黑洞的宇宙历史增长来自深得出调查gydF4y2Ba

文摘gydF4y2Ba

已经取得了显著的进展在过去的几年里了解超大质量黑洞的形成和生长。在本文中,我们首先回顾活动星系核(AGN)的光谱特征从无线电到硬x射线波段。然后我们描述最常用的方法来发现这些来源,包括光学/ UV、无线电、红外线,和x射线辐射,光学发射谱线。然后我们描述的主要观测属性模糊而不晦涩的AGN人口。最后,我们总结了宇宙黑洞吸积的历史,也就是说,超大质量黑洞在宇宙的历史得到大部分的质量。我们完成的开放式问题,总结和计划和未来的天文台的描述将帮助回答这些问题。gydF4y2Ba

1。介绍gydF4y2Ba

天体物理黑洞有广泛的群众gydF4y2Ba≳gydF4y2Ba 恒星质量黑洞(gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)~gydF4y2Ba所谓的超大质量黑洞(gydF4y2Ba2gydF4y2Ba,gydF4y2Ba3gydF4y2Ba]。最好的一个超大质量黑洞存在的证据可以在银河系的中心,从动力学研究,岩石的质量gydF4y2Ba源建立了~gydF4y2Ba(gydF4y2Ba4gydF4y2Ba,gydF4y2Ba5gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

超大质量黑洞存在的证据也被发现在其他大附近的星系(gydF4y2Ba6gydF4y2Ba),主要来自恒星和气体运动学解决。对于活跃星系,它已经可以使用这项技术称为混响映射(gydF4y2Ba7gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba9gydF4y2Ba]。从这些观察,已经建立了一个清晰的相关性之间的中央黑洞的质量和属性等宿主星系的恒星质量的球状组件(gydF4y2Ba10gydF4y2Ba],光度[gydF4y2Ba11gydF4y2Ba),速度色散(gydF4y2Ba12gydF4y2Ba,gydF4y2Ba13gydF4y2Ba和暗物质晕的质量gydF4y2Ba14gydF4y2Ba]。这样的关系存在,即使这些组件有非常不同的空间尺度上,表明基本形成黑洞和星系演化之间的关系。此外,现在建立了模拟(gydF4y2Ba15gydF4y2Ba),不断增长的中央黑洞的能量输出可以发挥重要作用在宿主星系的恒星形成的历史。特别是,恒星形成理论认为,核活动调节通过删除所有气体(gydF4y2Ba16gydF4y2Ba,gydF4y2Ba17gydF4y2Ba)或通过加热(gydF4y2Ba18gydF4y2Ba]。因此很明显,一个完整的星系演化的研究需要全面了解黑洞的成长。gydF4y2Ba

目前大多数黑洞形成模型告诉我们,第一个黑洞形成于种子gydF4y2Ba。虽然确切的第一个黑洞的形成机制目前尚不清楚,有几个主流理论(见综合评审由里斯(gydF4y2Ba19gydF4y2Ba]和Volonteri [gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba更多细节)。最流行的一种可能性是,第一个黑洞种子第一代恒星的残骸,所谓的星族III恒星,形成原始超低金属丰度的气体。这些黑洞形成的gydF4y2Ba典型的大众~gydF4y2Ba。这个场景解释了非常高的质量,有问题~gydF4y2Ba估计,超大质量黑洞gydF4y2Baopticallyselected类星体(gydF4y2Ba21gydF4y2Ba]。另外,第一个黑洞可能形成气体动力学过程的直接结果。有可能不含金属的气体云gydF4y2Ba和抑制HgydF4y2Ba_2gydF4y2Ba形成崩溃非常有效gydF4y2Ba22gydF4y2Ba),可能形成巨大黑洞的种子gydF4y2Ba早在gydF4y2Ba。如果紫外线背景并不足以抑制H的形成gydF4y2Ba_2gydF4y2Ba,气体将分裂并形成“正常”的恒星在一个非常紧凑的星团。在这种情况下,恒星碰撞会导致非常大质量恒星的形成,就会坍塌,形成一个巨大的黑洞种子质量~gydF4y2Ba(gydF4y2Ba23gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

鉴于目前大量的gydF4y2Ba大多数黑洞增长发生在活动星系核(AGN)阶段gydF4y2Ba2gydF4y2Ba,gydF4y2Ba24gydF4y2Ba]。与典型测辐射热的光度~gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},AGN在宇宙中最明亮的排放,特别是在高能量和无线电波长。这些光度很大一部分Eddington luminosity-the最大亮度球形吸积超过这个辐射压力防止进一步增长gydF4y2Ba中央黑洞。黑洞的总增长的一个重要部分,~ 60% (gydF4y2Ba25gydF4y2Ba),发生在最明亮的AGN,类星体,它们可能引发的主要两个巨大的星系合并(gydF4y2Ba26gydF4y2Ba]。AGN的阶段,持续~ 10gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba年,中央超大质量黑洞可以获得~gydF4y2Ba,因此即使是最大规模的星系将会在它们的一生中只有少数这些事件。黑洞进一步增长,主要在low-luminosity AGN (Eddington率低),可能是由于随机吸积的冷气体,主要是在螺旋星系(gydF4y2Ba27gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

根据AGN统一范式(gydF4y2Ba28gydF4y2Ba,gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba),这些来源的大部分,在本地~ 75%,很大程度上掩盖了光学和几何轴对称厚材料,这也解释了许多观察到的差异的不同类型的活跃星系。此外,光度(gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba和宇宙时代gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba扮演了一个重要的角色。一个约束模糊AGN及其进化的一部分来自银河系外的x射线的光谱形状“背景”(XRB)。由于深x射线观测gydF4y2Ba凯文由gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba和gydF4y2Baxmm -牛顿gydF4y2Ba,很大比例的x射线背景,~ 80%,已经解决了点源(gydF4y2Ba32gydF4y2Ba),其中绝大多数是AGN [gydF4y2Ba33gydF4y2Ba]。几项研究,其中第一个是20年前~ (gydF4y2Ba34gydF4y2Ba),使用模糊和不暗的AGN解释x射线光谱形状和规范化的背景,整体效果很好。最新的AGN人口综合模型(gydF4y2Ba35gydF4y2Ba,gydF4y2Ba36gydF4y2Ba)假设平均模糊比清楚的AGN ~ 3: 1,增加对低光度和更高的红移,以及一小部分Compton-thick来源(CT;gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba})~ 5 - 10%,符合价值观察到更高的能量,gydF4y2Ba凯文,在当地宇宙(~ 5%的积分gydF4y2Ba35gydF4y2Ba,gydF4y2Ba37gydF4y2Ba的因素~ 3),低于之前的预期人口综合模型(gydF4y2Ba38gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

在本文中,我们回顾得出方法跟踪的超大质量黑洞(部分gydF4y2Ba2gydF4y2Ba),已知的不暗的属性和模糊AGN(部分gydF4y2Ba3gydF4y2Ba和gydF4y2Ba4gydF4y2Ba、职责),宇宙黑洞吸积的历史(部分gydF4y2Ba5gydF4y2Ba)和未来前景观测(部分gydF4y2Ba6gydF4y2Ba)。在这篇文章中,我们假设ΛCDM宇宙学gydF4y2Ba,gydF4y2Ba,gydF4y2Ba与最近的宇宙学观测,在协议(gydF4y2Ba40gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

2。如何跟踪形成超大质量黑洞的增长?gydF4y2Ba

AGN排放的主要特征之一是它涵盖非常广泛的波长,从广播到伽马射线(图gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)。而不晦涩的来源很容易检测和识别的紫外线和软x射线连续及其广泛的光发射谱线,模糊AGN只能发现更长,mid-IR,波长或硬x射线。当然,不同波长的选择有不同的偏见。例如,尽管无线电调查并不是特别受遮蔽的影响,他们最有可能来源的检测高量辐射特性星云,这只是~在明亮的通量(AGN人口总数的10%gydF4y2Ba42gydF4y2Ba]。然而,结合不同的多波长技术让我们更接近一个完整的画面。下面,我们简要描述最受欢迎的AGN选择方法,他们的优势和缺点。gydF4y2Ba

2.1。光学/ UV连续gydF4y2Ba

静止座标光学/ UV AGN的选择,尤其是high-luminosity清楚的类星体,尤其有效,因为恒星的光谱形状和类星体在这些波长产生非常不同的宽带颜色由于“蓝色巨人撞”的存在gydF4y2Ba43gydF4y2Ba在类星体光谱从~ 100 ~ 1gydF4y2BaμgydF4y2Bam(图gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)。这个发射通常归因于热辐射温度~ 30000 K起源于吸积盘(gydF4y2Ba44gydF4y2Ba]。这种独特的光谱形状已经使用在过去确定类星体巨大的成功,光学等调查Palomar-Green (PG)调查gydF4y2Ba45gydF4y2Ba),2场的通联红移程度调查gydF4y2Ba46gydF4y2Ba),或者最近斯隆数字巡天(SDSS;(gydF4y2Ba47gydF4y2Ba]),现在已经发现超过100万个类星体(gydF4y2Ba48gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

然而,样本选择的光学是不完整的,在这些波长发射强烈影响变红或灭绝,和大多数AGN遮住了我们的视线。此外,lower-luminosity来源,可见光的宿主星系可以轻松超越核发射。这是特别重要的地面观测和高红移的来源,它是很难独立非热能的和空间的组件。gydF4y2Ba

2.2。广播gydF4y2Ba

从历史上看,AGN的识别基于射电辐射非常重要。事实上,第一个发现了类星体,3 c 273年,最初是归类为无线电来源(gydF4y2Ba71年gydF4y2Ba]。尽管如此,广播选择很有问题。来源的在高量辐射特性星云(定义为gydF4y2Ba(gydF4y2Ba72年gydF4y2Ba])无线电发射与一个强大的、非热能的,组件,可能源自光束平行相对飞机(gydF4y2Ba73年gydF4y2Ba]。在建的来源,通常~ 3个数量级微弱在这些波长(gydF4y2Ba74年gydF4y2Ba),无线电发射与长波远红外粉尘排放的尾巴。因此,radio-selected样本来源的必然是偏向高量辐射特性星云,它只代表~ AGN总人口的10%。gydF4y2Ba

2.3。光发射谱线gydF4y2Ba

首次报道的鲍德温et al。gydF4y2Ba81年gydF4y2Ba],幂律的photoionizing光谱连续源,比如AGN,产生非常不同的发射谱线强度比率相比,典型的恒星形成区域(主要是由于O和B星)。因此,发射谱线可以用来识别AGN的存在即使在星系的光学/连续不显示任何直接AGN签名,由于遮蔽和/或低光度。因为AGN电离发射达到材料甚至几秒差距离核区域,选择技术不太敏感circumnuclear昏暗,因此提供了一个更完整的AGN视图相比,例如,光学/ UV连续选择。该技术成功地应用在SDSS [gydF4y2Ba50gydF4y2Ba,gydF4y2Ba51gydF4y2Ba]延长low-redshift AGN样本低光度。发射谱线比率和诊断区域图中可以看到gydF4y2Ba3gydF4y2Ba。发射谱线的选择也可以使用更高的红移,如图所示DEEP2星系红移巡天数据档案的,选择的样本247 AGNgydF4y2Ba从光学光谱凯克天文台使用火卫二摄谱仪(gydF4y2Ba82年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

虽然这是一个有效的AGN选择技术、光学光谱非常昂贵在望远镜时间和是唯一可行的相对明亮的发射谱线区域。这个选择可能在低光度是不完整的,如果宿主星系可以胜过high-ionization发射谱线。目前很难扩展这个选择gydF4y2Ba,相关的发射谱线搬到observed-frame近红外线波长,在当代的光谱仪明显受到大气排放,不涵盖宽视野的观点,进一步研究多目标能力有限。gydF4y2Ba

2.4。x射线gydF4y2Ba

30多年前被发现,AGN随处可见的x射线发射器(gydF4y2Ba89年gydF4y2Ba]。他们的x射线辐射扩展~ 0.1 keV ~ 300 keV归因于逆康普顿散射是由于高能电子热日冕,周围吸积盘。高能截止~ 100 - 300 keV可能是由于截止在电子的能量分布热日冕。AGN通常~ 1 - 5数量级比平常更明亮的x射线星系,这让他们占主导地位的银河系外的人口在这些波长。大多数AGN被光电吸收气体沿着视线,优先影响排放较低的能量。这通常是参数化的中性氢列密度的视线。图gydF4y2Ba4gydF4y2Ba显示了典型的AGN x射线光谱包括幂律组件和高能截止,不同级别的光电吸收。gydF4y2Ba

深x射线的调查gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba和gydF4y2Baxmm -牛顿gydF4y2Ba找到了活动星系核密度最大~ 7000度gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba}(gydF4y2Ba90年gydF4y2Ba)~ 10 - 20倍甚至最深的光学调查。不过,AGN选定样本仍然对最模糊的来源有偏见。事实上,即使是最深的gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba调查可以错过总数的一半以上AGN由于遮蔽和/或低光度(gydF4y2Ba91年gydF4y2Ba]。观察在更高能量有助于缓解昏暗的影响。广域调查执行的gydF4y2Ba斯威夫特gydF4y2Ba(gydF4y2Ba66年gydF4y2Ba),gydF4y2Ba积分gydF4y2Ba(gydF4y2Ba92年gydF4y2Ba)卫星发现了大量的本地宇宙AGNgydF4y2Ba除了最模糊的凯文,Compton-thick,发出强烈的来源。不幸的是,由于其相对较高的通量限制(~ 2 - 3订单的大小小于更深层次的变化gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba观察),调查这些能量是迄今为止只局限于低红移。gydF4y2Ba

2.5。红外gydF4y2Ba

内在AGN排放不仅近/中波长的并不是特别强。辐射来自吸积盘,通常作为一个幂律特征,而强烈的紫外线和光学波长减小迅速超越~ 1gydF4y2BaμgydF4y2Ba米(gydF4y2Ba93年gydF4y2Ba]。然而,正如最初发现的gydF4y2BairagydF4y2Ba(gydF4y2Ba74年gydF4y2Ba),后者证实了gydF4y2BaISOgydF4y2Ba(gydF4y2Ba94年gydF4y2Ba),gydF4y2Ba斯皮策gydF4y2Ba(gydF4y2Ba95年gydF4y2Ba明亮的红外源,AGN。这通常归因于再发射吸收能量的灰尘。可以找到这种辐射开始~ 2 - 3gydF4y2BaμgydF4y2Bam,对应于尘埃升华温度,约1000 - 2000 K ~ (gydF4y2Ba96年gydF4y2Ba),延伸到~ 100gydF4y2BaμgydF4y2Ba米,在黑体谱的尾巴~ 100 - 1000 K分布(gydF4y2Ba97年gydF4y2Ba),发射从宿主星系通常开始占据主导地位。典型的AGN红外光度gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}因此他们代表一个重要的部分,平均~ 30% (gydF4y2Ba98年gydF4y2Ba),测辐射热的光度。gydF4y2Ba

红外AGN选择的一个明显的优势是,这再发射大多是各向同性,因此模糊和不暗的来源都有类似的检测概率。因此,它提供了一个补充上述最常见的选择技术方法,对模糊消息来源不敏感。然而,非常明亮的恒星形成星系在这些波长,所以宿主星系很容易比中央发射,尤其是low-luminosity来源,因此收益率低效率检测AGN [gydF4y2Ba99年gydF4y2Ba]。此外,选择函数在红外研究更为复杂,检测AGN的概率取决于宿主星系的属性,如尘土飞扬的恒星的数量,原则上独立核光度。gydF4y2Ba

3所示。清楚的AGNgydF4y2Ba

因为类星体是最明亮的,因此很容易检测,AGN家族的成员,光学类星体的光度函数已经好多年来决定。特别是,它发现类星体形成强烈的数量(gydF4y2BaOne hundred.gydF4y2Ba)和峰值gydF4y2Ba(gydF4y2Ba101年gydF4y2Ba]。这种进化建模作为纯粹的光度演化(中国)的光度变化特征与红移而光度函数的形状保持不变(gydF4y2Ba102年gydF4y2Ba),或纯粹的密度进化(PDE),所以,只有正常化的光度函数取决于红移gydF4y2BaOne hundred.gydF4y2Ba];然而,它很快就被发现,至少在PG类星体调查,光度函数的形状也与红移演化,因此请耐心和PDE提供了一个很好的描述(gydF4y2Ba45gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

在图gydF4y2Ba5gydF4y2Ba我们展示的一个最新的类星体光度函数的测量gydF4y2Ba,从Croom et al。gydF4y2Ba53gydF4y2Ba]。他们的结论是,luminosity-dependent密度进化提供了更好的适合光学类星体光度函数,请耐心或PDE。对比,得出了类似的结论研究x射线选择使用软x射线源(0.5 - 2 keV)观察gydF4y2Ba103年gydF4y2Ba)或硬x射线(2 - 10 keV)数据(gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba104年gydF4y2Ba包括模糊和不暗的AGN。然而,利用大量的样本来源,~ 10000,Croom et al。gydF4y2Ba53gydF4y2Ba)得出的结论是,最适合观察光度函数是通过使用一个模型基于光度演化+密度进化(导语)。把最重要的区别,请耐心配合改变振幅和bright-end斜率高红移。gydF4y2Ba

类星体的观测得出一个重要结论光度函数是“宇宙裁员”的证据(gydF4y2Ba105年gydF4y2Ba),也就是说,最巨大的黑洞的质量高的红移,而在低红移只小质量黑洞仍在增长。这是观察到在光学(gydF4y2Ba53gydF4y2Ba)和硬x射线光度函数(gydF4y2Ba104年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba105年gydF4y2Ba),从而表明这个结果独立于昏暗。最近的深光学调查等大天文台起源深度调查(商品;(gydF4y2Ba106年gydF4y2Ba]),宇宙演化的调查(宇宙;(gydF4y2Ba59gydF4y2Ba]),NOAO深宽实地调查(NDWFS)和深透镜调查(DLS;(gydF4y2Ba58gydF4y2Ba])上有了显著的进步类星体光度函数扩展到更高的红移,gydF4y2Ba。图gydF4y2Ba6gydF4y2Ba显示了类星体光度函数gydF4y2Ba和类星体的红移依赖空间密度(gydF4y2Ba58gydF4y2Ba,gydF4y2Ba106年gydF4y2Ba]。而裁员的存在是显而易见的gydF4y2Ba在更高的红移是那么令人信服,一大部分原因要归咎于贫困统计和不完全性。所认为的Glikman et al。gydF4y2Ba57gydF4y2Ba),微弱的斜率类星体的光度函数是关键在确定这些来源的贡献星际介质的电离。基于电流测量,类星体贡献~ 60%的电离光子gydF4y2Ba因此在这个红移是主要来源。gydF4y2Ba

在更高的红移,gydF4y2Ba,当前的深度调查不包括足够的区域检测大量的来源。然而,广域测量如SDSS [gydF4y2Ba107年gydF4y2Ba)和Canada-France高gydF4y2Ba类星体调查gydF4y2Ba108年gydF4y2Ba)已经能够找到一个相当大的样本,~ 40 high-luminosity类星体,这些高的红移。根据这些样本,是一个很大的数密度的减少高红移的类星体,相比gydF4y2Ba,这表明类星体活动的高峰期gydF4y2Ba(gydF4y2Ba56gydF4y2Ba]。对更高的红移是由下降gydF4y2Ba(gydF4y2Ba107年gydF4y2Ba从gydF4y2Ba来gydF4y2Ba。类似的趋势也在x射线观察high-luminosity来源调查(gydF4y2Ba109年gydF4y2Ba),也由清楚的来源。这表明,由于他们的空间密度非常低,不晦涩的类星体无显著影响,早期的星系际介质的氢游离gydF4y2Ba(gydF4y2Ba107年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba108年gydF4y2Ba,相反的情况gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

4所示。被遮挡的吸积gydF4y2Ba

空间密度和演化的不暗的AGN人口已经得到充分的研究,主要从光学和软x射线调查。然而,我们知道,一个大比例的增长形成超大质量黑洞发生在严重模糊系统。观察最近的AGN表明当地模糊比清楚的来源是~ 4:1 (gydF4y2Ba110年gydF4y2Ba]。同样高的一部分被遮挡的AGN已被用于解释银河系外的XRB的频谱和正常化,如最新的AGN人口综合模型(gydF4y2Ba35gydF4y2Ba,gydF4y2Ba38gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba,gydF4y2Ba111年gydF4y2Ba]。XRB给积分约束的AGN人口及其演化;最近的深度调查显示,所观测到的2 - 8 ~ 90% keV XRB辐射可以归因于解决AGN [gydF4y2Ba32gydF4y2Ba]。在图gydF4y2Ba7gydF4y2Ba,我们将展示最新的AGN XRB它使用一个本地人口综合模型模糊比unosbcured AGN ~ 3: 1,加上一个光度和红移依赖,如下所述(gydF4y2Ba35gydF4y2Ba]。这种模式最大的不确定性来自正常化中数据的不匹配1 keV能量范围。gydF4y2Ba

可能依赖的部分被遮挡的AGN光度是最早提出近20年前(gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba由硬x射线调查[]和确认之后gydF4y2Ba104年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba105年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba112年gydF4y2Ba]。可能的物理解释是所谓的“后退环面,”内张角的大小取决于光度(gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba,gydF4y2Ba113年gydF4y2Ba]。最近观察发现光度不仅依赖的比率中清楚的活动星系核测辐射热的通量,符合这个想法(gydF4y2Ba98年gydF4y2Ba]。或者,它提出了观察到的依赖被遮挡部分的亮度可以通过光致电离的影响来解释在x射线模糊问题[gydF4y2Ba114年gydF4y2Ba]在树木丛生的或由爱丁顿极限环(gydF4y2Ba65年gydF4y2Ba]。在图gydF4y2Ba8gydF4y2Ba我们展示的观察到分数了AGN亮度的函数获得的数据来自深gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Bax射线调查(gydF4y2Ba115年gydF4y2Ba]。一个一致的结果是在硬x射线观察AGN选择(gydF4y2Ba凯文)调查显示,如图gydF4y2Ba8 (b)gydF4y2Ba,表明这一趋势并不是因为选择偏见。gydF4y2Ba

在图中gydF4y2Ba8(一个)gydF4y2Ba我们比较模糊的观察依赖的分数来源光度与预期不同几何参数的模糊的材料。如果环的高度大约是独立于亮度,覆盖部分的变化是由于内半径的变化(原“后退环”模型),因此一个粗略的gydF4y2Ba依赖的对比应该预期[gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba,gydF4y2Ba116年gydF4y2Ba]。如果把辐射压力的影响,在树木丛生的环的情况下,gydF4y2Ba预计的依赖。我们可以看到在图gydF4y2Ba8gydF4y2Ba,一个gydF4y2Ba依赖和观测数据相比太陡。这意味着遮蔽材料的高度不能独立于源光度和radiation-limited结构提供了证据。gydF4y2Ba

部分被遮挡的AGN的红移的依赖更具争议。虽然一些研究[gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba,gydF4y2Ba80年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba111年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba117年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba118年gydF4y2Ba)发现了一个小的分数增加了AGN在更高的红移,其他结果表明,这个分数是恒定的gydF4y2Ba104年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba119年gydF4y2Ba]。这些差异可以理解由于小样本和使用的组合gydF4y2BaAGN的分类,产生一个著名的红移偏差(gydF4y2Ba119年gydF4y2Ba]。被遮挡的AGN的分数作为一个大的红移的函数,~ 2000源,x射线选择样本(gydF4y2Ba115年gydF4y2Ba),使用光学发射谱线单独的模糊和不暗的AGN,如图gydF4y2Ba9gydF4y2Ba。它增加明显红移,大致一样gydF4y2Ba,gydF4y2Ba(细虚线,下半部分,图gydF4y2Ba9gydF4y2Ba;最适合,gydF4y2Ba粗虚线)。这个值的gydF4y2Ba明显不会改变如果假设不同的宿主星系演化,并符合其他研究报告的值为0.3 (gydF4y2Ba111年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba117年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba118年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

因为恒星星系可能将有更多的灰尘,被遮挡的AGN的相对比例的增加在高红移可能是由于增加的贡献由星系尘埃遮蔽。通过结合硬x射线和中红外观测,类似的硬x射线中红外通量比模糊和不暗的AGN被发现(gydF4y2Ba120年gydF4y2Ba),最简单的预测相反AGN统一范式,昏暗的来自于尘土飞扬的环面,因此减少了中红外发射由于聚精会神。这个结果可以解释如果遮蔽来自更扩展区域,也就是说,kiloparsec星系尺度,而不是一个紧凑的parsec-scale环面。此外,签名长吸收地区已发现在附近的星系NGC 1068 (gydF4y2Ba121年gydF4y2Ba)和NGC 4151 (gydF4y2Ba122年gydF4y2Ba]。重吸收在kiloparsec尺度一直被发现并以红外星系(ULIRGs)而遭受很强的进化(gydF4y2Ba123年gydF4y2Ba]。因此,似乎隐藏了AGN的相对比例的变化可能与银河系范围的吸收,尤其是因为一些ULIRGs还包含一个隐藏了AGN(例如,Arp 220;(gydF4y2Ba124年gydF4y2Ba])。gydF4y2Ba

下面,我们详细回顾我们当前的知识模糊AGN人口在三个不同的宇宙时代:gydF4y2Ba,gydF4y2Ba和gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

4.1。被遮挡的AGN宇宙在当地gydF4y2Ba

附近的AGN所谓的赛非星系中发现(gydF4y2Ba125年gydF4y2Ba),已知主机低亮度和/或模糊核活动(gydF4y2Ba110年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba126年gydF4y2Ba]。这些增长的超大质量黑洞已经被识别,因为它们high-ionization光学发射谱线和在某些情况下他们的蓝色UV /光学连续性。第一个附近AGN目录,40年前~ (gydF4y2Ba127年gydF4y2Ba),包含~ 200类星体。大致说来,~ 5 - 15%的星系银河系附近包含一个活跃的核(gydF4y2Ba110年gydF4y2Ba,~ 75%的活跃星系尚不明朗。事实上,两个三个最近的AGN Compton-thick (NGC 4945和圆规座星系gydF4y2Ba128年gydF4y2Ba])。因此,光学调查并不是特别有效的在这个吸积揭幕,同时观察其他波长的,特别是在红外(gydF4y2Ba129年gydF4y2Ba),和硬x射线,是更完整的。gydF4y2Ba

调查在硬x射线,gydF4y2Ba凯文,是非常成功的在提供最完整的AGN样品在当地的宇宙。只要中性氢密度低于~ 10列gydF4y2Ba^24gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba},直接AGN排放主要是在这些能量的影响。目前的观察gydF4y2Ba凯文与国际伽马射线天体物理学实验室(积分;(gydF4y2Ba130年gydF4y2Ba])和迅速gydF4y2Ba131年gydF4y2Ba)卫星只能在相对较高的通量,因此低的红移,gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

使用宜必思coded-mask望远镜(gydF4y2Ba132年gydF4y2Ba天空的调查),积分~ 80%下降到5的通量mCrab 17-60凯文。Krivonos et al。gydF4y2Ba67年gydF4y2Ba)报告的属性130 AGN发现这些在全天观测。大量的不明来源留在这个完整的积分目录(48),但只发现在高银河纬度(7gydF4y2Ba),因此很可能起源于银河系外。5 130种已知AGN的康普顿厚。使用类似的观察从全天迅速/蝙蝠调查,103 AGN的目录(gydF4y2Ba66年gydF4y2Ba)包含五AGN估计gydF4y2Ba大于10gydF4y2Ba^24gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba}。然而,我们谨慎一些gydF4y2Ba测量获得的配件一个幂律的x射线吸收谱,而大量吸收AGN有更复杂的光谱gydF4y2Ba133年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba134年gydF4y2Ba),所以gydF4y2Ba估计可能是下限。gydF4y2Ba

图gydF4y2Ba10gydF4y2Ba显示了AGN的累积数量计数,CT示来源,作为硬x射线通量函数。为了避免指定标准光谱的必要性将流量转化为不同的能量乐队,我们分别显示积分和斯威夫特来源,但是请注意,有很好的协议(~ 40%)在两个分布之间的归一化标准的带转换。在这些高通量的斜率gydF4y2Ba欧几里得,暗示一个统一的空间分布,如预期这些来源的低红移。CT AGN的数量被这些调查发现出奇的低,比已知的样本CT AGN宇宙在当地,一大部分原因要归咎于昏暗甚至在这些高能量的影响gydF4y2Ba35gydF4y2Ba,gydF4y2Ba37gydF4y2Ba,gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba]。光学的研究选择当地赛弗特星系星系2硬x射线的信息(gydF4y2Ba126年gydF4y2Ba)发现12 CT AGN总共45赛弗特星系的星系。三人被钱德拉和/或XMM,其余大多是reflection-dominated来源,太模糊积分或斯威夫特虽然可以探测到他们附近,moderate-luminosity AGN。这表明,即使硬x射线调查小姐相当多的康普顿,厚厚的AGN。gydF4y2Ba

观察到的分数积分和迅速/ CT AGN的蝙蝠硬x射线选择样本低,~ 5%。一个非常相似的和一致的值,4.6%,最近从样本中获得307个对象发现三年在全天gydF4y2Ba斯威夫特gydF4y2Ba/蝙蝠调查[gydF4y2Ba37gydF4y2Ba]。这最初是令人惊讶的,因为之前的AGN人口综合模型,可以解释XRB使用更高的CT分数~ 15 - 20%的gydF4y2Ba38gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba),也就是说,高3 - 4的因素。我们现在知道,即使观察这些高能量可以受到遮蔽,如果列密度足够高。例如,~ 50% 15-55 keV源通量的范围可能会丢失gydF4y2Ba(gydF4y2Ba135年gydF4y2Ba]。所指出的Malizia et al。gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba),可以清楚地看到在图gydF4y2Ba11gydF4y2Ba积分全天观测,有类似的通量限制的gydF4y2Ba斯威夫特gydF4y2Ba/蝙蝠图像,显示模糊消息来源的数量急剧下降,从~ 80%gydF4y2Ba在更高的红移~ 20 - 30%。同时,这个示例中的所有CT AGN被发现gydF4y2Ba。因此,这些作者得出的结论是,积分观测受到遮蔽在更大的距离和CT的内在分数来源~ 25%,观察到gydF4y2Ba。然而,值得一提的是,这些额外的来源,因为他们的列密度很高,XRB无显著影响,但他们肯定为黑洞的成长作出贡献。gydF4y2Ba

CT的累积贡献AGN XRB,红移的函数,确定从人口综合模型,如图gydF4y2Ba12gydF4y2Ba。可以看到,CT AGN的总贡献XRB ~ 9%,大约50%的水来自来源gydF4y2Ba。同样,只有~ 2%的XRB由CT AGNgydF4y2Ba,而CT AGNgydF4y2Ba只贡献gydF4y2Ba≲gydF4y2BaXRB 1%。相反,5%的绝对测量的不确定性XRB强度转化为一种不确定性的因素~ 5 CT AGN的数量gydF4y2Ba。因此,CT AGN的数量在高XRB红移在很大程度上是不受约束的。gydF4y2Ba

4.2。在中间红移了AGN (gydF4y2Ba)gydF4y2Ba

如前一节所示,大量的数量被遮挡的AGN中间红移,gydF4y2BaXRB由于模型,在很大程度上是无约束的简并,或当前的x射线的调查gydF4y2Ba凯文,没有所需的灵敏度。NuSTAR将显著改变这种情况。然而,对于现在我们不得不使用替代方法来确定黑洞的数量增长发生在这些来源。我们探索这两种技术,尤为成功:AGN堆积不仅和中选择。gydF4y2Ba

使用x射线观测获得最深的gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba,如在图所示的示例中gydF4y2Ba13gydF4y2Ba已确定,一些适度模糊AGNgydF4y2Ba。observed-frame硬x射线波段(2 - 8 keV乐队)在这些红移包括静止座标光谱中能量较高,从而使他们少受遮蔽的影响。例如,绝大多数的货物来源字段x射线光学通量高比率是模糊的gydF4y2Ba(gydF4y2Ba136年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba138年gydF4y2Ba]。此外,从x射线光谱分析~ 30 CT AGN候选人已确定在CDF-S [gydF4y2Ba70年gydF4y2Ba]和CDF-N [gydF4y2Ba139年gydF4y2Ba]。然而,很明显,x射线选择仍高度不完全被遮挡的来源,这些红移gydF4y2Ba91年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

因为大部分的能量吸收在x射线波段光学是后来核能中长期远红外,预计AGN,特别是最模糊的,不仅应该非常明亮的中源(gydF4y2Ba95年gydF4y2Ba]。来源不仅拥有中,相对于静止座标光和紫外线辐射,被认为是潜在CT AGN的候选人gydF4y2Ba(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba77年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba140年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba142年gydF4y2Ba]。然而,由于激烈的恒星形成之间的紧密联系和AGN活动最明亮的红外源(gydF4y2Ba26gydF4y2Ba),这两个过程的相对贡献仍不确定和有争议的gydF4y2Ba143年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba145年gydF4y2Ba]。已取得显著进展的深斯皮策太空望远镜观测,特别是使用24gydF4y2BaμgydF4y2Bam带。在gydF4y2Ba,这静止座标光谱中波长的发射对应~ 10gydF4y2BaμgydF4y2Ba米,最大AGN与恒星形成之间的对比。为了寻找high-luminosity模糊AGN错过了x射线观测,百花大教堂等。gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba141年gydF4y2Ba不仅定义了”中过剩”地区gydF4y2Ba和gydF4y2Ba(Vega),如图gydF4y2Ba14gydF4y2Ba。一些作者认为,infrared-excess样品CT AGN的分数非常高,> 70%gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba141年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

不仅因为来源中过剩的地区,根据定义,很微弱的光波长,已经很难用光学光谱来测量准确的红移。相反,大多数调查不得不依赖(希望)准确的测光红移gydF4y2Ba146年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba147年gydF4y2Ba]。的光度分布不仅来源的红移中过剩地区ECDF-S图所示gydF4y2Ba15gydF4y2Ba;不仅大多数中多余的消息人士gydF4y2Ba。虽然大多数这些来源不检测x射线,一个重要的信号中发现x射线堆栈(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba141年gydF4y2Ba]。如图gydF4y2Ba16gydF4y2Ba,强劲的堆叠检测gydF4y2BakeV清楚地表明存在大量严重模糊抽样infrared-excess AGN。具体来说,Treister et al。gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba)报道,严重模糊AGN ~ 80 - 90%的ECDF-S mid-IR-excess来源。一个同样高的分数CDF-S(~ 80%被发现的gydF4y2Ba141年gydF4y2Ba和其他领域gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba]。光学光谱拟合这些来源显示的证据大量年轻的恒星数量,100岁以下最高产量研究(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba]。这表明,这些来源同时经历大量的恒星形成和严重模糊AGN的活动。的最佳恒星质量ECDF-S infrared-excess来源之间10gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba和gydF4y2Ba~的恒星质量中值gydF4y2Ba(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba]。因此,一般来说这些都是非常庞大的星系。gydF4y2Ba

为了更详细地研究CT AGN的发展空间密度,如图gydF4y2Ba17gydF4y2Ba我们目前现有的CT测量AGN空间密度作为红移的函数。合理的协议,特别是在gydF4y2Ba,发现观测值和现有的硬x射线亮度功能和演化gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba]。然而,在gydF4y2Ba和高亮度,一个明确的差异。Treister et al。gydF4y2Ba35gydF4y2Ba)认为,这种差异的2 - 3倍可能是由于要么不完备的迅速/蝙蝠和积分CT AGN样本gydF4y2Ba用于修复光度函数归一化(因为reflection-dominated AGN错过)或通过其他类型的污染来源的观测值高的红移。然而,添加后的测量结果使用ECDF-S infrared-excess来源,似乎不仅如此系统的差异仍然存在,但也许更重要的是有一种强烈的CT AGN的数量增加gydF4y2Ba到2.4。这不是所描述的任何现有的光度函数。这进化是由于不太可能选择效果,结果从不同的完全独立调查和选择技术结合图gydF4y2Ba17gydF4y2Ba,即X-ray-selected来源(gydF4y2Ba70年gydF4y2Ba),24gydF4y2BaμgydF4y2Bam-selected来源(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba),CT AGN的样本发现不仅使用中光谱(gydF4y2Ba77年gydF4y2Ba]。这个结果可以解释星系演化模型的上下文中(gydF4y2Ba148年gydF4y2Ba],类星体活动是由星系合并和超大质量黑洞最初完全被灰尘、辐射压力之前删除它和“古典”清楚的类星体是可见的(gydF4y2Ba25gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

几组(gydF4y2Ba149年gydF4y2Ba)发现星系的一部分包含AGN的强大功能的红外光度。在图gydF4y2Ba18gydF4y2Ba我们目前的堆叠光谱CDF-S来源,分类的垃圾箱红外光度(gydF4y2Ba150年gydF4y2Ba]。我们可以看到通过比较这些光谱的相对发射gydF4y2Ba凯文,我们预计AGN排放控制甚至严重模糊的来源,与红外光度变化。换句话说,有一个明显的趋势,与强大的高能x射线辐射增加红外光度。在图所示的光谱gydF4y2Ba18gydF4y2Ba不能直接解释,detector-plus-telescope响应信息丢失后静止座标光谱中能量的转换和叠加。因此,模拟假设不同的内在x射线光谱有为了限制使用的性质主导coadded信号来源。gydF4y2Ba

观察到的堆叠光谱形状无法解释任何合理的光谱的亮光。控制在AGN的组件gydF4y2Ba凯文,是必需的。平均内在静止座标2 - 10 keV AGN光度需要解释观察到的光谱,假设每个源在示例包含一个AGN相同的亮度,gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}的来源gydF4y2Ba,gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}的来源gydF4y2Ba,gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}为gydF4y2Ba,gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}为gydF4y2Ba。这些都是(内在)非常low-luminosity AGN;即使有一个范围,包括high-luminosity类星体是极度不可能像之前的叠加中讨论的论文。这不是太奇怪,实际上,因为调查卷(甚至高红移)很小,所以喜欢high-luminosity类星体不出现罕见的对象。如果严重了AGN在这些堆叠样品有相同的值固有光度X-ray-detected来源相似的红外光度,这将表明15%的星系gydF4y2Ba包含一个严重被遮挡的AGN。这个分数是~ 10%gydF4y2Ba和gydF4y2Ba样本。的来源gydF4y2Ba这个分数< 5%。这种额外的AGN活动(除了x射线检测源)可以占gydF4y2Ba~黑洞吸积总数的22%。添加这个模糊黑洞增长X-ray-detected AGN [gydF4y2Ba151年gydF4y2Ba),我们确认这种增长,~ 70%,明显模糊甚至错过了最深的x射线调查(gydF4y2Ba25gydF4y2Ba,gydF4y2Ba91年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

4.3。模糊AGN高红移,gydF4y2Ba

就像前面提到的gydF4y2Ba3gydF4y2Ba,大多数测量黑洞吸积在高红移,gydF4y2Ba来自光学观察清楚的来源。这不仅是因为被遮挡的来源显然是大多数波长的微弱,但也因为大面积覆盖,以调查大量高红移。我们可以看到在图gydF4y2Ba19gydF4y2Ba,有一个清晰的明亮的类星体的数量在下降gydF4y2Ba下降,尽管是浅的x射线光学的调查相比,由于x射线选择少偏见(gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba85年gydF4y2Ba]。然而,重要的是要指出:(i)这些结果仅限于最高亮度的来源,gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},这并不代表平均AGN和银河系外的贡献不多XRB [gydF4y2Ba35gydF4y2Ba)和(2)仅包含了相对清楚的来源。特别是严重模糊、Compton-thick AGN系统未被充分代表的这些调查。我们将描述,这些失踪的人口可以产生重大影响我们对宇宙的理解超大质量黑洞的成长。gydF4y2Ba

为了寻找存在超大质量黑洞在年轻的星系,Treister et al。gydF4y2Ba152年gydF4y2Ba堆叠的x射线图像gydF4y2Ba星系候选人选择基于光学和近红外线辍学技术,选择从一个样本的197个星系,151 CDF-S和46 CDF-N从Bouwens et al。gydF4y2Ba153年gydF4y2Ba]。使用4毫秒CDF-S Chandra观测,和2 Msec CDF-N数据,这对应于总曝光时间~gydF4y2Ba秒(~ 23年)。重要的检测在软、硬x射线波段。然而,这些检测最近被质疑(摘要)提交后的几位作者gydF4y2Ba154年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba156年gydF4y2Ba)由于可能的偏见所使用的背景减法技术Treister等。而一个完整的讨论显然超出了本文的范围,我们注意到一个完整的分析,使用最优加权方案(如[gydF4y2Ba152年gydF4y2Ba),以及考虑到微弱的影响,未被发现,在后台资源,但仍有许多工作要做。至少,结果下面可以视为上限。gydF4y2Ba

相应的静止座标光谱中2 - 10 keV平均光度,乐队,是来源于observed-frame的艰难gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。从这些来源都有单独的x射线检测,至少30%的星系在这个示例可能包含一个活动星系核(gydF4y2Ba152年gydF4y2Ba]。此外,有一个因素~ 9的区别observed-frame通量测量的软、硬。唯一的解释相对大通量比hard-to-soft乐队非常高水平的昏暗。我们可以看到在图gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba,在gydF4y2Ba,最小列密度gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba},康普顿厚昏暗,是必需的。考虑到这个比例是观察堆叠x射线光谱,这意味着很少有昏暗水平显著降低的来源,进而意味着这些资源必须近Compton-thick大多数方向(~ 4gydF4y2BaπgydF4y2Ba遮蔽)。类似的来源也被观察到在当地的宇宙(gydF4y2Ba157年gydF4y2Ba但似乎罕见。此外,为gydF4y2Ba我们知道,被遮挡的AGN分数的增加与减少亮度(gydF4y2Ba92年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba104年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba117年gydF4y2Ba和增加红移gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba,gydF4y2Ba111年gydF4y2Ba]。因此,它并不完全令人惊讶的来源研究,鉴于其低光度和高红移,严重了。事实上,发现Compton-thick AGNgydF4y2Ba选择使用辍学技术最近报道[gydF4y2Ba158年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

这个相对大量的超大质量黑洞在增长gydF4y2Ba是相反的照片从光学观测获得high-luminosity类星体在相同的距离,这更是少之又少(gydF4y2Ba21gydF4y2Ba,gydF4y2Ba88年gydF4y2Ba]。这是特别重要的在我们的理解早期氢游离,这可以是由于年轻恒星和/或增长的超大质量黑洞(gydF4y2Ba159年gydF4y2Ba]。结果由Treister et al。gydF4y2Ba152年gydF4y2Ba)表明,虽然越来越多的超大质量黑洞不贡献再游离氢,这并不是因为它们的数量在急剧下降gydF4y2Ba正如前面建议(gydF4y2Ba160年gydF4y2Ba),但由于大量的昏暗中发现这些来源暗示紫外线和软x射线不逃跑。gydF4y2Ba

5。宇宙黑洞吸积的历史gydF4y2Ba

直接的黑洞质量测量,通过恒星或气体动力学,可只有几个附近的星系。然而,多亏了超大质量黑洞的质量之间的紧密联系和其他属性,如速度色散和其他人来说,它已经可以估计黑洞质量函数gydF4y2Ba(gydF4y2Ba161年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba164年gydF4y2Ba]。这样做通常从观察到的星系光度或速度函数,假设一个常数黑洞的恒星质量比(gydF4y2Ba161年gydF4y2Ba)或gydF4y2Ba关系(gydF4y2Ba163年gydF4y2Ba]。黑洞质量的整体形状函数和集成的黑洞质量密度,可以只计算gydF4y2Ba,可以用来推断AGN人口的属性。这是第一次使用所谓的“Soltan的论点”[gydF4y2Ba24gydF4y2Ba),说内在测辐射热的AGN光度,gydF4y2Ba,直接与累积的黑洞质量的数量,gydF4y2Ba:gydF4y2Ba 在哪里gydF4y2Ba吸积效率和吗gydF4y2Ba是光速。的典型值假设效率~ 10% (gydF4y2Ba24gydF4y2Ba,gydF4y2Ba163年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

最近比较黑洞的质量函数从观察到的AGN光度分布推断表明,平均效率为8%,Eddington比~ 50%,可见AGN的平均生命周期阶段~ 10gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba年(gydF4y2Ba163年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba164年gydF4y2Ba]。通过研究高质量的黑洞质量分布,gydF4y2Ba,Natarajan Treister [gydF4y2Ba165年gydF4y2Ba)发现ultramassive黑洞的观测数量明显低于AGN的数密度推断硬x射线亮度的功能。他们得出的结论是,这是证据黑洞质量的上限,可以解释为自律机制的存在。gydF4y2Ba

观察到黑洞质量密度gydF4y2Ba通过整合黑洞质量函数,范围从gydF4y2Ba(gydF4y2Ba162年gydF4y2Ba)gydF4y2Ba货币政策委员会gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}(gydF4y2Ba163年gydF4y2Ba];最近,Shankar et al。gydF4y2Ba166年gydF4y2Ba)发现gydF4y2Ba货币政策委员会gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}。相比之下,整合AGN硬x射线低频,包括数量的Compton-thick AGN受制于积分和迅速/蝙蝠观察,Treister et al。gydF4y2Ba35gydF4y2Ba获得的值gydF4y2Ba货币政策委员会gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}与观测值,完全一致,表明至少在本地X-ray-detected AGN可以占大多数或所有的黑洞的增长。gydF4y2Ba

可以测量黑洞质量函数根据观察清楚的,high-luminosity AGN在更高的红移,利用已知的黑洞质量和观测量之间的相关性等光度和发射谱线宽度gydF4y2Ba167年gydF4y2Ba]。这些相关性是黑洞校准使用更直接测量,可用几个,大多地方,来源(gydF4y2Ba8gydF4y2Ba,gydF4y2Ba9gydF4y2Ba]。大量的不暗的类星体与光学光谱提供的SDSS和其他光学调查已经非常有用在决定黑洞质量函数高红移,(gydF4y2Ba168年gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba170年gydF4y2Ba),低光度来源使用更深的调查如AGN和星系演化调查(年龄;(gydF4y2Ba171年gydF4y2Ba])和宇宙gydF4y2Ba172年gydF4y2Ba]。使用这些黑洞质量函数作为红移的函数作为约束条件,最近Natarajan [gydF4y2Ba173年gydF4y2Ba)得出的结论是,观测数据与假设不一致,这些黑洞是创建为星族III恒星的残骸。相反,他们认为大规模播种模型是必需的(gydF4y2Ba174年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

虽然清楚历史的黑洞正在增长,重大不确定性仍然存在。特别是,光谱形状和强度的银河系外的AGN背景被用来限制人口的数量严重模糊超大质量黑洞吸积gydF4y2Ba不是正确的有界。红外和深x射线选择方法是有用的在这个意义上,却没有提供一个最终的答案,因为混乱的恒星星系红外线和x射线掩星的影响。在更高的红移,情况更不清楚,只有几个,非常罕见,高亮度类星体是已知的。除非高红移AGN光度函数是病态的,这些极端的来源并不代表典型的早期宇宙黑洞的成长。因此,尽管最新进展(gydF4y2Ba152年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba173年gydF4y2Ba),第一宇宙中黑洞形成机制目前还不清楚。gydF4y2Ba

6。前景gydF4y2Ba

定于2012年2月发射,NuSTAR将第一个聚焦高能(gydF4y2BakeV) x射线任务,达到流量限制~ 100倍微弱gydF4y2Ba积分gydF4y2Ba或gydF4y2Ba斯威夫特gydF4y2Ba/蝙蝠的观察和比较gydF4y2Ba钱德拉gydF4y2Ba和gydF4y2Baxmm -牛顿gydF4y2Ba在较低的能量。期间的前两年操作,NuSTAR可能会观察,作为保证时间计划的一部分,两个银河系外的领域:ECDF-S和中央1度gydF4y2Ba^2gydF4y2Ba宇宙的一部分,总共3.1毫秒。这些深高能观测将使获得接近完成AGN的一项调查,其中包括大量模糊Compton-thick来源,gydF4y2Ba(gydF4y2Ba175年gydF4y2Ba]。一个类似的任务,ASTRO-H [gydF4y2Ba176年gydF4y2Ba),将于2014年推出了日本。这两个任务将提供角分辨率。gydF4y2Ba≲gydF4y2Ba1′,结合观测更长波长将允许大多数增长的超大质量黑洞的探测和识别gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

毫无疑问,阿塔卡玛大型毫米波阵列(ALMA)将彻底改变我们对星系演化的理解。毫米和追踪submm排放阿尔玛的来源包括热发射的暖和/冷尘埃,恒星形成痕迹,同步辐射与相对论性粒子,和免费辐射HII区域。特别是公司转动跃迁线被用来跟踪空间分布,运动学,温度,分子气体的质量(gydF4y2Ba177年gydF4y2Ba]。阿尔玛的敏感性将允许发光检测的红外星系(gydF4y2Ba),它被发现经常举办一个严重模糊AGN [gydF4y2Ba150年gydF4y2Ba),gydF4y2Ba。此外,与阿尔玛可以分别研究分子中央黑洞周围的灰尘和那些在宿主星系的恒星形成区域。由于其灵敏度和相对糟糕的角分辨率有限,目前mm / sub-mm望远镜不理想甚至研究恒星形成区域附近的星系。这将极大地改变由于阿尔玛,有数量级的更好的敏感性和HST-like角分辨率。第一个呼吁阿尔玛的观察是3月31日发布2011年观测开始于2011年9月30日。预计完成阵列将在2013年全面运作。阿尔玛的高超的空间分辨率和灵敏度可以唯一地标识的光学/近红外线同行mm-submm来源。此外,阿尔玛将直接提供的红移mm-submm来源通过检测有限公司转动跃迁线,非常高的红移。结合这些新数据与现有的多波长信息最终将使我们能够完成人口普查的超大质量黑洞宇宙再电离时期以来的增长。gydF4y2Ba

确认gydF4y2Ba

支持提供的工作的大肠Treiser国家航空和宇宙航行局通过钱德拉/爱因斯坦博士后奖学金奖号码pf8 - 90055,钱德拉x射线天文台发布的中心,这是由史密森天体物理天文台(SAO)和代表国家航空航天局号合同下。nas8 - 03060。提供了额外的支持这项工作通过NASA的钱德拉奖sp1 - 12005 x。大肠Treister收到部分卓越中心的天体物理学和相关技术的支持(PFB 06)。c . m >承认NSF资助ast - 0407295的支持,ast - 0449678, ast - 0807570和耶鲁大学。gydF4y2Ba

引用gydF4y2Ba

1. j·a·奥罗兹,“黑洞双星,库存”gydF4y2Ba大质量恒星奥德赛:从主序到超新星gydF4y2Baa、k . van der Hucht写到,c·埃斯特万。卷,212gydF4y2BaIAU研讨会gydF4y2Ba,365年,页2003。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
2. d . Lynden-Bell”星系核为倒塌的老类星体”,gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷223,不。5207年,第694 - 690页,1969年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
3. t·r·劳尔s·m·费伯d Richstone et al .,“群众的核在明亮的椭圆星系和黑洞空间密度的影响最为巨大的黑洞,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷662,不。2、808 - 834年,2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
4. 籍r .甘泽尔a、t·奥特和f . Eisenhauer“黑暗的本质质量在银河系的中心,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷291,不。1,第234 - 219页,1997。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
5. A . m . Ghez b·l·克莱因m·莫里斯和e·e·Becklin”高自行恒星附近的人马座A *:一个超大质量黑洞的证据在我们的银河系的中心,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷509,不。2、678 - 686年,1998页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
6. 和d . j .可蒙迪拿出Richstone”,内在约束搜索超大质量黑洞在星系核,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学的年度审查gydF4y2Ba,33卷,不。1,第624 - 581页,1995。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
7. j . n . Bahcall B.-Z。Kozlovsky, e·e·萨尔皮特“时间依赖性的发射谱线的优势从一个星群星云,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,第171卷,第467页,1972年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
8. r·d·布兰德福德和c·f·麦基混响的映射赛弗特星系星系和类星体发射谱线地区,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,255年,第439 - 419页,1982年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
9. b·m·彼得森“混响活动星系核的映射,gydF4y2Ba天文学会的太平洋gydF4y2Ba卷,105年,第268 - 247页,1993年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
10. 马可尼和l·k·亨特,“黑洞质量之间的关系,突出质量,和近红外光度,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷589,不。1,L21-L24, 2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
11. j . Magorrian s屈里曼d Richstone et al .,“巨大的黑色物体在星系中心的人口,”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷115,不。6,2285 - 2305年,1998页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
12. l . Ferrarese d·梅里特,“超大质量黑洞之间的基本关系和他们的宿主星系,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷539,不。1,L9-L12, 2000页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
13. k·格布哈特,r·本德g·鲍尔et al .,“核质量黑洞和星系之间的关系速度色散,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷539,不。1,L13-L16, 2000页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
14. l . Ferrarese“超越隆起:超大质量黑洞之间的基本关系和暗物质晕,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷578,不。1,第97 - 90页,2002。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
15. 诉图像,展示出t·迪马特奥,l . Hernquist”造型的反馈恒星和黑洞在星系合并,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷361,不。3、776 - 794年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
16. p·f·霍普金斯,l . Hernquist t·j·考克斯·t·迪马特奥,b·罗伯逊和诉图像,展示出“一个统一、merger-driven模型星群爆发的起源,类星体,宇宙射线背景,超大质量黑洞,星系和球状体,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷163,不。1,1-49,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
17. n . Menci丰塔纳,e . Giallongo a . Grazian和s . Salimbeni“遥远的星系和非常红的丰富:AGN反馈分层模型的角色,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷647,不。2、753 - 762年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
18. d . j .巴豆诉图像,展示出s d . m .白色et al。”活动星系核的许多生命:冷却流,黑洞和星系的光度和颜色,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷365,不。1,11-28,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
19. m·j·里斯“附近的星系,产物的结构与性能”gydF4y2Ba学报》《会饮篇》gydF4y2Ba,1卷,页237 - 244,坏Muenstereifel,德国,1978年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
20. m . Volonteri“超大质量黑洞的形成,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学评论gydF4y2Ba,18卷,不。3、279 - 315年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
21. c . j . Willott l·阿尔伯特·d·Arzoumanian et al .,“Eddington-limited吸积黑洞质量函数在红移6日”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷140,不。2、546 - 560年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
22. 诉Bromm a·勒布,”第一个超大质量黑洞的形成。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷596,不。1,34-46,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
23. b . Devecchi和m . Volonteri”形成的第一个核集群和巨大的黑洞在高红移,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷694,不。1,第313 - 302页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
24. 类星体a . Soltan的“群众”,gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,200年,第122 - 115页,1982年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
25. e . Treister p . Natarajan d·b·桑德斯c梅根> k肖文斯基说道,和j . Kartaltepe”主要星系合并和超大质量黑洞的生长在类星体,”gydF4y2Ba科学gydF4y2Ba,卷328,不。5978年,第602 - 600页,2010年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
26. d·b·桑德斯b . t . Soifer j·h·伊莱亚斯et al .,”并红外星系和类星体的起源。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,325年,第91 - 74页,1988年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
27. p·f·霍普金斯和l . Hernquist”加剧了低级AGN活动通过随机吸积的冷气体,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷166,不。1,1-36,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
28. r .公诉“统一模型对活动星系核和类星体,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学的年度审查gydF4y2Ba没有,卷。31日。1,第521 - 473页,1993。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
29. c . m >和p . Padovani”活动星系核的统一方案高量辐射特性星云”,gydF4y2Ba天文学会的太平洋gydF4y2Ba,第107卷,第803页,1995年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
30. a .劳伦斯“broad-lined的相对频率和narrow-lined活动星系nuclei-implications统一计划,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,252年,第592 - 586页,1991年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
31. 大肠Treister和c . m >”在活动星系核,昏暗的进化”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷652,不。2,L79-L82, 2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
32. r·c·希和m . Markevitch”的绝对测量未解决的宇宙射线背景与钱德拉8 0.5 keV乐队,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷645,不。1,第114 - 95页,2006。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
33. r·f·Mushotzky l·l·考伊a . j . Barger和k . a . Arnaud”解决银河系外的硬x射线背景,”gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷404,不。6777年,第464 - 459页,2000年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
34. g . Setti和l . Woltjer”活动星系核和x射线的光谱背景,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba卷。224年,L21-L23, 1989页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
35. e . Treister c . m >和s . Virani“康普顿厚AGN的空间密度和x射线背景,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,696年,第120 - 110页,2009年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
36. a·r·德雷伯和d·r·巴兰坦”平衡宇宙能量预算:宇宙射线背景,耀类星体,和康普顿厚活动星系核分数,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷707,不。1,第786 - 778页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
37. 格林尼d . Burlon m . Ajello j . a . Comastri a . Merloni和n . Gehrels”三年swift-BAT活动星系核的调查:协调理论和观察?”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷728,p。58岁的2011人。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
38. 大肠Treister和c·梅金>”活动星系核的统一和x射线背景。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷630,不。1,第121 - 115页,2005。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
39. r . Gilli a Comastri g .马普,“宇宙x射线背景的合成在钱德拉和xmm -牛顿时代,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷463,不。1,第96 - 79页,2007。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
40. g .号j·l·Weiland r·s·希尔et al .,“五年威尔金森微波各向异性探测器观察:数据处理、天空地图和基本结果,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷180,不。2、225 - 245年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
41. j . c .礼仪,gydF4y2Ba昏暗和x射线活动星系核的变化gydF4y2Ba爱丁堡大学博士论文,2002。gydF4y2Ba
42. j·j·康登问:f .阴,t . x Thuan, t·鲍勒,“x射线天文台/ ira星系样本重新审视,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷116,不。6,2682 - 2716年,1998页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
43. g . a .盾牌,“热连续吸积盘的类星体,”gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷272,不。5655年,第708 - 706页,1978年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
44. m·a·Malkan w·l·w·萨金特,“紫外线赛弗特星系的星系和类星体过剩,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷。254年,22-37,1982页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
45. m·施密特和r·f·绿色“类星体进化是从帕明亮的类星体的调查和其他完整的类星体的调查,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,269年,第374 - 352页,1983年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
46. b . j .博伊尔t .小腿,s m . Croom et al .,“2 df通联红移调查显示。恒星的光光度函数对象。”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷317,不。4、1014 - 1022年,2000页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
47. g·t·理查兹x粉丝,d . p .施耐德et al ., 2625年的“颜色类星体(0 zgydF4y2Ba< 5在斯隆数字巡天光度测量系统中,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷121,不。5,2308 - 2330年,2001页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
48. 迈尔斯·g·t·理查兹,公元,a·g·格雷et al .,“有效光度选择斯隆数字巡天的类星体。二世。gydF4y2Ba~gydF4y2Ba从数据版本6 1000000个类星体,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷180,不。1,第83 - 67页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
49. d . e . Vanden伯克,g·t·理查兹,a·鲍尔et al .,“复合类星体光谱从斯隆数字巡天”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷122,不。2、549 - 564年,2001页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
50. l . j . Kewley b园、g·考夫曼和t·赫克曼”活动星系核的宿主星系和分类,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷372,不。3、961 - 976年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
51. g·考夫曼,t·m·赫克曼特雷蒙蒂et al .,“活动星系核的宿主星系,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷346,不。4、1055 - 1077年,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
52. l . j . Kewley m·a . Dopita r·s·萨瑟兰c . a . Heisler和j . Trevena“星暴星系的理论建模,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷556,不。1,第140 - 121页,2001。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
53. s . m . Croom g·t·理查兹,t .小腿et al .,“2 df-sdss有通联调查:通联光度函数为0.4 zgydF4y2Ba< 2.6。”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷399,不。4、1755 - 1772年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
54. s . m . Croom r . j .史密斯b·j·博伊尔et al .,“2 df通联红移Survey-XII。光谱目录和光度函数”,gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷349,不。4、1397 - 1418年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
55. g·t·理查兹,s m . Croom s·f·安德森et al .,“2 df-sdss有通联(2 slaq)调查:gydF4y2BazgydF4y2Ba< 2.1类星体光度函数从5645年类星体gydF4y2BaggydF4y2Ba= 21.85。”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷360,不。3、839 - 852年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
56. g·t·理查兹·m·a·施特劳斯x风扇et al .,”斯隆数字巡天类星体调查:类星体光度函数从数据发布3”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷131,不。6,2766 - 2787年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
57. e . Glikman s g . Djorgovski d·斯特恩,a·戴伊b . t .季浩丰,K.-S。李,“微弱的类星体的光度函数在z ~ 4:对星系际介质的电离和宇宙裁员,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba2011年,卷728,p . L26。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
58. e . Glikman m . Bogosavljevićs . g . Djorgovski et al .,“微弱的类星体的光度函数gydF4y2Baz ~gydF4y2Ba4,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷710,不。2、1498 - 1514年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
59. 池田h . t . Nagao k松岗et al .,“探测微弱的类星体的光度函数gydF4y2BazgydF4y2Ba~ 4宇宙领域。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba2011年,卷728,p . L25。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
60. b . Siana m . Del Carmen Polletta h·e·史密斯et al .,“太古的高红移qso以上测绘gydF4y2BazgydF4y2Ba~ 3通联光度函数”,gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷675,不。1,49 - 70年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
61. d·e·格鲁伯l·e·彼得森,j·l·Matteson和g . v .荣格“弥漫宇宙硬x射线的光谱测量与HEAO 1”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷520,不。1,第129 - 124页,1999。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
62. a . De Luca和s Molendi“2 - 8 keV宇宙x射线背景光谱与xmm -牛顿观察到,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷419,不。3、837 - 848年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
63. e . Churazov r . Sunyaev m . Revnivtsev et al .,“积分观测宇宙x射线背景的5 - 100 keV范围通过掩星到地球,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷467,不。2、529 - 540年,2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
64. 格林尼m . Ajello j . g .佐藤et al .,“宇宙x射线背景和地球反照率光谱与迅速蝙蝠,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷689,不。2、666 - 677年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
65. s . f .韩起澜和t . Beckert活动星系核尘埃tori相当于在低和高,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷380,不。3、1172 - 1176年,2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
66. j . Tueller r·f·Mushotzky s Barthelmy et al .,斯威夫特蝙蝠agn的调查中,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷681,不。1,第127 - 113页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
67. r . Krivonos m . Revnivtsev a . Lutovinov猛烈,e . Churazov和r . Sunyaev”积分/硬x射线,宜必思全天调查”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷475,不。2、775 - 784年,2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
68. a . Malizia j·b·斯蒂芬·l·Bassani a . j .鸟,f . Panessa和p . Ubertini”的比例Comptonthick AGN不可分割的完整样本来源,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,399年,第951 - 944页,2009年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
69. f·a·哈里森et al .,“核光谱望远镜阵列(NuSTAR)”gydF4y2Ba美国太空望远镜和仪器:紫外射线gydF4y2Ba卷,7732gydF4y2Ba学报学报gydF4y2Ba,2010年7月。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
70. p . Tozzi r . Gilli诉Mainieri et al .,“x射线光谱性质的活动星系核钱德拉深空,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷451,不。2、457 - 474年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
71. m·施密特,”273年3 c:一个星形的对象大的红移,“gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷197,不。4872,1040年,页1963。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
72. k·凯勒曼,r . Sramek m·施密特·d·b·谢弗和r·格林,“射电望远镜观测对象的帕明亮的类星体的调查,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba卷,98年,第1207 - 1195页,1989年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
73. m . c . Begelman r·d·布兰德福德·m·j·里斯,“银河系外的无线电理论来源,”gydF4y2Ba现代物理学的评论gydF4y2Ba卷,56号2、255 - 351年,1984页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
74. d·b·桑德斯e . s . Phinney g . Neugebauer b t .道理和k·马修斯,”连续能量distributionof quasars-shapes和起源,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷。347年,29-51,1989页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
75. e . Treister c . n . Cardamone k肖文斯基说道,“重模糊agn恒星星系gydF4y2Baz≃gydF4y2Ba2》gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷706,不。1,第552 - 535页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
76. p . Ranalli a Comastri, g . Setti“2 - 10 keV光度的恒星形成率指标,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷399,不。1,39-50,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
77. d·m·亚历山大·r·r·怕羞的a .教皇et al .,“可靠的识别compton-thick类星体gydF4y2Baz≈gydF4y2Ba2:斯皮策的红外光谱学HDF-oMD49。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷687,不。2、835 - 847年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
78. f·菲奥雷et al .,“追逐高度模糊qso以上在宇宙领域,“gydF4y2Ba《天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,693年,第462 - 447页,2009年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
79. b . Yencho a . j . Barger l . Trouille optx项目和l . m .冬天。”二世。活动星系核的硬x射线光度函数gydF4y2Baz≲gydF4y2Ba5,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷698,不。1,第396 - 380页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
80. r·德拉盲肠,a . Caccianiga, p . Severgnini et al .,“宇宙属性AGN的xmm -牛顿明亮的调查,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷487,不。1,第130 - 119页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
81. j·a·鲍德温·m·m·菲利普斯和r . Terlevich”分类参数的发射谱线光谱银河系外的对象,“gydF4y2Ba天文学会的太平洋gydF4y2Ba卷。93年,5-19,1981页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
82. 公元Montero-Dorta, d . j .巴豆r .严et al .,“DEEP2星系红移巡天数据档案的:红色的序列AGN分数及其环境和红移的依赖,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷392,不。1,第134 - 125页,2009。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
83. m .囊r . Gilli f . Civano a . Comastri r·菲奥雷和c . Vignali”(严重)的识别与WFXT AGN:宇宙和CDFS教训”gydF4y2BaMemorie德拉公司Astronomica Italiana SupplementigydF4y2Ba,17卷,p。106年,2011年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
84. j·d·西尔弗曼,p . j .绿色,w . a Barkhouse et al .,“X-ray-selected活动星系核的光度函数:进化的超大质量黑洞红移高,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷679,不。1,第139 - 118页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
85. j . Ebrero f·j·卡雷拉,m . j .页面et al .,“xmm -牛顿偶然调查VI。x光光度函数”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷493,不。1,55 - 69、2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
86. j . Aird k . Nandra e . s . Laird et al .,“硬AGN的光度函数方法的演变,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,401年,第2551 - 2531页,2010年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
87. m .囊,a . Comastri r . Gilli et al .,“高红移类星体在宇宙中调查:空间密度gydF4y2BazgydF4y2Ba> 3 x射线选择qso以上。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷。693年,8-22,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
88. x风扇、c·l·卡瑞和b·基廷“观测限制宇宙再电离,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学的年度审查gydF4y2Ba,44卷,第462 - 415页,2006年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
89. 威尔逊•m .猫王,t .承载,et al .,“赛非星系x射线源,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,183年,第157 - 129页,1978年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
90. f·e·鲍尔·d·m·亚历山大·w·n·勃兰特et al .,”的活动星系核和恒星星系的崛起:仔细看看钱德拉深空x射线数字计数,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷128,不。5,2048 - 2065年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
91. e . Treister c梅根>大肠Chatzichristou et al .,“掩盖活动星系核和x射线光学,和远红外号码项货物领域的活动星系核,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷616,不。1,第135 - 123页,2004。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
92. 猛烈的,m . Revnivtsev r . Krivonos e . Churazov和r . Sunyaev“硬x射线附近的AGN的光度函数和吸收分布:积分全天调查,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷462,不。1,57 - 66,2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
93. g·t·理查兹,m .花边l . j . Storrie-Lombardi et al .,“1型类星体光谱能量分布和多波长的选择,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷166,不。2、470 - 497年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
94. m·哈斯,克洛斯,s a·h·穆勒et al .,“ISO Palomar-Green类星体,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷402,不。1,第111 - 87页,2003。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
95. e . Treister c . m > j . Van达因et al .,”斯皮策项活动星系核数量商品领域,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷640,不。2、603 - 611年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
96. e . Glikman d·j·希尔芬迪,r . l .白色“类星体的近红外光谱的模板,gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷640,不。2、579 - 591年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
97. m . Nenkova z Ivezić,m . Elitzur“从活动星系核,粉尘排放”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷570,不。1,L9-L12, 2002页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
98. e . Treister j . h . Krolik, c . Dullemond”测量的分数被遮挡的类星体的红外光度不晦涩的类星体,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷679,不。1,第148 - 140页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
99. c . n . Cardamone c . m > m .之后et al .,“中红外属性和颜色选择MUSYC X-ray-detected活动星系核的扩展钱德拉深南部,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷680,不。1,第142 - 130页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
100. m·施密特,“空间分布和亮度的功能顾名思义——无线电来源,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,第151卷,第393页,1968年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
101. h·l·马歇尔,“光的进化选择类星体和Z小于2.2 B小于20,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,299年,第121 - 109页,1985年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
102. g . Mathez“进化的光度函数quasars-a模型常数密度和光度进化,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba卷,53岁,15至21,1976页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
103. g .马普t宫,m·施密特”Luminosity-dependent软x射线的进化选择的AGN:新钱德拉和xmm -牛顿调查,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷441,不。2、417 - 434年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
104. y建筑师,m .秋山,研究员合作k, t .宫,“宇宙进化的硬x射线活动星系核光度函数和硬x射线的起源背景,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷598,不。2、886 - 908年,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
105. a . j . Barger l·l·考伊r . f . Mushotzky et al .,“宇宙进化的艰苦X-ray-selected活动星系核,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷129,不。2、578 - 609年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
106. 基督徒们,d·m·亚历山大·f·鲍尔et al .,“高红移的空间密度qso以上大天文台起源深度调查,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷600,不。2,L119-L122, 2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
107. x, v . k . Narayanan r·h·勒普顿et al .,”的调查gydF4y2BazgydF4y2Ba在斯隆数字巡天> 5.8类星体。我发现了三个新的类星体和发光的类星体的空间密度gydF4y2Baz ~gydF4y2Ba6日,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷122,不。6,2833 - 2849年,2001页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
108. c . j . Willott p . Delorme c Reyle et al .,”的Canada-France高红移类星体调查:九新类星体和光度函数在红移6日”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷139,不。3、906 - 918年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
109. f . Civano et al .,“高红移的人口活动星系核的Chandra-COSMOS调查,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,第741卷,第91页,2011年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
110. r . Maiolino和g·h·里克Low-luminosity和模糊赛弗特星系核附近的星系,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷454,不。1,第105 - 95页,1995。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
111. d·r·巴兰坦j·e·埃弗雷特,n . Murray”连接星系演化、恒星形成和宇宙射线背景,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷639,不。2、740 - 752年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
112. a·t·史蒂芬a . j . Barger l·l·考伊r·f·Mushotzky y阳,“人口活动星系核的变化,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷596,不。1,L23-L26, 2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
113. c·辛普森,”1型活动星系核的光度依赖分数,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷360,不。2、565 - 572年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
114. a . Akylas和i Georgantopoulos photo-ionisation能解释的降低分数与光度AGN模糊?”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷479,不。3、735 - 740年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
115. e . Treister s Virani大肠Gawiser et al .,“光学光谱扩展钱德拉x射线源的深空,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,693年,第1727 - 1713页,2009年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
116. r . Barvainis“热尘埃和近红外撞在类星体和活动星系核的连续光谱,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷,320年,第544 - 537页,1987年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
117. f·l·a .语言f . Fiore a Comastri et al .,“HELLAS2XMM调查。七世。agn的硬x射线亮度功能gydF4y2BazgydF4y2Ba= 4:更多的agn在低光度和高吸收红移,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷635,不。2、864 - 879年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
118. g .马普”吸收性质和活动星系核的进化。”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷490,不。3、905 - 922年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
119. a . Akylas Georgantopoulos, a . Georgakakis s Kitsionas和e . Hatziminaoglou“xmm -牛顿和钱德拉测量AGN的固有吸收:依赖光度和红移,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷459,不。3、693 - 701年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
120. d·鲁茨r . Maiolino h·w·w·勺子,和a . f . m . Moorwood”AGN硬x射线辐射之间的关系从ISO光谱和中红外连续:分散和统一方面,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷418,不。2、465 - 473年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
121. j·j·博克k·a·马什·m·e·莱斯勒和m . w . Werner“高分辨率的细胞核中红外成像的NGC 1068,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷504,不。1,L5-L10, 1998页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
122. j . t . Radomski r·k·碧娜c·汉姆et al .,”解决了中红外发射窄线地区的NGC 4151,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷587,不。1,第122 - 117页,2003。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
123. w·桑德斯,m . Rowan-Robinson a .劳伦斯et al。”60-micron和远红外光度函数ira的星系,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,242年,第337 - 318页,1990年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
124. K . Iwasawa d·b·桑德斯a·s·埃文斯n . Trentham g . Miniutti和h·w·w·勺子,“菲并红外星系Arp 220 K发射,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,357年,第571 - 565页,2005年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
125. c·k·赛弗特星系核发射螺旋星云,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba1943年,卷97,p . 28日。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
126. g . Risaliti r . Maiolino, m . Salvati”吸收列的分布密度2赛弗特星系的星系中,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷522,不。1,第164 - 157页,1999。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
127. j·b·德Veny w·h·奥斯本,和k·琼斯,“类星体的目录,gydF4y2Ba天文学会的太平洋gydF4y2Ba,第83卷,第611页,1971年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
128. g .马特·a·c·费边·m·Guainazzi k . Iwasawa l . Bassani和g . Malaguti”的x射线光谱compton-thick赛弗特星系2星系被BeppoSAX,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba卷,318年,第179 - 173页,2000年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
129. m·h·k·德Grijp g . k .麦莉j .滑和t·德容,“红外赛弗特星系:一个新的人口活跃星系吗?”gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷314,不。6008年,第242 - 240页,1985年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
130. c·温克勒t·j·l·拿破仑g . Di Cocco et al .,“积分任务,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷411,不。1,L1-L6, 2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
131. n . Gehrels g . Chincarini p Giommi et al .,“迅速伽马射线的使命。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷611,不。2、1005 - 1020年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
132. p . Ubertini f . Lebrun g . Di Cocco et al .,“宜必思:成像仪车载积分,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷411,不。1,L131-L139, 2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
133. p . Vignati s Molendi g·马特et al .,“BeppoSAX揭示核组件NGC 6240,”gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷349,不。2,L57-L60, 1999页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
134. n . a . Levenson t·m·赫克曼j . h . Krolik k·a·韦弗和p . t . Zycki”穿透深度的封面compton-thick活动星系核,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷648,不。1,第127 - 111页,2006。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
135. g . Ghisellini f . Haardt, g .马特”的贡献模糊环赛弗特星系的x射线谱galaxies-a测试统一模型,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,第267卷,第743页,1994年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
136. d·m·亚历山大·w·n·布兰德,a . e . Hornschemeier et al .,“钱德拉深北调查领域。VI。光微弱的x射线源的性质,“gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷122,不。5,2156 - 2176年,2001页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
137. a . j . Barger l·l·考伊p Capak et al .,”的光学和红外性能2钱德拉女士深北x射线源,”gydF4y2Ba天文杂志gydF4y2Ba,卷126,不。2、632 - 665年,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
138. 诉Mainieri, d . Rigopoulou。莱曼et al .,“Submillimetre检测2型的通联高红移。”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷356,不。4、1571 - 1575年,2005页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
139. Georgantopoulos, a . Akylas a Georgakakis, m . Rowan-Robinson“钱德拉深领域的AGN Compton-thick北,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷507,不。2、747 - 756年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
140. e .并且d·m·亚历山大·m·迪金森et al .,“多波长研究大规模的星系gydF4y2Baz ~gydF4y2Ba2。二世。广泛的compton-thick活动星系核和黑洞的并发增长和膨胀,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷670,不。1,第189 - 173页,2007。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
141. f . Fiore a . Grazian p Santini et al .,“钱德拉深南部,推出了吸积”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷672,不。1,第101 - 94页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
142. Georgantopoulos, a . Georgakakis m . Rowan-Robinson, e . Rovilos”不仅在寻找中模糊AGN钱德拉深北,“gydF4y2Ba天文学和天体物理学gydF4y2Ba,卷484,不。3、671 - 678年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
143. j·l·唐利g·h·里克·g·Perez-Gonzalez g·巴罗,“AGN人口,斯皮策的贡献”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷687,不。1,第132 - 111页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
144. 答:教皇,r . s .商量之后,a·戴伊et al .,“微弱的本质Spitzer-selected dust-obscured星系,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷689,不。1,第133 - 127页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
145. a . Georgakakis m . Rowan-Robinson k . Nandra j . Digby-North p·g . Perez-Gonzalez g·巴罗,“红外过剩来源:康普顿厚qso以上,low-luminosity赛弗特星系或星群爆发?”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷406,不。1,第433 - 420页,2010。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
146. m . Salvato g .马普o . Ilbert et al .,“测光红移XMM-cosmos来源和分类,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷690,不。2、1250 - 1263年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
147. c . n . Cardamone p·g·冯·多库姆,c . m > et al .,“多波长调查Yale-Chile (MUSYC):深medium-band光学成像和高质量32-band光度ECDF-S红移,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷189,不。2、270 - 285年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
148. p·f·霍普金斯,l . Hernquist t·j·考克斯和d·克雷布斯”宇宙框架共同进化的类星体,超大质量黑洞,和椭圆星系。即星系合并,类星体活动。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷175,不。2、356 - 389年,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
149. j . s . Kartaltepe d·b·桑德斯·e·勒弗洛克et al .,”得出研究的样本70gydF4y2BaμgydF4y2Ba选定的星系在宇宙领域。光谱能量分布和光度,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷709,不。2、572 - 596年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
150. e . Treister c . m > k肖文斯基说道,c . n . Cardamone d·b·桑德斯,“严重掩盖活动星系核的高红移星系明亮的红外,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷722,不。2,L238-L243, 2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
151. b·罗·e·鲍尔w·n·勃兰特et al .,“钱德拉深南部调查:2源目录,女士”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上补充系列gydF4y2Ba,卷179,不。1,19-36,2008页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
152. e . Treister k肖文斯基说道,m . Volonteri p . Natarajan和e . Gawiser”早期宇宙黑洞的增长很大程度上是自动调整的,隐藏,“gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba,卷474,不。7351年,第358 - 356页,2011年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
153. r . j . Bouwens g·d·伊林沃思j.p. -布莱克斯利合著和m . Franx”星系gydF4y2Baz ~gydF4y2Ba6:紫外线光度函数和光度密度从506年段,段平行ACS,和商品i-dropouts”,gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷653,不。1,53 - 85年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
154. 费奥雷f、s Puccetti, s . Mathur“人口高红移,”。在出版社。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
155. c . j . Willott“不模糊的证据,大多数吸积黑洞gydF4y2Ba$\mathrm{zgydF4y2Ba}=gydF4y2Ba\mathrm{6gydF4y2Ba}$恒星星系。”gydF4y2Ba天体物理学杂志通讯》上gydF4y2Ba,卷742,不。1,2011。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
156. l·l·考伊a . j . Barger和g .马普的x射线源gydF4y2Ba$\mathrm{zgydF4y2Ba}=gydF4y2Ba\mathrm{0gydF4y2Ba}\text{- - - - - -gydF4y2Ba}\mathrm{8gydF4y2Ba}$”。在出版社。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
157. y y建筑师,s Eguchi遗体et al .,分别“Suzaku望远镜的观察活动星系核迅速蝙蝠的调查中发现:发现了一种“新型”埋超大质量黑洞。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷664,不。2二世,L79-L82, 2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
158. r . Gilli j . Su c·诺曼et al .,“Compton-thick活动星系核gydF4y2Ba$\mathrm{zgydF4y2Ba}~gydF4y2Ba\mathrm{5gydF4y2Ba}$在4钱德拉女士深空南。”gydF4y2Ba《天体物理学杂志通讯》上,gydF4y2Ba,卷730,不。2,p。L28, 2011年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
159. m . Volonteri和n . y . Gnedin“相对恒星和类星体在宇宙再电离,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷703,不。2、2113 - 2117年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
160. c . a . faucher - giguere a . Lidz l . Hernquist和m . Zaldarriaga”进化的星系间的不透明度:电离的背景意义,宇宙恒星形成,和类星体活动,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷688,不。1,第107 - 85页,2008。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
161. p . Salucci大肠Szuszkiewicz、p .摩纳哥和l . Danese“休眠的黑洞质量函数和活动星系核的进化,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷307,不。3、637 - 644年,1999页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
162. 问:Yu和美国屈里曼观测限制增长的巨大的黑洞,”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷335,不。4、965 - 976年,2002页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
163. a·马可尼g . Risaliti r . Gilli l·k·亨特,r . Maiolino和m . Salvati”当地的超大质量黑洞,文物的活动星系核和x射线背景,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷351,不。1,第185 - 169页,2004。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
164. f . Shankar p . Salucci g . l . Granato g . De Zotti和l . Danese“超大质量黑洞人口:本地和累积质量之间的匹配函数,“gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷354,不。4、1020 - 1030年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
165. p . Natarajan和e . Treister”有一个上限的黑洞质量吗?”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷393,不。3、838 - 845年,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
166. f . Shankar d·h·温伯格,j . Miralda-Escude“自洽模型AGN和黑洞的人群:责任周期,吸积率和平均辐射效率,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷690,不。1,20-41,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
167. m . Vestergaard b·m·彼得森,“确定中心黑洞质量在遥远的活跃星系和类星体。二世。改进的光和紫外线比例关系。”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷641,不。2、689 - 709年,2006页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
168. r . j . McLure和j·s·邓洛普类星体黑洞的宇宙演化群众。”gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷352,不。4、1390 - 1404年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
169. m . Vestergaard“早期增长和高效的巨大黑洞的吸积高红移,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷601,不。2、676 - 691年,2004页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
170. 公元前凯利,m . Vestergaard x粉丝,p·霍普金斯,l . Hernquist和a . Siemiginowska“黑洞限制增长,类星体,和爱丁顿比率分布SDSS的宽线类星体黑洞质量函数,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷719,不。2、1315 - 1334年,2010页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
171. j . a . Kollmeier c . a . Unken c . s . Kochanek et al .,“黑洞质量和爱丁顿比率为0.3 zgydF4y2Ba< 4,“gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷648,不。1,第139 - 128页,2006。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
172. j·r·特朗普et al .,“观测限制1型活动星系核吸积率在宇宙中,“gydF4y2Ba《天体物理学杂志》上gydF4y2Ba卷。700年,49-55,2009页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
173. p . Natarajan“巨大黑洞的形成和演化早期宇宙的种子,”gydF4y2Ba印度的《天文学会gydF4y2Ba,39卷,不。1,第161 - 145页,2011。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
174. g . Lodato和p . Natarajan高红移种子黑洞的质量函数”,gydF4y2Ba皇家天文学会月刊gydF4y2Ba,卷377,不。1,L64-L68, 2007页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
175. d·r·巴兰坦a·r·德雷珀k·k·马德森,j . r . Rigby和e . Treister”揭开了吸积的面纱:活动星系核数量统计和调查的策略成像硬x射线的任务,”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷736,不。1,56页,2011年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
176. t .高桥k . Mitsuda r·凯利et al .,“ASTRO-H使命,”gydF4y2Ba美国太空望远镜和仪器:紫外射线gydF4y2Ba卷,7732gydF4y2Ba学报学报gydF4y2Ba,2010年。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba
177. l .姚明,e . r . Seaquist n . Kuno l·邓恩,“infrared-luminous星系,CO分子气体”gydF4y2Ba天体物理学杂志》上gydF4y2Ba,卷588,不。2、771 - 791年,2003页。gydF4y2Ba视图:gydF4y2Ba出版商的网站gydF4y2Ba|gydF4y2Ba谷歌学术搜索gydF4y2Ba

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