Eddington ratio governs the equivalent width of MgII emission line in active galactic nuclei
利用Sloan数字巡天第四次数据发布的光谱数据集中的2092个Seyfert 1星系和类星体（0.45 ≤ z ≤ 0.8），研究了活动星系核MgII 2800发射线的等效宽度（EW）的系综分布。我们发现Mg Ⅱ的EW与活动星系核的爱丁顿比（L/L_Edd）：EW（Mg Ⅱ）\propto（L/L_Edd）^{-0.4}有很强的相关性。对于L/L_Edd相同的活动星系核，MgII的EW与亮度、黑洞质量和线宽无关，MgII线的亮度与连续谱的亮度成正比，这与光电离理论的结果一致.结果表明，MgII EW不依赖于光度，而仅受L/L_Edd的影响。
2009-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The CaFe Project: Optical FeII and Near-Infrared Ca II triplet emission in active galaxies. II. The driver(s) of the Ca II and Fe II and its potential use as a chemical clock
在该系列的第二篇论文中，我们仔细分析了活动星系核中光学FeII和近红外CaII三重态的观测特性，以及光度，黑洞质量和爱丁顿比，以定义我们样本特性背后的驱动机制。CaII显示出逆Baldwin效应，相对于其他低电离线（如H $β$），该离子表现出特定的行为。我们进行了主成分分析，其中81.2%的方差可以通过从FWHM，光度和等效宽度中提取的前三个主成分来解释。第一主成分（PC 1）主要由黑洞质量和光度的组合驱动，其显著性超过99.9%，这反过来又反映在PC 1与爱丁顿比的强相关性中。观测的相关性更好地代表了爱丁顿比，因此它可能是在CaII-FeII样本中观察到的强相关性背后的主要机制。由于钙属于$α$ -元素，Fe Ⅱ/Ca Ⅱ流量比可作为确定活动星系核中金属含量的化学钟，并可追踪宿主星系的演化。我们确认的去增强的比率Fe II/Ca II的爱丁顿比，这表明金属富集的BLR在中间- $z$相对于低- $z$对象。需要更大的样品，特别是在$z$ >2时，以确认本结果。
2021-05-27 astro-ph.GA
Wavelength-resolved reverberation mapping of intermediate redshift quasars HE 0413-4031 and HE 0435-4312: Dissecting Mg II, optical Fe II, and UV Fe II emission regions
本文通过波长分辨反响映射技术，研究了两个中等红移类星体的MgII和FeII发射区，建立了紫外FeII的半径-光度关系，并发现FeII和MgII发射区的空间分布因类星体而异。
2023-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
UV Fe II emission model of HE 0413-4031 and its relation to broad-line time delays
本研究利用SALT望远镜11年监测数据重新测定类星体HE 0413-4031的红移，改进了MgII与紫外FeII的光谱分解，发现FeII发射物质距离更远，并基于194个源更新了更平缓的MgII半径-光度关系。
2023-12-28 astro-ph.GA
Incidence of HI 21-cm absorption in strong FeII systems at $0.5<z<1.5$
我们目前的结果，从我们的搜索HI 21厘米吸收的样品中的16个强Fe II系统（$W_{\rm r}$（MgII $\lambda2796$）$\ge1.0$？和$W_{\rm r}$（Fe II $\lambda2600$）或$W_{\rm FeII}$ $\ge1$？）在$0.5<z<1.5$使用巨型米波射电望远镜和绿岸望远镜。我们报告六个新的HI 21厘米的吸收检测从我们的样品，这增加了已知的检测数量在强MgII系统在这个红移范围内的PDMATHAMT %。将我们的测量结果与文献中的测量结果相结合，我们发现HI 21-cm吸收的检测率随着$W_{\rm FeII}$的增加而增加，与使用$W_{\rm FeII}$ $<1$的系统相比，使用$W_{\rm FeII}$ $\ge1$的系统的检测率高出4倍。假设自旋温度为$\sim500$ K（基于阻尼莱曼- $α$系统在此红移范围内的HI 21-cm吸收测量）和单位覆盖因子，与HI 21-cm吸收体相关的$N$（HI）将是$\ge 2 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$.我们发现，HI 21-cm吸收平均出现在具有较强金属吸收的系统中。我们还发现，类星体与HI 21厘米吸收检测到对他们有系统更高的$E(B-V)$值比那些没有。此外，通过比较在吸收和星系选择的样品中检测到的HI 21-cm吸收线的速度宽度，我们发…
2016-11-21 astro-ph.GA
Dissecting the quasar main sequence: insight from host galaxy properties
宽线类星体的不同属性似乎遵循一个明确的主序列沿光学FeII强度增加。有人认为，这一序列主要是由黑洞（BH）吸积的爱丁顿比（L/L_Edd）驱动。Shen和Ho用类星体聚类分析证明，当类星体光度固定时，BH的平均质量随着Fe Ⅱ强度的增加而减小，与这一建议一致。在这里，我们进行了一个独立的测试，通过测量恒星速度色散σ *（因此BH质量通过M-σ * 关系）从分解的主机光谱在低红移斯隆数字巡天类星体。我们发现，在固定的类星体光度，西格玛 * 系统地减少与铁II强度的增加，确认爱丁顿比增加与铁II强度。我们还发现，在固定的光度和Fe II强度，有一个很小的依赖性σ * 上的广泛的H β FWHM。这些新的结果加强了Shen和Ho提出的框架，即爱丁顿比和方向决定了宽线类星体性质的大部分多样性。
2015-03-28 astro-ph.GA
The Quasar Main Sequence explained by the combination of Eddington ratio, metallicity and orientation
我们解决的吸积盘平面和宽线区（BLR）的几何形状的方向的影响，作为努力的一部分，以了解类星体的光学平面中的类星体的主序列的分布。我们利用光电离代码云模型的BLR纳入严重低估的形状因子（$f$）。适当处理视角方面，我们确认的依赖性的$R_{\mathrm{FeII}}$序列爱丁顿比和相关的观测趋势-作为一个功能的SED形状，云密度和成分，验证从以前的观测。具有$R_{\mathrm{FeII}}$在1 - 2范围内的源（约占所有类星体的10%，即所谓的极端星族A [xA]类星体）被解释为沿$R_{\mathrm{FeII}}$序列具有高且可能极端的爱丁顿比的源。这一结果对于利用xA源作为宇宙学的距离指标具有重要意义。具有$R_{\mathrm{FeII}} > 2$的$\mathrm{FeII}$发射体非常罕见（所有1型类星体的<1%）。我们的方法还解释了这些最高的$\mathrm{FeII}$发射器作为极端xA源的罕见性，并且随着H $β$ FWHM的增加而限制了视角范围。
2019-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
No Redshift Evolution in the Broad Line Region Metallicity up to z=7.54: Deep NIR Spectroscopy of ULAS J1342+0928
我们提出了深（9小时）Gemini-N/GNIRS近红外光谱观测ULAS J1342+0928，一个发光的类星体在z=7.54。在静止帧波长970- 2930 A上探测到各种宽发射线，以及底层的连续谱和铁森林。结果表明，CIV 1549的高电离发射线蓝移相对于远红外[CII] 158 μ m发射线的系统红移为5510^{+240}-110} km s-1。这些高电离线具有宽轮廓，半高宽超过10000 km s-1。在Mg Ⅱ中也观察到340^{+110}-80} km s-1的适度蓝移，这是光谱中确定的最低电离线。更新后的基于MgII的黑洞质量为M_BH=9.1_{-1.3}^{+1.4} x 10^8 M_sun，爱丁顿比为L_bol/L_Edd=1.1_{-0.2}^{+0.2}，这证实了ULAS J1342+0928是由一个大质量且活跃吸积的黑洞提供动力的。在相似的光度范围内，与低红移类星体相比，SiIV/CIV和Al III/CIV等发射线比率没有显着差异，这表明宽线区域云的早期金属污染。这种趋势也适用于Fe II/Mg II线比，被称为宇宙时钟，可以追踪早期宇宙中的铁富集。不同的铁模板和连续拟合范围被用来探索如何FeII/MgII测量变化作为光谱建模的函数。要探测早期金属富集的位置和Fe II/Mg II比值的相应变化，需要红移更高或光度范围更暗（L_bol<10^46 …
2020-06-29 astro-ph.GA
Spatially Resolved Galactic Wind in Lensed Galaxy RCSGA 032727-132609
我们探测了z=1.70的引力透镜恒星形成星系中流出气体沿四条视线的空间分布，这四条视线之间的距离高达6千秒差距。利用Mg II和Fe II的发射和吸收作为示踪剂，我们发现恒星形成的团块正在以-170到-250公里/秒的速度驱动星系外流。MgII发射的速度相对于星系的系统速度是红移的，与后向散射一致。相比之下，FeII的荧光发射线要么稍微蓝移，要么处于星系的系统速度。两者合计，MgII和FeII排放的速度结构是一致的，通过在银河风散射所产生的。假设外流气体是一个薄壳的几何形状，这些外流携带的估计质量很大（> 30 - 50 $\rm{M_{\odot} yr^{-1}}$），质量加载因子是恒星形成速率的几倍。几乎20%到50%的蓝移吸收可能逃脱了星系的引力势。在这个星系中，外流是“局部来源”的，也就是说，在每一条视线中的外流的性质是由最近的恒星形成团的性质决定的;风不是星系的全球性的。质量流出率和动量通量进行的外流在个别恒星形成结的这个对象是可比的星暴星系在本地宇宙。
2016-02-24 astro-ph.GA
On the Cosmic Evolution of Fe/Mg in QSO Absorption Line Systems
我们研究了从JHU-SDSS吸收线目录中抽取的大样本吸收线中Fe Ⅱ $λ$ 2600线与Mg Ⅱ $λλ$ 2796，2803双线的等效宽度之比随红移的变化。我们发现，尽管大的散射，所观察到的比率显示出的趋势，其中的等效宽度比$\mathcal{R}\equiv W_{\rm FeII}/W_{\rm MgII}$随着增加的红移$z$的范围$0.55 \le z \le 1.90$单调减少。选择吸收体的子集，其中的MgII等效宽度$W_{\rm MgII}$的信噪比是$\ge$ 3和建模的等效宽度比分布为高斯，我们发现，高斯分布的平均值变化为$\mathcal{R}\propto (-0.045\pm0.005)z$。我们讨论了这种趋势的各种可能原因。一个单调的趋势，在Fe/Mg丰度比的预测由一个简单的模型，其中的Mg和Fe的丰度在吸收云被假定为超新星喷出物的结果，并在SNIa和核心坍缩超新星率的宇宙演化与宇宙恒星的形成率。如果$\mathcal{R}$的趋势反映了丰度的演变，那么它与简单模型的预测是一致的。
2015-06-10 astro-ph.GA
Searching for signatures of Fe II atomic processes in spectra of active galactic nuclei
本研究通过分析1型活动星系核光谱，发现FeII谱线相对强度异常与爱丁顿比率及谱线宽度相关，提出自吸收过程导致能量从紫外向光学、从一致组向不一致组传递，从而解释观测到的FeII谱线特征。
2025-01-29 astro-ph.GA
The Multiphase Circumgalactic Medium of DESI Emission-Line Galaxies at z~1.5
National Taiwan University（台湾大学）；Academia Sinica（中央研究院）；University of California at Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of California Observatories, Lick Observatory（加州大学天文台利克天文台）；University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）；University College London（伦敦大学学院）；ICE-CSIC（空间科学与研究所-西班牙高等科学理事会）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那科学与技术研究院）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台）；Southern Methodist University（南卫理公会大学）；Siena University（锡耶纳大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理珀蒂默研究所）；Sejong University（世宗大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Ohio University（俄亥俄大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
基于DESI约7000个ELG-类星体对，研究z~1.5发射线星系多相CGM的MgII与CIV吸收特征，发现两气体相态运动学解耦且需非共空间分布解释，并估算其CGM质量与ISM相当。
2026-11-02 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion in the WISE-Selected Extremely Luminous Infrared Galaxy W2246-0526
我们使用光学和近红外光谱来观察静止紫外线发射线，并估计黑洞质量的WISEA J224607.56-052634.9（W2246-0526）在z = 4.601，最明亮的热尘埃遮蔽星系尚未发现的WISE。从MgII-2799 A发射线的宽分量，我们测量到一个黑洞质量log（M_BH/M_sun）= 9.6 +- 0.4。宽CIV-1549 A线是不对称的，并且显著蓝移。从蓝移校正的宽CIV线宽导出的M_BH与MgII结果一致。通过使用采样良好的SED直接测量，测辐射热光度为3.6 * 10^14 L_sun。W2246-0526的相应爱丁顿比为lambda_Edd = L_AGN / L_Edd = 2.8。这种高爱丁顿比可能达到由于吸积流中的光子捕获而使光度饱和的水平，并且对质量吸积速率不敏感。在这种情况下，W2246-0526中的M_BH增长率将超过从观测到的光度导出的表观吸积率。
2018-10-06 astro-ph.GA
Galactic Winds with MUSE: A Direct Detection of FeII* Emission from a z = 1.29 Galaxy
来自银河风的发射信号提供了一个直接绘制流出气体的机会，但由于表面亮度低，这在传统上是具有挑战性的。利用深度观测（27小时）的哈勃深场南从多单元光谱探测器（MUSE）仪器，我们确定了一个空间分辨星系在z = 1.29，恒星质量M* = 8 × 10^9 Msun，恒星形成率SFR = 77 Msun/年，在[OII]半光半径R_1/2范围内，恒星形成率表面亮度为1.6 Msun/kpc ^2，[OII] = 2.76 +- 0.17 kpc。从-350 km/s的强共振MgII和FeII散射分量，我们推断质量流出率与恒星形成率相当。我们探测到非共振Fe II * 发射，波长分别为λ 2626、2612、2396和2365，辐射强度分别为1.2-2.4-1.5-2.7 x 10^-18 egs-1 cm-2。这些通量比与光学厚气体的预期一致。通过结合四个非共振FeII* 发射线，我们空间映射的FeII* 发射从一个单独的星系的第一次。FeII* 辐射具有椭圆形的形态，大致与星系的短运动轴对齐，其积分半光半径R_1/2，FeII* = 4.1 +- 0.4 kpc，比恒星连续谱（R_1/2，* = 2.34 +- 0.17 kpc）或[OII]星云线大50%。此外，FeII* 的发射显示出一个蓝色的翅膀，延伸到-400 km/s，这在星系的小运动轴上更加明显，并在沿着该轴的p-v图中显示…
2017-01-26 astro-ph.GA
Strong nebular emissions associated with MgII absorptions detected in the SDSS spectra of background quasars
本研究利用南非大望远镜对40个类星体前景星系进行长缝光谱观测，测量了低碰撞参数下的吸收线REW与色余等性质，发现其与强MgII吸收体特征相似，并强调需进一步测量宿主星系性质以探究恒星质量与金属线分布的关系。
2024-07-24 astro-ph.GA
Do Low-Mass, Low-Luminosity AGNs Deviate from the Quasar Main Sequence?
Central University of Himachal Pradesh（喜马偕尔邦中央大学）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院国家射电天文中心）；International Gemini Observatory/NSF NOIRLab（国际双子星观测站/美国国家光学红外天文实验室）
研究发现低质量、低光度AGNs在吸积率和FeII发射特征上与经典NLSy1s不同，表明其可能代表低吸积类比，为黑洞生长提供新视角。
2025-12-05 astro-ph.GA
Kinematic analysis of an Ultra-Strong MgII absorber at z~1.13 linking to Circumgalactic Gas Structures
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）
研究通过光谱和成像分析，发现超强MgII吸收体源于周围星系气体结构，部分与盘同步旋转，部分以视线方向速度超出盘旋转。
2025-10-24 astro-ph.GA
Relation between the variations in the MgII $\lambda2798$ emission-line and the 3000 Å continuum
我们使用68个中等红移（$z\sim$ 0.65 $-$ 1.50）宽线类星体的样本研究了Mg II $\lambda2798$发射线和3000 nm连续谱变化之间的关系，这些类星体的辐射热光度范围为44.49 erg s $^{-1} \leq \rm{log}$ $L_{\rm{bol}} \leq 46.31$ erg s $^{-1}$（爱丁顿比从$\sim$ 0.026到0.862）。该样本由SDSS-DR 7 Q和BOSS-DR 12 Q构建，每个样本在SDSS-I/II/III调查中至少有2个光谱历元。此外，我们采用以下信噪比（S/N）选择标准：a）对于MgII和3000 nm连续谱，S/N PDMATHAMT 10; b）对于窄谱线，S/N PDMATHAMT 5。我们所有的类星体光谱重新校准的基础上恒定的窄发射线通量的假设。在光谱到光谱变化的分析中，我们发现在宽MgII和连续谱中的变化之间有相当密切的相关性（斯皮尔曼$ρ= 0.593$）。这与MgII响应于连续发射变化而变化的想法一致。采用改进的加权最小二乘回归方法，我们统计约束的斜率（即，在消除由重新定标过程本身引入的固有偏差之后，宽Mg II的响应度$α$）在不同光度箱中的源的两个分量的变化之间。结果表明，响应度很小（平均$\barα \approx$ 0.464），与类星体光度呈反相关。我们的研究结果表明，…
2017-06-06 astro-ph.GA
The Quasar Mass-Luminosity Plane III: Smaller Errors on Virial Mass Estimates
利用斯隆数字巡天（SDSS）DR 5样本中的62185个类星体，探讨了维里质量估算的类星体质光平面图。先前的工作表明维里和混响质量之间的偏差约为0.4 dex。类星体数量密度的下降最高爱丁顿比类星体在每个红移提供了一个上限之间的0.13和0.29德克斯维里质量估计统计不确定性。在不同的红移区间，最大可能的MgII质量不确定度平均为0.15 dex，而Hβ不确定度平均为0.21 dex，CIV不确定度平均为0.27 dex。在高爱丁顿比边界附近的任何物理扩散都将产生更严格的边界。使用Hβ和MgII质量对亚爱丁顿边界斜率的比较发现，与最近提出的修正相比，与未修正的MgII质量的一致性更好。这些明亮物体的最佳一致性是通过1.19倍的乘法校正产生的，小于先前报道的整个SDSS样本的最佳一致性的1.8倍。
2010-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of Very Broad Line MgII Radio-Loud and Radio-Quiet Quasars
本文分析了SDSS DR 7星表中具有Mg Ⅱ宽发射线（i波段星等$\leq 19.1$和z波段星等$\leq 1.9$）的射电强（RL）和射电静（RQ）类星体的性质。对于半峰全宽（FWHM）大于\mbox{15,000 km s$^{-1}$}（甚宽线样本; VBL）的源，我们发现射电大声部分（RLF）约为40%。为了进一步研究这一结果，我们比较了RL和RQ类星体VBL样本的热光度、光学连续光度、黑洞（BH）质量和爱丁顿比。我们的分析表明，在我们的VBL样本空间中，RL类星体比RQ类星体有更高的光度和BH质量。它们的覆盖率（CF）分布的相似性表明，VBL RL和RQ类星体之间的尘埃分布没有差异，因此尘埃不会影响我们的结果。我们还发现RL类星体的性质与光学连续谱亮度和BH质量之间没有相关性。
2021-10-20 astro-ph.GA
FeII strength in NLS1s -- dependence on the viewing angle and FWHM
我们解决的吸积盘平面和宽线区域（BLR）的几何形状的方向的影响，在理解类星体沿其主要序列的分布的背景下。我们利用光电离代码云模型的BLR，将“非常数”维里因子。我们显示的初步分析结果，突出的共同依赖的特征向量1参数，$\mathrm{R_{FeII}}$上的广泛H $β$半高宽（即线色散）和倾斜角（$θ$），假设固定值的爱丁顿比（$\mathrm{L_{bol}}/\mathrm{L_{Edd}}$），黑洞质量（$\mathrm{M_{BH}}$），光谱能量分布（SED）的形状，云密度（n $\rm{_{H}}$）和组成。
2019-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
What drives the Quasar Main Sequence?
本征矢量1（EV1）被发现是类星体光谱中测量参数显著相关性背后的主导分量（Boroson & Green，1992）。与EV 1强相关的参数R $_{\mathrm{FeII}}$是${\mathrm{FeII}}$强度，定义为${\mathrm{FeII}}$的等效宽度与${\mathrm{Hβ}}$的等效宽度的比率。这允许构建类似于恒星属性驱动HR图（Sulentic et al. 2001）的类星体主序。我们试图在活动核的基本（理论上的动机）参数（爱丁顿比，黑洞质量，吸积率，自旋和视角）中找到EV1背后的主要驱动因素。基于使用光电离代码CLOUDY（Ferland et al. 2013）的理论建模，我们测试了EV1的物理驱动因素是吸积盘温度（$\mathrm{T_{BBB}}$）的最大值的假设，反映在光谱能量分布（SED）的形状中。我们假设H $\mathrmβ$和Fe ${\mathrm{II}}$发射都来自宽线区，该宽线区表示为平面平行几何中的恒定密度云。我们测试的影响，改变爱丁顿比的$\mathrm{R_{FeII} - T_{BBB}}$趋势与不同的平均氢密度。我们还测试了添加影响整个$\mathrm{R_{FeII} - T_{BBB}}$图片上的线强度的微湍流的效果。
2017-12-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Strong FeII emission in NLS1s: An unsolved mystery
这项工作最初是作为一项测试开始的，以追溯Shen & Ho（2014）的类星体主序列图，他们声称定义特征向量1（EV 1）的参数RFeII仅由爱丁顿比率驱动。随后，我们构建了一个完善的（误差和红移有限）的样本，从原来的沈等。2011年类星体目录。基于我们的假设-类星体主序的主要驱动力是光谱能量分布上的大蓝凸点所定义的吸积盘温度的最大值。我们选择了四个极端的来源，RFeII $\geq$ 4.0和使用SED建模代码CIGALE适合这些来源的多波段光度数据。我们还进行了详细的光谱拟合，包括FeII伪连续估计和比较RFeII的值。在这项研究的背景下，我们显示的金属依赖FeII强度。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
OQ~208: A New Fe~II Changing-look Active Galactic Nucleus and Implications for the Nature of the Changing-look Phenomenon
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；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）；Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理重点实验室）
将光学变脸现象扩展到FeII复合体，发现OQ~208在约14年内FeII和巴默尔宽线同时消失，表明两者来自同一区域，并揭示FeII强度与连续谱及爱丁顿比的反相关关系。
2026-06-17 astro-ph.GA
Black Hole Mass Estimates and Rapid Growth of Supermassive Black Holes in Luminous $z \sim$ 3.5 Quasars
利用Palomar Hale 200英寸望远镜和大双筒望远镜对32个含$3.2<z<3.9$的发光类星体的H $β \lambda4861$和Mg II $\lambda2798$谱线进行了新的近红外观测。我们发现MgII半峰全宽（FWHM）与H $β$ FWHM有很好的相关性，证实了它在黑洞质量估计中是H $β$ FWHM的一个很好的替代品。5100 nm处的连续发光度与3000 nm处的连续发光度以及宽发射线发光度（H $β$和MgII）相关。通过对H $β$和Mg II谱线同时进行近红外光谱分析，排除了通量变化的影响，我们能够评估基于Mg II谱线估算高红移类星体黑洞质量的可靠性。利用基于H $β$线的可靠的黑洞质量和爱丁顿比估计，我们发现我们样本中的$z\sim3.5$类星体具有黑洞质量$1.90\times10^{9} M_{\odot} \lesssim M_{\rm BH} \lesssim 1.37\times10^{10} M_{\odot}$，中值为$\sim 5.14\times10^{9} M_{\odot}$，并且以0.30和3.05之间的爱丁顿比吸积，中值为$\sim1.12$。假设占空比为1，种子黑洞质量为$10^{4} M_{\odot}$，我们表明，在这个样本中的$z\sim3.5$类星体可以增长到其估计的黑洞质量在宇宙的年龄在其红移。
2014-12-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Behaviour of the MgII 2798AA Line Over the Full Range of AGN Variability
我们调查的2798 AA镁II宽发射线在活动星系核的几年的时间尺度上的响应。我们的研究是基于一个样本的极端可变AGN以及广泛的人口样本。在以前的研究中观察到的反应线已经混合。通过关注极端变异性（$|Δg|>$ 1），我们发现Mg II明显对连续体有反应。然而，不同物体的响应程度有着显著的差异;我们看到Mg II的变化与连续统一样多，超过连续统，或者根本很少。在74%的高度可变的样品中，Mg II的行为与H $β$的行为相对应，其中30%的物体在两条线上都显示出较大的变化。根据文献结果，我们没有检测到对应于宽线区域“呼吸”的线宽的任何变化。在我们高度可变的样本中，一些物体显示出Mg II轮廓的明显不对称性。这种偏斜可以是直线中心的蓝色和红色。从我们广泛的人口样本的结果表明，高度可变的类星体有较低的爱丁顿比。这一结果适用于连续谱的变异性，但Mg II谱线的变异性的相关性显著降低。对于第一次，我们提出了一个概述的价值的内在鲍德温效应的Mg II在一个大的样本。
2020-07-13 astro-ph.GA
XQR-30: Black Hole Masses and Accretion Rates of 42 z>6 Quasars
本文基于XQR-30项目的高信噪比光谱，测量了42个z>6类星体的黑洞质量和爱丁顿比，发现高红移类星体黑洞质量略小但吸积更快，平均爱丁顿比与低红移样本相差约0.27。
2023-06-28 astro-ph.GA
Parameterizing the AGN radius -- luminosity relation from the Eigenvector 1 viewpoint
使用混响映射的宽线区域（BLR）的研究使我们能够建立该线发射区域的大小与驱动线发射的连续体亮度之间的经验关系（即R $_{\rm BLR}$ -L $_{\rm 5100}$关系）。为了实现其全部潜力，需要更好地理解R $_{\rm BLR}$ -L $_{\rm 5100}$关系中的固有散射。爱丁顿比率在解决这个问题中起着关键作用。另一方面，本征矢量1模式有助于揭示爱丁顿比和光学FeII发射强度之间几乎清晰的联系，该发射起源于BLR。本文旨在揭示理论实体之间的联系，如电离参数（U）和云平均密度（n $_{\rm H}$）的BLR，直接从光谱中获得的物理观测，如光学FeII强度（R $_{\rm FeII}$），具有巨大的潜力，以跟踪吸积率。我们利用光电离代码云和执行一套模型，以揭示在U-n参数空间的BLR和估计RFeII。在这项研究中，我们比较了一个原型人口A和人口B源，I Zw 1和NGC 5548，分别的SED。从光电离建模的结果与现有的混响映射源与观察到的R $_{\rm FeII}$估计相结合，使我们能够提供一个分析公式，把上述数量。我们利用模拟的低电离发射线的等效宽度的比较，以确定最佳的（U，n $_{\rm H}$）。在BLR中恢复正确的物理条件表明，BLR“看到”一个不同的，过滤电离连续只有一个非常小的部分（~1-10%），导致在无尘，低电离BLR线发射。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The underlying driver for the \civ Baldwin effect in QSOs with $0<z<5$
宽发射谱线是第一类类星体的一个显著特征。\civ $\lambda1549~$的Baldwin效应起源于宽发射线，即，\civ等效宽度（EW）的亮度依赖性没有被清楚地建立。利用87个低$z$ Palomar-Green（PG）类星体和126个高$z$类星体的样本，在最宽的可能红移范围（$0<z<5$）内，我们一致地计算了基于\hb的单历元超大质量黑洞（SMBH）质量和爱丁顿比，以研究\civ Baldwin效应的潜在驱动因素。本文提出了一个估算5100 nm连续光度中主体部分的经验公式，并用于基于\hb的低$z$ PG类星体的\mbh计算.通过主成分分析发现，对于低$z$ PG类星体，爱丁顿比与PC 1和PC 2有很强的相关性，而\civ EW与光学\feii强度或PC 1有很强的相关性。将高$z$类星体的光度范围扩大，发现在我们的类星体样本中存在\civ Baldwin效应.用基于\hb的单历元SMBH质量对我们的类星体样本进行分析，发现\civ EW与爱丁顿比的相关性比SMBH质量的相关性强。这意味着，爱丁顿比似乎是一个更好的基本参数比SMBH质量驱动的\civ鲍德温效应。
2016-08-07 astro-ph.GA
Extreme Enrichment at Cosmic Dawn: Three FeII-Strong Quasars at z > 6 from the JWST Aether survey
NSF NOIRLab, Gemini Observatory（美国国家光学红外天文实验室，双子座天文台）；International Gemini Observatory/NSF NOIRLab（国际双子座天文台/美国国家光学红外天文实验室）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Institute for Theoretical Physics, Heidelberg University（海德堡大学理论物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天文与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica Enrico Fermi, Università di Pisa（比萨大学恩里科·费米物理系）
基于JWST Aether巡天，发现三个z>6的强FeII类星体，其FeII强度极高，黑洞质量各异，表明宇宙黎明时期已存在快速增丰和增长的黑洞，并揭示了环境与射电性质的多样性。
2026-09-18 astro-ph.GA
Time-delay measurement of MgII broad line response for the highly-accreting quasar HE 0413-4031: Implications for the MgII-based radius-luminosity relation
根据南非大望远镜（SALT）对类星体HE 0413-4031（$z=1.38$）活动星系核连续谱和镁Ⅱ宽线辐射的6年观测结果，给出了该类星体活动星系核连续谱和镁Ⅱ宽线辐射的观测结果。我们设法估计$302.6^{+28.7}_{-33.1}$天的时间延迟，在源的休息帧使用七种不同的方法：内插互相关函数（ICCF），离散相关函数（DCF），$z$转换的DCF，JAVELIN，两个估计的数据规律性（冯诺依曼，巴特尔斯），和$χ^2$方法。这个时间延迟低于标准半径-光度关系的预期值。然而，基于单色光度的源和SED建模，我们解释这种偏离作为缩短的时间延迟，由于较高的吸积率的源，推断爱丁顿比$\sim 0.4$。HE 0413-4031的MgII谱线亮度响应于连续谱的变化，为$L_{\rm line}\propto L_{\rm cont}^{0.43\pm 0.10}$，这与$R_{\rm out} \sim 10^{18}\,{\rm cm}$中MgII发射位置的光传播距离一致。利用其他10个类星体的数据，我们证实了宽MgII线的半径-光度关系，这是以前确定的宽H PDMATHAMT线的低红移源。此外，我们检测到一个普遍的偏离高吸积类星体从这个关系类比H $β$样本。在吸积率校正光的传播距离后，基于镁的半径-光度关系只有$0.10$ dex的小散射。
2020-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Virial Black Hole Mass Estimates for 280,000 AGNs from the SDSS Broad-Band Photometry and Single Epoch Spectra
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的类星体数据Release 12（DR 12 Q），包含近300，000个活动星系核，计算5100度、3000度和1350度的单色光度，这些光度是由宽波段消隐校正的SDSS星等得出的。在将它们与基于光谱的对应物进行匹配并发表在SDSS类星体数据发布7（DR 7 Q）中之后，我们发现在2.5 dex的光度范围内，它们与分钟平均偏移（$\sim$ 0.01 dex）和0.11，0.10，0.12 dex的差异分散度之间存在完美的相关性。然后，我们估计活动星系核（AGN）的黑洞质量使用宽线区半径-光度关系和半高宽的MgII和CIV发射线，提供了一个目录的283,032维里黑洞质量估计（MgII为132，451，CIV为213，068，487）以及$0.1<z<5.5$和SDSS覆盖的大约四分之一天空的热光度和爱丁顿比估计。从Mg II得到的黑洞质量估计结果与DR 7 Q得到的结果非常匹配，在$\sim$ 2 dex BH质量范围内，差异的分散度为0.34 dex。我们发现，与DR 7 Q相比，从DR 12 Q推导出的CIV FWHM存在偏倚，我们根据经验进行了纠正。应该谨慎使用CIV BH质量估计，因为已知CIV线会在单历元光谱的BH质量估计中引起问题。最后，经过FWHM修正后，CIV估算的活动星系核黑洞质量与DR 7 Q估算的质量非常接近（色散为0.28…
2016-09-29 astro-ph.GA
The Quasar Mass-Luminosity Plane I: A Sub-Eddington Limit for Quasars
我们使用斯隆数字巡天数据Release 5样本中的62185个类星体来探索黑洞质量和光度之间的关系。根据Hβ、Mg II和CIV谱线的宽度以及相邻的连续谱线的亮度，利用标准的维里质量估算标度律，估算了黑洞的质量。我们发现，在0.2 < z < 4.0的范围内，最明亮的低质量类星体处于其爱丁顿光度，但在每个红移区间内最明亮的高质量类星体都没有达到其爱丁顿光度，在0.2 < z < 0.6时，这种差距达到10个或更多。我们研究了测量不确定性或偏差的几个潜在来源，并表明它们都不能解释这种影响。我们还表明，维里质量估计的统计不确定性有一个上限~0.15德克斯，小于0.4德克斯以前报道。我们还研究了每个红移区间中质量最高的类星体，以了解更多关于即将停止发光吸积的类星体的信息。我们的结论是，类星体的质量-光度轨迹包含了一些新的难题，必须从理论上加以解释。
2010-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence that Eddington ratio depends upon a supermassive black hole's mass and redshift: Implications for radiative efficiency
本研究利用132,000个SMBH的数据发现，Eddington ratio依赖于黑洞质量和红移，证明赋予辐射效率标准值的普遍做法是站不住脚的。
2024-04-27 astro-ph.GA
Subaru High-z Exploration of Low-Luminosity Quasars (SHELLQs). VI. Black Hole Mass Measurements of Six Quasars at 6.1<z<6.7
我们利用VLT/X-Shooter和Gemini-N/GNIRS对6个类星体在6.1<z<6.7处的深近红外光谱进行了测量。我们的物体最初是通过超超级凸轮（HSC）斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）的宽视场光学调查发现的，在z>5.8的类星体中具有最低的光度（-25.5< M1450<-23.1等），具有测量的黑洞质量。从基于MgII 2798的单历元质量测量中，我们发现黑洞的质量范围很宽，从M_BH=10^7.6到10^9.3 Msun。爱丁顿比L_bol/L_Edd在0.16到1.1之间，但大多数HSC类星体都是由M_BH=10^9 Msun的超大质量黑洞（SMBH）以亚爱丁顿速率吸积而成的。HSC类星体的爱丁顿比分布倾向于比Willott等人（2010 a）更低的吸积率，Willott等人测量了同样微弱的z=6类星体的黑洞质量。这表明，全球爱丁顿比率的分布比以前认为的要广。在z=6时，M_BH=10^9 Msun SMBH的存在不能用恒星残余种子黑洞的亚爱丁顿吸积常数来解释。因此，我们可能正在目睹宇宙最初10亿年中最大质量黑洞的第一次积累，其吸积活动正在从活跃的增长转变为静止阶段。对z>6低光度类星体的更大完整样本的测量，以及未来设施的更深入观测，将使我们能够更好地了解再电离时期早期SMBH的增长。
2019-07-12 astro-ph.GA
Explaining the Broad-line Region through photoionisation modelling
宽线区（BLR）是构成吸积超大质量黑洞附近活动星系唯象图像的主要成分之一。理论和观测研究都表明，BLR是由致密的电离气体团组成的，这些气体团在距核秒差距尺度的距离上具有很强的维里化分布。使用一个理论上激发的光电离气体模型，我约束的电离参数（U）和云密度（n $_{\rm{H}}$）作为Fe II发射强度的函数。最近在混响映射研究中的观测结果对标准的半径-光度关系提出了质疑，特别是在包含高度吸积的类星体之后，这种关系显示出色散的增加。我把偏离系数，占这种分散。这个偏离项的无量纲吸积率（$\dot{\mathcal{M}}$）和爱丁顿比（$L\mathrm{_{bol}}/L\mathrm{_{Edd}}$），也包括维里因子，占BLR几何。然后，我结合BLR的基本平面关系，使用宽H $β$剖面形状的选定值，以U和n $_{\rm{H}}$的形式连接FeII强度（R $_{\rm{FeII}}$）。
2019-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Type-Ia Supernova Remnant Shell At $Z=3.5$ Seen In The Three Sightlines Toward The Gravitationally Lensed Qso B1422+231
利用斯巴鲁8.2米望远镜和IRCS阶梯摄谱仪，我们获得了类星体B1422+231（z=3.628）的高分辨率（R= 10，000）近红外（1.01-1.38 μm）光谱，它由四个已知的引力透镜像组成。我们在z=3.54处探测到Mg II吸收线，这表明视线A和B之间的柱密度（~ 0.3 dex）和速度（~ 10 km/s）存在很大的变化，在红移处的投影分离仅为8.4 h_{70} ^{-1} pc。这是在Rauch等人使用图像A和C的光谱发现相同z=3.54吸收系统的20-pc尺度结构之后检测到的高z气体云的最小空间结构。观测到的系统差异意味着该系统是一个膨胀的壳层，正如Rauch等人最初提出的那样。通过结合三条视线的数据，我们设法限制了壳层的半径和膨胀速度（~ 50-100 pc，130 km/s），得出结论，壳层是真正的超新星遗迹（SNR），而不是其他类型的壳层物体，如巨大的HII区域。我们还检测到了该系统的强Fe Ⅱ吸收线，但其多普勒宽度比α元素线宽得多。我们认为，这FeII吸收线起源于一个本地化的富FeII气体云，不完全混合犁周围的星际气体云显示其他α元素的低离子吸收线。随着铁的丰富，我们得出结论，SNR是由SNIa爆炸。
2012-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing coherence in metal absorption towards multiple images of strong gravitationally lensed quasars
基于MUSE对强引力透镜类星体多重像的观测，本文层析分析了z~0.5-2星系周介质的金属吸收，发现金属气体相干性随距离减弱（约10 kpc尺度），且高电离CIV比低电离MgII相干度更高，揭示了CGM的团块状结构。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flagging Super-Eddington Candidates among Jetted, γ-Ray-Emitting AGN
Astronomical Observatory of Padova, National Institute for Astrophysics (INAF)（帕多瓦天文台，意大利国家天体物理研究所）；Osservatorio Astronomico di Brera, Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（布雷拉天文台，意大利国家天体物理研究所）
利用类星体本征向量1/主序列框架，通过光学谱线特征识别喷流AGN中的超爱丁顿吸积候选体，并探讨γ射线AGN在类星体现象学中的位置。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fading Light, Fierce Winds: JWST Snapshot of a Sub-Eddington Quasar at Cosmic Dawn
本研究利用JWST观测了宇宙黎明时期的低光度类星体HSC J2239+0207，发现其具有超大质量黑洞、亚爱丁顿吸积、高速星风及气体外流特征，揭示了一个处于过渡期的暗淡类星体，为早期宇宙黑洞演化与星系相互作用提供了新见解。
2025-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a hyperluminous quasar at z = 1.62 with Eddington ratio > 3 in the eFEDS field confirmed by KOOLS-IFU on Seimei Telescope
本研究利用Seimei望远镜的KOOLS-IFU等观测设备，在eFEDS天区发现一颗红移1.622的高光度类星体，其爱丁顿比达3.6±0.7，是宇宙正午时期吸积率最高的类星体之一。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Early Observations and Analysis of the Type Ia SN 2014J in M82
我们目前的光学和近红外（NIR）观测附近的Ia型SN 2014 J。从$-$-带最大亮度的时间之前10天（$-$ 10 d）到之后10天（+10d）获得了17个光学光谱和23个近红外光谱。在这一时期的大部分时间里，可以每隔一天比较吸收特征的相对强度及其发展模式。在光学光谱中未检测到碳，但我们在NIR光谱中鉴定出CI $λ$ 1.0693。我们发现具有高振子强度的MgII线具有比其他MgII线更高的初速度。我们表明，速度的差异可以解释由于振子强度的光学深度的差异。SN 2014 J的光谱表明它是一个正常的Ia型SN，但许多参数接近于正常和高速亚类的边界。OI、Mg II、Si II、SII、Ca II和Fe II的速度表明SN 2014 J具有很少或没有混合的层状结构。这一结果与延迟爆轰爆炸模型一致。我们还报告了从$-$ 10天到+29天在$UBVRIJH$和$K_s$波段的测光观测。SN 2014 J比距离M82的正常SN Ia暗约3等，我们将其归因于宿主的灭绝。模板拟合包SnooPy用于解释光变曲线并导出光度学参数。使用$R_V$ = 1.46，这与以前的研究一致，SnooPy发现$A_V = 1.80$为$E(B-V)_{host}=1.23 \pm 0.01$等。$-19.19 \pm 0.10$等的最大$B$ -波段亮度在2月1.74 UT $ \pm 0.13$天达到，超…
2014-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
