最近的改进，原子能级数据允许，第一次，准确的预测作出的Fe III线的发光光谱，$L_\text{bol}=10^{46}-10^{48}$ erg/s，活动星系核的发射强度。Fe III发射气体必须主要是光致电离的，与线混响的观测结果一致。我们使用云模型探索了广泛的参数空间，以及26,500个来自斯隆数字巡天的静止帧紫外光谱，以限制线发射气体的物理条件。所观察到的Fe III发射最好由致密的（$n_H=10^{14}$ cm $^{-3}$）气体来解释，该气体是微湍流的，导致较小的线光学深度和荧光激发。这种高密度气体似乎存在于大多数发光类星体的中心区域。利用我们所支持的模型，我们提出了理论预测的Fe III UV 34 $λλ$ 1895，1914，1926多重峰的相对强度。这个多重态与Si III] $λ$ 1892和C III] $λ$ 1909发射线混合，当使用这些线来推断类星体中宽线区域的物理信息时，精确减去UV 34是必不可少的。
英文摘要：
Recent improvements to atomic energy-level data allow, for the first time, accurate predictions to be made for the Fe III line emission strengths in the spectra of luminous, $L_\text{bol}=10^{46}-10^{48}$ erg/s, Active Galactic Nuclei. The Fe III emitting gas must be primarily photoionized, consistent with observations of line reverberation. We use CLOUDY models exploring a wide range of parameter space, together with 26,500 rest-frame ultraviolet spectra from the Sloan Digital Sky Survey, to constrain the physical conditions of the line emitting gas. The observed Fe III emission is best accounted for by dense ($n_H=10^{14}$ cm$^{-3}$) gas which is microturbulent, leading to smaller line optical depths and fluorescent excitation. Such high density gas appears to be present in the central regions of the majority of luminous quasars. Using our favoured model, we present theoretical predictions for the relative strengths of the Fe III UV34 $λλ$1895,1914,1926 multiplet. This multiplet is blended with the Si III] $λ$1892 and C III] $λ$1909 emission lines and an accurate subtraction of UV34 is essential when using these lines to infer information about the physics of the broad line region in quasars.
Rest-frame Optical Spectroscopy of $z \sim 2$ Quasars with Steep Hard X-ray Spectral Shapes: X-ray Selection of Super-Eddington Accretion and Verification
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
Search for Quasar Pairs with ${\it Gaia}$ Astrometric Data. III. Discovery of 9 dual and projected quasars
Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Department of Physics, Nanchang University（南昌大学物理学院）；Center for Relativistic Astrophysics and High Energy Physics, Nanchang University（南昌大学相对论天体物理与高能物理中心）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
The Extremely Luminous Quasar Survey in the Sloan Digital Sky Survey footprint. III. The South Galactic Cap Sample and the Quasar Luminosity Function at Cosmic Noon
Mapping the Quasar Main Sequence in the UV range: A Connection with the UV Fe III Emission
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Millennium Institute of Astrophysics (MAS)（天体物理学千年研究所）；University of Utah（犹他大学）；National Institute for Astrophysics (INAF), Astronomical Observatory of Padua（国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA–CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；International Gemini Observatory/NSF NOIRLab（国际吉米尼观测站/美国国家光学红外天文研究实验室）
本研究利用紫外 1900 混合发射及 Fe III/Fe II 发射构建类星体主序的紫外对应平面，验证其可区分不同族群并识别高吸积 xA 源，为高红移研究提供新途径。
First results from the JWST Early Release Science Program Q3D: Turbulent times in the life of a $z \sim 3$ extremely red quasar revealed by NIRSpec IFU
极红类星体，其热光度超过$10^{47}$ erg s $^{-1}$，是一个迷人的高红移群体，在本地宇宙中不存在。它们是超大质量黑洞以爱丁顿极限或以上的速率吸积的最佳候选者，并且它们与迄今为止已知的最快速和最强大的电离气体流出有关。它们也是大质量星系的宿主。在这里，我们提出了第一个积分场单位（IFU）的观测高红移类星体的近红外光谱仪（NIRSpec）上的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），目标SDSSJ 165202.64 +172852.3，一个非常红的类星体在$z=2.94$。JWST观测揭示了扩展的电离气体-如[OIII] $λ$ 5007所追踪的-在类星体的宿主星系，其流出物和环星系介质中。复杂的形态学和运动学意味着类星体居住在一个非常密集的环境中，在10-15 kpc的投影距离内有几个相互作用的同伴星系。环境的高密度和伴随星系的大速度表明，这个系统可能代表了一个正在形成的星系团的核心。该系统是两个或多个暗物质晕合并的良好候选者，每个暗物质晕的质量为几个$10^{13}$ M $_\odot$，并可能追踪到$z\sim3$处的一个暗物质结。
Exploring Reionization-Era Quasars III: Discovery of 16 Quasars at $6.4\lesssim z \lesssim 6.9$ with DESI Legacy Imaging Surveys and UKIRT Hemisphere Survey and Quasar Luminosity Function at $z\sim6.7$
这是一个系列中的第三篇论文，旨在通过DESI遗产成像巡天（DELS）和近红外成像巡天（如UKIRT半球巡天（UHS））以及宽场红外巡天探索（$WISE$）中红外巡天的组合来寻找再电离时代的类星体。本文描述了更新的类星体候选者选择程序，报告了在$6.4\lesssim z \lesssim6.9$上从$\sim$ 13，020 deg $^2$区域发现的16个类星体，并给出了$z\sim6.7$上的类星体光度函数（QLF）。测量的QLF在幅度范围$27.6<M_{1450}<-25.5$中跟随$Φ(L_{1450})\propto L_{1450}^{-2.35}$。我们确定了$\langle z \rangle$ =6.7和$M_{1450}<-26.0$处的类星体共动空间密度为$\rm 0.39\pm0.11 Gpc^{-3}$，并发现从$z\sim6$到$z\sim6.7$的指数密度演化参数为$k=-0.78\pm0.18$，对应于向早期每单位红移迅速下降一个$\sim 6$的因子，其速度明显快于$z\sim 3- 5$处。$z\sim6$和$z\sim6.7$之间的宇宙时间只有1.21亿年。类星体密度在如此短的时间内下降了三倍以上，这要求SMBH必须迅速增长，否则它们在更高的红移下辐射效率较低。我们在$z\sim6.7$上测量了类星体的共动发射率，这表明高红移类星体不太可能对…
Clustering of z~6.6 Quasars and [O III] Emitters Constrains Host Halo Masses and Duty Cycles in 25 ASPIRE Fields
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Leiden University（莱顿大学）；Harvard University（哈佛大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
A broad-line quasar with unexplained extreme velocity offsets: post-shock outflow?
类星体SDSS 0956+5128具有三个不同的速度分量，其发射偏移较大：[O II]、[O III]和[Ne III]窄线的系统速度发生了$z=0.7142$红移; Mg II宽线相对于窄线移动了$-1200$ km s $^{-1}$; H $α$、H $β$宽线位于$-4100$ km s $^{-1}$。我们提出了新的哈勃空间望远镜光谱的Ly $α$和C IV发射线和高分辨率图像的类星体。这些线的偏移与巴耳末辐射的速度分量一致，光学和近红外波长的测光没有显示出宿主星系最近合并或类星体位置不规则的任何迹象。这些数据并没有证实以前最可能的假设，包括一个特殊的方向和形态的类星体盘，如在反冲黑洞的情况下，它也不符合吸积盘风的预测。相反，基于累积的证据，我们提出了一个新的方案，在该方案中，宽线区域处于由强冲击波引起的流出状态，超新星作为产生冲击喷出物的可能事件。
The Dependence of C IV Broad Absorption Line Properties on Accompanying Si IV and Al III Absorption: Relating Quasar-Wind Ionization Levels, Kinematics, and Column Densities
我们考虑如何配置文件和多年的变化特性的一个大样本的C IV宽吸收线（BAL）槽的变化时，BALs从Si IV和/或Al III是存在于相应的速度，表明视线拦截至少一些较低的电离气体。我们得出了一些观测结果C IV BALs分离根据存在或不存在的伴随较低的电离跃迁，包括测量复合剖面形状，等效宽度（EW），特征速度，复合变化剖面，和EW的变异性。我们还测量了EW和分数EW变异C IV，Si IV和Al III之间的相关性。我们的测量揭示了在吸积盘风模型中预期的电离水平、运动学和柱密度之间的基本相关变化;例如，包括较低电离物质的视线通常显示出较深和较宽的CIV槽，其具有较小的最小速度并且变化较小。许多不含Si IV或Al III BAL的C IV BAL可能仅具有轻度饱和或不具有饱和。
Magnetic fields in extreme primordial halos: turbulent collapse and implications for early quasar formation
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Dipartimento di Fisica, Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学物理系）；Physics Department, College of Science, United Arab Emirates University（阿拉伯联合酋长国大学理学院物理系）
CURLING -- III. Identifying Candidates of Wide-separation Gravitationally Lensed Quasars from the CatNorth Catalogue
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Department of Physics, Nanchang University（南昌大学物理学院）；Center for Relativistic Astrophysics and High Energy Physics, Nanchang University（南昌大学相对论天体物理与高能物理中心）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
On the relative CNO underabundance in quasar absorption systems at $z \sim 3$ arising from Population III enrichment and attenuation by intermediate-mass black holes and primordial baryon accretion
National Institute for Space Research (INPE), Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Å Rest Frame: III. Four Similar Outflows in 2MASS J1051+1247 with Enough Energy to be Major Contributors to AGN Feedback
我们在哈勃空间望远镜/宇宙起源摄谱仪的类星体2 MASS J1051+1247的光谱中探测到四个非常有活力的外流，其组合动力学光度（$\dot{E_k}$）为10 $^{46}$ erg s $^{-1}$。显着的相似之处被认为是在这些流出：4900和5700公里秒$^{-1}$之间的速度质心，距离中央源（$R$）的几百秒差距内的错误都是一致的，和一个$\dot{E_k}$内的一个因素为2的所有流出。因此，外流的共同来源是可能的。大部分流出的物质存在于一个非常高的电离阶段，明显的是来自Ne VIII，Na IX，Mg X和Si XII的波谷，这将这些紫外线流出的物理条件与附近塞弗特星系中看到的X射线暖吸收体流出相连接。三个流出具有两个或三个独立的诊断的电子数密度，产生一致的值为每个流出，这增加了稳健性的$R$测定。槽从未见过的Ar VI，O IV*，Ne VI*，和Ne V* 的离子跃迁被确定。结合$\dot{E_k}$是类星体的爱丁顿光度的$7.0^{+6.5}_{-2.3}$ %，这些外流是主要的候选人是各种活动星系核反馈效应的主要代理人。
Hot, Photoionized X-ray Gas in Two Luminous Type 2 Quasars: Chandra-HST Evidence for a Wind-Driven Sequence
NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（天主教大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Eureka Scientific, Inc.（尤里卡科学公司）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Dipartimento di Fisica, Università di Trento（特伦托大学物理系）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；AURA for ESA（欧洲空间局美国天文研究联盟）
