Deep Silicate absorption features in Compton-thick AGN predominantly arise due to dust in the host galaxy
我们利用硬能（E > 10 keV）X射线光谱测量，探索了附近所有20个（z < 0.05）真正的康普顿厚度（NH> 1.5 x 10^24 cm^-2）活动星系核中红外尘埃消光的起源。我们精确地测量了低分辨率（R~57-127）Spitzer红外光谱仪（IRS）在λ ~ 9.7 μ m处的硅酸盐吸收特征，并表明只有少数（~45%）的附近康普顿厚度的活动星系核具有强的Si吸收特征（S_9.7 = ln（f_{int} / f_{obs}）> 0.5），这表明尘埃有明显的衰减。大多数（约60%）在中红外波段以恒星形成为主（活动星系核：SB<0.5），在光学波段缺乏活动星系核活动的光谱特征，很可能是因为活动星系核的发射线是光学熄灭的。小倾角星系中的康普顿厚度活动星系核的Si吸收范围很窄（S9.7 ~ 0-0.3），这与团环模型的预测结果一致。然而，根据红外光谱和其他证据，我们得出结论，对观测到的中红外尘埃消光的主要贡献是位于宿主星系中的尘埃（即，由于扰动形态;尘埃带;星系倾角），而不一定是围绕中央引擎的紧凑模糊环面。
2012-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations I: Unique Galaxy Morphologies in Imaging
Bishop's University（主教大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；McGill University（麦吉尔大学）；University College Cork（科克大学学院）
研究利用宇宙学模拟揭示了大质量黑洞合并宿主星系的形态特征，通过形态统计分析提高识别准确性，为未来引力波探测提供星系形态学依据。
2023-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Black holes as telescopes: Discovering supermassive binaries through quasi-periodic lensed starlight
University of Oxford（牛津大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
通过准周期性偏折恒星光发现超大质量双星，揭示其轨道演化及引力波检测预警。
2026-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations II: Unique Stellar Kinematics in Integral Field Unit Spectroscopy
Bishop's University（主教大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；McGill Space Institute（麦吉尔空间研究所）；McGill University（麦吉尔大学）；University College Cork（科克大学学院）
研究利用宇宙学模拟和积分场单元光谱分析，发现大质量黑洞合并宿主星系的独特恒星动力学特征，为引力波探测提供新的观测工具。
2025-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Halo Retention and Evolution of Coalescing Compact Binaries in Cosmological Simulations of Structure Formation: Implications for Short Gamma-Ray Bursts
合并的致密双星是迄今为止发现的引力辐射源之一。由于短周期系统在不到一个哈勃的时间内就会合并，它们已经被观测到是双星，因此它们不仅是LIGO等天文台的重要引力波源，也是短伽马射线暴（SGRB）的前身。这些系统必须具有大的系统速度这一事实意味着，当它们合并时，它们将远离它们的形成地点。合并点的位置敏感地取决于星系宿主的引力势，到目前为止，引力势一直被假定为静态的。在这里，我们完善这样的计算，将主机的引力势的时间演化，以及它的附近的邻居使用宇宙学模拟的结构形成。这导致合并网站的分布，更扩散地分布相对于他们的推定主机，与位置延伸到几个百万秒差距的距离较轻的晕。以这种方式计算的相邻的紧凑的二进制人口之间的混合程度是严重增强的环境中的星系数密度高。我们发现，SGRB的红移估计仅基于最近的星系的投影可能是非常不准确的，如果祖系统固有的大系统踢在出生。
2009-10-08 astro-ph.CO
The Discovery of Host Galaxy HI Absorption in CTA 21
我们报告的HI 21厘米吸收的发现对研究GHz峰值频谱源CTA 21（4C 16.09）使用阿雷西博望远镜在2009年9月20日和21日。最近，当美国电视台被要求从模拟传输切换到数字传输时，700和800 MHz之间的频段暂时开放给射电天文学，并进行了新的频率分配。CTA 21的红移HI频率落在该频带内。CTA 21在一系列尺度上具有复杂的无线电结构。最里面的主要成分分离约12质量，而弱扩散发射延伸至约300质量。我们发现的HI吸收曲线有两个主要成分，一个窄，另一个宽和蓝移。假设覆盖因子为1，自旋温度为100 K，HI柱的总密度为7.9 x 10^20 cm^-2。这个HI吸收证实了最近确定的z ~ 0.907的暗星系的光学红移。我们讨论了这种新的检测光HI吸收研究对紧凑的射电源，也可能CTA 21可能会表现出多个周期的核活动。CTA 21中的这一新发现与射电星系中HI吸收检测的强烈趋势一致，并有证据表明存在偶发性核/喷流活动。
2010-04-22 astro-ph.CO
Constraints on Individual Supermassive Black Hole Binaries from Pulsar Timing Array Limits on Continuous Gravitational Waves
脉冲星计时阵列（PTAs）对亚秒差距尺度上超大质量黑洞双星发射的连续引力波的应变振幅施加了越来越严格的限制。在本文中，我们将在特定的星系在已知的距离超大质量黑洞的动力学质量$M_{bh}$的独立信息，并使用这些额外的信息，以进一步限制这些星系是否可以主机可检测的超大质量黑洞二进制。我们估计的应变振幅从个别双星作为一个函数的二进制质量比附近的两个样本的星系：（1）直接动力学测量的$M_{bh}$在文献中，和（2）116个最大的早期型星系（因此可能主机的最大质量的黑洞）在108 Mpc的大规模调查。我们的探索性分析表明，目前的PTA上限的连续波（作为在天空中的角位置的函数）已经可以约束质量比的假设黑洞双星在我们的样本中的许多星系。对于具有较大$M_{bh}$和较小距离的星系，这种约束更强。对于在NGC 1600、NGC 4889、NGC 4486（M87）和NGC 4649（M60）中心有$M_{bh} \gtrsim 5\times 10^9 M_\odot$的黑洞，任何在PTA频带内的轨道上的双星伴星的质量比必须是百分之几或更少。
2016-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Preheating of the early Universe by radiation from high-mass X-ray binaries
使用一个可靠的测量固有的（即吸收效应校正）的高质量X射线双星（HMXB）在0.25-2千电子伏的能量带每单位恒星形成率的现今光度函数，我们估计从这样的系统的软X射线的早期宇宙的预热。我们发现，X射线照射，主要是由亮度L> 10^39 erg/s的超铝和超软超铝X射线源执行，（T>T_cmb，其中T_cmb是星系际介质的宇宙微波背景的温度，如果特定的X-早期宇宙中年轻恒星星族的射线发射率比现在高一个数量级（这是可能的，由于第一个星系的金属丰度低）和软X射线发射的HMXB没有遭受强烈的吸收在他们的星系。这使得在红移z<10的发射中观察到中性氢的21 cm线成为可能。
2016-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galactic Winds and Extended Lya Emission from the Host Galaxies of High Column Density QSO Absorption Systems
我们提出了三维共振辐射转移模拟的空间和光谱扩散的Lya辐射从一个中心源在宿主星系的高柱密度吸收系统在z ~ 3。辐射转移模拟是基于一套宇宙学星系形成模拟，再现了阻尼Lya吸收系统的广泛的观察到的属性。预计Lya发射在空间上扩展到几个角秒，Lya发射的光谱宽度扩展到几百（在某些情况下超过几千）km/s。模拟星系中气体的分布和动力学状态是复杂的，后者具有显着的贡献，从旋转和流入和流出。出现的Lya辐射延伸到柱密度为N_HI ~ 10^{18} cm^{-2}的气体，其光谱形状随视角变化很大。对中心\hi柱密度和HI速度场的强烈依赖性表明，Lya发射也将在中心区域的几个动力学时间的时间尺度上随时间强烈变化。这种随时间的变化在宿主星系经历重大合并和/或星暴的时候应该特别明显。取决于沿给定视线的流入或流出的优势和中心柱密度，光谱显示出突出的蓝色峰、红色峰或双峰轮廓。空间分布和光谱形状都对银河风的细节非常敏感。更强的星系风导致Lya辐射在空间上更广，而且--有点违反直觉--光谱分布更窄。
2011-01-17 astro-ph.CO
UVES/VLT high resolution absorption spectroscopy of the GRB080330 afterglow: a study of the GRB host galaxy and intervening absorbers
通过分析伽玛射线暴周围或视线方向上气体的光吸收特性，研究了伽马射线暴（GRB）的环境和干扰吸收体。我们分析了GRB 080330在VLT ~ 1.5小时后的高分辨率光谱观测（R=40000，S/N=3 - 6）。光谱说明了在z = 1.51的伽玛暴宿主星系的ISM的复杂性，其中至少有四个组件的主要吸收系统。我们检测到强烈的FeII，SiII和NiII激发吸收线与最蓝的组件。除了主星系之外，至少还有两个吸收体位于余辉的视线上，在红移范围0.8 < z < 1.1，每个都表现出MgII吸收。对于宿主星系中最蓝的部分，我们得到了它与GRB爆炸地点的距离信息。我们这样做，假设激发的吸收线产生的间接紫外泵浦，并比较数据与时间相关的光激发代码。这个分量的距离被发现是280+40-50秒差距，这是低于其他伽玛暴（1 - 6千秒差距）。我们确定了两个额外的MgII吸收剂，其中一个与休息帧等效宽度大于1A。本文测量的伽玛射线暴与吸收体之间的距离证实，伽玛射线暴辐射的功率可以影响星际介质的条件，至少达到几百pc的距离。对于干预的吸收，我们确认的趋势，平均一个强大的干预系统被发现每余辉，已经注意到在研究中表现出过量的强MgII吸收沿GRB视线相比，类星体。
2009-06-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mass and star formation rate of the host galaxies of compact binary mergers across cosmic time
我们调查的紧凑的双合并跨宇宙时间的宿主星系的属性，人口合成模拟结合从EAGLE套件的星系星表。我们分析了从红移0到红移6的中子星双星、黑洞-中子星双星和黑洞双星的合并率。在这里考虑的任何红移下，每个星系的双星合并率与宿主星系的恒星质量密切相关。BNS的这种相关性明显比BHNS和BBH的相关性更陡。此外，我们发现每个星系的合并率也依赖于宿主星系的恒星形成率和金属丰度。我们推导出一个稳健的拟合公式，该公式将每个星系的合并率与星系的恒星形成率、恒星质量和金属丰度在不同的红移。主星系的典型质量随着红移的减小而显著增加，这是致密双星的延迟时间分布和星系的宇宙组装之间相互作用的结果。最后，我们研究了合并率密度随红移的演化。在低红移（$z\leq{}0.1$）时，早型星系对合并速率密度的贡献大于晚型星系。这种趋势在$z\ge{}1$中逆转。
2019-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Host Halos of OI Absorbers in the Reionization Epoch
我们使用氢再电离时期的辐射流体动力学模拟来研究z~6处的OI吸收体。星系际介质（IGM）在富集之前被再电离，因此OI吸收起源于暗物质晕。预测的OI吸收剂的丰度与观测结果相当吻合。在z=10时，大约70%通过原子冷却晕的视线会遇到可见（N_OI > 10^14 cm^-2）柱。再电离会电离并去除质量小于10^8.4 M_0的晕中的气体，但即使在z=5时，通过质量更大的晕的视线中也有20%会遇到可见的柱状物。吸收体-宿主晕的质量尺度比Lyman break星系和Lyman-α发射体的质量尺度小10-100倍，因此吸收更直接地探测主导电离源。OI吸收体具有10^19-10^21 cm^-2的中性氢柱，这表明在OI和HI吸收中选择的天体非常相似。最后，在z=7.085类星体ULASJ 1120 +0641的前景中的吸收不可能起源于暗物质晕，因为在观测到的HI柱密度下的晕气体富集到足以违反OI柱的上限。相比之下，小于宇宙平均密度三分之一的气体满足约束。因此，前景吸收可能起源于IGM。
2013-08-30 astro-ph.CO
X-ray absorption evolution in Gamma-Ray Bursts: intergalactic medium or evolutionary signature of their host galaxies?
伽马射线暴（GRB）的固有X射线辐射经常被我们自己的星系吸收，超过或超过柱密度。额外的成分通常被认为是由于吸收了位于GRB本身的宿主星系内的气体。氢的等效柱密度N（H，本征）（假设它在伽玛暴红移处）和红移z之间有明显的相关性，少数z>6的伽玛暴显示出最大的本征柱密度。我们调查的N（H，内禀）- z关系使用大样本的雨燕伽玛暴，以及活动星系核（AGN）和类星体的样本，特别注意的光谱能量分布的两个最高的红移伽玛暴。各种可能的样本偏差和系统，可能会产生这样的相关性被认为是，我们的结论是，相关性很可能是真实的。这可能表明宿主星系性质的演化效应，或者来自扩散星系际介质（IGM）或中间吸收云中沿视线的气体的贡献。采用一个比以前的工作更现实的IGM吸收模型，我们发现这可以解释在z>~3处观察到的不透明度，只要它不是太热，可能在10^5 K和10^6.5 K之间，并且适度富集金属，Z~0.2 Z_sun。因此，这种物质可能构成温暖的热星系际介质。然而，从介入的冷气体云的累积效应中也可以预计到相当的吸收水平，并且鉴于目前的不确定性，不可能说哪一个占主导地位。在较低的红移，我们得出结论，在宿主星系的气体必须是所观察到的X射线吸收的主要贡献者。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mid-infrared properties of OH megamaser host galaxies. I: Spitzer IRS low- and high-resolution spectroscopy
本文给出了51个OH超脉泽（OHMs）的中红外光谱和来自斯皮策太空望远镜红外光谱仪的测光结果，以及15个已证实没有超脉泽发射的星系的中红外光谱。大多数星系显示中等至深的9.7微米无定形硅酸盐吸收，与欧姆星系显示出更强的平均吸收和陡峭的20-30微米连续辐射比非masing星系。多环芳烃（PAHs）的排放，特别是在6.2，7.7和11.3微米，几乎在所有的系统中检测到。在90%以上的样品中观察到精细结构原子发射（包括[Ne II]、[Ne III]、[S III]和[S IV]）和多个H2转动跃迁。一个星系的子集显示出来自稀有原子线的辐射，如[Ne V]，[O IV]和[Fe II]。50%的OHM显示来自水冰和氢化无定形碳颗粒（HACs）的吸收，而来自CO2、HCN、C2 H2和结晶硅酸盐的吸收特征也在几种OHM中看到。来自34.6 μ m OH吸收的OH柱密度与来自非激射星系中1667 MHz OH吸收的OH柱密度相似，表明两种样品的激射分子丰度相似。这份数据文件提供了每个星系的完整中红外光谱，以及线通量和等效宽度，吸收特征深度和光谱指数的测量。
2011-01-25 astro-ph.CO
Systematic investigation of the expected gravitational wave signal from supermassive black hole binaries in the pulsar timing band
在这封信中，我们进行了第一次系统的调查，预期的引力波（GW）背景产生的超大质量黑洞（SMBH）在nHz频段的脉冲星定时阵列（PTA）。我们从文献中的红移依赖的星系质量函数的几个估计和密切的星系对的分数，以获得广泛的星系合并率。然后，我们利用经验的黑洞主机的关系，填充合并星系与SMBHs。我们的程序的结果是收集了大量的现象学SMBH的二进制合并率与当前的观测限制星系组装在z<1.5。对于每个合并率，我们计算相关联的GW信号，最终产生一个大的nHz GW背景的估计，我们使用它来推断其预期幅度的置信区间。当考虑到最新的SMBH主机关系，占超大质量黑洞在最明亮的星系团星系，我们发现，名义上的$1σ$间隔的预期GW信号是只有一个因素的3至10低于目前的PTA限制，这意味着一个不可忽略的机会，在未来几年的检测。
2012-11-22 astro-ph.CO gr-qc
Targeting supermassive black hole binaries and gravitational wave sources for the pulsar timing array
介绍了一种在Sloan数字巡天（SDSS）中寻找超大质量黑洞双星的方法。这项研究是基于千禧年模拟的模拟星系目录中发现的合并星系的特殊性质。MBHB被认为是脉冲星定时阵列（PTA）的主要引力波（GW）源，然而，目前还不清楚所观察到的GW信号是否会由几个单个MBHB产生，或者它是否具有随机背景的性质。这项工作的目标是制作一张天空地图，其中每个星系都被分配了最近遭受合并的概率，以及可以被PTA检测到的MBHB。这在理解预期的PTA信号方面向前迈进了一步：天空图可用于研究PTA源的聚类特性和可观测GW信号功率的空间分布;此外，具有最高概率的星系可用作针对单个GW源的目标搜索的输入。我们还调查了周围的星系托管MBHB的邻近星系的分布，发现最有可能检测到的PTA源位于密集的星系环境。在搜索中使用了不同的技术，包括贝叶斯和机器学习算法，具有一致的输出。我们的方法生成了一个被分类为MBHB主机的星系列表，可以与其他搜索相结合，以有效地减少错误分类的数量。SDSS的光谱覆盖范围不到天空的五分之一，并且在大红移时目录变得严重不完整;然而，这种技术可以在未来应用于更大的目录，以获得完整的，基于观测的预期GW信号的信息。
2014-03-05 astro-ph.CO gr-qc
