“文献：AGN”的版本间差异
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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 |
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这样可以解释： |
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#[[NLS1]]的MBH 偏小的问题，如果NLS1是接近与pole on的，f大，v被低估。 |
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#Blazor的 f都比较大且和FWHM有一定的反相关性 |
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#QSO的host galaxy（stack 之后扣除电源）的光度和线宽之间的弱相关性。 |
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*https://arxiv.org/pdf/1710.09117.pdf |
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#硬X射线选的源，有谱拟合得到NH |
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#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 |
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#Av和NH的的关系和银河系 [[dust-to-gas]] ratio 差不多 |
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#由Av可以改正Ha和Hb光度，发现Ha/Hb ~3.1 |
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*X射线选的源，消光区域的形态和光度有关[https://arxiv.org/abs/2403.07109] |
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===近邻AGN结构的观测=== |
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* NGC 1365 MUSE, Chandra的观测 [https://arxiv.org/abs/1809.01206] |
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==dust== |
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* MIR的辐射来自于Polar dusty wind（10pc的尺度），光学薄的（arXiv:1908.03552） |
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* 类星体的颜色的红蓝与尘埃有关系 （arXiv:2103.02610） |
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==理论模型== |
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*低光度AGN(<1042 erg s−1)，可能没有torus和BLR [Elitzur & Shlosman (2006)] |
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*[[标准薄盘理论]] |
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==连续谱== |
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#类星体UV-opt连续谱的斜率比理论红（arXiv.1601.02021) |
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:* 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） |
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:* 观测上相关很弱，radio-loud的连续谱比radio quite的更红 |
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:* 模拟中（AGNSPEC），与吸积盘倾角有关(倾角越大，越红：limb darkening effect) |
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:* 实际上，与尘埃有关（our work) |
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==发射线== |
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* inverse Fe II -- [O III] relationship, which is related to $L/L_{Edd}$, rather than black hole mass. |
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==AGN与环境== |
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*arXiv111.1973 |
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Early type的Emission line AGN fraction与clustercentric radius 反相关，与 |
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cluster的velocity dispersion反相关。 |
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基本上就是跟密度反相关。 |
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Late type的AGN fraction 与密度不怎么相关 |
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*https://arxiv.org/abs/1705.10799 |
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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？ |
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*FRI的环境 :arXiv:1110.463 |
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FRI的宿主星系一般为椭圆星系，在高密度区（团环境）。 |
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FRII相对在低密度区，其宿主星系通常是相互作用星系。 |
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IDEA: 假设FRI 在高红移也是处于团环境中， |
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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。 |
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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 |
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大可能高于2 -3Kev。 |
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*星系团中的AGN比例 [https://arxiv.org/abs/1809.00683] |
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:AGN fraction in cluster galaxies anti-correlates strongly with cluster mass |
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==黑洞与星系的共同演化== |
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*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] |
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*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] |
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*类星体的宿主星系： arXiv:1803.00366 |
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===AGN的宿主星系=== |
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*光谱中两个成分的分解[[QSFit]] |
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*图像上，AGN的分解 [https://arxiv.org/abs/1803.08925 PSFGAN] |
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===类星体的持续时标=== |
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* 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 |
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==MgII absober== |
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*Menard et al. (2011) arXiv:0912.3263 |
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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。 |
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[oII]光度是由光谱叠加基数得到的一个平均值。 |
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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。 |
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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 |
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论证与SF相联系的outflow 模型。 |
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*arXiv: 11110.3321 (Lopez & Chen) |
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认为M11得到的相关性可能是选择效应。 |
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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。 |
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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 |
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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. |
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==radio loud AGN== |
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*RLQ和RQQ的区别，很好的review [http://arxiv.org/abs/1608.04586] |
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*Radio loud AGN的比例随着红移的演化 http://arxiv.org/abs/1503.08927 |
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: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。 |
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*QSO的radio-loudness随着热光度增加而下降（红移演化的原因？） |
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*RL AGN的颜色梯度：arXiv:1106.5498 |
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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： |
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#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？） |
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#由AGN导致的恒星形成使得中央更蓝（部分） |
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#部分RL AGN的宿主星系有更红的星族成份(r波段R50更大）。 |
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还有一个argument： |
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: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。 |
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*radio loud AGN的两种类型by P.N. Best arXiv: 1201.2397 |
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: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. |
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: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。 |
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:LERG的是radio-mode,: L/Eedd~0.001, cosmic演化不明显，宿主星系是早型。 |
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*ariv:1105.4889： RL AGN： MBH>10^8 |
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:观测：RL AGN的必要条件之一是BH mass > 10^8 solor mass |
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:猜测：必要条件之二是 BH的spin较高。dry major merge满足这样的条件。 |
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:minor merge 会使黑洞自旋降低。 |
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*arXiv:1103.4791： Correlations of Quasar Optical Spectra with Radio Morphology |
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*[http://arxiv.org/abs/1411.2028 arXiv:1411.2028] |
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:VLBI 探测的本地radio AGN, |
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#并没有强烈的bias到cluster中央星系 |
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#bias到红星系 |
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#bias到merger system(眼睛看的) |
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==样本== |
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*XQ-100[http://arxiv.org/abs/1607.08776] |
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:a legacy survey of the high-redshift universe with VLT/XSHOOTER |
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: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）。 |
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*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 |
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==时域== |
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*光变[http://arxiv.org/abs/1607.04297] |
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*盘风导致的吸收线变化：没看到 https://arxiv.org/abs/1809.07476 |
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*类星体谱线的相对变化[https://arxiv.org/abs/1810.11142] |
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:在1700A处，两端的变化规律不一样 |
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:除了连续谱的变亮变蓝之外，还有微分的Baldwin效应 |
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:理论解释：非均匀吸积模型，或者Slim盘模型 |
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==其它== |
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*类星体发射线性质 |
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:光学 （1512.06224） |
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:红外 （1512.0626） |
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*double-peaked AGN [http://arxiv.org/abs/1606.06742] |
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: 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 |
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*arXiv：1202.1662 |
*arXiv：1202.1662 |
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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？ |
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:data: SXDS (Subra XMM Deep Survey) > 1 deg ^2 |
:data: SXDS (Subra XMM Deep Survey) > 1 deg ^2 |
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: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 |
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: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？ |
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:结论：非常的不impression |
:结论：非常的不impression |
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*Balzar, FSRQ的统一模型 arXiv: 1110.4706 |
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统一模型：4个成份 |
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#UV，宽发射线 （相当于正常类星体） |
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#accretion disk的热连续谱，可以dilute发射线的EW |
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#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 |
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#宿主星系 |
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:FSRQ： flat spectrum radio qso，有显著的发射线 |
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:balzar：accretion disk的热连续谱的贡献更明显 |
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:radio galaxy：宿主星系的光度恭喜最大（光学波段 |
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*weak emission line QSO arXiv:1109.5123 |
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这类类星体没有显著的发射线，是Fan 1999年发现的。 |
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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。 |
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:物理： BL Lac （基本被否） |
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:特殊的物理机制？ |
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*NLAGN (BPT 图分出来的type2 AGN，含LINEAR） arXiv: 1106.1561 |
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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） |
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所有的似乎都符合［O/H]和L/Ledd的反相关。 |
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:Trick： ［O/H］是由［NII]/Halpha calibrate过来的，这个准确吗？ |
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*arXiv:1106.0228: AGN: optical UV, X-ray, L/L_Edd |
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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） |
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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 |
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*类星体的线宽并不任何黑洞质量的信息？arxiv:1105.4391 |
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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。 |
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原因：线宽的动态范围太小，特别是CIV（0.2dex）。 |
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: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？ |
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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：
- 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。
- 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[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
- 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
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：
- 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
- 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[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
- 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？