Extreme Variability and Episodic Lifetime of Quasars
我们使用最近关闭的类星体的两个统计数据（即，由大的因子变暗）：1）在延长的时间段内光度测量地观察到的统计样本中关闭的类星体的分数（例如，$Δt=20$年）; 2）显示出“孤儿”广泛MgII发射的大质量星系的一部分，被认为是最近关闭的类星体的短暂回声。这两个统计数据限制了幕式类星体的平均寿命为数百至数千年。更长（或更短）的事件寿命是强烈不赞成这些意见。这一平均幕寿命与类星体标准吸积盘模型中的下落时间尺度（粘性时间）大致一致，表明类星体的幕是由吸积盘物理学决定的，而不是由更大尺度上的气体供应决定的。与类星体聚集和大质量黑洞人口统计约束下的类星体累积寿命$\sim 10^6-10^8\,$年相比，我们的结果表明，在超大质量黑洞的聚集历史中，类星体存在$\sim 10^3-10^5$吸积事件.这样的短插曲应该在$\sim 10^4\,$年的时间间隔内聚集起来，以解释类星体中电离窄线区域的大小。我们的统计参数还表明，在多年的观测窗口中，总会有一小部分极端变异性类星体陷入“状态转换”，尽管它们的寿命要长得多。在非稳定吸积期间，这些转变可能以相当突然的方式发生。
2021-08-11 astro-ph.GA
The Intrinsic Quasar Luminosity Function: Accounting for Accretion Disk Anisotropy
类星体光度函数是研究超大质量黑洞生长和演化的基本工具。测量内禀光度函数在实践中是困难的，由于大量的观测和系统的影响。随着样本量的增加和测量误差的下降，表征系统效应变得更加重要。众所周知，类星体的吸积盘的连续辐射是各向异性的-部分原因是它的盘状结构-但目前的光度函数计算有效地假设了在未遮蔽视线范围内的各向同性。在这里，我们提供的第一步，在随机类星体的取向和简单的模型上观察到的光度函数的各向异性的影响进行表征。我们发现，方向的影响是不是微不足道的，并超过其他潜在的修正，如那些从引力透镜的前景结构。我们认为，目前的观测约束可能高估了内禀光度函数多达一个因素~2的亮端。这对类星体的模型及其在宇宙中的作用有影响，例如类星体对宇宙学背景的贡献。
2014-04-11 astro-ph.GA
On the efficiency of jet production in FR II radio galaxies and quasars
在许多具有扩展射电结构的射电星系中，喷流的能量似乎超过了它们的吸积光度。在吸积率非常低的系统中，这可能是由于辐射效率低下的吸积流导致的非常低的吸积光度。在具有高吸积率的系统中，吸积流预计是辐射有效的，并且这种强大的射流的产生可能需要涉及磁制动盘（MAD）的吸积场景。然而，MAD方案的数值模拟表明，喷流生产效率是大的，只有几何厚吸积流和规模大致与$(H/R)^2$，其中$H$是光盘的高度和$R$是从BH的距离。利用FRII射电星系和类星体的样本吸积在中等吸积率，我们表明，他们的喷气机是更强大的比预测的MAD方案。我们讨论了这种差异的可能起源，这表明它可以与近似采用MHD模拟治疗光学厚吸积流内的MAD区，或可能表明，吸积盘的几何厚度比标准理论预测。
2016-12-21 astro-ph.GA
The Formation of the First Quasars. I. The Black Hole Seeds, Accretion and Feedback Models
$\sim 10^9\, M_\odot$的超大质量黑洞（SMBH）通常被认为是在$z\gtrsim6$观测到的发光类星体的中心引擎，但它们的天体物理起源仍然难以捉摸。$z\gtrsim$类星体存在于罕见的密度峰值中，这对均匀的流体动力学模拟提出了一些挑战。为了研究这些遥远的类星体的形成，我们对一个有利的晕进行了一系列放大模拟，该晕在$z = 6$上的质量为$\sim 10^{13}\, M_\odot$，并且有多次重大合并的历史，非常适合BH的生长。我们测试BH种子的$10 - 10^6\, M_\odot$，和各种吸积和反馈模型，包括薄盘和薄盘吸积。我们发现，与以前的研究相反，即使在超临界吸积下，$\lesssim 10^3\, M_\odot$的光种子也不能通过$z\sim 6$生长到$10^8\, M_\odot$;由于更强的反馈，超爱丁顿模式导致比爱丁顿限制情况更低的吸积速率，导致BH显著小两个数量级;并且，虽然超临界模型促进了低自旋BH的生长，但对于高自旋BH，由于增加的辐射反馈，质量可能会减少。我们的模拟表明，第一个$10^8 - 10^9\, M_\odot$ SMBH可能是从$\gtrsim 10^4\, M_\odot$的重种子通过爱丁顿有限或温和的超临界吸积，由富含气体的合并和反馈的自我调节促进，它们与它们的宿主星系共同进化，产生明亮的类星体，如$z\sim$…
2020-12-02 astro-ph.GA
Imprints of the super-Eddington accretion on the quasar clustering
超爱丁顿质量吸积被认为是形成超大质量黑洞的有效机制。我们使用一个基于大体积宇宙学$N$体模拟的星系和类星体形成的新半解析模型研究了超爱丁顿吸积过程的辐射效率对类星体成簇的影响。我们的模型包括一个简单的类星体的辐射效率模型，它模仿了光子捕获的高质量吸积率的效果。我们发现，辐射效率模型影响类星体光度与类星体晕质量之间的关系。当类星体光度没有上限时，类星体晕质量对类星体光度的依赖性很弱。另一方面，当类星体的光度受其爱丁顿光度限制时，它对类星体的光度有显著的依赖性。在后一种情况下，类星体的偏置也依赖于类星体的光度，亮类星体的偏置与观测结果一致。我们的结果表明，类星体聚集研究可以为吸积盘模型提供约束。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fast Inflow Directly Feeding Black Hole Accretion Disk in Quasars
类星体是高光度的活动星系核，被认为是由星际物质吸积到其中的超大质量黑洞（SMBH）上而提供动力的。观测到的大部分能量都释放在围绕SMBH的吸入气体的吸积盘中。预计将有大量燃料材料向内运输。然而，关于吸积盘是否以及如何被供给外部气体的基本问题仍然没有答案，因为迄今为止还没有清楚地观察到供给吸积盘的流入。在这里，我们报告的发现高度红移宽吸收线所产生的中性氢和氦原子在一个小样本的类星体。它们的吸收槽显示出从零开始连续向内延伸到高达$\sim 5,000$ km s $^{-1}$的宽范围的多普勒速度。因此，我们看到冷气流以径向向内的速度分量移动，跨越巨大的梯度-中央SMBH的重力加速度的结果。对原型天体SDSS J103516.20+142200.6的广泛的光电离建模表明，流入的气体是致密的、厚的和适度电离的，到SMBH的特征距离为$\sim 1,000$引力半径，可能与外部吸积盘重叠或接近。我们的研究结果提出了第一个令人信服的证据，证明长期寻求的流入直接喂养类星体的吸积盘与外部材料，可能来自尘埃环在秒差距尺度。我们的方法提供了一种新的工具来探测类星体中迄今为止难以捉摸的燃料流入。他们的研究可能有助于解决有关吸积物理，类星体活动的开始和维持以及大多数星系中心SMBH增长的一些基本问题。
2019-09-17 astro-ph.GA
Unification of Radio Galaxies and Their Accretion/Jet Properties
我们研究了BL Lac和射电类星体的黑洞质量M_bh和喷流功率Q_jet之间的关系。我们发现BL Lac与射电类星体在M_bh-Q_jet平面上被FR I/II分界线分开，这有力地支持FR I/BL Lac和FR II/射电类星体的统一方案。BL Lac和射电类星体的爱丁顿比分布在L_bol/L_Edd~0.01处呈现双峰分布，表明它们可能具有不同的吸积模式。计算了平流主导吸积流（ADAF）提取的喷流功率，发现采用无量纲吸积率mdot=0.01时，需要黑洞的无量纲角动量j~0.9-0.99才能再现FR I/II或BL Lac/射电类星体的分界线，这是上述爱丁顿比双峰分布所要求的。我们的研究结果表明，射电星系中的黑洞正在快速旋转。
2011-04-16 astro-ph.GA
Accretion and star formation in 'radio-quiet' quasars
射电观测使我们能够识别大范围的活动星系核（AGN），它们在星系的演化中起着重要的作用。在低射电光度的活动星系核中，有一种“射电宁静”类星体（RQQ），但它们对总射电辐射的贡献仍有争议，以前的研究认为主要是通过恒星的形成。在这次演讲中，上海大众总结了最近关于RQQ的论文的结果，包括使用远红外数据来解开AGN和恒星形成的无线电发射。这提供了黑洞吸积反而主导RQQ中无线电发射的证据。此外，我们发现，这种吸积相关的发射与类星体的光学光度，而较弱的光度依赖性是显而易见的无线电发射与恒星形成。目前尚不清楚的是这种与吸积有关的排放是如何产生的。了解RQQ的这一点将使我们能够研究这种类型的活动星系核如何影响其周围环境。这些研究对于活动星系核反馈的模拟，以及确定宇宙的吸积和恒星形成历史具有重要意义。
2019-12-12 astro-ph.GA
Resolving the Innermost Region of the Accretion Disk of the Lensed Quasar Q 2237+0305 through Gravitational Microlensing
我们研究了三个高放大率的微透镜事件，通常被认为是可能的焦散交叉，在多重成像类星体Q 2237+0305的光学光变曲线。我们将每个事件的光变曲线建模为标准薄盘光度轮廓与直折焦散的卷积。我们还允许一个线性梯度，可以占一个额外的变化的背景效应的微透镜。这个模型不仅匹配显着以及全球形状的三个独立的微透镜事件，但也给了非常相似的估计磁盘的大小参数。测得的平均半光半径，$R_{1/2}=(3.0\pm 1.5)\sqrt{M/0.3M\odot}$光日，与以前的估计一致。在这三个事件中，放大剖面的核心表现出与吸积盘最里面区域相关的“精细结构”（根据我们的测量，位于$2.7\pm 1.4$史瓦西半径的径向距离处）。吸积盘内缘的相对论性光束可以解释精细结构的形状和大小，尽管其他解释也是可能的。这是第一次直接测量一个结构的大小，很可能是最里面的稳定圆形轨道，在$\sim 3$史瓦西半径的类星体吸积盘。用未来的望远镜监测数千个透镜类星体将允许在宽范围的红移$(0.5<z<5)$中研究数百个类星体中黑洞的事件视界环境。
2015-11-16 astro-ph.GA
Is quasar variability regulated by the close environment of accretion?
本研究通过分析SDSS类星体样本的g波段光变与红外覆盖因子的相关性，发现赤道尘埃环对紫外/光学光变有显著调控作用，表明吸积近邻环境在调节吸积盘湍流中起关键作用。
2024-08-02 astro-ph.GA
Constraints on the temperature inhomogeneity in quasar accretion discs from the ultraviolet-optical spectral variability
类星体紫外光变的物理机制虽然有着悠久的观测历史，但人们对紫外光变的物理机制还没有很好的理解。最近，Dexter和Agol提出了一个类星体紫外光变率模型，该模型假设类星体吸积盘中存在大的局部温度波动。这种非均匀吸积盘模型不仅能描述单波段的光变幅度，而且能描述微透镜的大小约束和类星体的复合光谱形状。利用Sloan数字巡天（SDSS）Stripe 82区域近9000个类星体的五波段多历元光变曲线，研究了类星体紫外光谱变化对非均匀吸积盘模型的影响。通过比较SDSS类星体光变曲线和模拟光变曲线的两波段星等-星等图的内禀散射$σ_{\text{int}}$的值，我们发现Dexter & Agol的非均匀吸积盘模型不能解释SDSS类星体光变曲线中经常观察到的紧密的带间关联。这一结果使我们得出结论，在吸积盘的局部温度波动不是类星体的几年的紫外-光学变化的主要驱动力，因此，假设类星体吸积盘有大的局部温度波动是不可取的紫外-光学光谱变化的观点。
2015-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing the structure of the lensed quasar Q 0957+561: I. Accretion disk size
我们的目标是利用前景透镜星系中恒星引起的微透镜效应来推断引力透镜类星体Q 0957+561中吸积盘的大小。该系统的长期光度监测（到目前为止，它提供了最长的可用光变曲线的引力透镜系统）允许我们评估我们最近开发的方法（由两个透镜图像之间的建模和实验幅度差异直方图之间的距离控制）的不确定性的影响，从而测试基于微透镜的磁盘大小估计的鲁棒性。分析了双透镜类星体21年GLENDAMA光变曲线，研究了类星体的内、外连续谱变化。使用精确的测量图像A和B之间的时间延迟，我们建模并删除了内在的类星体的可变性，并从微透镜放大率的统计数据，我们使用贝叶斯方法来推导出发射的连续区的大小在2558埃。对Q 0957+561 R波段光变曲线的分析表明，在过去的十年中，相对于A分量，B分量的亮度缓慢但系统地增加。图像之间相对较低的星等差异强度表明，类星体有一个异常大的光学吸积盘的半光半径$R_{1/2} = 17.6 \pm 6.1 \sqrt{M/0.3M_\odot}$ lt-days。
2021-08-11 astro-ph.GA
Chemical enrichment and accretion of nitrogen-loud quasars
给出了12个z ~ 2.2的氮噪类星体的静止坐标光谱，它们的静止坐标紫外光谱显示出强的氮宽发射线。为了研究它们的窄线区（NLR）金属丰度，我们测量了[OIII]5007发射线的等效宽度（EW）：如果NLR金属丰度非常高，如强紫外氮线所示，[OIII]5007线通量应该非常小，因为电离气体的平衡温度低，这是由于显着的金属冷却。结果表明，我们的光谱显示出类似于一般类星体的[OIII]5007线的中等EW。这表明氮大声类星体在NLR中没有非常富含金属的气体云。这表明宽线区（BLR）的强氮线起源于相对于氧的氮丰度异常高，而没有非常高的BLR金属丰度。这一结果表明，在某些情况下，氮的宽发射谱线不是BLR金属丰度的良好指标。另一方面，我们还调查维里黑洞的质量和爱丁顿比使用我们的样本的Hbeta和CIV 1549线。结果，我们发现氮噪类星体的黑洞质量和爱丁顿比相对于正常类星体有低和高的趋势，这表明氮噪类星体似乎处于快速吸积阶段。这可以用类星体的爱丁顿比和氮丰度之间的正相关来解释，这可能是由于质量吸积到黑洞和核恒星形成之间的联系造成的。
2017-09-20 astro-ph.GA
The Infrared Medium-deep Survey. IV. Low Eddington Ratio of A Faint Quasar at $z\sim6$: Not Every Supermassive Black Hole is Growing Fast in the Early Universe
到目前为止，大多数在$z\sim6$发现的发光类星体都是以爱丁顿比（$λ_{\rm{Edd}}\sim1$）处于最大吸积状态，这表明早期宇宙的核活动增强。然而，这可能不是超大质量黑洞（SMBH）生长的全貌，因为以前的研究还没有涉及到更有可能拥有低$λ_{\rm{Edd}}$的SMBH的微弱类星体。为了更好地了解早期宇宙中类星体的吸积活动，我们获得了一个类星体IMS J220417.92+011144.8（以下简称IMS J2204+0112）的深近红外光谱，它是$z\sim6$发现的最暗类星体之一。从近红外光谱中的红移C IV $λ1549$发射线，我们发现IMS J2204+0112拥有一个大约10亿太阳质量的SMBH和$λ_{\rm{Edd}} \sim 0.1$，但这两个量都有很大的不确定性（0.41 dex）。IMS J2204+0112在$z\sim6$的类星体中具有最低的爱丁顿比，但在$z\sim2$的类星体中具有共同的值。它的低$λ_{\rm{Edd}}$可以用两种情况来解释; SMBH从恒星质量黑洞通过短持续时间的超爱丁顿吸积事件或从大质量黑洞种子（$\sim10^{5}\,M_{\odot}$）与爱丁顿有限吸积的增长。更微弱的类星体的近红外光谱需要更好地了解在$z \sim 6$的SMBH吸积活动。
2018-02-08 astro-ph.GA
Size of the accretion disk in the gravitationally lensed quasar SDSS J1004+4112 from the statistics of microlensing magnifications
我们提出了2003年12月至2010年10月期间观测到的引力透镜SDSS J1004+4112的四个最亮图像的八个监测季节。利用图像A、B和C的测量时间延迟和图像D的模型预测时间延迟，我们已经去除了类星体的固有可变性，在图像C和D中发现了幅度约为0.5和0.7 mag的微透镜事件。根据图像A、C和D中微透镜振幅的统计数据，我们使用两种不同的方法，$R_{1/2}=8.7^{+18.5}_{-5.5} \sqrt{M/0.3 M_\odot}$（直方图积）和$R_{1/2} = 4.2^{+3.2}_{-2.2} \sqrt{M/0.3 M_\odot}$光日（$χ^2$），推断出吸积盘的半光半径（在λ rest = 2407 λ）。计算结果与用薄盘理论从SDSS J1004+4112中的黑洞质量预测的大小在不确定度范围内是一致的。
2016-08-12 astro-ph.GA
Characterising SMSS J2157--3602, the most luminous known quasar, with accretion disc models
我们开发了一种吸积盘（AD）拟合方法，利用薄盘模型和马尔可夫链蒙特卡罗方法的贝叶斯推断，在红移处的已知最明亮的类星体SMSS J215728.21-360215.1上进行测试$z=4.692$。AD模型利用近红外光谱和宽波段光度学构造的光谱能量分布，发现黑洞质量为$\log(M_{\rm{AD}}/M_{\odot}) = 10.31^{+0.17}_{-0.14}$，各向异性校正后的热光度为$\log{(L_{\rm{bol}}/\rm{erg\,s^{-1}})} = 47.87 \pm 0.10$，得到爱丁顿比为$0.29^{+0.11}_{-0.10}$，辐射效率为$0.09^{+0.05}_{-0.03}$。使用近红外光谱，我们估计单历元维里黑洞的质量估计为$\log(M_{\rm{SE}}/M_{\odot}) = 10.33 \pm 0.08$，在3000 $\log{(L(\rm{3000\textÅ})/\rm{erg\,s^{-1}})} = 47.66 \pm 0.01$的单色光度。作为一种独立的方法，AD拟合有可能补充单历元维里质量方法，在获得更强的约束性质的大质量类星体黑洞在广泛的红移。
2023-02-21 astro-ph.GA
The Accretion History of AGN: A Newly Defined Population of Cold Quasars
类星体是活动星系核（AGN）中最明亮的，并且可能是其宿主中恒星形成猝灭的原因。Stripe 82 X目录涵盖Stripe 82字段的31.3 deg $^2$，其中包含XMM-Newton的15.6 deg $^2$也包含Herschel/SPIRE。我们有2500个X射线探测源，具有多波长对应物，其中30%是未遮蔽的类星体，具有$L_X > 10^{44}\,$ erg/s和$M_B < -23$。我们定义了一类新的类星体，它们是未被遮蔽的，具有超过$10^{44}\,$ erg/s的X射线光度，具有宽的发射谱线，并且在远红外区也很明亮，具有250 $μ$ m的$S_{\rm 250}>30$ mJy的通量密度。我们把这些被赫歇尔探测到的未被遮蔽的类星体称为“冷类星体”。条纹82 X中只有4%（21）的X射线和光学选择的未遮蔽类星体在250 $μ$ m处被探测到。这些冷类星体位于$z\sim1-3$，具有$L_{\rm IR}>10^{12}\,L_\odot$，恒星形成速率为$\sim200-1400\,M_\odot$ /年。冷类星体在中红外比完整的类星体群体更蓝，72%的冷类星体具有WISE W3 $<$ 11.5 [Vega]，而只有19%的完整类星体样本符合这一标准。最重要的是，冷类星体的平均$\sim9\times$恒星形成量与具有类似红移的恒星形成星系的主要序列一样…
2020-07-06 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
The Physical Properties of Low Redshift FeLoBAL Quasars. IV. Optical-Near IR Spectral Energy Distributions and Near-IR Variability Properties
研究30个低红移 FeLoBAL 类星体及对照样本的光学-近红外 SED 与 WISE 近红外光变，揭示红化、外流、尘埃和吸积率之间的联系。
2024-02-29 astro-ph.GA
Quasar Rain: the Broad Emission Line Region as Condensations in the Warm Accretion Disk Wind
类星体和活动星系核中宽发射线区（BELR）的起源至今仍不清楚。我认为，凝聚形成在温暖的，辐射压力驱动，吸积盘风的类星体创造的BEL云，并将它们与其他两个表现形式的冷，10,000 K，气体在类星体，低电离阶段的温暖的吸收体（WA）和云造成X射线日食。冷云将迅速凝结（几天到几年），在WA外流达到逃逸速度（这需要几个月到几个世纪）之前。冷云的形成与风的暖相平衡，因为快速变化的X射线类星体连续体改变了力乘数，导致压力波将气体移动到压力-温度空间中的稳定位置。2-相平衡密度的窄范围可以解释BELR大小与光度平方根的标度关系，而云形成时间尺度的标度关系可以产生Baldwin效应。这些稠密的云具有单位阶的力乘数，因此不能被加速到逃逸速度。它们在一个动态的时间尺度（几个月到几个世纪）上回落，产生一股流入，朝着中心的黑洞倾泻而下。当它们很快以40马赫的速度相对于WA外流移动时，这些“雨滴”将在几个月内迅速被摧毁。这种云雨可能会产生椭圆形的BELR轨道暗示的速度分辨混响映射在一些对象，并可以解释的开放角度和破坏的时间尺度的狭窄的“彗星”的云尾巴在X射线日食观测。这种“类星体雨”模型的一些后果和挑战，提出了随着几个途径的理论研究。
2017-03-08 astro-ph.GA
Quasars Probing Galaxies: I. Signatures of Gas Accretion at Redshift Approximately 0.2
我们描述了运动学的环星系气体附近的银道面，结合新的测量星系旋转曲线和光谱的背景类星体。视线在目标星系的19- 93千秒差距内通过，通常检测到Mg II的吸收。Mg II的多普勒频移与银河系的自转符号相同，因此冷气体与银河系共同旋转。由于吸收跨越一个更广泛的速度范围比磁盘旋转可以解释，我们探索环星系运动学的简单模型。气体螺旋向内（靠近盘平面）提供了一个成功的描述的观察。附录描述了切向和径向气流的添加，并说明了圆盘倾斜的符号如何在投影的视线速度范围内产生可测试的差异。这种流入的解释意味着冷流盘仍然普遍下降到红移$z \approx 0.2$和延长恒星形成的气体供应磁盘。
2017-02-09 astro-ph.GA
Dependence of the Radio Emission on the Eddington Ratio of Radio-Quiet Quasars
大约10%的类星体是“无线电大声”的，在大型喷流中产生大量的无线电发射。其余90%类星体的低水平射电辐射的来源尚不清楚。利用甚长基线射电望远镜阵对八个射电宁静类星体进行观测，发现它们的射电性质强烈地依赖于它们的爱丁顿比（r_Edd=L_AGN/L_Edd）。在较低的Eddington比（r_Edd < 0.3）下，活动星系核的射电辐射主要来自一个非常致密的区域，可能与吸积盘一样小。在更高的爱丁顿比（r_Edd > 0.3），这个紧凑区域的相对贡献显着减少，虽然总的无线电功率保持不变，现在的发射来自区域>100 pc大。无线电发射等离子体区域的物理起源与r_Edd的变化是出乎意料的，因为无线电大声类星体的性质与爱丁顿比无关。我们的研究结果表明，在较低的爱丁顿比的磁化等离子体很可能是由吸积盘日冕限制，只有在较高的爱丁顿比逃逸到更大的规模。恒星质量的黑洞表现出类似的依赖性，其无线电特性的吸积率，支持的范式，统一的吸积到整个质量范围的黑洞。
2022-08-02 astro-ph.GA
Discovery of Quasar Variability and Early Accretion Disk Signatures at Cosmic Dawn
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Michigan（密歇根大学）
研究通过多波段红外和X射线变异性探测早期类星体，揭示了吸积盘的几何结构，为理解早期超大质量黑洞生长提供观测约束。
2026-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Redshifted Hydrogen Balmer and Metastable He I Absorption Line System in Mini-FeLoBAL Quasar SDSS J112526.12+002901.3: A Parsec Scale Accretion Inflow?
星际介质对中心超大质量黑洞的吸积被广泛认为是活动星系核释放巨大能量的来源。但很少有观测证据直接证实了资本流入的存在。类星体SDSS J112526.12+002901.3光谱中的吸收线系统提供了一个有趣的例子，其中很少检测到的氢Balmer和亚稳态He I吸收线与低电离金属吸收线Mg II，Fe II，重复的SDSS光谱观测表明，横向速度小于径向速度。因此，吸收介质的运动主要由下落控制。He I* 线是对电离通量强度的有力探测，而巴耳末线则意味着一个稠密的环境。通过光电离模拟，我们发现吸收介质受到电离参数为$U\approx 10^{-1.8}$的辐射，其密度为$n(\mathrm{H})\approx 10^9\ \mathrm{cm}^{-3}$。因此，吸收介质位于远离中央发动机的$\sim 4\ \mathrm{pc}$处。根据吸收介质与环面之间的距离和物理条件的相似性，我们强烈建议吸收线系统作为起源于环面内表面的吸积入流的候选者。
2016-08-19 astro-ph.GA
On the Accretion Rates and Radiative Efficiencies of the Highest Redshift Quasars
我们估计了超大质量黑洞的吸积率，这些黑洞为20个z>5.8的最高红移类星体提供动力，包括迄今为止已知的最高红移类星体--z=7.09的ULAS J1120。分析是基于观测到的（静止坐标系）光学光度和可靠的“维里”估计的BH质量的类星体，并利用来自薄吸积盘理论的标度关系。通过假设盘的质量吸积率范围很广，dM_disk/dt~4-190 Msol/yr，大多数天体（80%）的dM_disk/dt~10-65 Msol/yr，证实了吸积流的Eddington限制性质。通过将我们对dM_disk/dt的估计与类星体的热光度的保守下限相结合，我们研究了η的哪些替代值最能解释所有可用的数据。我们发现，绝大多数类星体（约85%）可以用η~0.03-0.3范围内的辐射效率来解释，其中值接近通常假设的η=0.1。在这个范围内，我们得到ULAS J1120和SDSS J 0100的保守估计η>0.14（z=6.3），SDSS J1148的保守估计η>0.19（z=6.41;假设它们的BH质量是准确的）。吸积时间尺度一般在t_acc = M_BH / dM_BH/dt ~0.1-1 Gyr范围内，表明大多数类星体自BH种子形成以来可能有~1-10次质量e折叠。因此，我们的分析表明，最高红移类星体的可用光度和质量可以解释自洽内薄，辐射效率的吸积盘范例。辐射效率低的“超临界”吸积可能发生在更早的时期（即，z…
2017-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feeding the Accretion Disk from the Dusty Torus in a Reddened Quasar
本文详细分析了类星体SDSS J122826.79 + 100532.2中一个不寻常的吸收线系统。系统中的吸收线有一个共同的红移速度结构，从$v\sim0$开始，并延伸到$\sim1,000\ \mathrm{km~s}^{-1}$，并清楚地检测到氢巴耳末系列到H $ι$，在亚稳中性氦三重态，并在单离子化铁的激发态的光学线。我们估计了吸收体的密度为$n_{\mathrm{H}}\approx10^{8.4}\ \mathrm{cm}^{-3}$，电离参数为$U\approx10^{-1.2}$，并将其定位在距离中心超大质量黑洞$r_{\mathrm{abs}}\approx1.5$ pc处.推断的距离与类星体中尘埃颗粒$r_{\mathrm{evap}}\approx1$ pc的蒸发半径非常相似。因此，吸收器可能是一个探针的流入开始从尘埃环面和饲料的吸积盘。无特征的连续谱和宽发射谱线都被$E(B-V)\approx0.66$严重红化，而窄发射谱线的红化可以忽略不计。尘埃介质可能位于宽和窄发射线区域之间，并且可能与在\ion{Ca}{2}和\ion{Na}{1}双峰中检测到的"冷"窄吸收线系统有关，几乎不偏离类星体的系统速度。SDSS J122826.79 + 100532.2可能代表这样一种罕见的情况，即流入和环面都可以通过吸收线跟踪。
2022-01-29 astro-ph.GA
Probing black hole accretion in quasar pairs at high redshift
模型和观测表明，发光类星体活动是由合并引发的，因此它应该优先发生在质量最大的原始暗物质晕中，那里的合并频率预计最高。由于星系合并的重要性随着红移的增加而增加，我们认为高红移宇宙是研究双重活动星系核的理想实验室。本文给出了Chandra观测到的两个Z=3.0-3.3的对偶类星体系统的X射线性质，它们来自SDSS-DR 6，间距为6-8角秒（43- 65 kpc）。每对的两个成员都被检测到具有良好的光子统计，使我们能够约束列密度，光谱斜率和固有的X射线光度。我们还包括一个最近发现的双类星体在z=5（分离的21 arcsec，136 kpc），其中XMM牛顿档案数据允许我们分别检测两个组件。使用光谱，我们推导出的辐射热光度，BH质量和爱丁顿比相比，那些发光的SDSS类星体在相同的红移范围。我们发现，这两对在z=3.0-3.3较亮的分量具有较高的光度相比，分布的SDSS类星体在类似的红移，与J1622 A具有一个数量级更高的亮度比中位数。这个源位于z~3.3类星体光度函数的发光端。虽然我们不能确定地说，我们的源异常高的光度与它们有一个近伴星有关，但对于J1622 A来说，只有3%的概率是偶然的。
2018-03-22 astro-ph.GA
Systematically smaller single-epoch quasar black hole masses using a radius-luminosity relationship corrected for spectral bias
以更高的准确度和精度确定黑洞质量和吸积率对于理解类星体作为一个群体至关重要。这些基本的物理性质是活动星系核模型的基础。测量黑洞质量的一个主要技术是利用低红移类星体的混响映射，然后通过宽线区域的半径-光度关系将其扩展到基于单历元光谱的质量估计。一个更新的半径-光度关系采用了光Fe二H $β$（$\equiv \mathcal{R}_{\rm Fe}$）的通量比，以纠正更高的吸积系统具有较小的线发射区域比以前实现的偏差。在目前的工作中，我们证明和量化的效果，使用这种铁校正的半径-光度关系的质量估计，采用档案数据集拥有休息帧光谱在很宽的范围内的红移。我们发现，未能使用铁校正的半径预测结果高估单时代的黑洞质量的最高度吸积类星体。它们的吸积率测量值（$L_{\rm Bol}/ L_{\rm Edd}$和$\dot{\mathscr{M}}$）同样被低估。最强的铁发射类星体分为两类：一类是具有静止坐标系光谱的高z类星体，由于其极高的光度，需要高的吸积率;另一类是低z类星体，由于其低黑洞质量，必须具有高的吸积率才能满足测量通量的限制。这些类平均有大约2倍的质量向下修正。这些结果加强了关联的主导特征向量1参数$\mathcal{R}_{\rm Fe}$与吸积过程。
2022-06-23 astro-ph.GA
Quasar Microlensing Variability Studies Favor Shallow Accretion Disk Temperature Profiles
我们比较了15个引力透镜类星体样本中基于微透镜的连续发射区尺寸测量与基于亮度的薄盘尺寸估计，以约束类星体连续吸积区的温度分布。如果我们采用标准的薄盘模型，我们发现一个显着的差异之间的大小估计使用光度和测量的微透镜的$\log(r_{L}/r_μ)=-0.57\pm0.08\,\text{dex}$。如果类星体连续源是简单的，光学厚的吸积盘与广义的温度分布$T(r) \propto r^{-β}$，微透镜测量和基于亮度的大小估计之间的差异可以解决的温度分布斜率$0.37 < β< 0.56$在$1\,σ$的信心。在$3\,σ$显著性方面，这比标准薄磁盘模型（$β=0.75$）更浅。我们认为交替的吸积盘模型，可以产生这样的温度分布和再现经验连续尺度与黑洞质量，包括磁盘风或磁盘与非黑体大气。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Microlensing Accretion Disk Size Measurement in the Lensed Quasar WFI 2026-4536
我们使用13个季节的R波段测光从1.2米伦纳德欧拉瑞士望远镜在拉西拉检查微透镜的变化在四倍成像透镜类星体WFI 2026-4536。光变曲线表现出${\sim}\,0.2\,\text{mag}$的不相关的变化在所有的时代和一个突出的单一功能的${\sim}\,0.1\,\text{mag}$在一个单一的季节。我们分析这种变化来限制类星体的吸积盘的大小。采用60 $^\text{o}$的名义倾角，我们在$2043\,\unicode{xC5}$的静止坐标系波长处找到了$\log(r_s/\text{cm}) = 15.74^{+0.34}_{-0.29}$的吸积盘尺度半径，并根据VLT谱中的CIV线估算了黑洞质量为$\log(M_{\text{BH}}/M_{\odot}) = 9.18^{+0.39}_{-0.34}$.这种尺寸测量与类星体吸积盘尺寸-黑洞质量关系完全一致，提供了另一个系统，其中吸积盘比薄盘理论预测的要大。
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Assembly of Black Hole Mass and Luminosity Functions of High-redshift Quasars via Multiple Accretion Episodes
本研究基于半解析模型构建了经历多次吸积爆发的高红移类星体的QLF与BHMF，发现适度超爱丁顿吸积能重现$z\simeq 6$的观测，并预测了其红移演化与密度衰减。
2023-06-08 astro-ph.GA
Diffuse emission in microlensed quasars and its implications for accretion-disk physics
本研究探讨了类星体吸积盘预测尺寸与微透镜观测尺寸的差异，发现该差异源于宽线区（BLR）弥漫发射对连续谱信号的贡献，而非盘物理模型不足，从而缓解了理论与观测的矛盾。
2023-07-27 astro-ph.GA
Accretion Efficiency Evolution of Central Supermassive Black Holes in Quasars
该研究利用流量与体积受限的类星体样本建立吸积效率模型，发现标准盘吸积效率在 z~2.708 出现与恒星形成率相关的转折峰值，并随红移呈现双向演化。
2024-10-29 astro-ph.GA gr-qc
Escape, Accretion or Star Formation? The Competing Depleters of Gas in the Quasar Markarian 231
本文报道了分子外流宿主和最近类星体Markarian 231的高分辨率CO（1-0）、CS（2-1）和3 mm连续谱毫米天文研究组合阵（CARMA）观测结果。我们使用CS（2-1）测量来推导出$1.8\pm0.3\times10^{10}~M_\odot$的Mrk 231内的致密气体质量，与以前的测量一致。CS（2-1）数据似乎也表明Mrk 231的分子盘正在以正常的效率形成恒星。高分辨率CARMA观测能够将CO（1-0）流出分解为两个不同的叶，允许进行尺寸估计并进一步约束分子流出动力学时间，进一步约束分子气体逃逸速率。我们发现，在Mrk 231流出的15%的分子气体实际上超过了中央千秒差距的逃逸速度。假设分子气体不是不断地被加速，我们发现Mrk 231中分子气体的耗尽时标是49 Myr，而不是32 Myr，这与在该系统中观察到的星暴后恒星星族更一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Microlensing analysis of 14.5-year light curves in SDSS J1004+4112: Quasar accretion disk size and intracluster stellar mass fraction
本研究利用SDSS J1004+4112的14.5年光变曲线开展微引力透镜分析，通过星等差直方图对比与χ²检验，约束了类星体吸积盘大小与星系团内恒星质量分数，结果与既有估计基本吻合，部分区域恒星组分略高。
2024-10-09 astro-ph.GA
The Dependence of the Mean Spectral Energy Distributions on the Accretion Rate for Quasars with $z < 0.75$ from the Sloan Digital Sky Survey
School of Physics and Technology, Nanjing Normal University（南京师范大学物理科学与技术学院）
本文基于SDSS DR16数据，研究了z < 0.75的56969个类星体的平均光谱能量分布，发现吸积率影响其光谱特征，但光学部分表现出相反趋势，揭示了光学发射区的复杂性。
2026-04-25 astro-ph.GA
Radio-Quiet Quasars in the VIDEO Survey: Evidence for AGN-powered radio emission at S_1.4GHz < 1 mJy
了解黑洞吸积和恒星形成之间的相互作用，以及如何将两者分开，对我们理解星系形成和演化至关重要。为了进行调查，我们使用光学和近红外测光的组合，从VISTA深河外观测（VIDEO）调查中选择了74个类星体的样本，超过1度$^2$。视频的深度使我们能够研究非常低的吸积率和/或较低质量的黑洞，26%的候选类星体样本已经被光谱证实。我们使用的无线电叠加技术的样本低于标称通量密度阈值使用的数据从甚大阵列在1.4 GHz，并发现，在协议与其他工作，幂律拟合类星体相关的射电源计数是不够的，在低通量密度。通过与控制样本的星系（在那里我们匹配的恒星质量），并通过估计恒星形成率进行比较，我们认为，这种无线电发射主要是由吸积活动，而不是恒星形成活动。
2015-01-19 astro-ph.GA
A large sample of Kohonen-selected SDSS quasars with weak emission lines: selection effects and statistical properties
我们在斯隆数字巡天数据发布7的光谱数据中进行了WLQ搜索，该数据基于Kohonen自组织地图，用于近10^5个类星体光谱。最终的样本由365个类星体组成，特别是包括46个WLQ的子样本，其等效宽度W（Mg II）< 11 A，W（CIV）< 4.8 A。我们比较了WLQ的各种性质与普通类星体的控制样本。特别注意选择效应。平均而言，WLQ有着更高的光度、爱丁顿比和吸积率。大约一半的过剩来自选择偏差，但内在的过剩仍然可能主要是由较高的吸积率。光谱能量分布在静止帧波长> 1500 A处显示出更蓝的连续谱。在光学和UV的可变性是相对较低的，即使考虑到可变性光度反相关。无线电探测到的类星体和核心主导的无线电源的百分比显着高于对照样品，而平均无线电响度较低。我们的WLQ样本的属性可以一致地理解，假设它由一个混合的类星体在一个阶段的增加吸积活动和波束射电安静类星体的开始。（修改摘要以匹配arXiv格式）
2014-07-01 astro-ph.GA
Accretion Disk Sizes and Temperature Profiles in Lensed Quasars: NIR Microlensing Challenges Thin Disk Theory
Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso（天体物理与天文研究所，瓦尔帕莱索大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
该研究利用7个引力透镜系统21个像对的近红外同质观测数据，将类星体吸积盘尺寸测量扩展至14光日，发现外盘尺寸更大、温度梯度更陡，以98%置信度拒绝薄盘理论的对数斜率预测，挑战了薄盘理论。
2026-08-27 astro-ph.GA
Modeling Quasar UV/Optical Variability with the Corona-heated Accretion-disk Reprocessing (CHAR) Model
斯隆数字巡天（SDSS）条带82中类星体的静止帧紫外/光学变化性用于测试Sun等人2020年的日冕加热吸积盘再处理（CHAR）模型。我们采用我们的CHAR模型和观测到的黑洞质量（$M_{\mathrm{BH}}$）和光度（$L$），以产生模拟光变曲线，共享相同的测量噪声和采样作为真正的观察。无需任何微调，我们的CHAR模型可以令人满意地再现所观察到的系综结构函数不同的$M_{\mathrm{BH}}$，$L$，和休息帧波长。我们的分析表明，一个光度依赖的辐射热校正是不利的恒定的辐射热校正的UV/光学光度。我们的工作证明了提取类星体性质的可能性（例如，热辐射校正或无量纲粘度参数）。
2020-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion Disk Size Measurement and Time Delays in the Lensed Quasar WFI 2033-4723
我们提出了13个季节的$R$ -波段测光的四倍透镜类星体WFI 2033-4723从1.3米SMARTS望远镜在CTIO和1.2米欧拉瑞士望远镜在拉西拉，其中我们检测微透镜变化的$\sim0.2$ MAGS的时间尺度上的$\sim$ 6年。使用贝叶斯蒙特卡罗技术，我们分析的微透镜信号，以获得该系统的吸积盘的大小的测量$\log (r_s/{\rm cm}) = 15.86^{+0.25}_{-0.27}$在$λ_{rest} = 2481{\rm Å}$，假设一个$60^\circ$倾斜角。我们确认以前测量的BC和AB时间延迟，我们得到一个试探性的测量之间的延迟紧密间隔的A1和A2图像的$Δt_{A1A2} = t_{A1} - t_{A2} = -3.9^{+3.4}_{-2.2}$天。最后，我们更新类星体吸积盘大小-黑洞质量关系，其中我们确认，吸积盘大小预测从简单的薄盘理论是太小了。
2018-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for Super-Eddington Quasars using a Photon Trapping Accretion Disc Model
在超大质量黑洞（SMBH）形成和演化的背景下，以超过爱丁顿极限的速率吸积到黑洞上的问题已经讨论了很长时间，这为大质量类星体在高红移（z $\gtrsim$ 7）的存在提供了一个可能的解释，同时也对SMBH在以后的时代的增长产生了影响。然而，目前还不清楚这种“超级爱丁顿”吸积是否发生在SMBH，它是多么普遍，或者是否每个SMBH可能会遇到它。在这项工作中，我们调查的观测结果的一个简单的模型的超级爱丁顿吸积流-一个光学厚，几何薄吸积盘（AD）的最内部的部分经历严重的光子捕获，其随着增大的吸积速率而增强。由此产生的光谱能量分布（SED）显示出显著缺乏静止帧UV，甚至光学光子。使用网格的模型SED跨越参数空间（包括SMBH质量和吸积率）的范围很广，我们发现，大型光学类星体的调查（如SDSS）可能会错过这些发光系统的大部分。然后，我们提出了一组跨光学和红外颜色空间的颜色选择标准，旨在在两个宽场调查中选择超级爱丁顿SED（例如，使用SDSS、2 MASS和WISE）以及深和窄场勘测（例如，COSMOS）。建议的选择标准是必要的第一步，在建立对流影响的超爱丁顿吸积到SMBHs在早期宇宙时代的相关性。
2020-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion disc reverberation mapping in a high-redshift quasar
本研究首次直接测量了红移2.66的高红移类星体QSO J0455-4216的吸积盘大小，验证了高红移下的吸积盘理论，为高效测量黑洞质量提供了新途径。
2025-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blueshifted lines from the inner accretion disc's rotation can explain quasar absorption "forests''
University of Maryland（马里兰大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究通过内吸积盘自身运动解释类星体吸收森林，提出薄环结构在引力半径内产生观测到的吸收区位移和分离。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the relation between hard X-ray photon index versus accretion rate for super-Eddington accreting quasars
研究了超爱丁顿吸积类星体和亚爱丁顿吸积类星体的硬X射线光子指数（$Γ$）与吸积率的关系是否不同.我们从斯隆数字巡天数据发布14类星体目录中构造了113个亮类星体的样本，其中38个类星体作为超级爱丁顿子样本，75个类星体作为次爱丁顿子样本。我们推导出黑洞质量使用一个简单的历元维里质量公式的基础上的${\rm Hβ}$线，我们使用标准的薄盘模型推导出无量纲吸积率（$\dot{\mathscr{M}}$）为我们的样本。这些类星体的X射线数据是从钱德拉和XMM-牛顿档案中收集的。我们使用单一幂律模型拟合硬X射线光谱以获得$Γ$值。我们发现超级爱丁顿子样本的$Γ$和$\dot{\mathscr{M}}$之间存在统计学显著相关性（$R_{\rm S}=0.43$，$p=7.75\times{10}^{-3}$）。亚爱丁顿子样本的$Γ$相关性也很显著，但较弱（$R_{\rm S}=0.30$，$p=9.98\times{10}^{-3}$）。线性回归分析显示，超级和亚爱丁顿子样本的${\rm Γ}=(0.34\pm0.11){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.71\pm0.17)$和${\rm Γ}=(0.09\pm0.04){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.93\pm0.04)$分别。两个子样本的$Γ$ - $\dot{\mathscr…
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion in Quasars
本文综述类星体中超大质量黑洞超爱丁顿吸积的观测识别、极端光谱特征、早期黑洞增长证据及其作为宇宙学距离指示器的潜力。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas Accretion and Star-Formation Rates with IFUs and Background Quasars
恒星形成星系（SFG）以有规律的速度形成恒星，形成所谓的主序星（MS）。然而，对它们的含气量的所有研究表明，它们的气藏应该在0.5-2 Gyr内耗尽。因此，SFG被认为是由星系际气体的持续吸积来提供能量，以维持其恒星形成活动。然而，这种吸积现象的直接观测证据一直难以捉摸。从理论上讲，来自星系际介质的吸积气体预计将围绕光环运行，不仅为恒星形成提供燃料，还为星系提供角动量。因此，预期该吸积材料形成气体结构，该气体结构一旦在$r<0.3\;R_{\rm vir}$或$r<10-30$ kpc下就应当与宿主共转。由于恒星形成盘和这种扩展的气体结构之间的粗略对齐，吸积物质可以最容易地用背景类星体和积分场单元（IFU）的组合来检测。在这一章中，吸积研究使用这种技术进行了审查。
2017-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint Modeling of Quasar Variability and Accretion Disk Reprocessing using Latent Stochastic Differential Equations
针对LSST海量类星体数据，首次提出结合可自动微分吸积盘模拟与潜在随机微分方程的神经网络，联合建模X射线驱动变化性与吸积盘再处理，其表现优于基线且能推断物理参数与时间延迟。
2025-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
The diversity of quasars unified by accretion and orientation
类星体正在大质量星系中心迅速吸积超大质量黑洞。它们在所有波长上显示出广泛的特性，反映了靠近中央引擎的区域物理条件的多样性。然而，这些属性不是随机的，而是形成明确的趋势。主导趋势被称为特征向量1，其中许多属性与光学铁和[OIII]发射的强度相关。本征矢量1的主要物理驱动力一直被怀疑是由黑洞质量（爱丁顿比）归一化的类星体光度，这是黑洞吸积过程的一个重要量。但一直缺少确凿的证据。在这里，我们报告的档案数据的分析表明，爱丁顿比确实驱动特征向量1。我们还发现，方向起着重要的作用，在确定所观察到的气体的运动学，这意味着一个扁平的，盘状的几何形状的快速移动的云接近的洞。我们的结果表明，类星体现象的多样性可以用两个简单的量，爱丁顿比和方向统一起来。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of the Dynamics of Relativistic Jet Launching in Quasars
哈勃太空望远镜（HST）的极紫外（EUV）光谱，从最里面的吸积流到中心超大质量黑洞的光学厚发射，表明RLQ与射电宁静类星体（RQS）相比，EUV往往很弱;然而，光学厚的热连续谱的其余部分是无法区分的。RLQs中EUV辐射的不足有一个简单的解释，即吸积流中局部能量耗散的最内层区域缺失或被抑制。这篇文章是一个磁通量管的分布在最里面的吸积流的结果在磁制动吸积（MAA），并创建EUV赤字的证据检查。这些相同的通量管以及它们所环绕的内部磁通量也是喷射动力的来源。在MAA方案中，大尺度垂直磁通量的岛屿覆盖着RLQ最里面的吸积流。HST数据支持的理论的第一个预测是，在MAA区域的（大尺度极向磁场）喷流的强度是由类星体环境中的吸积流的冲压压力调节。由HST数据支持的第二个预测是，旋转的磁岛从吸积流中移除能量，作为坡印廷通量主导的射流，与由这些岛置换的EUV发射气体的分数的平方成比例。
2015-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust emission in an accretion-rate-limited sample of z>6 quasars
利用阿塔卡玛大型毫米波阵对27个类星体的静止坐标系远红外尘埃连续谱进行了1 mm观测< 6.7. We detect FIR emission at >，观测结果表明，在静止坐标系中，1900 GHz处的流量密度为0.12 <S_rest，1900 GHz < 5.9mJy，平均流量密度为0.88mJy（1.59mJy）。隐含的远红外线光度范围为L_FIR =（0.27-13）x10^12 L_sun，其中74%的类星体宿主具有L_FIR > 10^12 L_sun。估计的尘埃质量为M_dust = 10^7-10^9 M_sun。如果尘埃仅由恒星形成加热，则类星体宿主星系的恒星形成速率在50 - 2700 M_sun/yr之间。在宿主星系-黑洞共同演化模型的框架下，可以预期类星体宿主星系中正在进行的黑洞生长与恒星形成之间存在相关性。然而，结合从文献中的结果，以创建一个光度有限的类星体样本，我们没有发现类星体的紫外光度（一个代理正在进行的黑洞增长）和FIR光度（恒星形成的宿主星系）之间的强相关性。在我们的数据中缺乏这种相关性并不一定排除共同进化模型，可能是由于各种影响（包括黑洞吸积和FIR发射的不同时间尺度）。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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）
本文通过改进的半解析模型研究红移3-6的类星体吸收系统中C、N、O的丰度异常，通过更新恒星形成率和引入中间质量黑洞来缓解CNO过量问题。
2026-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of colour variations from gravitational microlensing observations in the quadruple quasar HE0435-1223: Implications for the accretion disk
通过对四重类星体HE0435-1223的引力微透镜监测观测，分析其色光变曲线，结合模拟推断吸积盘性质，得出与标准薄盘理论一致的大小比，确定半光半径及焦散线穿越频率。
2025-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasars' Optical Polarization and Balmer Edge Feature Revealed by Ultra-Violet, and Polarized Visible to Near Infrared Emissions
类星体的偏振辐射是由吸积盘周围与波长无关的电子散射产生的，从而避免了宿主星系的污染，揭示了吸积盘的本征发射光谱。类星体发出的紫外线通常不受其宿主星系的污染。因此，类星体圆盘发射的偏振部分可以通过比较总紫外发射与偏振的可见光到近红外（NIR）发射来确定;并且由此产生的从紫外到红外的连续光谱可以揭示理论上预期的巴耳末边缘吸收特征。我们将两个1型类星体（3C 95，4C 09.72）在可见光和近红外波段的偏振光谱以及紫外光谱拟合到一个扩展的几何薄和光学厚吸积盘模型中。除了标准模型，我们包括巴耳末边缘吸收由于共旋中性气体的吸积盘的一个狭窄的环带。我们发现，扩展的薄吸积盘模型对这两个类星体从紫外到近红外波段的连续光谱提供了足够的描述。连续光谱的Monte-Carlo-Markov-Chain拟合能够很好地约束盘发射的真实偏振分数，这使得Balmer边缘特征能够从偏振可见光到UV连续光谱完全揭示。巴耳末边缘特征在两个类星体的光谱中都很突出，并且由于吸积盘中气体的轨道运动而显著加宽。因此，巴耳末边缘特征的加宽与类星体的倾角有关。这一工作证明了从类星体连续谱的巴耳末边缘特征确定类星体倾角的概念。
2012-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
