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在100 Mpc距离内的局部宇宙星系群和星系团中弥漫的群内和群内光的运动学

玛格达Arnaboldi — 2022 - 12 - 15 - t00:00:00z

几乎所有的群内光(IGL)和团内光(ICL)都来自于不与任何单个星系绑定的恒星，它们是在星系中形成的，后来又从星系中脱离出来。在这篇综述中，我们重点讨论了局部宇宙中100 Mpc距离内的群和星团的ICL和IGL组分的物理性质——相空间性质、金属丰度和年龄分布。这些非常低的表面亮度结构的运动学信息主要来自于离散的示踪物，如行星状星云和球状星团，显示出高度不放松的速度分布。宇宙学流体动力学模拟为IGL和ICL的动力学状态提供了关键的预测，并发现大多数IC恒星是从随后与中心星系合并的星系中溶解出来的。在明亮星系的外层光晕中，测量到的速度色散随半径的增加是一个物理特征，它使得识别IGL和ICL成分成为可能。在局部群和簇中，IGL和ICL位于这些结构的密集区域。在给定的星团或星团中，相对于卫星星系的总光度，它们的光分数在百分之几到百分之十之间，明显低于更进化、更遥远的星团的平均值。狮子座I和M49星团中的IGL和ICL，以及室女座星团M87周围的核心，已被发现大多来自低质量祖先星系的老(≥10 Gyr)贫金属([Fe/H] <-1.0)恒星。新的成像设备，如LSST，欧几里得，以及天空中的“大眼睛”elt和JWST，以及它们先进的仪器，承诺通过增加我们对这个谜般的组成部分的理解，大大增加我们对IGL和ICL恒星的祖先，它们的年龄，金属含量，质量和演化的了解

编辑:天文学和天体物理学的视野

斯科特·w·麦金托什 — 2022 - 06 - 22 - t00:00:00z

从特征向量1的观点参数化AGN半径-光度关系

Swayamtrupta熊猫 — 2022 - 03 - 29 - t00:00:00z

使用反射映射对宽线区域(BLR)的研究使我们能够在该线发射区域的大小与驱动线发射的连续光谱光度之间建立经验关系(即<斜体>R_H<斜体>β−L₅₁₀₀关系)。为了充分发挥其潜力，需要更好地理解<斜体>R_H<斜体>β−L₅₁₀₀关系中的固有散射。质量吸积率(或等价于爱丁顿比)在解决这个问题中起着关键作用。另一方面，特征向量1模式已经帮助揭示了爱丁顿比和来自BLR的Fe II光学发射强度之间几乎清晰的联系。本文旨在揭示BLR的电离参数(U)和云平均密度(n_H)等理论实体与直接从光谱中获得的物理观测数据之间的联系，例如光学FeII强度(R_<斜体>FeII)，这些物理观测数据显示出了追踪吸积率的巨大潜力。我们利用光离代码CLOUDY并执行一套模型来揭示低电离，无尘，线发射BLR的物理条件。这里的关键是关注两条低电离发射线(h <斜体>β和光学Fe ii)的等效宽度(EWs)的恢复，以及它们的EWs的比率，即R_<斜体>FeII。在本研究中，我们比较了A群源和B群源的光谱能量分布，分别为I zw1 和NGC 5548。然后，将光离建模的结果与现有的混音映射源结合起来，这些源具有观测到的R_<斜体>FeII估计，这些估计来自文献，从而使我们能够评估我们的分析公式，将上述数量联系在一起。BLR中正确物理条件的恢复表明，BLR只能“看到”原始电离连续体的很小一部分(约1-10%)

VST早期型星系巡天中LEO I对中的群内重子

Rossella拉古萨 — 2022 - 03 - 21 - t00:00:00z

在这篇论文中，我们展示了VST早期型星系巡天(VEGAS)对NGC 3379-NGC 3384的深、宽视场和多波段成像。这项研究的主要目标是以漫射光和球状星团(GCs)的形式绘制出这对重子中的群内重子。利用对偶周围约3.9平方度的大覆盖区域和较长的积分时间，我们可以在<斜体>g波段中将光分布映射到~ 63 kpc和~ 30 mag/arcsec²，在<斜体>r波段中将光分布映射到~ 29 mag/arcsec²，比该目标之前可用的数据要深。组内光(IGL)的地图显示了两条非常微弱的流(<斜体>μ_<斜体>g ~ 28-29 mag/arcsec²)从最亮的组成员NGC 3379突出，并向西北和南方延伸。我们估计周围的恒星晕NGC 3379的分数加上内部的光线是< inline-formula id =“inf1”> < mml:数学id =“m1”xmlns: mml = " http://www.w3.org/1998/Math/MathML " > < mml:莫>∼< / mml:莫> < mml: mn > 17 < / mml: mn > < mml:莫>±< / mml:莫> < mml: mn > 2 < / mml: mn > < mml: mi > % < / mml: mi > < / mml:数学> < / inline-formula >在<斜体> r g < /斜体>和<斜体> < /斜体>乐队,平均颜色<斜体> r g < /斜体> - <斜体> < /斜体> = 0.75±0.04杂志。颜色分布的GCs综合,在(u-r) = 1.8 mag和(u-r) = 2.1 mag处有两个优势峰。GC种群从东北向西南延伸，从西北向南延伸，最后一种情况与IGL流重叠，以及Hartke et al. (Hartke et al.， A&A, 2020, 642, A46)和Hartke et al. (Hartke et al.， 2022)发现的PNe分布。由于这些结构在附近的两个星系M96和NGC 3338的方向上被拉长，它们可能是过去与这对星系引力相互作用的遗迹

巨型射电星系的起源与演化

David Garofalo — 2022 - 01 - 13 t00:00:00z

巨大射电星系可以说是喷射活动星系核(AGN)中最不为人所知的。我们提出，射电星系是大型合并的产物，不涉及射电星系或射电类星体，例如合并旋涡星系，而巨大的射电星系出现于合并，其中包括在不太遥远的过去拥有射电星系的母体。由此得出的预测是，巨型射电星系与射电星系的比例存在上限，巨型射电星系的平均红移较低，巨型射电星系的高激发发生率较射电星系高，巨型射电星系的平均前进黑洞自旋值较射电星系和明亮的射电安静类星体低

关于相对论喷流物理研究现状的几点注意

路易吉Foschini — 2022 - 01 - 04 - t00:00:00z

对近年来相对论性喷流领域的一些研究成果进行了回顾和批判性分析。鉴于现有文献的范围，这篇文章象征性地接过了brandford、Meier和Readhead(2019)最近发表的杰出评论的指挥棒。因此，我主要关注最近几年发表的结果，特别是来自活动星系核的喷流

星系和活动星系核的尺度关系的过去、现在和未来

毛罗·D 'Onofrio — 2021 - 11 - 17 - t00:00:00z

我们回顾了已经建立的星系和活动星系核(AGN)的尺度关系(sr)的性质，重点是它们的起源和预期的演化，提供了迄今为止最重要的进展的简短历史，并讨论了可能的未来研究。我们还试图将观测到的sr与它们背后的物理机制联系起来，检查当前模型在多大程度上再现了观测数据。新出现的图像阐明了星系形成和演化过程固有的复杂性，以及仍然影响我们对AGN现象的认识的基本不确定性。然而，与此同时，这表明对sr的详细分析可以为我们对星系和AGN的理解做出有益的贡献

带有吸收喷流的窄线Seyfert 1星系——来自无线电光谱索引图的见解

伊米莉亚Jarvela — 2021 - 09 - 03 - t00:00:00z

窄线塞弗特1 (NLS1)星系是活跃的星系核(AGN)，被认为处于它们演化的早期阶段。其中的一小部分被发现存在相对论喷流。由于缺乏大规模的漫射射电发射，它们被认为正在经历它们最初的活动周期之一，并可以为我们提供一个机会来研究更强大的AGN的早期演化，如射电星系和平谱射电类星体。最近，一组有趣的喷射nls1被发现:基于高射频数据，它们拥有相对论喷流，但在JVLA观测中，它们都显示出至少高达9.0 GHz的陡峭射电频谱，表明在这些频率上有很强的吸收。在本文中，我们通过使用中心频率为1.6、5.2和9.0 GHz的空间分辨无线电频谱索引图，详细研究了这些源的一个子集。利用光谱指数图，我们可以解开射电发射区域内不同的射电发射分量，并深入了解射电发射的产生机制。此外，我们还研究了它们的寄主星系与射电发射的关系，以调查寄主星系是否可以为我们提供关于射电发射起源或喷流发射机制的额外信息。令人着迷的是，所研究的源有多么不同，当然还有更多，特别是宽频率范围，将需要高分辨率的观测来了解它们的历史和当前特性，例如异常无线电频谱背后的原因

基于SDSS光谱的QSOs和Seyferts活性类型精细分类

a.m.米克尔连 — 2021 - 03 - 30 - t00:00:00z

利用SDSS光谱，我们对710个AGN候选分子的活性类型进行了精细的光谱分类。这些对象来自约2500个候选AGN的更大样本，通过各种样本进行预选;类星体和活动星系核目录中的明亮天体，x射线源中的AGN候选者，光学可变射电源，IRAS河外天体等。许多论文已经发表了这种光谱分类的结果。超过800个QSOs已经被识别和分类，包括710个QSOs, Seyferts和Composites。精细分类表明，许多QSOs表现出与Seyferts相同的特征，即S1和S2之间的子类型(S1.2, S1.5, S1.8和S1.9)。我们介绍了qso的亚型:QSO1.2, QSO1.5, QSO1.8, QSO1.9，尽管最后一种亚型没有出现在SDSS波长范围内，因为大部分是高红移H_<斜体>α(识别1.9亚型的主要线)。因此，与亮度(作为qso和Seyferts之间的分隔符)无关，AGN显示出相同的特征。我们还将许多物体分类为复合谱，即具有Sy和liner, Sy和HII或liner和HII之间的复合特征的光谱;在某些情况下，这三个特征同时出现，形成Sy/LINER/HII亚型。 The QSOs subtypes together with Seyfert ones allow to follow AGN properties along larger redshift range expanding our knowledge on the evolution of AGN to more distant Universe represented by QSOs.

用高红移哈勃图研究暗能量状态方程

Marek Demianski — 2020 - 10 - 09 - t00:00:00z

在过去的20年里收集的一些独立的宇宙学数据揭示了宇宙的加速膨胀率，通常被认为是由所谓的暗能量驱动的，根据最近的估计，暗能量现在提供了宇宙中物质能量总量的70%左右。暗能量的本质还不为人所知。暗能量的几个模型已经被提出:一个非零的宇宙常数，一个自我相互作用标量场的势能，与物质的非均匀分布有关的效应，或者由重力的替代理论造成的效应。最近，当面对由Ia型超新星(SNIa)、类星体(QSOs)和伽马射线爆发(grb)组成的高红移哈勃图(Lusso和Risaliti， 2016;Lusso等，2019;Risaliti和Lusso， 2019)。在这里，我们使用相同的数据来调查这种张力是否得到确认，使用了不同的方法:实际上在Lusso和Risaliti (2016)， Lusso等人(2019)，以及Risaliti和Lusso (2019)中，通过比较他们理论预测的宇宙学扩展和观测到的高红移哈勃图得出的宇宙学参数，发现了最佳拟合模型与ΛCDM模型之间的偏差。在本文中，我们使用了一种本质上不同的方法，基于暗能量分量<斜体>w(<斜体>z)的红移依赖状态方程(EOS)的特定参数化。我们的统计分析旨在估计暗能量EOS的特征参数:我们的结果表明(at > 3σ level) an evolving dark energy EOS, while the cosmological constant Λ has a constant EOS, w_Λ = −1. This result not only confirms the tension previously detected but shows that it is not an artifact of cosmographic expansions.

理解基本平面和塔利费雪关系

杰里米模具 — 2020 - 05 - 26 - t00:00:00z

早期类型星系的大小、表面亮度和速度色散之间的关系，即“基本平面”，长期以来一直被理解为是由它们在很大程度上由压力支持的恒星动力学中的平衡所导致的。通过这些星系在宇宙时间内的合并形成而达到这种平衡所涉及的耗散和反馈可以负责平面的方向。我们在6dF星系巡天中看到了表面亮度增强和年轻之间的相关性。这种“倾斜”与恒星质量、年龄、浓度、形状和金属丰度的相关性，现在为进一步研究这些附近星系的解析运动学和结构，以及它们的初始质量功能和暗物质成分指明了方向。从表面上看，塔利费雪关系是一个简单的一维比例关系。然而，由于晚期类型的星系有凸起和圆盘，而且圆盘的表面密度仅是大质量星系的标准，因此涉及到额外的参数

真实FRADO模型中BLR大小:屏蔽效应的作用

Mohammad-Hassan Naddaf — 2020 - 04 - 28 - t00:00:00z

在具有活动星系核(AGN)的星系中，宽线区域(BLR)的有效大小，即BLR半径，与源光度成比例。因此，通过混响映射或理论观测来确定这个位置，人们可以将agn作为一个有趣的实验室来测试宇宙学模型。在本文中，我们重点研究了基于失败辐射加速尘埃外流模型的BLR理论方面。通过一个包含屏蔽效应的吸积盘辐射真实模型(AD)模拟BLR中的物质动力学，并结合适当的尘埃不透明度值，我们研究了BLR的径向延伸和几何高度如何依赖于Eddington比[和黑洞质量]，并建立了屏蔽效应的模型。我们表明，假设爱丁顿比和屏蔽的范围，我们能够解释混响测量agn样本中的时延

极端类星体作为宇宙学中的距离指示器

黛博拉Dultzin — 2020 - 01 - 23 t00:00:00z

类星体以非常高的速率吸聚物质(被称为极端种群A [xA]类星体，可能与超级爱丁顿吸聚大质量黑洞有关)可能提供一种新的距离指标，涵盖从今天到大爆炸不到1 Gyr的宇宙时代。在更基本的层面上，xA类星体在agn物理和宿主星系演化的研究中具有特殊的兴趣。然而，它们的观测性质在很大程度上是未知的。在大范围的红移范围内，xA类星体可以通过主要光学巡天识别出相对大量的类星体，并且由于类星体主序上系统变化的属性定义的选择标准，xA类星体可以有效地从其他1型类星体中分离出来。已经有可能在低红移和中等红移的情况下建立大约250个类星体的样本，更大的样本可以很容易地从斯隆数字巡天的最新数据中选择。大样本可以阐明xA类星体的主要性质，与类星体的一般种群不同，xA类星体以一个极端的、定义明确的爱丁顿比和小散射辐射。由于xA类星体在Eddington比中显示出小的散射，我们提出了一种基于红移无关的“维里光度”估计的方法，从发射线宽度的测量中获得主要宇宙学参数，大致相当于早期和晚期类型星系中基于线宽度的光度估计。从线宽估计xA类星体光度的宇宙学应用的一个主要问题是确定适当的发射线，其展宽主要是维里线在一个广泛的红移和光度范围内。本文报道了利用alii λ1860中间电离线和Hβ氢巴尔默线作为维里加宽估计器的初步进展，并简要讨论了基于xA类星体的维里加宽估计方法的前景

混响映射类星体在宇宙学中的当前和未来应用

Swayamtrupta熊猫 — 2019 - 12 - 11 - t00:00:00z

混响映射技术(RM)是一个重要的里程碑，它提高了我们对活动星系核(AGN)人口统计的理解，提供了关于广义线区域(BLR)的运动学和结构的信息。它是基于连续介质和发射线之间的时滞响应。时间延迟与BLR的大小直接相关，而BLR又与光源的连续光度有关，产生了众所周知的半径-光度(RL)关系。大多数具有RM数据的源，都监测了低红移源中的Hβ发射线(<斜体>z <0.1)，而有一些尝试使用Mg ii线以获得更高的红移范围。在这项工作中，我们介绍了最近用10-m <斜体>南非大望远镜(SALT)观测到的类星体CTS C30.10(<斜体bbbz = 0.90)的Mg ii的RL缩放在测量和延时不确定范围内。混响作图技术最重要的优点之一是可以独立确定远源，考虑到agn中发现的大范围红移和光度，它们在宇宙学研究中的应用是很有前途的。然而，最近发现高吸积源显示时间延迟比RL关系预期的要短。我们使用117 Hβ混响映射AGN样本，用0.02 <对这一效应提出了修正;z <斜体> < /斜体> & lt; 0.9, which recovers the low scatter along with the relation. We are able to determine the cosmological constants, Ω_m and Ω_Λ. Despite the applied correction, the scatter is still large for being effective for cosmological applications. In the near future, Large Synoptic Survey Telescope (LSST)¹ will cover over 10 million quasars in six photometric bands during its 10-years run. We present the first step in modeling of light curves for Hβ and Mg ii and discuss the quasar selection in the context of photometric reverberation mapping with LSST. With the onset of the LSST era, we expect a huge rise in the overall quasar counts and redshift range covered (z ≲ 7.0), which will provide a better constraint of AGN properties with cosmological purposes.

黑洞-星系比例关系从z~2.5演化:在ELT上用HARMONI模拟观测

Begona Garcia-Lorenzo — 2019 - 12 - 06 - t00:00:00z

我们对ELT的第一台光积分场光谱仪HARMONI的潜力进行了初步研究，以探索z~0.7至z~2.5范围内中心超大质量黑洞(SMBH) -宿主星系关系的演化。我们模拟了不同红移的QSO+宿主星系的HARMONI观测，假设宿主星系具有不同的形态。作为输入，我们结合了MUSE对附近星系的观测和理论上的QSO光谱。这些信号被调暗并红移到所需的宇宙时期。我们将主星系的总光度缩放到三个不同的值，采样了三个数量级。同样地，我们假设中心QSO有两种不同的光度。对30×60 mas² HARMONI空间尺度和工作在0.67 arcsec下的LTAO进行了模拟。所选波长范围(即4700 - 5300 Å at rest-frame)在HARMONI光谱分辨率最低的情况下采样(即R~ 3200)。这个构型包括了估计宿主星系参数和SMBH质量的所有成分，以及评估宿主星系的形态类型

从现在到本世纪中叶星系和类星体的多信使视图

毛罗·D 'Onofrio — 2018 - 09 - 12 - t00:00:00z

在未来的30年里，新一代的空间和地面望远镜将能够获得对微弱光源的多频率观测，并在人类历史上首次实现对整个天空的深度、几乎是天气的监测。引力波天文台将在一个宽质量光谱的合并过程中探测到一个由看不见的黑洞组成的宇宙。计算设施将允许新的高分辨率模拟，并对不同尺度上发生的主要现象进行更深入的物理分析。鉴于这些发展路线，我们首先概述了未来30年预计的主要仪器发展的全景，不仅涉及电磁辐射，而且从包括引力波、中微子和宇宙射线在内的多信使的角度。然后，我们介绍了新的仪器将如何促进我们目前对星系和类星体的理解。我们将重点放在今天被激烈辩论的选定的科学主题上，在某些情况下，对未来30年可能得到解决的重大问题的解决方案提出了猜想

社论:所有宇宙时代的类星体

Paola Marziani — 2018 - 08 - 17 - t00:00:00z

探讨AGN中光学变率时间尺度与宽发射线形状的可能关系

Edi好 — 2018 - 06 - 01 - t00:00:00z

在这里，我们研究了1型活动星系核(AGN)的宽发射线形状和连续光曲线变化时间尺度之间的联系。我们建立了一个描述光学宽发射线的新模型，即带有附加环形发射的线廓的吸积盘模型。我们将环半径与由光学光曲线导出的轨道时间尺度联系起来，并使用开普勒第三定律，我们计算了中央超大质量黑洞(SMBH)的质量。对中心黑洞质量的计算结果与其他方法吻合较好。这表明AGN的变率时间尺度可能不是随机的，而是与轨道时间尺度有关，轨道时间尺度取决于SMBH中心质量

会议总结:活动星系核的2017年观点

Hagai Netzer — 2018 - 05 - 09 - t00:00:00z

本总结综述所涵盖的主题反映了2017年4月帕多瓦会议讨论的主要领域。它们被分成了大致的类别:那些已经取得巨大进展，并带来了真正的新理解的领域(我们所做的是“正确的”)，以及那些我们仍然处于黑暗之中的领域(我们所做的是“错误的”)。这种划分反映了这个领域的现状，也反映了我的主观看法

来自星系内部的TeV扩散发射

在Nayerhoda — 2018 - 04 - 23 - t00:00:00z

来自银河平面的TeV扩散发射是由多个TeV电子和原子核分别与辐射场和周围气体相互作用产生的。TeV扩散发射的测量有助于约束CR的起源和输运性质。我们对HAWC内部星系的扩散发射数据进行了初步分析。HAWC的测量结果将用于约束星系中心附近的粒子传输特性，从而将HAWC图与DRAGON代码的预测相关联