。真正的爱丁顿比分布可能强烈地依赖于光度，但这只会在对稀释和辐射效率低下（X射线或窄线样品）的调查中看到;选择效应意味着光学样品中的活动星系核将具有均匀的高mdot。这也意味着，不同的选择方法产生不同的主机系统：微弱的光学/IR源的集群将比X射线源的集群弱，光学/IR Seyferts将居住在更多的盘主导星系，而X射线选择的Seyferts将优先占据早型系统。如果观测到的mdot分布是正确的，那么目前被归类为“被遮蔽”的低光度活动星系核中的很大一部分实际上是被稀释的和/或辐射效率低下的，没有被气体或尘埃遮蔽。如果使用X射线硬度作为遮蔽的替代，这同样是正确的，因为接近mdot~0.01的辐射低效SED是X射线硬的。这些效应可以解释大多数声称的光度/红移的依赖性在“模糊”AGN人口，与真正的模糊分数低至20%。

用XMM-牛顿和WISE广泛搜寻活动星系核

A wide search for obscured Active Galactic Nuclei using XMM-Newton and WISE

我们使用的XMM-牛顿偶然的X射线调查与光学SDSS，和红外WISE全天空调查的组合，以检查低X射线红外光度选择方法的效率，在寻找严重模糊AGN。我们选择的源在2-8 keV的X射线波段，在SDSS目录中有一个红移的测定。我们将这个样本与WISE目录相匹配，并拟合了2844个源的SED，这些源具有三个或更多的红外测光数据点。然后，我们选择了严重模糊的活动星系核候选人，通过比较他们的12微米活动星系核的光度观察到的2-10千电子伏的X射线光度和预期的内在关系。通过这种方法，我们找到了20个候选者，并检查了它们的X射线和光谱。在20个初始候选者中，我们基于X射线光谱找到了9个（64%;在X射线光谱可以拟合的14个候选者中），并基于[OIII]线通量找到了7个（78%;在SDSS中通过光谱检测到的9个候选者中）。综合所有的判据，我们最终确定了重度活动星系核的数目为12-19个，康普顿厚度活动星系核的数目为2-5个，这表明该方法在寻找活动星系核方面是可靠的，但在寻找康普顿厚度活动星系核方面是不可靠的。然而，这些数字小于X射线背景粒子数合成模型的预期值，这表明光学-红外选择和由观测约束引入的L_x-L_MIR关系的散射如何限制了该方法的效率。最后，我们测试流行的模糊AGN选择方法的基础上，中红外颜色，并发现一个AGN被选中的概率与X射线光度增加。然而，基于类星体相对较低的X射线光度和中红外颜…

WISE选择的AGN的角度聚类：遮挡和非遮挡AGN的不同晕

The Angular Clustering of WISE-Selected AGN: Different Haloes for Obscured and Unobscured AGN

我们计算了从宽视场红外巡天探测器（WISE）星表中提取的170，000 AGN样本的角关联函数，选择具有红色中红外颜色（W1 - W2 > 0.8）和4.6微米通量密度（亮度大于0.14 mJy）。预计该样本在识别活动星系核时的可靠性大于90%，并且平均红移为z=1.1。总的来说，WISE-AGN的角成团与光学AGN的角成团大致相似。我们将这些天体与光度学SDSS星表交叉匹配，并将（r-W 2）> 6的遮蔽源与更蓝、未遮蔽的活动星系核区分开来。模糊的源呈现出比未模糊的源更高的聚类信号。由于遮蔽活动星系核的宿主星系形态不是典型的红序椭圆星系，在许多情况下显示磁盘，这是不太可能的，增加的集群强度的遮蔽人口是由宿主星系分离偏置驱动。通过使用相对完整的红移分布从宇宙巡天，我们发现在平均红移z=0.9的遮蔽源有一个偏差b = 2.9 \pm 0.6和托管在暗物质晕与一个典型的质量log（M/M_odot）~13.5。相比之下，在z~1.1处，未被遮蔽的活动星系核具有b = 1.6 \pm 0.6的偏差，并且存在log（M/M_odot）~12.4的晕。这些研究结果表明，模糊AGN居住密度比unobscured AGN的环境，是很难调和与最简单的AGN统一模型，其中的昏暗是完全由方向驱动。

AGN中模糊的本质：I。来自Host Galeries的见解

The Nature of Obscuration in AGN: I. Insights from Host Galaxies

我们用SDSS光谱和WISE中红外光度法分析了30，000个附近被遮蔽的活动星系核。我们的目的是研究活动星系核宿主星系的性质与中红外光度作为活动星系核活动的指标，并与以前的研究的基础上[OIII]发射线进行比较。首先，我们发现[3.4] - [4.6]色对宿主恒星年龄的依赖性很弱，但对活动星系核活动的依赖性很强。然后，我们使用“配对”技术减去主机4.6微米的贡献。通过将塞弗茨与z < 0.7的SDSS类星体样本相结合，我们发现[OIII]和AGN 4.6微米的内禀光度在4个数量级上大致线性相关，但存在大量的散射。我们还比较了总集成的4.6微米和[OIII]线光度的配分函数从塞弗茨和一个子人口的LINER显着的核4.6微米发射，作为各种主机星系的属性的功能，发现它们是相同的。因此，我们的结论是，[OIII]作为活动星系核的指示剂，与4.6微米的光度相比，没有显示出特别的偏差。我们的研究结果还表明，一些LINER确实符合简单统一模型的期望。

Obscured Active Galactic Nuclei

Active Galactic Nuclei (AGN) are powered by the accretion of material onto a supermassive black hole (SMBH), and are among the most luminous objects in the Universe. However, the huge radiative power of most AGN cannot be seen directly, as the accretion is "hidden" behind gas and dust that absorbs many of the characteristic observational signatures. This obscuration presents an important challenge for uncovering the complete AGN population and understanding the cosmic evolution of SMBHs. In this review we describe a broad range of multi-wavelength techniques that are currently employed to iden…

在AGN家族中拟合LINER核：一个模糊的问题？

Fitting LINER nuclei within the AGN family: A matter of obscuration?

在本文中，我们研究了基于它们的X射线和光学发射的LINER的星系的核遮蔽。在软能量（0.5-2 keV）下，它们显示出与活动星系核周围的扩散辐射有关的柱密度（N_H），并显示出与光学消光的相关性。在硬能区（2-10 keV）的N_H似乎比从光学消光所预期的要高得多。它们可能与活动星系核的内部区域有关，埋在光波段。本文的主要结果是，根据最常见的示踪剂：X射线光谱指数，F（2-10 keV）/F（[OIII]）比值和EW（FeKa），我们的LINER样品中约有50%显示出康普顿厚度（CT）的特征。然而，电子武器的CT LINER是显着低于CT Sy，这表明2-10千电子伏的发射主要是由电子散射的，否则不可见的活动星系核，或发射从冲击气体相关的恒星形成，而不是从内壁的环面反射。然而，没有明确的关系似乎存在光学尘埃带和X射线分类CT对象的星系之间。这可能表明，CT源应该与位于活动星系核内部区域的吸收物质有关，可能在假定的尘埃环中。发现LINER核的M_BH值比Sy星系大，而爱丁顿比Sy星系小，这是由于LINER核比Sy核具有更早的形态类型。然而，必须注意的是，一旦对X射线光度进行了适当的校正，LINER显示爱丁顿比与Sy 2的爱丁顿比重叠。我们推测与LINER核的一种可能的情况：一个内部的模糊物质类似的Sy 2，和一个外部的模糊物质负责的光学消光。CT源似乎在LINER中比Sy更常见。

AGN在z ~ 1：u-R上的统一X射线AGN谱中的颜色和折射率

AGN Unification at z ~ 1: u - R Colors and Gradients in X-ray AGN Hosts

我们用HST/ACS/NICMOS和VLT/ISAAC成像测量了78个X射线选择的活动星系核在0.5 < z < 1.5的Chandra深场中的未受污染的静止框架u-R颜色。我们还提出了空间分辨NUV-R颜色梯度的子样本的活动星系核主机的HST/WFC 3成像。由于点源活动星系核辐射的颜色污染，积分的、未校正的光度测量方法在比较z ~ 1处软、硬活动星系核宿主星系的平均性质时是不可靠的。我们使用克隆模拟来开发浓度和这种颜色污染之间的校准，并使用它来校正宿主星系的颜色。超过~6 kpc的未遮蔽/软宿主的平均u-R颜色在统计上等同于遮蔽/硬宿主的平均u-R颜色（软源是0.09 +/-0.16量级更蓝）。此外，在~6 kpc以上的遮蔽和未遮蔽宿主的静止框架V-J颜色在统计上是相等的，这表明两个种群具有相似的尘埃消光分布。对于WFC 3/IR样品，对于r > 1.1 kpc，未遮蔽和遮蔽源的平均NUV-R颜色梯度相差小于~0.5个量级。这三个观测结果意味着活动星系核的遮蔽与恒星形成速率在1千秒差距以上是不相关的。这些意见有利于统一的方案，中等光度的活动星系核中的遮蔽确定几何。由于活动星系核驱动的反馈过程，z ~ 1处的大多数中等光度活动星系核正在经历快速的、星系范围的猝灭，这种情况是不受欢迎的。

致密恒星形成星系中触发的活动星系核

Obscured Active Galactic Nuclei triggered in compact star-forming galaxies

我们提出了一个结构研究的182个模糊的活动星系核（AGN）在z<=1.5，选择在COSMOS领域从他们的极端红外线的X射线光度比和他们的可忽略不计的发射在光学波长。我们拟合光学远红外光谱能量分布和分析深HST成像，以获得其宿主星系的物理和形态学特性。我们发现，这样的星系是更紧凑的比正常的恒星形成源在类似的红移和恒星质量，我们表明，这不是一个观测偏差有关的活动星系核的排放。基于它们的UVJ颜色的分布，我们还认为，这种增加的紧凑性是不是由于被动凸起的额外贡献。因此，我们假设，绝大多数被遮蔽的活动星系核居住在星系进行动态压缩，类似的过程，最近调用来解释形成紧凑的恒星形成源在高红移。

分子线作为康普顿厚AGN？

Molecular lines as tracers of Compton-thick AGN ?

最近，Papadopoulos等人，2010年，使用亚毫米CO分子线观测附近的超亮IRAS星系（U）LIRGs，发现异常大的气柱密度（NH> 10^25 cm-2）可以存在于这些物体中通常发现的一些非常致密的气体盘中。他们还提出了使用CO和HCN分子线寻找此类来源的诊断方法。考虑到如此高的柱密度预计将吸收任何X射线发光的活动星系核，产生康普顿厚的源，我们开始探索这是否可以通过X射线观测来识别。更具体地说，我们检查X射线光谱观测的14个来源在他们的样本中，使用公共钱德拉观测（0.5-10千电子伏）的11个来源，以及BeppoSAX结果（2-100千电子伏）从文献中的另外三个来源。我们的目标是找到候选的康普顿厚活动星系核，并检查是否分子线选择标准是成功的选择这样的系统。X射线光谱揭示了四个候选的康普顿厚活动星系核，其中一半落在高遮蔽区的分子线比诊断。在其余五个落入“高尘埃遮蔽”框的源中，一个（Mrk 273）是高度遮蔽的（N_H ~4x10^23 cm-2），而在其他四个中，根据它们的X射线和中红外特性，X射线发射最有可能与恒星形成过程而不是活动星系核有关。总的来说，我们认为，虽然这种方法如预期的那样不能恢复所有康普顿厚度的活动星系核，但在该区域内没有X射线发光活动星系核的例子具有低遮蔽度，这表明这种方法在发现尘埃笼罩的恒星形成星系中严重遮蔽的活动星系核方面是有效的。上述结果对今后利用…

AGN遮蔽的起源：作为吸积的动态、不稳定驱动因素的“环面”

The Origins of AGN Obscuration: The 'Torus' as a Dynamical, Unstable Driver of Accretion

多尺度模拟使得有可能跟踪从星系尺度到吸积盘流入大质量黑洞的气体。当足够的气体被推向黑洞时，引力不稳定性通常会形成向内传播的偏心盘。不平衡的恒星盘在气体盘上施加了强大的扭矩，推动了流入，推动了BH的快速增长。在这里，我们调查是否相同的气体盘是'环面'调用来解释模糊AGN。盘一般是厚的，具有特征性的~1-10 pc大小和质量，类似于环面所需的大小和质量。即使没有强大的恒星反馈提供垂直支持，预测的鸟居的刻度高度和模糊分数也是相当大的。相反，它们可以通过强弯曲模式和由流入产生的不稳定性激发的翘曲来维持。其他属性通常归因于反馈过程可以解释的动力学效应：环面和宿主星系之间的错位，本地SFR和湍流气体速度之间的相关性，以及活动星系核光度或SFR的模糊分数的依赖性。我们比较了预测的环面性质与观测的气体表面密度分布，运动学，标度高度，和SFR密度活动星系核，发现它们是一致的。我们认为，如果没有凝块气体分布，就不可能重现这些观测结果和观测到的柱密度（N_H）分布，但考虑到小尺度上的凝块，预测的N_H分布与10 ^20 -27 cm^-2范围内的观测结果吻合得很好。我们研究了N_H如何与星系和活动星系核的性质成比例，发现活动星系核的反馈可能是必要的，以解释一些趋势与光度和/或红移。环面不仅仅是吸积的旁观者或被动燃料源，它本身也是驱动吸积的机制。

AGN光度函数的演化与遮蔽：联系X射线与红外

Evolution of luminosity function and obscuration of AGN: connecting X-ray and Infrared

本文详细比较了活动星系核（AGN）2-10 keV硬X射线和红外（IR）光度函数（LF）。基于辐射转移和光电离程序CLOUDY，采用一个简单但经过验证的环面模型对活动星系核的复合X射线-红外光谱能量分布（SED）进行了模拟，该模型用于连接硬X射线LF（HXLF）和红外LF（IRLF）。本文讨论了2-10 keV HXLF演化的四个观测结果和活动星系核第二型部分（$f_2$）的六个演化模型。从HXLF中预测了总的、未遮蔽的1型和遮蔽的2型活动星系核的8.0和15 \micron LF，然后与现有的测量结果进行了比较。我们发现，从HXLF预测的IRLF往往低估了最红外发光活动星系核的数量。这与HXLF和$f_2$的选择无关，对于最近测量的HXLF甚至更明显。我们发现，当适当考虑UV到X射线的斜率$α_{\mathrm{ox}}$和UV光度$L_{\rm UV}$之间的关系时，可以在很大程度上解决HXLF和IRLF之间的差异。我们还讨论了造成这种差异的其他可能的解释，如康普顿厚度活动星系核的布居数缺失以及宿主恒星形成对中红外辐射的贡献。同时，我们发现，如果假设类星体和Seyfers的遮蔽机制不同，则活动星系核的HXLF和IRLF可能更加一致，这与它们不同的触发和加燃料机制相对应。对活动星系核IRLF的更精确的测量，特别是在更小的红移区间上的测量，以及与1型和2型IRLF的更精确的分离，对…

COSMOS场中活动星系核的红外选择

Infrared Selection of Obscured Active Galactic Nuclei in the COSMOS Field

本文研究了z<=2.5时黑洞吸积、恒星形成和星系形态之间的关系。我们专注于活动星系核（AGN）选择他们的中红外幂律发射。通过拟合光学远红外测光与国家的最先进的光谱能量分布（SED）技术，我们得出恒星质量，恒星形成率，尘埃的性质，和AGN的贡献在整个宇宙领域的星系。我们发现，模糊的活动星系核位于恒星形成序列内或略高于恒星形成序列。我们证实了我们以前关于z~1处活动星系核被遮蔽的致密宿主星系的发现，并发现活动星系核贡献率为20-50%的星系往往比没有活动星系核的星系小25- 50%。此外，我们发现，高达0.5的合并分数是合适的最明亮的（log（LIR/Lsun）~ 12.5）AGN主机和非AGN星系，但不适合整个遮蔽AGN样本。此外，合并分数取决于总的和恒星形成的红外光度，而不是分解的活动星系核红外光度。我们的研究结果表明，主要的合并是不是活动星系核活动的主要驱动力，因此，被掩盖的活动星系核可能是由内部机制，如长期的过程，磁盘不稳定性，并在特定的演化阶段的压缩触发。我们公开了SED建模结果。

作为弱透镜的系统误差源的星系团背景天空遮蔽

Background sky obscuration by cluster galaxies as a source of systematic error for weak lensing

星系团的透镜放大率和叠加剪切测量依赖于测量星系团后面背景星系的密度。测量这个量的最常见的方法忽略了这样一个事实，即天空的一部分被星系团本身所掩盖，减少了可以观察到背景星系的区域。我们讨论了斯隆数字巡天（SDSS）和加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）中这种效应的大小，发现SDSS中星团中心在$0.1h^{-1}$ Mpc处的效应最小为1%; CFHTLenS中的效应要高出一个数量级。由此产生的集群质量和浓度测量的偏差是相同的顺序的遮蔽效应的大小，这是低于SDSS中的集群透镜的统计误差，但可能超过他们的CFHTLenS。我们还预测了这个系统误差对集群质量和放大率测量在几个即将到来的调查的影响，并发现它通常超过了统计误差。我们的结论是，未来的调查必须考虑到这种影响，在堆叠透镜和放大测量，以避免被占主导地位的系统误差。

z ~ 2明亮、重遮蔽、WISE选择类星体的NuSTAR和XMM-牛顿观测

NuSTAR and XMM-Newton Observations of Luminous, Heavily Obscured, WISE-Selected Quasars at z ~ 2

我们报告的NuSTAR和XMM-Newton计划，已观察到一个样本的三个非常明亮，严重模糊的WISE选择活动星系核在z~2在一个广泛的X射线波段（0.1 - 79千电子伏）。母样本在WISE 3.4um（W1）和4.6um（W2）波段被选择为微弱或未被检测到，但在12 um（W3）和22 um（W 4）波段明亮，是极其罕见的，在河外天空中只有大约1000个所谓的W1 W2-dropouts。光谱分析表明该星族具有典型的z~2红移，这意味着静止坐标系中红外光度为L（6 um）~ 6 e46 erg/s，辐射热光度可超过L（bol）~ 1 e14 L（sun）。对于典型的类星体模板，对应的本征、无遮蔽的硬X射线亮度为L（2-10）~ 4 e45 erg/s。它们是已知最明亮的活动星系核之一，尽管光谱很少显示宽线区域的证据，而且选择标准意味着即使在静止坐标系1.5 μ m时也有严重的遮蔽。我们设计了我们的X射线观测，以获得气体柱密度N（H）<1 e24/cm 2的鲁棒检测。事实上，这些来源被证明比这些预测更微弱。NuSTAR和XMM-Newton都观测到了其中两个源，NuSTAR没有探测到，XMM-Newton微弱地探测到了一个。第三个源仅用XMM-牛顿观测到，产生微弱的探测。X射线数据要求气柱密度N（H）> 1 e24/cm 2，这意味着源非常模糊，与康普顿厚度的发光类星体一致。大量被…

七个严重遮蔽的Seyfert 2星系的X射线光谱特性

X-ray spectral properties of seven heavily obscured Seyfert 2 galaxies

我们提出了结合钱德拉和雨燕BAT光谱分析7塞弗特2星系从雨燕BAT 100个月的目录。我们选择了附近（z<=0.03）缺乏ROSAT对应物的源，并且以前从未用Chandra在0.3-10 keV能量范围内观测过，并用10 ks Chandra ACIS-S观测瞄准这些对象。在0.3-150 keV能量范围内的X射线光谱拟合使我们能够确定所有的物体都被显著地遮蔽，在>99%的置信水平下具有NH>= 1 E23 cm^（-2）。此外，一到三个源是候选康普顿厚活动星系核（CT-AGN），即，具有NH>= 1 E24 cm^（-2）。我们还测试了Koss等人（2016）最近开发的“光谱曲率”方法来寻找候选CT-AGN，发现我们的结果与他们的预测之间有很好的一致性。由于我们采用的选择标准已经有效地检测高度模糊AGN，进一步观察这些和其他塞弗特2星系选择斯威夫特蝙蝠100个月的目录将使我们能够创建一个统计上显着的高度模糊AGN的样本，因此更好地了解物理的遮蔽过程。

AGN中遮蔽的性质：II。从聚类属性中获得的见解

The nature of obscuration in AGN: II. insights from clustering properties

基于大的光学和中红外（IR）的调查，我们调查之间的关系，在本地Seyfert 2星系的核活动和星系相互作用的统计邻居计数技术。在宿主星系恒星形成（SF）的相同水平下，我们发现具有较强[OIII]发射线的活动星系核（AGN）并没有显示出过多的近邻，而具有较强中红外发射的活动星系核确实有更多的近邻在100 kpc的投影距离内。多余的邻居计数随着投影半径的减小而增加。这些结果表明，在星系相互作用的环面形成的一个阶段。

“揭示了钱德拉深场南部z=0.5-1处的一群严重模糊的活跃星系核

"Revealing a Population of Heavily Obscured Active Galactic Nuclei at z=0.5-1 in the Chandra Deep Field-South

我们在Chandra Deep Field-South（CDF-S）和Extended Chandra Deep Field-South中选择了242个X射线未探测到的天体，这些天体的红外恒星形成率（SFR）远高于（3.2倍或更多）校正尘埃消光后从紫外线确定的SFR，从而确定了一个数值上显著的z~0.5-1的严重遮蔽AGN种群。利用4 Ms Chandra数据对23个候选星系进行了X射线叠加分析，发现了一个有效幂律光子指数为Gamma=0.6 - 0.4 ^{+0.3}的硬X射线信号，表明活动星系核对这些星系的贡献很大。基于蒙特卡罗模拟，我们得出结论，74+-25%的选定星系拥有模糊的活动星系核，其中约95%是严重模糊的，约80%是康普顿厚度（CT; NH>1.5x10^{24} cm^{-2}）。在我们的样本中，被严重遮蔽的天体具有中等的内在X射线光度[2-10 keV波段~（0.9-4）x10^{42} erg/s]。CT活动星系核的空间密度为（1.6 ± 0.5）× 10 ^{-4} Mpc^{-3}。在10-30 keV波段，z~0.5-1的CT天体预计贡献XRB总通量的~1%，根据布居合成模型，它们占所有CT活动星系核在这一能量波段预计发射的~5-15%。在6- 8 keV波段，23个被严重遮蔽的候选星系的叠加信号占未分辨XRB通量的5%以下，而在该波段未分辨的~25%的…

Seyfert星系的巨脉泽探测和核遮蔽

Megamaser detection and nuclear obscuration in Seyfert galaxies

本文以CfA、12 μ m和IRAS F25/F60星表中的114个Seyfert星系为样本，重新研究了H2O脉泽探测率与核遮蔽之间的关系。这些来源具有来自斯皮策太空望远镜的中红外光谱，并从文献中搜索X射线和[O III]，5007埃通量。我们用[O Ⅳ] 25.9 μ m发射线的强度作为活动星系核内禀强度的示踪剂。通过[O IV]归一化后，观察到的X射线通量提供了有关X射线吸收的信息。脉泽和非脉泽的X射线/ [O IV]通量比的分布有很大的不同：脉泽探测到的Seyfert-2s（Sy 1.8-2.0）占据了一个明显的X射线/ [O IV]范围，平均来说，这个范围比Seyfert-2非脉泽的范围低4倍，比Seyfert-1 s（Sy 1.0-1.5）的范围低10倍。非脉泽几乎均匀地分布在整个X射线/ [O IV]范围内。这提供了证据，高核遮蔽的微波激射探测的概率起着至关重要的作用。此外，归一化后与[O IV]，我们发现一个类似的，但较弱的趋势与7微米尘埃连续吸收的脉泽探测率的分布。这表明7 μ m连续谱的遮蔽发生在比X射线更大的空间尺度上。因此，在活动星系核统一模型中，在中等偏离边缘的情况下，7 μ m的尘埃吸收可能发生，而不成比例的X射线吸收。[O III]的吸收似乎与脉泽探测无关。在被遮蔽的活动星系核中未能探测到脉泽，很可能是由于观测灵敏度不够。

揭开暗吸积的面纱：成像硬X射线任务的活动星系核数计数和巡天策略

Lifting the Veil on Obscured Accretion: Active Galactic Nuclei Number Counts and Survey Strategies for Imaging Hard X-ray Missions

寻找和表征活动星系核（AGN）的人口产生的X射线背景（XRB）是必要的连接吸积的历史，星系演化的观测在较长的波长。2012年将部署第一台硬X射线成像望远镜，通过深河外巡天，它将能够在XRB峰值能量（~20-30千电子伏）处测量活动星系核群。在这里，我们提出的预测活动星系核数计数在三个硬X射线带通：6-10 keV，10-30 keV和30-60 keV。单独的预测康普顿厚AGN，最严重的遮蔽活动星系的数量计数。计算了不同的硬X射线光度函数，康普顿厚活动星系核的演变，和基本的活动星系核光谱模型的五种不同的模型的XRB的计数。大多数硬X射线计数将是康普顿薄活动星系核，但从6-10 keV到10-30 keV波段，康普顿厚计数增加了10倍以上。康普顿厚布居显示出足够的变化，硬X射线计数测量将约束模型。计算出的数量计数被用来考虑各种调查策略的NuSTAR任务，假设总曝光时间为6.2 Ms。我们发现，多个调查将允许测量康普顿厚演变。这里提出的预测应该是有用的所有未来成像硬X射线任务。

Subaru/{ \it XMM-Newton}深巡天中高红移活动星系核的同动空间密度和遮蔽率

Comoving Space Density and Obscured Fraction of High-Redshift Active Galactic Nuclei in the Subaru/{\it XMM-Newton} Deep Survey

在Subaru/{ \it XMM-Newton}深度巡天（SXDS）观测场中，研究了X射线选择的活动星系核（AGN）的共动空间密度和高红移（$3 < z < 5$）的活动星系核遮蔽率.从一个X射线源目录与高完整性的光学识别感谢深光学图像，我们选择了一个样本的30 AGN在$z > 3$的固有（去吸收和静止帧2- 10千电子伏）的亮度为$L_{\rm X} = 10^{44-45}$尔格的$^{-1}$检测在0.5- 2千电子伏波段，包括20和10个对象的光谱和光度红移，分别。利用$1/V_{\rm max}$方法，我们证实了当红移大于$z > 3$时，活动星系核的共动空间密度随红移的增加而减小.当与Civano等人的{ \it Chandra}-COSMOS结果结合时，（2011），活动星系核的密度下降与$L_{\rm X} = 10^{44-45}$ erg s $^{-1}$是很好的表现为幂律的$(1 + z)^{-6.2 \pm 0.9}$。通过仔细考虑观测偏差，包括每个源的光子统计效应，我们还确定了康普顿薄种群中X射线遮蔽的活动星系核中具有$N_{\rm H} > 10^{22}$ cm $^{-2}$的比例为0.54 $^{+0.17}_{-0.19}$。这一结果是一致的，与独立确定的2型活动星系核分数的光学性质的基础上，该分数被发现是0.59 $\pm$ 0.09。比…

Obscuration properties of mid-IR selected AGN

The goal of this work is to study the obscuration properties of mid-infrared (mid-IR) selected AGN. For that purpose, we use {\it{WISE}} sources in the Stripe 82-XMM area to identify mid-IR AGN candidates, applying the Assef et al. criteria. Stripe 82 has optical photometry $\approx$\,2 times deeper than any single-epoch SDSS region. XMM-Newton observations cover $\sim$26\,deg$^2$. Applying the aforementioned criteria, 1946 IR AGN are selected. $\sim 78\%$ have SDSS detection, while 1/3 of them is detected in X-rays, at a flux limit of $\rm \sim 5 \times 10^{-15}\,erg\,s^{-1}\,cm^{-2}$. Our fi…

南钱德拉深场康普顿厚部分的演化和AGN的遮蔽性质

The evolution of the Compton thick fraction and the nature of obscuration for AGN in the Chandra Deep Field South

利用新的4 Ms数据集和新的X-ray光谱模型，我们给出了CDFS中高z活动星系核的X-射线光谱分析结果，这些模型考虑了康普顿散射和环核物质的几何结构。我们的目标是确定在何种程度上的环面范例的本地AGN是适用于在早期的时代，并评估的康普顿厚分数（f_CT）与z的演变，重要的XRB合成模型和理解的吸积历史的宇宙。除了环面模型之外，我们还测量了散射核光的分数，f_scatt已知取决于环核材料的覆盖因子，并使用它来帮助我们理解其几何形状。我们发现环核物质的覆盖因子与NH相关，因此最严重的活动星系核实际上也是最几何掩埋的。我们从f_scatt随NH的增大而减小的结果以及最小张开角的环面模型作为最佳拟合模型对最模糊活动星系核的拟合中的普遍性得出这些结论。我们发现，在CDFS中的源（~ 20%）的一个显着的分数很可能被埋在材料与接近4 π的覆盖范围已最好的拟合与0 \degree开口角的环面模型。此外，我们发现41 CTAGN在CDFS使用新的环面模型，其中29个，我们在这里报告的第一次。为了研究f_CT的演化，我们将样本按z分组。一旦我们考虑了偏差和不完整性，我们发现内在f_CT显著增加，归一化为LX= 10 ^43.5 erg/s，从局部宇宙的\approx 20%增加到z=1-4时的\approx 40%。

在星系合并的后期阶段，成长中的超大质量黑洞被严重遮蔽了。

Growing supermassive black holes in the late stages of galaxy mergers are heavily obscured

星系的合并被认为会导致大量的气体流入内部秒差距，这可以激活超大质量黑洞（SMBH）的快速吸积，从而产生活动星系核（AGN）。在这一过程的很大一部分，SMBH预计将被气体和尘埃笼罩。在硬X射线波段，辐射受吸收的影响较小，在不同的合并阶段，研究52个星系核中的红外选择的本地发光和超亮红外星系，我们发现，在合并的最后阶段，SMBHs周围的材料量增加。我们发现，在合并晚期星系中，康普顿厚度（CT，$N_{\rm\,H}\geq 10^{24}\rm\,cm^{-2}$）活动星系核所占的比例（$f_{\rm\,CT}=65^{+12}_{-13}\%$）比局域硬X射线选择活动星系核（$f_{\rm\,CT}=27\pm 4\%$）高，并且当两个合并星系的核处于$D_{12}\simeq0.4-10.8$千秒差距（$f_{\rm\,CT}=77_{-17}^{+13}\%$）的投影距离时，暗度达到最大值。我们还发现，在我们的样本中，所有的晚期合并星系的活动星系核都有$N_{\rm\,H}> 10^{23}\rm\,cm^{-2}$，这意味着遮蔽物质覆盖了X射线源的$95^{+4}_{-8}\%$。这些观测结果表明，在星系合并的后期阶段，物质从星系尺度到几十秒差距内是最有效的漏斗，并且高级合并中的SMBHs的封闭环境相对于孤立星系中的SMBHs更富含气体和尘埃，并且不能用经典的AGN统一模型来解…

PHL 1811 的奇特案例：重度遮蔽与内在X射线弱性的较量

The Curious Case of PHL 1811: Heavy Obscuration Versus Intrinsic X-ray Weakness

通过分析窄线I类类星体PHL 1811的X射线数据，发现其长期X射线弱性源于部分覆盖吸收体的遮蔽，而非内在弱性，并揭示2024年耀发事件为X射线正常态。

AGN遮蔽及其统一模型

AGN Obscuration and the Unified Model

活动星系核的统一模型假设，所有观察到的1型和2型物体之间的差异是由于相对于观察者的视线方向的影响。这些模型的关键成分是遮蔽介质，历史上被设想为秒差距尺度上的环形结构。然而，在过去几年中获得的许多结果清楚地表明，需要一个更复杂的几何分布的吸收介质。在本文中，我们回顾了各种证据掩盖媒体在不同的尺度上，从附近的黑洞的宿主星系，以图片更新统一的情况下，解释复杂的观察到的现象。最后，我们提及一些未决问题。