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
Covering factors of the dusty obscurers in radio-loud and radio-quiet quasars
我们比较了射电噪和射电静类星体中环核尘埃遮蔽物的覆盖因子。射电强的类星体是由一个FR II类星体的样本所代表，该样本是通过将van Velzen等人选择的FR II射电源目录与SDSS DR 7类星体目录进行交叉匹配而获得的。从红移、黑洞质量和爱丁顿比等方面比较了FR II类星体和与之匹配的射电宁静类星体的覆盖因子。我们发现，覆盖因子，代理的红外辐射热光度比，平均略小于FR II类星体比射电宁静类星体，然而，这种差异是统计上显着的最高爱丁顿比。对于这两个样本，没有统计学意义的依赖性的一个中位数覆盖因子的爱丁顿比，黑洞质量，也没有红移可以声称。
2016-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the spectral energy distribution of super-Eddington quasars
我们发展了一个宽带谱模型agnsli}来描述超爱丁顿黑洞吸积盘谱。这是基于薄圆盘发射率，其中径向平流使表面光度保持在局部爱丁顿极限，导致L（r）~ r^{-2}而不是Novikov-Thorne（标准，次爱丁顿）圆盘发射率预期的r^{-3}。风损失也很重要，但预计这些损失会产生类似的辐射发射率。我们假设流动是径向分层的，具有外部标准盘、内部热Comptonising区域和中间暖Comptonising区域以产生软X射线过量。这使模型具有足够的灵活性来拟合观测数据，但需要额外的能量守恒要求来给出物理约束。我们用它来拟合最极端的活动星系核之一窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的宽带光谱。窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的黑洞质量是由H_β线宽导出的10^6太阳质量的（6~9）倍。这不能与标准的圆盘发射率在这个质量，因为即使零自旋模型过度生产所观察到的光度。相反，我们证明了薄盘模型能很好地再现谱，给出了约（5~10）倍爱丁顿极限的质量吸积率。由于平流降低了效率，因此对黑洞的自旋没有约束。这种极端的吸积率应该是第一类类星体的特征，我们通过拟合最近发现的超级爱丁顿类星体PSO J 006 +39的光谱来证明这一点，z=6.6。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the disk-corona systems and broad line regions of changing-look quasars with X-ray and optical observations
“变化的外观”类星体是一类新的高度可变的活动星系核，它们在短短几年的时间内改变了它们的光谱类型。这一现象的起源是有争议的，但很可能反映了吸积流的一些变化。为了研究这些物体中的盘-日冕系统，我们测量了十个先前发现的两个或多个历元的变视类星体的光学/紫外X射线光谱指数（$α_{\rm OX}$）和埃丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）。通过将这些数据与基于X射线双星行为的模拟结果进行比较，我们发现在1%爱丁顿比以下的光谱指数可能具有相似性。我们进一步研究了变貌类星体光谱类型变化前后的爱丁顿比，发现当变貌类星体的宽发射线消失/出现时，它们会越过1%的爱丁顿比边界。这与盘风模型作为宽发射线的起源是一致的。
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring Quasar Variability With ZTF at 0<z<3: A Universal Relation with Eddington Ratio
基于915个SDSS-V AQMES类星体和ZTF六年光变曲线，本文发现变率振幅与爱丁顿比存在跨红移的稳健反相关，并提出几乎无红移依赖的普适关系。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Black Hole Masses and Eddington Ratios of Type 2 Quasars
2型类星体是活动星系的重要组成部分，可能代表了传统研究的1型类星体的演化先驱。利用由$M_{\rm BH}-σ_{\ast}$关系估计的黑洞质量和由辐射热校正后的$ [\rm O~{\scriptsize III}]~ λ5007$光度定标的辐射热校正，对斯隆数字巡天中的669个2型类星体的黑洞质量（$M_{\rm BH}$）和爱丁顿比（$L_{\rm bol}/L_{\rm Edd}$）进行了表征.当恒星的速度色散不能直接从光谱测量，我们估计他们从核心的速度色散的窄发射线$ \rm [O~{\scriptsize II}]~ λλ3726, 3729$，$ \rm [S~{\scriptsize II}]~λλ6716, 6731$，和$[ \rm O~{\scriptsize III}]~ λ5007$，这被证明是跟踪恒星的引力势。来自活动核的能量输入仍然对气体运动学产生显著的扰动，特别是对高速蓝移机翼。气体中的非维里运动在具有高爱丁顿比的系统中变得最明显。我们的2型类星体样本的黑洞质量范围从$M_{\rm BH} \approx 10^{6.5} $到$10^{10.4} \, M_\odot$（中值$10^{8.2} \, M_\odot$）。2型类星体具有特征性的大爱丁顿比（$L_{\rm bol}/L_{\rm Edd}~\approx 10^{-2.9}-10^{1.…
2018-04-26 astro-ph.GA
Imprints of the super-Eddington accretion on the quasar clustering
超爱丁顿质量吸积被认为是形成超大质量黑洞的有效机制。我们使用一个基于大体积宇宙学$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
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
Sustained super-Eddington accretion in high-redshift quasars
本研究利用高分辨率宇宙学放大模拟与半解析计算，证明高红移类星体中的超爱丁顿吸积可维持数千万年，使黑洞快速增长达三个数量级，并以适中自旋降低反馈效率。
2024-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
A VLBA-resolved Jet Associated with Super-Eddington Accretion in a Radio-loud Quasar at $z=3.4$
Waseda University（早稻田大学）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Nagoya City University（名古屋市立大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Tohoku University（东北大学）
研究通过VLBA观测揭示了z=3.4处超艾丁顿吸积的射电明亮类星体喷流结构，发现其喷流长度达745 pc，为目前最远的射电明亮类星体之一，具有重要的AGN反馈研究意义。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
High Eddington quasars as discovery tools: current state and challenges
本文回顾了高爱丁顿类星体的连续谱形状与各向异性辐射问题，利用主序列评估爱丁顿比并约束宽发射线区物理条件，为类星体作为宇宙距离指示器奠定基础。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
The Extreme Super-Eddington NLS1 RX J0134.2-4258 -- II. A Weak-Line Seyfert Linking to the Weak-Line Quasar
RX J0134.2-4258是最超爱丁顿窄线塞弗特1（NLS 1）星系之一，我们对它进行了从无线电到X射线的监测活动。在本文中，我们提出了一个详细的分析，其光学/紫外光谱和宽带光谱能量分布（SED）。我们的研究表明，RX J0134.2-4258的首选黑洞质量是$M_{\rm BH} \sim 2 \times 10^{7}~M_{\odot}$，给出了通过$\dot{m}_{\rm out} \sim 20$外盘的质量吸积率（假设零自旋），与观测到的光度比$L_{\rm bol}/L_{\rm Edd} \sim 6$相比。这种辐射效率的降低是超级爱丁顿流的预期，因为功率可以通过平流和/或盘风损失。我们发现RX J0134.2-4258的光学/紫外线类似于弱类星体（WLQ）的光学/紫外线，因为它具有明显弱的C IV和N V发射线。它也有剧烈的X射线变化，再次类似于最近在其他一些WLQ中观察到的变化。然而，与RX J0134.2-4258相比，WLQ具有系统性更高的质量（$\gtrsim 10^8~M_{\odot}$）和更低的爱丁顿比（$\dot{m}_{\rm out} \sim 1$）。相反，我们比较了最极端的NLS 1，具有类似的大$\dot{m}_{\rm out}$，但质量较小。这些显示出类似的辐射效率大幅降低，但它们的紫外线并不类似地以风为主。我们提出了一类新的弱线…
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
BAL Outflows are common in Low Eddington Ratio AGN
本研究利用SDSS DR16数据发现，宽吸收线类星体在低爱丁顿比率下也普遍存在，且其外流特征与高爱丁顿比率源总体相似，支持辐射压驱动外流，并提示低比率下存在额外形成机制。
2025-02-25 astro-ph.GA
The Eddington Limit in Cosmic Rays: An Explanation for the Observed Lack of Low-Mass Radio-Loud Quasars and the M_{BH}-M_{Bulge} Relation
我们提出了一个反馈机制的超大质量黑洞和他们的主机凸起期间的电波响亮类星体活动的时代。在相对论性类星体喷流的射电核心中，内部激波将一部分有序的整体动能转化为随机的相对论性离子，或者换句话说，就是宇宙射线。通过采用唯象激励的喷流模型，我们表明，足够的1-100 GeV的宇宙射线逃逸到宿主星系的无线电核心，打破爱丁顿极限的宇宙射线。结果，流体静力平衡丧失，宇宙射线动量驱动的风发展，从宿主星系中驱逐气体，从而自我限制黑洞和凸起的增长。虽然星际宇宙射线的能量比类星体光子的光度小得多，但宇宙射线提供的反馈比紫外光子更强，因为它们与银河系气体交换动量的效率要高得多。以宇宙射线形式释放到宿主星系中的能量，每单位黑洞静止质量能量，与黑洞质量无关。由此可见，射电大喷流在相对大质量的系统中应该更为普遍，因为它们位于引力势相对较深的星系中。因此，喷射动力的宇宙射线反馈不仅自我调节了黑洞和膨胀的增长，而且还为相对较小的星系缺乏射电活动提供了解释。通过采用关于无线电核心中的物理条件的基本已知事实，我们近似地再现了M_{BH} - M_{Bulge}关系的斜率和归一化。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mid-Infrared Selected Quasars I: Virial Black Hole Mass and Eddington Ratios
我们提供了一个包含391个位于22度$^2$ SWIRE Lockman Hole场中的中红外选择（MIR，24 $μ$ m）宽发射线（BEL，1型）类星体的目录。这个类星体样本是从斯皮策MIPS的MIR中选择的，具有$S_{\rm 24} > 400μ$ Jy，以及用于宽线识别的光学星等极限r（AB）$<$ 22.5。该目录是基于MMT和SDSS光谱选择BEL类星体，扩展SDSS的覆盖范围，以微弱的幅度和较低的红移，并恢复一个更完整的类星体人口。MIR选择的类星体样本在$z\sim$ 1.4处达到峰值，并通过SDSS光度测量恢复了显著且恒定（20\%）的扩展对象部分，这不包括在以点源为主的SDSS类星体调查中。这个样本也恢复了在$i > 19.1$的$z < 3$类星体的显着人口。然后，我们研究了这些MIR类星体的连续光度和谱线轮廓，并估计了它们的维里黑洞质量和爱丁顿比。SMBH质量显示了缩小的证据，尽管爱丁顿比保持恒定在$1 < z < 4$。与相同红移范围内的点源相比，$z < 1$的扩展源显示出系统性的较低爱丁顿比。目录和光谱可在网上公开获得。
2014-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of massive black holes: effects of Eddington ratio distribution and quasar lifetime
在黑洞生长的自调节模型中，活动星系核（AGN）的反馈作用会排出气体并关闭吸积，因此预期AGN的光变曲线是幂律的。这也支持所观察到的幂律爱丁顿比分布的活动星系核。在高红移时，活动星系核的寿命与宇宙的年龄相当（甚至更短），这就限制了活动星系核的最小爱丁顿比，假设活动星系核的光变曲线是幂律的。在大质量黑洞的生长受质量吸积控制的假设下，通过对大质量黑洞数密度连续性方程的积分，计算了活动星系核遗迹的黑洞质量函数（BHMF）.在辐射效率约为0.1和Eddington比分布的幂律指数选取适当的条件下，导出的活动星系核遗迹在z=0时的BHMF能很好地拟合星系中大质量黑洞的局域质量函数。在我们对黑洞演化的计算中，活动星系核的占空比应该小于1，这就要求类星体的生命时间尺度大于0.5千兆年。
2010-10-01 astro-ph.GA
SDSS J075101.42+291419.1: A Super-Eddington Accreting Quasar with Extreme X-ray Variability
我们报告了在一个1型类星体SDSS J $075101.42+291419.1$中发现的极端X射线变化。它有一个黑洞质量为$1.6\times 10^7~\rm M_\odot$测量混响映射（RM），黑洞吸积与超爱丁顿吸积率。它在2015年5月的XMM-牛顿观测显示，与2013年5月的斯威夫特观测相比，通量下降了$\sim 22$的一个因子，当时它显示了相对于紫外/光学发射的典型X射线发射水平。缺乏相关的UV可变性导致在低X射线通量状态下的-1.97的陡峭的X射线-光学幂律斜率（$α_{\rm OX}$），对应于相对于其UV/光学光度在静止帧2 keV下的36.2的X射线弱化因子。温和的紫外/光学连续谱和发射线的变化也表明吸积率没有显着变化。用银河系吸收修正的单一幂律模型较好地描述了X射线观测的$0.3-10$ keV谱。光谱拟合揭示了$Γ\approx3$的陡峭光谱形状。我们在文献中寻找具有这种极端X射线变率的活动星系核，发现它们大多是具有高吸积率的窄线Seyfert 1星系和类星体。在超爱丁顿吸积活动星系核中，极X射线变天体所占的比例估计为$\approx 15-24\%$。我们讨论了两种可能的情况下，磁盘反射和部分覆盖吸收，解释极端的X射线变化的SDSS J $075101.42+291419.1$。我们提出了部分覆盖吸收体的一个可能的起源，这是厚的内吸积盘及其相关的高吸积率…
2019-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Super-Eddington, Lensing-Magnified Quasar at $z=5.07$ observed with JWST
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；University of Michigan（密歇根大学）
JWST观测到红移z=5.07的类星体J0025-0145，其内禀埃登顿比超过4.9，表明早期宇宙中超大质量黑洞可能存在超埃登顿增长。
2025-11-26 astro-ph.GA
Effects of spin on constraining the seeds and growth of $\gtrsim 10^9M_\odot$ supermassive black holes in $z>6.5$ Quasars
在红移为$z>6$的$\gtrsim10^9M_\odot$超大质量黑洞（SMBHs）的存在提出了这样的SMBHs如何在宇宙时间（$<1$ \，Gyr）内从小种子黑洞成长的问题。在这封信中，我们使用的$14$类星体在$z>6.5$的质量估计，以限制它们的种子和早期的增长，通过自洽考虑的自旋演化和超爱丁顿吸积的可能性。我们发现自旋在早期SMBH的生长中起着重要的作用，并且对种子质量和超爱丁顿吸积分数的约束强烈地依赖于假设的吸积历史。如果吸积与单个（或少量）事件相干，导致大部分吸积时间的高自旋，那么SMBH增长相对缓慢;如果吸积是混沌的，有许多事件，并且在每个事件中，总吸积质量远小于SMBH质量，导致中等/低自旋，那么增长相对较快。对种子质量和超爱丁顿吸积分数的约束是退化的。如果种子质量不是$\gg10^{5}M_\odot$，则需要超爱丁顿吸积的显著分数（对于$10^3-10^4 M_\odot$种子，线性尺度中的$\gtrsim0.1\%-1\%$但对数尺度中的$\sim 3-4$ dex），并且如果吸积是混沌的，则适度放宽对高种子质量和/或超爱丁顿吸积分数的要求。
2020-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
How does the Polar Dust affect the Correlation between Dust Covering Factor and Eddington Ratio in Type 1 Quasars Selected from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 16?
通过考虑活动星系核（AGN）的极尘辐射，我们重新讨论了尘埃环的覆盖因子（CF）对活动星系核物理性质的依赖性。CF是由活动星系核尘埃环贡献的红外光度（$L_{\rm IR}^{\rm torus}$）与活动星系核辐射热光度（$L_{\rm bol}$）之比，通过假设光度比与内禀CF之间存在非线性关系而转换而来。我们在$z < 0.7$从斯隆数字巡天数据发布16类星体目录中选择了37,181个1型类星体。用QSFit进行谱拟合，得到了它们的$L_{\rm bol}$、黑洞质量（$M_{\rm BH}$）和爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）.我们利用X-CIGALE结合星团和极地尘埃模型进行光谱能量分布分解，在不考虑恒星和活动星系核极地尘埃对红外辐射贡献的情况下，估算了$L_{\rm IR}^{\rm torus}$。对于5720个物理量已经确定的类星体，我们对CF和（i）$L_{\rm bol}$，（ii）$M_{\rm BH}$，（iii）$λ_{\rm Edd}$进行了相关分析。结果，确认了CF- $L_{\rm bol}$、CF- $M_{\rm BH}$和CF- $λ_{\rm Edd}$的反相关性。我们发现，考虑活动星系核极尘辐射后，这些反关联比不考虑它时更强，这表明活动星系核辐射压驱动的极尘风是调节活动星系核遮蔽物质的关键成分之一。
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Dust-to-Gas Ratio and the Role of Radiation Pressure in Luminous, Obscured Quasars
在中等光度活动星系核的局部（$z\lesssim0.1$）样品中，没有高爱丁顿比、被遮蔽的活动星系核（AGN），一般被解释为是由于尘埃气体上的辐射压力控制了核（$\lesssim10$ pc）遮蔽的水平。然而，非常高的吸积率经常报告在遮蔽类星体在更高的光度，可能需要一个不同的反馈机制。我们编译的X射线，光学，红外，和submm选定的活动星系核在类星体光度的样本的遮蔽和爱丁顿比的约束。在局部宇宙中，中等亮度、被遮蔽的活动星系核有一系列较低的爱丁顿比（$f_{\rm Edd} \sim 0.001-0.1$），而在$z\sim3$之外，最明亮的（$L_{\rm bol} \gtrsim 10^{46} $ erg s $^{-1}$）红外/亚毫米亮、被遮蔽的类星体通常有很高的爱丁顿比（$f_{\rm Edd} \sim 0.1-1$）。这种明显缺乏辐射压力反馈的发光遮蔽类星体很可能与AGN的时间尺度相结合，这样，由于类星体最明亮的时间尺度很短，所以可以看到更高比例的发光遮蔽类星体。采用类星体演化的情况下，扩展（$\sim10^{2-3}$ pc）的遮蔽可能会与较短的时间尺度一起工作，以解释所观察到的部分模糊，发光的类星体，而辐射压力驱动的外流将慢慢清除这种材料在AGN的寿命。
2021-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of an X-ray Luminous Radio-Loud Quasar at $z=3.4$: A Possible Transitional Super-Eddington Phase
本文报道了红移 z=3.4351 的射电噪类星体 ID830，其 X 射线与紫外光度均指示超爱丁顿吸积，且具有异常高的 α_OX，作者提出其可能处于从超爱丁顿向亚爱丁顿状态过渡的阶段。
2025-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
How the super-Eddington regime affects black hole spin evolution in high-redshift galaxies
通过对孤立暗物质晕中星系的三维流体动力学模拟，我们跟踪了黑洞（BH）在其生长过程中经历超爱丁顿阶段的自旋参数$a$的演化.这一制度，怀疑伴随着强大的喷流外流，预计将减少BH的自旋幅度。我们结合超爱丁顿吸积与子爱丁顿阶段（类星体和无线电模式），并遵循BH自旋演化。由于超爱丁顿事件的频率较低，在这种情况下的相对论喷流不能有效地降低自旋的幅度，因为类星体模式中的薄盘吸积不可避免地增加了BH自旋。由于超爱丁顿事件的反馈，超和亚爱丁顿吸积的结合并不导致自旋演化的简单显式表达式。假设超爱丁顿反馈始终较弱，可以使用解析表达式来计算$a\lesssim0.3$的演化。最后，从低自旋星等开始的黑洞能够增长到最高质量，如果它们最初开始与银河系盘不对齐，它们通过逆行吸积获得少量的吸积。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Quasar Main Sequence of Highly Accreting NLSy1 Galaxies
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学和天体物理学中心）；Universität Bielefeld（比勒费尔德大学）；Assam Don Bosco University（阿萨姆唐波斯科大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
利用DESI DR1数据识别出18,749个窄线赛弗特1型星系，发现其位于类星体主序列极端端，具有更强的Fe II发射和更小的黑洞质量，且更大比例超过爱丁顿极限，为研究早期宇宙黑洞增长提供了本地超爱丁顿吸积样本。
2026-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Viewing angle observations and effects of evolution with redshift, black hole mass, and Eddington ratio in quasar based cosmology
本研究的重点是通过模拟从红外（IR）到软X射线波段的宽带类星体光谱，对单个类星体的视角进行观测测量。源是从各种出版的目录中选择的，它们的宽带准同时光谱数据点被收集并用于建模。我们从一个具有宽带测光点的1型源的COSMOS样本开始。然后，为了包含更多的数据点，我们将COSMOS与SDSS DR 14类星体目录进行了交叉匹配，最终，我们找到了90个具有从IR到软X射线宽带数据的源。宽带光谱能量分布（SED）建模是在Xspec中通过使用optxagnf和SKIRTOR模型为每个源的X射线，UV，光学和IR制度。整个样本被分为四个箱相对于红移，黑洞（BH）的质量，和爱丁顿比在每个箱中的源的数量相等。视角估计在每个bin中，其相对于红移，BH质量和爱丁顿比的演变进行检查。因此，我们在95 $\%$置信区间内未发现视角随这些参数的任何显著变化。因此，我们得出结论，在宇宙学中使用类星体来确定宇宙的膨胀率是合理的，并且不存在偏差。
2021-12-02 astro-ph.GA
Strong and Rapid X-ray Variability of the Super-Eddington Accreting Quasar SDSS J081456.10+532533.5
本研究发现超爱丁顿吸积类星体SDSS J081456.10+532533.5存在强烈快速X射线光变，结合多波段观测提出其由小尺度团块吸积风的可变遮蔽效应导致，为超爱丁顿吸积系统的结构研究提供新观测证据。
2023-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Eddington Ratios of Dust-obscured Quasars at $z \lesssim 1$: Evidence Supporting Dust-obscured Quasars as Young Quasars
本研究利用基于中红外光度的热光度和黑洞质量估计方法，测量了30个z ≲ 1尘埃遮蔽类星体的爱丁顿比率，发现其显著高于无遮蔽类星体，支持尘埃遮蔽类星体是并合驱动演化中更早期的年轻类星体。
2024-08-07 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
Active Galactic Nuclei and Quasars: Why Still a Puzzle after 50 years?
本文的第一部分是对类星体及其近亲活动星系核（AGN）的历史和物理介绍。在第二部分中，我认为，自从它们在50年前被发现以来，我们在理解它们方面的进展一直不令人满意，事实上有些虚幻，其中很大一部分原因是研究界普遍缺乏批判性思维。如果其他领域没有遭受类似的失败，那将是非常令人惊讶的。
2015-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Optically Faint Quasar Survey at z~5 in the CFHTLS Wide Field: Estimates of the Black Hole Masses and Eddington Ratios
本文介绍了在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天宽视场的一部分中对z~5的暗类星体候选者进行光谱跟踪观测的结果。我们选择了9个光度候选者，确定了3个z~5暗类星体，1个z~4暗类星体和1个晚型星。由于两个微弱的类星体光谱都显示出Civ发射线，而没有受到强大气吸收的影响，我们估计了它们的黑洞质量（M $_{BH}$）和爱丁顿比（L/L $_{Edd}$）。推断的log M $_{BH}$分别为9.04+/-0.14和8.53+/-0.20。此外，推断的log（L/L $_{Edd}$）分别为-1.00+/-0.15和-0.42+/-0.22。如果我们采用L/L $_{Edd}$ =常数或$\propto$（1+z）^2，则我们的z~5暗类星体的种子黑洞质量（M $_{seed}$）在大多数情况下将大于10^5 M $_\odot$。我们还将观测结果与质量吸积模型进行了比较，其中角动量由于超新星爆炸而丢失（Kawakatu & Wada 2008）。因此，即使M $_{seed}$为~ 10^3 M $_\odot$，我们的样品中z~5暗类星体的M $_{BH}$也可以得到解释。由于z~6亮类星体和我们的z~5暗类星体的演化轨道不同，z~6亮类星体和我们的z~5类星体不是同一种群，而是不同种群，这是由于宿主星系的质量供给周期不同造成的。此外，我们还证实了即使z~6亮类星体和我们的z~5暗…
2017-08-01 astro-ph.GA
High Star Formation Rates of Low Eddington Ratio Quasars at $z\gtrsim6$
最近的模拟研究表明，超大质量黑洞（SMBH）在早期宇宙中的增长可能先于其宿主星系内的长期激烈的恒星形成，而不是类星体出现在模糊的尘埃恒星形成阶段之后。如果是这样的话，那么在恒星形成速率（SFR）为$>100~M_{\odot}$ yr $^{-1}$的活跃恒星形成宿主中就会发现具有低爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）的高红移类星体。我们提出了亚毫米观测IMS J2204+0112，一个暗淡的类星体的热光度的$L_{\rm bol}=4.2\times10^{12}~L_{\odot}$和低$λ_{\rm Edd}$只有0.1的$z\sim6$，进行了与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。从它的亚毫米通量，我们测量的静止帧远红外（FIR）光度的$L_{\rm FIR}=(3$ - $4)\times10^{12}~L_{\odot}$。有趣的是，衍生的宿主星系的SFR是$\sim500$ -- $700~M_{\odot}$ yr $^{-1}$，比具有高$λ_{\rm Edd}$的$L_{\rm bol}$匹配的$z\gtrsim6$类星体高一个数量级。文献中也发现了五个$z\gtrsim6$低$λ_{\rm Edd}$类星体（$λ_{\rm Edd}<0.2$）的类似FIR超调现象.我们表明，整体的SFR，$M_{\rm BH}$，和$λ_{\rm Edd}$分布的这些…
2019-05-29 astro-ph.GA
The X-ray photon index Eddington ratio relation in radio-quiet quasars from XMM-Newton and SDSS
LUX, CNRS UMR 8262（卢浮宫宇宙学与天体物理联合实验室，法国国家科学研究中心第8262号联合研究单位）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics（国家天文地球物理研究所）；Science Faculty, Helwan University（开罗赫尔万大学理学院）；Science Faculty, Fayoum University（法尤姆大学理学院）
通过对642个类星体的X射线光谱分析，发现射电宁静类星体的光子指数与爱丁顿比率呈显著正相关，支持盘-冕耦合模型。
2026-06-12 astro-ph.GA
Weak Emission Line Quasars in the Context of a Modified Baldwin Effect
我们研究了C IV \lambda 1549宽发射线的静止帧等效宽度（EW），静止帧5100 A处的单色亮度，以及在尽可能宽的红移范围内的99个普通类星体样本中基于H β的爱丁顿比（0 < z < 3.5）和热光度（10^{44} <~ L <~ 10^{48} erg s^{-1}）。我们发现EW（C IV）主要与爱丁顿比反相关，我们将这种关系称为修正的鲍德温效应（MBE），这是以前在z < 0.5的类星体中获得的结果的扩展。基于分子束外延，弱发射线类星体（WLQ），通常显示EW（C IV）<~ 10 A，预计具有极高的爱丁顿比。通过选择所有的WLQs与档案Hbeta和C IV光谱数据，共9个来源，我们发现，他们的Hbeta为基础的爱丁顿比是典型的普通类星体具有相似的红移和光度。这些WLQ中的四个可以被分子束外延所容纳，但是其他五个在>~3 σ水平上显著偏离这种关系，表现出比从它们的基于Hbeta的爱丁顿比预测的弱得多的C IV线。假设所有类星体中的超大质量黑洞质量都可以用单历元H β方法可靠地确定，我们的结果表明EW（C IV）不能仅仅依赖于爱丁顿比.我们简要地讨论了进一步调查的基本物理性质在控制类星体中的宽发射线的相对强度的作用的策略。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
LBT IR observations of candidate super-Eddington quasars
本文利用LBT的LUCI光谱仪观测红移2-3的六个高吸积类星体，通过Hβ等线测量吸积参数，并用CIV线估算外流动力学参数，发现外流气体的高金属丰度与高能量可能引发宿主星系的化学反馈。
2025-04-25 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
Growth of High-Redshift Quasars from Fermion Dark Matter Seeds
Sapienza Università di Roma（罗马大学）；ICRA（国际相对论天体物理中心）；ICRANet（国际相对论天体物理网络中心）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Université de Nice Sophia-Antipolis（尼斯索菲亚安蒂波利斯大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
研究通过最小宇宙学框架，推断出高红移类星体生长的初始条件，表明费米暗物质核心坍缩可能形成大质量种子黑洞。
2026-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
JWST Spectroscopic View of a Rapidly Growing Dust-obscured Quasar at $z \sim 4$: Effect of Dust Extinction Correction on Black Hole Mass and Eddington Ratio Estimation
针对z≈4的尘埃遮蔽类星体LID-568，利用JWST光谱及无消光估计器，修正其黑洞质量与爱丁顿比，发现并非超爱丁顿吸积，强调尘埃消光校正在黑洞增长分析中的重要性。
2025-03-11 astro-ph.GA
TRINITY III: Quasar Luminosity Functions Decomposed by Halo, Galaxy, and Black Hole Masses and Eddington Ratios from z=0-10
该研究利用经验模型 TRINITY 自洽推断晕—星系—SMBH 联系，给出 z=0–10 按质量与爱丁顿比分解的类星体光度函数演化及能量输出比。
2024-03-02 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 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
The X-shooter/ALMA Sample of Quasars in the Epoch of Reionization. II. Black Hole Masses, Eddington Ratios, and the Formation of the First Quasars
我们测量了38个明亮类星体（M $_{1450}$ < -24.4等）的黑洞质量和爱丁顿比（5.8 < z < 7.5），这些质量和爱丁顿比是由它们的宽CIV和Mg II发射线的VLT/X-shooter近红外光谱得到的。黑洞的质量（平均M $_{BH}$ ~ 4.6 x 10 $^9$ M $_{\odot}$）和吸积率（爱丁顿比在0.1和1.0之间）与亮度相近的0.3 < z < 2.3类星体的质量基本一致，但有证据表明，当z > 6时，中位爱丁顿比略有增加。结合类星体宿主星系[CII] 158 $μ$ m线的深ALMA观测和扩展Ly $α$晕的VLT/MUSE研究，本研究为第一个大质量星系和黑洞的形成和生长模型提供了基本线索。与局域标度关系相比，z > 5.7的黑洞相对于它们的宿主星系似乎质量过大，并且它们的吸积性质不随宿主星系的形态而改变。在假定由扩展的Ly $α$晕跟踪的T ~ 10 $^4$ K气体的运动学受暗物质晕的引力势支配的条件下，我们得到了类似于z ~ 0星系的黑洞质量与圆速度之间的关系.这些结果描绘了这样一幅图景：第一批超大质量黑洞位于z > 6的大质量晕中，并通过质量的快速增长和有序统一的占空比来领导星系形成的第一阶段。然而，这个占空比需要大幅下降到较低的红移，而宿主星系继续以每年数百个太阳质量的速度形成恒星，并由周围大量的冷气体维持。
2022-09-19 astro-ph.GA
Torus skin outflow in a near-Eddington quasar revealed by spectropolarimetry
本文通过光谱偏振观测和运动学模型，证明近爱丁顿类星体SDSS J1652的偏振角摆动源于几何厚盘表层以1000 km/s外流，支持环核物质的厚盘几何结构。
2023-09-02 astro-ph.GA
Rapid Black Hole Growth at the Dawn of the Universe: A Super-Eddington Quasar at z=6.6
对最近发现的$z=6.621$类星体PSO J006+39的近红外光谱进行了分析，试图探索超大质量黑洞的早期生长.该NIR（静止帧紫外，UV）光谱除了Ly PDMATHAMN线之外还显示蓝色连续斜率和丰富的金属发射线。利用Mg Ⅱ谱线宽度和静止框架光度$L_\text{3000Å}$计算了SMBH（$M_\text{BH}$）的质量为$\sim 10^8 M_\odot$，使其成为高红移下质量最低的类星体之一。连续辐射的幂律斜率指数（$α_λ$）为$-2.94\pm0.03$，明显比标准薄圆盘模型预测的$α_λ=-7/3$斜率更蓝。我们适合的光谱能量分布（SED）使用的模型，可以适合本地SMBHs，其中包括温暖和热Comptonisation供电的吸积流以及外部标准盘。结果表明，这种非常蓝的斜率可能是由标准吸积盘的小径向（$\sim230$引力半径，$R_\text{g}$）范围产生的。所有合理的SED模型都要求源是超爱丁顿（$L_\text{bol}/L_\text{Edd} \gtrsim 9$），所以这个看起来很小的圆盘可能只是一个膨胀流的内部漏斗，很明显，这个类星体中的SMBH处于快速增长阶段。我们还利用静止坐标系的紫外发射线探测了该类星体宽线区的化学丰度。通过光电离模型计算，我们发现该类星体具有超太阳的金属丰度。
2019-01-11 astro-ph.GA
Outflows in a super-Eddington quasar drive clumpy circumgalactic medium and extended H$α$ nebulae at $z \gtrsim 6$
University of Cambridge（剑桥大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）
研究红移\(z\sim6\)超爱丁顿类星体，用放大模拟结合理论模型，发现其外流驱动团块状星系际介质并形成扩展H\(α\)星云，早期黑洞增长增强重塑了类星体的星际和星系际介质，留下可观测特征。
2026-10-30 astro-ph.GA
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
Quasar Main Sequence unfolded by 2.5D FRADO (Natural expression of Eddington ratio, black hole mass, and inclination)
该研究利用2.5D FRADO模拟宽线区，证明Eddington比是驱动类星体主序及Fe II强度的核心物理量，黑洞质量和倾角分别解释FWHM弥散并产生次要调制。
2025-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
SHELLQs. Black Hole Mass and Eddington Ratio Distributions of Intermediate-Luminosity Quasars at 6<z<7
Waseda University（早稻田大学）；University of Tokyo（东京大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Ehime University（爱媛大学）；Wuhan University（武汉大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所）；Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（日本宇宙航空研究开发机构）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics（邓普天文学与天体物理学研究所）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；Peking University（北京大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Toyama（富山大学）
本研究利用 JWST/NIRSpec 和 Subaru/MOIRCS 光谱，测量了 21 个中等光度高红移类星体的黑洞质量与爱丁顿比率，发现其吸积速率较快但不及最亮类星体，支持反层次增长模型。
2026-09-10 astro-ph.GA
X-ray investigation of possible super-Eddington accretion in a radio-loud quasar at $z=6.13$
本研究通过多台射电和X射线望远镜观测红移6.13的高光度射电类星体，发现其软X射线辐射符合超爱丁顿吸积超大质量黑洞特征，为研究早期宇宙黑洞增长提供潜在观测对象。
2025-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Driving the Growth of the Earliest Supermassive Black Holes with Major Mergers of Host Galaxies
超大质量黑洞（SMBH）的形成机制，特别是在红移$z> 6$观测到的发光类星体$\sim 10^9\,{\rm M}_{\odot}$ SMBH的形成机制，仍然是一个开放的基本问题。在宇宙年龄不到10亿年的早期，如此大质量的黑洞的存在意味着它们要么是通过超爱丁顿吸积，要么是通过在爱丁顿极限附近几乎不间断的气体吸积而增长的;后者，乍一看，与较低红移的经验趋势不一致，在那里，与快速黑洞增长相关的类星体事件是罕见和短暂的。在这项工作中，我检查是否以及在何种程度上的增长的$z> 6$类星体SMBHs可以解释在标准的类星体的范例，其中主要合并的主机星系触发事件的快速气体吸积低于或接近爱丁顿限制。使用一套Monte Carlo合并树模拟的组装历史的可能的主机的PDMATHAMN类星体，我调查（i）他们的增长和主要的合并率出$z\sim 40$，和（ii）多久的喂养情节引起的主机合并必须持续，以解释所观察到的$z> 6$类星体人口没有超爱丁顿吸积。晕主合并率大致与$\propto (1+z)^{5/2}$成比例，类星体宿主通常在$15> z > 6$（$\approx 650\,{\rm Myr}$）之间经历$> 10$主合并，而在$3>z > 0$（$\approx 11 \,{\rm Gyr}$）的典型大质量星系则经历$\sim 1$。一个可行的亚爱丁顿SMBH增长模型的例子是一个主机合并触…
2014-06-11 astro-ph.GA
A Simple Condition for Sustained Super-Eddington Black Hole Growth
宇宙学中最紧迫的问题之一是，在大爆炸后的10亿年内，为高红移类星体提供动力的黑洞（BH）是如何成长为超大质量的。在这里，我们表明，持续的超爱丁顿吸积可以实现与爱丁顿分数$f_{\rm Edd}$ > 2/ $ε$的黑洞，其中$ε$是在吸积过程中产生的辐射的效率。在这种情况下，辐射携带的动量太少，无法阻止吸积流，下落的气体捕获了辐射。BH生长然后不受阻碍地进行，直到气体供应被耗尽，与以较低速率的吸积形成对比，该较低速率的吸积受到吸积过程中产生的辐射的限制。在大质量高红移类星体宿主星系中的大量气体供应可能很容易通过这种供应有限的吸积模式吸积到种子黑洞上，为这种超大质量黑洞如何在早期宇宙中组装提供了解释。这种持续的超爱丁顿增长也可以解释推断的寿命短的H II地区周围的高红移类星体，如果大部分的BH增长发生没有相关的辐射逃逸到星系际介质。这进一步意味着，一群被遮蔽的快速增长的黑洞可能很难被探测到，这也许可以解释为什么只有很少的类星体的爱丁顿分数高于几个。最后，这个简单的持续超爱丁顿增长的条件可以很容易地在宇宙学模拟中实现，可以用来评估它发生在什么环境中。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Narrow-line Seyfert 1 galaxies in the context of the Quasar Main Sequence
窄线塞弗特1星系是根据它们的线宽来定义的，它们通常被认为是高爱丁顿比源。但在类星体主序中，高爱丁顿率源是那些具有弱[O III]线和强Fe II线的源。这两个群体之间有重叠，但并不完全相同。因此，这两个选择标准给出了一个不同的观点，哪些对象实际上是高爱丁顿比源。我们讨论了这个问题的背景下，宽频带的光谱能量密度，发射线形状建模，Fe II伪连续强度，和水平的X射线的变化。我们还讨论了视角的问题和洞察力可以从分光偏振观测。我们的结论是，有没有一个单一的驱动器背后的类星体的主要序列，和爱丁顿比的源不能确定从光学平面上的源位置单独。另一方面，一个预期范围的活动星系核参数结合一个简单的模型的Fe II生产代表以及所观察到的覆盖面图案的平面，没有太大的影响需要从分散由于视角。
2018-06-18 astro-ph.GA
