文献：AGN

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：

1. NLS1的MBH 偏小的问题，如果NLS1是接近与pole on的，f大，v被低估。
2. Blazor的 f都比较大且和FWHM有一定的反相关性
3. 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

1. 硬X射线选的源，有谱拟合得到NH
2. 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
3. Av和NH的的关系和银河系 dust-to-gas ratio 差不多
4. 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[1]

近邻AGN结构的观测

• NGC 1365 MUSE, Chandra的观测 [2]

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

1. 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 [3]

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）[4]
• 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[5]
• 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 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 [6]
• 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：

1. 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？）
2. 由AGN导致的恒星形成使得中央更蓝（部分）
3. 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

• arXiv:1411.2028

VLBI 探测的本地radio AGN,

1. 并没有强烈的bias到cluster中央星系
2. bias到红星系
3. bias到merger system(眼睛看的)

样本

• XQ-100[7]

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[8]
• 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[9]

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 [10]

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

1. UV，宽发射线 （相当于正常类星体）
2. accretion disk的热连续谱，可以dilute发射线的EW
3. 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
4. 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？