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[[AGN的几何模型]]
==[[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
*arXiv:1202.1662
Choi (2009)发现 most AGN of SDSS在late type galaxy 当中?
:Choi (2009)发现 most AGN of SDSS在late type galaxy 当中?
:data: SXDS (Subra XMM Deep Survey) > 1 deg ^2
:data: SXDS (Subra XMM Deep Survey) > 1 deg ^2
:多色测光得测光红移 分布:0<z<3
:多色测光得测光红移 分布:0<z<3
第10行: 第151行:
:问题:高红移星系和低红移星系一样吗?
:问题:高红移星系和低红移星系一样吗?
:结论:非常的不impression
: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?

2024年3月13日 (三) 08:33的最新版本

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。
  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

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

: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
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

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)。

时域

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?