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==[[AGN的几何模型]]==
*geometry of [[BLR]] astro-ph:1106.1075
BLR 如果是disk 结构的，那么 f 将与orientation 相关。（v =f FWHM）pole on的f很大， edge-on  f=0.5

这样可以解释：
#[[NLS1]]的MBH 偏小的问题，如果NLS1是接近与pole on的，f大，v被低估。
#Blazor的 f都比较大且和FWHM有一定的反相关性
#QSO的host galaxy（stack 之后扣除电源）的光度和线宽之间的弱相关性。

*https://arxiv.org/pdf/1710.09117.pdf
#硬X射线选的源，有谱拟合得到NH
#Type I的Ha光度和硬X射线流量有很好的相关性，Ha光度偏低的，认为是尘埃消光，从而计算Av
#Av和NH的的关系和银河系 [[dust-to-gas]] ratio 差不多
#由Av可以改正Ha和Hb光度，发现Ha/Hb ~3.1

*X射线选的源，消光区域的形态和光度有关[https://arxiv.org/abs/2403.07109]

===近邻AGN结构的观测===
* NGC 1365  MUSE, Chandra的观测 [https://arxiv.org/abs/1809.01206]

==dust==
* MIR的辐射来自于Polar dusty wind（10pc的尺度），光学薄的（arXiv:1908.03552）
* 类星体的颜色的红蓝与尘埃有关系 （arXiv:2103.02610）

==理论模型==
*低光度AGN(<1042 erg s−1)，可能没有torus和BLR [Elitzur & Shlosman (2006)]
*[[标准薄盘理论]]

==连续谱==
#类星体UV-opt连续谱的斜率比理论红（arXiv.1601.02021)
:* 理论上：与黑洞质量，吸积率，自旋有关:质量越大（越红），吸积率越大（越蓝），自旋越大（越蓝）
:* 观测上相关很弱，radio-loud的连续谱比radio quite的更红
:* 模拟中（AGNSPEC），与吸积盘倾角有关(倾角越大，越红：limb darkening effect)
:* 实际上，与尘埃有关（our work)

==发射线==
* inverse Fe II -- [O III] relationship, which is related to $L/L_{Edd}$, rather than black hole mass.

==AGN与环境==
*arXiv111.1973
Early type的Emission line AGN fraction与clustercentric radius 反相关，与
cluster的velocity dispersion反相关。
基本上就是跟密度反相关。
Late type的AGN fraction 与密度不怎么相关

*https://arxiv.org/abs/1705.10799
高红移的原初团天区，X射线选的AGN比例明显比场天区高，和低红移光学相反？

*FRI的环境 :arXiv:1110.463
FRI的宿主星系一般为椭圆星系，在高密度区（团环境）。
FRII相对在低密度区，其宿主星系通常是相互作用星系。

IDEA: 假设FRI 在高红移也是处于团环境中，
那么可以通过叠加方法探测FRI的X射线性质从而探测高红移的星系团。
结论：19个FRI的Chandra图像叠加未发现显著的extended的X-ray辐射，因此FRI在高红移所处的环境的气体温度不
大可能高于2 -3Kev。

*星系团中的AGN比例 [https://arxiv.org/abs/1809.00683]
:AGN fraction in cluster galaxies anti-correlates strongly with cluster mass

==黑洞与星系的共同演化==
*对于低吸积率的AGN来说，AGN光度（X-ray）与恒星质量相关，但是与中性氢不相干（扣除恒星质量的效应后）[http://arxiv.org/abs/1606.04528]
*低红移处，AGN宿主星系主要是quiescent星系,到了红移1处，AGN的宿主星系是恒星形成的增多，到红移~2两者几乎相当。解释：并合导致AGN是正确的，但是红移1之后，并合率快速下降，AGN因此主要是那些在fade阶段的[http://arxiv.org/abs/1606.05138]
*类星体的宿主星系：  arXiv:1803.00366

===AGN的宿主星系===
*光谱中两个成分的分解[[QSFit]]
*图像上，AGN的分解 [https://arxiv.org/abs/1803.08925  PSFGAN]

===类星体的持续时标===
*  arXiv:1810.03391 通过类星体周围的HeII电离区的尺度来估算类星体的持续时标：~1 Myr

==MgII absober==
*Menard et al. (2011) arXiv:0912.3263
发现MgII absober的等效宽度和对应的absorber的[oII]光度之间的一个正相关性。
[oII]光度是由光谱叠加基数得到的一个平均值。
M11解释这个说明了 MgII absober和恒星形成率的相关性。从而支持MgII absober是由恒星形成导致的outflow模型。
除此之外，M11还发现MgII absober的空间密度follow cosmic star formation history, 从而进一步
论证与SF相联系的outflow 模型。

*arXiv: 11110.3321 (Lopez & Chen)
认为M11得到的相关性可能是选择效应。
在它们的模型中，MgII absorber是通过星系晕产生的，证据是MgII的EW和星系的projection  distance成反比。
在这个模型中，如果projection distance 大，测得[OII]的surface density同样偏低，也就造成和MgII的相关
性。对于MgII follow cosmic star formation history, 他们argue MgII absorber follow的是质量晕，从而自然follow cosmic SFH.

==radio loud AGN==
*RLQ和RQQ的区别，很好的review [http://arxiv.org/abs/1608.04586]
*Radio loud AGN的比例随着红移的演化 http://arxiv.org/abs/1503.08927
 :大质量星系的radio loud AGN的比例不怎么演化，而小质量星系的radio AGN的比例在高红移更高。

*QSO的radio-loudness随着热光度增加而下降（红移演化的原因？）

*RL AGN的颜色梯度：arXiv:1106.5498
定义 R=R50(r)/R50(u),RL AGN的R系统地比control sample便大,作者认为是恒星起源，RLAGN的r波段的R50更大,作者讨论了原因：
#不可能AGN的电源贡献使得u波段R50更小，因为profile拟合得不错 （seeing？）
#由AGN导致的恒星形成使得中央更蓝（部分）
#部分RL AGN的宿主星系有更红的星族成份(r波段R50更大）。
还有一个argument：
:star　forming的时标比射电活动性更长，因此说明了是这样的星系更容易宿主RL AGN，而不是RL AGN都有这样的结构。

*radio loud AGN的两种类型by P.N. Best arXiv: 1201.2397
:先基于SDSS/FIRST(NVSS)选出radio-loud AGN，然后按照发射线强度选出高激发High-excitation（HERG）和低激发（LERG）的radio-loud AGN.
:HERG的是quasor-mode，比较大的L/Ledd:有cosmic evolution，高红移更多，用V/Vmax方法判断（存疑），宿主星系偏晚型。
:LERG的是radio-mode,: L/Eedd~0.001, cosmic演化不明显，宿主星系是早型。

*ariv:1105.4889： RL AGN： MBH>10^8
:观测：RL AGN的必要条件之一是BH mass > 10^8 solor mass
:猜测：必要条件之二是 BH的spin较高。dry major merge满足这样的条件。 
:minor merge 会使黑洞自旋降低。

*arXiv:1103.4791： Correlations of Quasar Optical Spectra with Radio Morphology

*[http://arxiv.org/abs/1411.2028 arXiv:1411.2028]
:VLBI 探测的本地radio AGN,
#并没有强烈的bias到cluster中央星系
#bias到红星系
#bias到merger system(眼睛看的)

==样本==
*XQ-100[http://arxiv.org/abs/1607.08776]
:a legacy survey of the high-redshift universe with VLT/XSHOOTER
:100个高红移类星体（3.5<z<4.5），高分辨率(4000-7000),高信噪比（S/N~30）,波长覆盖（315-2500nm）。
*利用[[标准薄盘理论]]讨论了SDSS中类星体样本的完备性。arXiv:1609.00376

==时域==
*光变[http://arxiv.org/abs/1607.04297]
*盘风导致的吸收线变化：没看到 https://arxiv.org/abs/1809.07476
*类星体谱线的相对变化[https://arxiv.org/abs/1810.11142]
:在1700A处，两端的变化规律不一样
:除了连续谱的变亮变蓝之外，还有微分的Baldwin效应
:理论解释：非均匀吸积模型，或者Slim盘模型

==其它==


*类星体发射线性质
:光学 （1512.06224）
:红外 （1512.0626）

*double-peaked AGN [http://arxiv.org/abs/1606.06742]
: We find a statistically significant (~4.2\sigma) correlation between L_[O III] and the fraction of objects that exhibit double-peaked narrow emission lines among all Type 2 AGNs

*arXiv：1202.1662
:Choi  (2009)发现 most AGN of SDSS在late  type galaxy 当中？
:data:　SXDS (Subra XMM Deep Survey) > 1 deg ^2
:多色测光得测光红移  分布：0<z<3
:morphology： Sextractor 分展源还是点源。
:用galSVM来分形态 （IDL写的），高红移，低信噪比
:基本原理是拿低红移的图像scale到高红移，然后训练。
:问题：高红移星系和低红移星系一样吗？
:结论：非常的不impression

*Balzar, FSRQ的统一模型 arXiv: 1110.4706
统一模型：4个成份
#UV，宽发射线 （相当于正常类星体）
#accretion disk的热连续谱，可以dilute发射线的EW
#jet的非热谱，radio：同步辐射，特征峰值频率，体现的是磁场加速例子的最强能力，X-ray：逆Compton散射
#宿主星系
:FSRQ： flat spectrum radio qso，有显著的发射线
:balzar：accretion disk的热连续谱的贡献更明显
:radio galaxy：宿主星系的光度恭喜最大（光学波段

*weak emission line QSO arXiv:1109.5123
这类类星体没有显著的发射线，是Fan 1999年发现的。
认为是类星体的原因是：红移很高，光度很大。红移是从Lyman Break以及一些Lyman Forest证认出来的。
:物理： BL Lac （基本被否）
:特殊的物理机制？

*NLAGN (BPT 图分出来的type2 AGN，含LINEAR） arXiv: 1106.1561
符合Syfter1和QSO给出的［O/H］与 BH mass正相关的关系（但NLS1不符合，NLS1的BH mass显得低估）
所有的似乎都符合［O/H]和L/Ledd的反相关。
:Trick： ［O/H］是由［NII]/Halpha calibrate过来的，这个准确吗？

*arXiv:1106.0228: AGN: optical UV, X-ray, L/L_Edd
AGN的光学和X射线性质的差异的內禀机制是L /L_Edd (PCA分析）
L/L_Edd高：UV更蓝，X谱更陡，alpha_OX(更大）,NLS1的物理特征体现在较高的L/L_Edd

*类星体的线宽并不任何黑洞质量的信息？arxiv:1105.4391
通过随机化线宽，发现对导出的黑洞质量的统计性质基本上没有影响。
原因：线宽的动态范围太小，特别是CIV（0.2dex）。
:类星体的L的动态范围可以达到6个星等，因此对应的吸积率的变化可以达到16（L^0.5)，而线宽基本不变，why？