On the structure and energetics of quasar broad absorption-line outflows
类星体吸积盘外流可能在星系演化中扮演重要角色，但由于Ly-alpha森林中的线饱和和混合问题，它们非常难以研究。我们通过构建红移为2.3 < z < 3.5的SDSS-III BOSS类星体中各种宽吸收线（BALs）和“迷你BALs”的中值复合光谱来规避这些问题。通过CIV 1549、1551吸收线强度与Al III 1855、1863作为低电离（LoBALs）的附加指标的排序，我们发现：（1）更深和更宽的BALs伴随着更弱的HeII 1640发射线，与产生更有效的辐射加速的更软的电离光谱一致。(2)PV 1118、1128的吸收在从小型BALs到强BALs的所有复合材料中都存在，分辨的深度比约为1：1，这表明谱线饱和、大的总柱密度log N_H（cm^-2）> 22.7和大的电离参数log U > -0.5是常见的。(3)在饱和线中观察到的不同深度在<0.006 pc的空间尺度上识别出不均匀的部分覆盖，其中弱/低丰度过渡（如PV）形成于小的高柱密度团块中，而更强/更宽的线（如CIV）形成于更大的体积中。(4)BAL流出流中激发态的SiIV* 1073和CIII* 1176谱线表明，类星体的典型密度n_e > 3 x 10^5 cm^-3，最大径向距离R <23 pc。(5)对于合理的实际距离，中位BAL外流的最小动能L_K/L > 0.005（R/1.2pc）足以（根据某些估计）…
2018-10-23 astro-ph.GA
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Å Rest Frame: I. The Most Energetic Outflows in the Universe and Other Discoveries
哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪（COS）为研究类星体吸收流出及其对活动星系核反馈的贡献开辟了新的发现空间。具体来说，COS提供高质量的远紫外（FUV）光谱，覆盖中等红移天体的诊断丰富的500-1050埃静止框架（以下简称EUV 500）。EUV 500诊断槽的质量和数量使我们能够探测非常高的电离阶段，其中携带90%或更多的流出物质，以及确定大多数流出物与中心源（$R$）的距离。第一个目标是不可能实现的地基光谱，和$R$可以测量只有$\sim$的1%。在这里，我们总结了这种外流的第一次专门调查的主要结果，包括以下几个方面：1）测量的三个最活跃的外流到目前为止，这可能是主星系环境中的活动星系核反馈过程的主要代理人。2)所有的外流都有一个非常高的电离成分，类似于在温暖的吸收体中发现的成分，它携带了大部分外流的动力学光度。这一发现表明，所有从地面观测到的高电离外流也有类似的未检测到的非常高的电离成分。3)在研究的13例EUV 500流出中，9例具有$100<R<2000$秒差距，2例具有$5<R<20$秒差距，1例具有$0.05<R<50$秒差距，在1例病例中，无法确定$R$。4)其中一个外流具有迄今为止测量的最大速度变化（1550 km/s $^{-1}$）和加速度（1.5 cm/s $^{-2}$）。这种外流在物理上类似于在类星体PG 1211+143中检测到的快速X射线外流。
2020-03-19 astro-ph.GA
A Variable PV Broad Absorption Line and Quasar Outflow Energetics
类星体光谱中的宽吸收线（BALs）识别出可能存在于所有类星体中的高速外流，并可能在星系演化的反馈中发挥重要作用。BAL流出作为反馈机制的可行性取决于它们的动能，如从流出速度、柱密度和与中央类星体的距离导出的。我们估计这些数量的类星体，Q1413+1143（红移$z_e = 2.56$），协助第一次检测到的PV $λλ$ 1118，1128 BAL类星体的变化。特别是，在CIV波谷没有达到零强度的速度下的PV吸收意味着CIV BAL是饱和的，并且吸收体仅部分覆盖背景连续源（特征尺寸<0.01 pc）。在太阳丰度的假设下，我们估计BAL外流中的总柱密度为log N_H > 22.3（cm^-2）。在PV和饱和CIV BALs的变异性强烈反对的变化，电离的BAL变异性的原因，但支持模型与高柱密度BAL云移动我们的视线。在类星体静止框架中观测到的1.6年的变化时间表明，如果穿越速度是开普勒的，穿越速度>750 km/s，距离中心黑洞的径向距离<3.5 pc。流出的总质量约为4100 M太阳能，动能约为4 × 10^54尔格，流出的动能光度与类星体的热光度之比约为0.02（在最小柱密度和最大距离时），这可能足以对类星体的宿主星系进行重要的反馈。
2014-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Dimensional Properties and Energetics of Radio Jet Driven Outflows
在射电强源周围发现的扩展发射线区域（EELRs）可能是由一种强大的活动星系核反馈机制驱动的外流。在这项研究中，我们试图限制三维气体性质和流出能量的EELRs。我们使用一个积分场单元观测了两个射电强活动星系核样本周围的EELR，这两个样本具有相似的射电性质，但方向不同：一个类星体样本和一个射电星系样本。形态学的比较表明，三维EELR气体分布的情况下，粗双锥形状与宽开角。EELR的平均范围为$\sim 18.5$ kpc。在合理假设气体密度的情况下，EELR的估计平均质量为$\sim 3 \times 10^8$ M $_\odot$，平均质量流出率为$\sim 30$ M $_\odot$/年。类星体和射电星系周围的EELR具有相似的运动学性质。这两个样品的速度结构，显示了一系列的复杂性，他们似乎不相关的射流方向，都跨越了类似的速度分散范围。大约30%的EELRs显示出大尺度的旋转运动，这可能是最近的合并涉及到富含气体的盘星系。
2014-06-20 astro-ph.GA
The Farthest Quasar Mini-BAL Outflow from its Central Source: VLT/UVES Observation of SDSSJ0242+0049
我们分析了类星体SDSS J024221.87+004912.6的VLT/UVES观测。我们确定了四个吸收流出系统：一个CIV BAL在$v\approx -18,000 \text{ km s}^{-1}$，和三个较窄的低电离系统的质心速度范围从-1200到-3500公里秒$^{-1}$。这些流出物显示出与arXiv：1305.6922研究的[OIII]流出物相似的物理属性。我们发现，两个系统的能量足以促进活动星系核的反馈，其中一个系统达到类星体爱丁顿光度的5%以上。我们还发现，这个系统是在一个距离67千秒差距的类星体，最远的检测到的迷你BAL吸收流出其中央源。此外，我们研究了BAL的时间变异性，发现它的速度单调增加，而槽本身变得越来越浅，随着时间的推移。
2022-02-17 astro-ph.GA
The Contribution of Quasar Absorption Outflows to AGN Feedback
确定类星体吸收流离中心源（R）的距离及其动力学光度，对于理解它们对活动星系核（AGN）反馈的贡献至关重要。在这里，我们总结了用哈勃太空望远镜观测到的九个发光类星体的样本结果。我们发现，在超过一半的对象的外流是强大的，足以成为活动星系核反馈的主要代理人，大多数外流被发现在R>100 pc。样本是类星体的吸收流出人口作为一个整体的代表，是无偏的R和动力学光度的特定范围。因此，分析结果可以推广到包括宽吸收线类星体在内的大多数此类天体。我们发现，这些结果是一致的另一个样本（七个类星体），也是无偏的特定范围内的R和动力学光度。假设所有的类星体都有吸收流出，我们得出结论，大多数发光类星体产生的流出，可以显着贡献活动星系核反馈。我们还讨论了外流是否有足够的能量引起活动星系核反馈效应的标准。
2020-09-24 astro-ph.GA
Quasar Feedback in the Ultraluminous Infrared Galaxy F11119+3257: Connecting the Accretion Disk Wind with the Large-Scale Molecular Outflow
在Tombesi等人（2015）中，我们报告了类星体吸积盘风驱动大规模分子外流的第一个直接证据。目标是F11119+3257，一个超亮红外星系（ULIRG），具有明确的1型类星体光学宽发射线。的吸积盘风和分子外流的能量被发现是一致的类星体反馈模型的预测，其中的分子外流是由一个热的能量守恒的气泡膨胀的类星体内部的吸积盘风驱动。然而，这一结论是不确定的，因为能量估计从光学厚OH 119 μ m的过渡与赫歇尔观察到的配置文件。在这里，我们独立地确认了F11119+3257中分子流出的存在，基于从ALMA观测中获得的CO（1-0）轮廓中的宽翼的检测。宽的CO（1-0）线发射似乎在空间上从中心延伸到至少~7 kpc的尺度。质量流出率、动量通量和机械功率为（80-200）R_7^{-1} M_sun/yr，（1.5-3.0）R_7^{-1} L_AGN/c，和从这些数据推断出（0.15-0.40）% R_7^{-1} L_AGN，假设一个适合于ULIRG的CO到H_2的转换因子（R_7是标准化到7 kpc的流出半径，L_AGN是活动星系核的光度）。这些速率是在7x10^6年的流动时间尺度上的时间平均值。它们类似于在4x10^5年的流动时间尺度上的基于OH的速率时间平均值，但比当地的速率小约4倍。（“instantaneous”;<10^5年）OH为基础的估计引用Tombesi等人。这些新结果的…
2017-06-01 astro-ph.GA
An X-ray view of central engines of low luminosity quasars (LLQSO) in the local Universe
我们对低光度类星体（LLQSO）样品进行了系统的X射线光谱分析，以研究这些源的中心引擎的性质。光学选择的LLQSO样本包括密切的，已知的明亮的活动星系核（AGN），作为一个重要的联系之间的强大的类星体在高红移和本地塞弗特星系。我们发现，尽管低红移类星体的辐射热光度比高红移类星体低近一个数量级，但它们的爱丁顿速率分布$λ_{\rm Edd}$是相似的。我们检测到$α_{\rm OX}$和$L_{2500 \rm Å}$之间的强反相关性，在其他几个大样本量的类星体研究中也检测到了这一点，这表明随着源的紫外光度增加，X射线光度降低。我们在LLQSO的X射线光谱中没有检测到任何显著的中性遮蔽（$N_{\rm H} \ge10^{22}\, \rm cm^{-2}$），因此排除了遮蔽是其较低光度的可能原因。我们的结论是，中心引擎的LLQSO功能类似的高红移类星体，和差异可能是因为事实上，LLQSO有较低的黑洞质量。我们没有发现宿主星系中的分子气体与活动星系核的吸积态之间有任何相关性。这表明LLQSO的宿主星系中分子气体的存在不会显著影响其SMBH的瞬时吸积速率。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Powerful quasar outflow in a massive disc galaxy at $z \sim 5$
越来越多的观测证据表明，高红移类星体发射出高能、快速的外流，但这些对宿主星系的影响却知之甚少。我们采用移动网格程序AREPO来研究由$z \sim 5$成长为$\sim 10^9 M_\odot$的类星体的反馈，以及这对它的宿主星系的影响。我们的模拟使用超拉格朗日细化技术，以提高精度的类星体驱动的风和周围的气体的接口解决。我们发现，在这些模拟中注入的反馈是有效地从星系中去除气体比在一个相同的模拟没有超拉格朗日细化。这导致了一个巨大的、旋转支撑的、恒星形成的圆盘的生长，与一个强大的类星体驱动的外流共存。我们的宿主星系的属性，包括气体盘和外流的运动学结构，与目前的观测结果吻合得很好。即将到来的ALMA和JWST观测将是对我们模型的一个很好的测试，并将为高红移类星体宿主的属性变化提供进一步的线索。
2016-01-21 astro-ph.GA
An energetic absorption outflow in QSO J1402+2330: Analysis of DESI observations
利用DESI数据分析了类星体J1402+2330的迷你宽吸收线外流，通过测量离子柱密度和电子数密度，确定其位于2200 pc处，外流率和动能输出极高，对AGN反馈具有显著作用。
2025-01-29 astro-ph.GA
What's in a Fermi Bubble: a quasar episode in the Galactic centre
费米泡是最近在银河系两侧观测到的巨大（约10 kpc高）伽马射线发射叶（Su et al. 2010），在形态上与银河系中心相连，因此提供了一个机会来测试几种超大质量黑洞（SMBH）演化、反馈及其与宿主星系的关系。我们使用物理反馈模型（King 2003，2010）和新的数值技术（Nayakshin et al. 2009）来模拟Sgr A*（银河系中央SMBH）的短爆发活动，大约600万年前，与中央秒差距的恒星形成事件在时间上一致。我们能够再现气泡形态和能量分析（Zubovas等人2011）和数值（Zubovas & Nayakshin，准备）。这些结果为该模型提供了强有力的支持，该模型也用于模拟更极端的环境（Nayakshin & Power 2010）。
2012-01-17 astro-ph.GA
Now You See It, Now You Don't: The Disappearing Central Engine of the Quasar J1011+5442
我们报告了一个新的“改变外观”类星体，SDSS J101152.98+544206.4，通过重复光谱从时域光谱调查的发现。这是一个小的，但不断增长的类星体，其蓝色连续谱和广泛的光学发射线已被观察到下降了一个大的因素，在大约十年的时间尺度。这个类星体的5100埃单色连续光度在小于9.7年的静止帧时间间隔内下降了9.8倍，而宽的H-α光度在相同的时间内下降了55倍。宽的H-α线的宽度在昏暗状态下增加，使得从适当的单历元标度关系导出的黑洞质量在两个历元之间在3倍内一致。窄发射谱线的通量在不同时期之间似乎没有变化。卡塔利娜巡天获得的光变曲线表明，这种转变发生在大约500天的休息帧时间间隔内。我们研究了最近文献中提出的这种转变的三种可能机制。朝向中央引擎的变红的突然变化是不利的，因为在模糊中央引擎的时间尺度和观察到的转变的时间尺度之间存在实质性差异。衰减的潮汐破裂耀斑与光变曲线的衰减率一致，但与衰减前的长时间明亮状态不一致，这种情况也不能提供发射线光度所需的功率。对于快速变暗的现象，最合理的解释似乎是超大质量黑洞吸积速率的突然下降。
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
NuSTAR Discovery of Dead Quasar Engine in Arp 187
最近的活动星系核（AGN）和类星体的调查显示，人口显示快速AGN光度变化的$\sim10$的一个因素。在这里，我们提出了最激烈的活动星系核光度下降的一个因素的$\gtrsim 10^{3}$约束的NuSTAR的X射线观测附近的星系Arp 187，这是一个有前途的“死”类星体，其目前的活动似乎安静，但其过去的活动$L_\mathrm{bol} \sim 10^{46}$尔格的$^{-1}$仍然可以观察到在大规模的光回波。所获得的X射线光度的上限是$\log (L_{\rm 2-10 keV}/{\rm erg} {\rm s}^{-1}) < 41.2$，对应于$\log (L_\mathrm{bol}/{\rm erg} {\rm s}^{-1}) < 42.5$，指示不活动的中央引擎。即使假定一个假定的环面模型具有$N_\mathrm{H} \sim 1.5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$，强上界仍然对$\log (L_{\rm 2-10 keV}/{\rm erg} {\rm s}^{-1}) < 41.8$或$\log (L_\mathrm{bol}/{\rm erg} {\rm s}^{-1}) < 43.1$成立。考虑到预期的窄线区域的大小，这种光度下降的一个因素$\gtrsim 10^3$必须发生在$\lesssim 10^4$年。这种极其快速的光…
2019-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
LOFAR radio properties of quasars hosting Extremely High Velocity Outflows
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；University of Washington Bothell（华盛顿大学博瑟尔分校）
本研究通过交叉匹配SDSS与LoTSS数据，发现拥有极高速度外流的类星体射电探测率显著更高，表明此类高速风可能是射电发射的贡献机制。
2026-09-09 astro-ph.GA
The WISSH Quasars Project I. Powerful ionised outflows in hyper-luminous quasars
模型和观测表明，活动星系核反馈的能量和效应在超亮（L_Bol>10^47 erg/s）类星体中应该最大化，即活动星系核光度函数最亮端的天体。我们提出了一个多波长观测计划的第一个结果，集中在一个样本的WISE/SDSS选择超亮（WISSH）宽线类星体在z~1.5-5。WISSH类星体项目旨在揭示最具能量的活动星系核驱动的外流，估计它们在类星体活动高峰时的出现，并将外流与核性质之间的相关性研究扩展到研究不足的活动星系核极端光度（L_Bol~10^47 - 10^48 erg/s）。我们提供了5个WISSH类星体在z~2.3-3.5的近红外长缝LBT/LUCI 1光谱，显示出显著的[OIII]发射线，具有宽（FWHM~1200-2200 km/s）和倾斜的轮廓。[OIII]宽翼的光度是迄今为止测量到的最高的（L_[OIII]^broad >~5x10^44 erg/s），并揭示了存在强大的电离外流，质量外流率Mdot >~1700 M_Sun/yr，动能Edot >~10^45 erg/s。虽然这些估计受到很大的不确定性，由于使用[OIII]作为示踪剂的电离外流和非常基本的外流模型，我们假设，这些结果表明，活动星系核是非常有效的向外推大量的电离气体在我们的目标。WISSH类星体的机械外流光度对应于比低LBol活动星系核更高的LBol分数（~1-3%）。我们的目标中有质量非常大（M_BH>…
2016-12-12 astro-ph.GA
Placing LOFAR-detected quasars in CIV emission space: implications for winds, jets and star formation
我们提出了一个调查的低频无线电和紫外线特性的样本$\simeq$ 10,500类星体从斯隆数字巡天数据发布14，观察的第一次数据发布的低频阵列两米巡天。类星体有红移$1.5 < z < 3.5$和光度$44.6 < \log(L_{\text{bol}}/\text{erg s}^{-1}) < 47.2$。我们采用紫外光谱重建的基础上的独立成分分析参数化的CIV $λ$ 1549发射线，用于推断吸积盘风的强度，和HeII $λ$ 1640线，软X射线通量的指标。我们发现，无线电检测到的类星体被发现在相同的区域的CIV蓝移与无线电未检测到的类星体的等效宽度的空间，但最响亮的，最明亮的和最大的无线电源优先存在于低CIV蓝移。此外，无线电检测分数随着蓝移而增加，而无线电大声分数减少。在无线电安静的人口，我们观察到一系列的HeII等效宽度，以及鲍德温效应与辐射热光度，而无线电大声人口大多有很强的HeII，符合较强的软X射线通量。强HeII的存在是一个必要的，但不是充分的条件，以检测无线电大声发射表明一定程度的随机射流形成。使用充满活力的参数和蒙特卡罗模拟，我们探讨风，紧凑的喷流和恒星形成的无线电宁静发射源的可扩展性，排除没有。类星体具有相似的紫外特性，但不同的无线电特性的存在表明，无线电和紫外辐射可能是在跟踪发生在不同时间尺度上的活动。
2021-03-02 astro-ph.GA
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。
2020-03-19 astro-ph.GA
The Size-Luminosity Relationship of Quasar Narrow-Line Regions
活动星系核的存在会强烈地影响它的宿主。由于星系核具有丰富的辐射能量，辐射反馈的影响可以在整个宿主星系中被检测到，有时甚至可以深入到星系际空间。在本文中，我们模拟了活动星系核窄线区（NLR）观测到的大小-光度关系。我们将NLR建模为与电离辐射处于压力平衡的云的集合，每个云产生由Cloudy计算的线发射。只要强类星体包含大质量（$10^5 - 10^7 M_\odot$）电离束缚云，就可以在没有任何自由参数的情况下再现其NLR的大小。在较低的活动星系核光度下，观测到的尺寸大于模型尺寸，这可能是由于额外的未建模电离源（例如，恒星形成）。我们发现，在高活动星系核光度（$L_\text{ion} \simeq 10^{46}$ erg/s）下观察到的$\sim 10$ kpc尺寸饱和现象自然可以用光学厚云吸收电离辐射并阻止照明超过临界距离来解释。使用我们的模型，结合观测的[O III]/IR比和[O III]大小- IR光度关系，我们计算出遮蔽环面的覆盖因子（因此类星体群中的2型分数）为$f=0.5$，尽管这可能是一个上限。最后，由于电离前沿后面的气体在电离气体跃迁中是不可见的，基于发射的NLR质量计算低估了NLR的质量，因此低估了电离气体风的能量。
2018-04-16 astro-ph.GA
Comparing different indicators of quasar orientation
射电核心优势（Radio core dominance），即核心与叶瓣亮度的静止坐标比，已被广泛用作测量类星体射电喷流的多普勒增强，从而测量中心引擎的旋转轴与视线的倾斜度。然而，在分母中使用射波瓣光度（本质上是为了尝试并分解出中央引擎的固有功率）受到了批评，并且已经提出了固有引擎功率的其他代理。这些包括光学连续统的光度，和窄线区域的光度。每一个都是合理的，但到目前为止，没有一个被证明比其他人更好。在本文中，我们评估了四种不同的措施，核心的优势，使用一个新的样本126射电大声类星体，精心挑选，尽可能自由的方向偏差，连同高品质的VLA图像和光谱的SDSS。我们发现，规范化的无线电核心光度的光学连续发光产生一个明显优越的方向指示。此外，通过比较我们的取向无偏样品中的宽发射线的等效宽度的MOJAVE程序中的源，我们表明，光束的光学同步辐射从射流是不是一个重要的组成部分，在我们的样品中的源的光学连续谱。我们还讨论了这些结果的未来应用。
2015-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
First results from the JWST Early Release Science Program Q3D: Powerful quasar-driven galactic scale outflow at $z=3$
利用JWST NIRSpec观测红移3的极红类星体SDSSJ1652+1728，发现延伸至10 kpc的强大星系尺度外流，质量外流率至少2300太阳质量/年，耦合效率0.1%，证实辐射压驱动并支持负反馈理论。
2023-07-25 astro-ph.GA
The Dynamics and Energetics of Remnant and Restarting RLAGN
本文综述了射电噪活动星系核（RLAGN）剩余与重启阶段的研究进展，涵盖射电观测推断的动力学与能量学、多波段观测、模拟研究及未来巡天前景，为理解这类天体的生命周期与反馈作用提供参考。
2023-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The relationship between Mg II broad emission and quasar inclination angle
类星体的几个观测到的光谱特性被认为受到类星体方位的影响。在这项调查中，我们研究的Mg II线位于2798年在36个射电响亮类星体的样本，定向角已获得在以前的研究中使用无线电观测的效果。我们发现取向角和Mg II线半峰全宽或等效宽度之间没有显着的关系。缺乏相关性与倾斜角矛盾以前的研究，也使用无线电数据作为代理倾斜角，并建议镁II发射区不占用盘状的几何形状。然而，在至少一项先前的研究中报告了与Mg II等效宽度缺乏相关性。虽然显著性不是很强（86%），但倾斜角和Fe II强度之间可能存在负相关关系，如果这是真的，则可以解释Fe II与[O III ]强度的反相关性，[O III ]强度与特征向量1相关。有趣的是，有些物体几乎是边缘倾斜的，但仍然表现出宽线。这可以用一个环面来解释，它要么是cloudly（允许视线到中央引擎），要么是与吸积盘不对齐。
2017-11-24 astro-ph.GA
Towards an Understanding of Changing-Look Quasars: An Archival Spectroscopic Search in SDSS
最近发现的“外观变化”类星体现象的不确定起源-其中一个发光的类星体在重复光谱中显着变暗到静止状态超过10年的时间尺度-可能会对我们理解类星体吸积提出意想不到的挑战。为了更好地理解这一现象，我们采取了第一步，在斯隆数字巡天数据发布12中对这些对象进行系统但简单的档案搜索，以建立一个外观变化的类星体样本。通过利用重复光谱学对象的>10年基线，我们发现了两个新的变化外观类星体，以及以前发现的第三个类星体。多历元光谱的分解和宽发射谱线的分析表明，类星体吸积盘的发射由于吸积率的迅速降低而变暗（因子>2.5），而不利于这些分析可能的两个物体的内在尘埃消光的变化。宽发射线能量学也支持类星体发射的内在调光作为这种现象的起源，而不是短暂的潮汐破裂事件或超新星。虽然我们的搜索标准包括所有红移的类星体和从类星体到星系状状态或相反的转变，但发现的所有明显的变化类星体的情况都是相对较低的红移（z ~ 0.2 - 0.3），并且只表现出类星体到星系状的转变。
2016-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: Accretion and Broad Emission Line Physics from a Hypervariable Quasar
我们分析了z=0.456的高变类星体SDSS J131424+530527（RMID 017）的广泛光谱和光度数据，这是斯隆数字巡天混响映射项目的光学“变化外观”类星体，其光学光度在2014年至2017年间增加了10倍。所观察到的宽发射线的亮度和宽度的变化的光学连续响应，如预期的分层，维里化的宽发射线区域的光电离。因此，光度的变化是由吸积功率的内在变化引起的，而不是由变暗引起的。的变化是连续的，显然是随机的，不利于作为一个离散的事件，如潮汐破裂耀斑或微透镜事件的起源。它是协调的一天的时间尺度与蓝色领先的红色，符合再处理供电的整个光学SED。我们表明，这个过程不能在一个标准的薄磁盘几何充满活力的理由，而是需要一个大的覆盖因子再处理。如果不稳定性发生在几何厚度的吸积盘的内径附近，那么盘不稳定性模型也可能解释这些数据。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton Bright Survey sample of absorbed quasars: X-ray and accretion properties
虽然被吸收的类星体对于我们理解宇宙的能量学非常重要，但它们的中心引擎的主要物理参数仍然知之甚少。在这项工作中，我们提出并研究了属于XMM-牛顿明亮偶发巡天（XBS）的14个类星体（QSO）的完整样本，它们被X射线吸收（柱密度NH> 4 × 10^21 cm-2，X射线光度L（2-10 keV）>10^44尔格/秒; XQSO 2）。通过对它们的紫外-中红外光谱能量分布的分析，我们可以将核辐射与宿主星系的贡献分开，从而获得基本核参数的测量值，如中心超大质量黑洞的质量和爱丁顿比的值，lambda_Edd。将XQSO 2的性质与先前在XBS中获得的未吸收X射线的类星体的性质进行比较，我们没有发现任何证据表明这两个样品来自不同的种群。特别是，这两个样本跨越相同的爱丁顿比范围，高达lambda_Edd=0.5;这意味着我们的XQSO 2填充了所谓的“有效爱丁顿极限范例”中的“禁区”。低颗粒丰度的组合，存在的恒星向内的吸收体，和/或各向异性的磁盘发射，可以解释这一结果。
2014-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
How does the radio enhancement of broad absorption line quasars relate to colour and accretion rate?
本研究结合SDSS DR14与LOFAR观测，分析颜色、CIV Distance和BAL特征对射电宁静类星体射电探测的独立影响，指出BALQSO的射电辐射可能具有不同物理起源。
2024-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-rays from young radio galaxies and quasars
根据辐射模型，射电星系和类星体被预测从它们演化的最早阶段就产生伽马射线。探索它们的高能发射对于提供关于最具能量的过程、新生射电喷流的起源和结构的信息至关重要。利用超过11年的\textit{Fermi} -LAT数据，我们调查了162个年轻射电源（103个星系和59个类星体）的伽马射线发射，最大的样本的年轻射电源使用到目前为止，这样的伽马射线研究。我们分别分析每个源，并执行这类源的第一次叠加分析，以调查未检测到的源的伽马射线发射。我们检测到显着的伽马射线发射从11个年轻的无线电源，4个星系和7个类星体，包括显着的伽马射线发射的紧凑的射电星系PKS 1007+142（z=0.213）的发现。低于阈值的年轻射电源的累积信号没有显着检测。然而，它是大约一个数量级低于那些来自个人的来源，提供严格的上限的伽马射线发射年轻的射电星系（$F_γ< 4.6 \times 10^{-11}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$）和类星体（$F_γ< 10.1 \times 10^{-11}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$），并使提出的模型进行比较。通过对\textit{Fermi} -LAT十多年观测的分析，我们可以得出结论，虽然单个年轻射电源可能是明亮的伽马射线发射源，但这类源的集体伽马射线发射并不明亮到足以被\textit{Fermi} -LAT检测到。
2021-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The gamma-ray emission from young radio galaxies and quasars
根据辐射模型，射电星系被预测从它们演化的最早阶段开始就产生伽马射线。对年轻射电源的高能发射的研究对于提供与这些源相关的最具能量的过程、负责这种发射的实际区域以及新诞生的无线电喷流的结构的信息至关重要。尽管有系统地寻找伽马射线能量的年轻射电源，但到目前为止，只有少数的探测报告。利用超过11年的Fermi-LAT数据，我们研究了162个年轻射电源（103个星系和59个类星体）的伽马射线发射，这是迄今为止用于伽马射线研究的最大的年轻射电源样本。我们分别分析了每个来源的费米-LAT数据，以寻找有意义的检测。此外，我们进行了这类源的第一次叠加分析，以调查在高能量下未被检测到的年轻射电源的伽马射线发射。在这份说明中，我们提出了我们的研究结果，我们讨论了它们的影响，从这类源的伽马射线发射的预测。
2021-10-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Rapid and Large-Amplitude X-ray Dimming Event in a z ~ 2.6 Radio-Quiet Quasar
我们报道了一个z=2.627的射电宁静1型类星体中的一个戏剧性的快速X射线变暗事件，该类星体的估计超大质量黑洞（SMBH）质量为$6.3\times 10^{9} M_\odot$。在高X射线状态下，其显示出相对于其UV/光学发射的典型水平的X射线发射。然后，其0.5-2 keV（静止帧1.8-7.3 keV）通量在两个静止帧天内下降了$\approx7.6$倍。这种变暗与光谱硬化有关，因为2-7 keV（静止帧7.3-25.4 keV）的通量仅由$17\%$下降，并且X射线光谱的有效幂律光子指数从$\approx2.3$变为$\approx0.9$。该类星体的红外（IR）-UV光谱能量分布和静止帧UV光谱与典型类星体相似，并且在IR和UV/光学波段没有显示出任何显着的长期变化。如此快速和大振幅的X射线变化事件以前从未在具有如此大质量SMBH的发光类星体中报道过。X射线变暗的最好解释是，一个快速移动的吸收体穿过视线，完全覆盖了发射X射线的日冕。对X射线电晕采用保守的小尺寸$5 {G} M_{\rm BH}/c^2$，估计吸收体的横向速度为$\approx 0.9c$。类星体很可能以高甚至超爱丁顿吸积率吸积，而高速X射线吸收体可能与强大的吸积盘风有关。这样的高能风最终可能演变成大规模的银河系外流，为宿主星系提供有效的反馈。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Strong Candidate for AGN Feedback: VLT/X-shooter Observations of BALQSO SDSS J0831+0354
我们测量的SIV BALQSO流出的位置和能量。这个外流的速度为10，800 km s $^{-1}$，动力学光度为$10^{45.7}$ erg s $^{-1}$，是类星体爱丁顿光度的5.2%。从所观察到的SIV $/$ SIV* 吸收槽的碰撞激发模型中，我们测量了$n_\mathrm{\scriptscriptstyle H}=10^{4.3}$ cm $^{-3}$的氢数密度，这使我们能够确定流出位于距离类星体110 pc处。由于SIV与CIV在相同的电离阶段形成，因此我们的结果可以推广到无处不在的CIV BALs。我们的累积距离测量表明，所观察到的BAL流出位于更远离中央源比一般假设（0.01-0.1 pc）。
2015-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Hydrodynamical Subgrid Models from Quasar Absorption Line Studies of the Simulated Circumgalactic Medium
星系演化的宇宙流体动力学模拟越来越能够产生真实的星系，但最大的障碍仍然是在构建亚网格模型，准确地描述恒星反馈的行为。作为一种替代方法来测试和校准这样的模型，我们建议把重点放在环星系介质。要做到这一点，我们生成一套自适应网格细化（AMR）模拟银河系运行到z=0，系统地改变反馈实现。然后，我们对模拟数据进行后处理，以计算整个星系晕中各种常见原子吸收剂的吸收柱密度，包括H I，Mg II，Si II，Si III，Si IV，C IV，NV，O VI和O VII。这些原子柱密度的径向分布与几个类星体吸收线的研究进行比较，以确定是否有一个反馈处方是有利的。我们发现，虽然我们的模型匹配的一些意见（特别是那些离子与较低的电离强度），它是特别难以匹配的O VI观测。有一些迹象表明，具有增加的反馈强度的模型是更好的匹配。我们表明，足够的金属存在于这些晕再现观察到的柱密度分布的原则，但模拟环星系介质缺乏显着的多相子结构，一般太热。此外，我们证明了失败的流入只有模型（没有精力充沛的反馈）在填充CGM与足够的金属，以匹配观测，即使在多相结构的存在下。此外，我们简要地调查的CGM从z=3到现在的演变。总的来说，我们发现类星体吸收线观测星系周围的气体提供了一个新的和重要的约束反馈模型。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
