Sterrekunde

Hoe kan die waargenome grootte van 'n Quasar omgeskakel word na die bolometriese helderheid?

Hoe kan die waargenome grootte van 'n Quasar omgeskakel word na die bolometriese helderheid?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hoe kan ek die waargenome grootte omskakel in Bolometriese helderheid? Ek ken die verband met die ster, maar moet dit dieselfde wees vir 'n Quasar? Eintlik wil ek die X-as van hierdie plot omskakel in helderheid (of massa).


Die bolometriese grootte van 'n kwasar kan volgens dieselfde metode as 'n ster (met behulp van totale uitgestraalde energie) bepaal word ... maar omdat quasars nie isotropies uitstraal nie en hierdie verspreiding afhang van golflengte. 'N Verdere komplikasie kom omdat baie fotone geabsorbeer word en heruitgestuur, ens. Sommige standaard berekeningsmetodes kan hier gevind word ... Kwasar bolometriese regstellings


Dit is 'n lys van uitsonderlike kwasars vir kenmerke wat andersins nie afsonderlik gelys word nie

Kwasar Aantekeninge
Tweeling Quasar Geassosieer met 'n moontlike mikro-lensgeleentheid in die swaartekraglensstelsel wat die beeld van die Twin Quasar verdubbel.
QSR J1819 + 3845 Bewese interstellêre skittering as gevolg van die interstellêre medium.
CTA-102 In 1965 het die Sowjet-sterrekundige Nikolai S. Kardashev verklaar dat hierdie kwasar gekodeerde boodskappe van 'n vreemde beskawing stuur. [2]
CID-42 Sy supermassiewe swart gat word uitgegooi en sal eendag 'n verplaasde kwasar word.
TON 618 TON 618 is 'n baie verre en uiters ligte kwasar - tegnies, 'n hiperlumineuse, radioabsorberende kwasar met breë absorpsie - naby die Noord-Galaktiese Pool in die sterrebeeld Canes Venatici.

Dit is 'n lys van kwasars, met 'n algemene naam, in plaas van 'n benaming uit 'n opname, katalogus of lys.

Kwasar Oorsprong van naam Aantekeninge
Tweeling Quasar Uit die feit dat twee beelde van dieselfde kwasar met gravitasielens geproduseer word.
Einstein Kruis Van die feit dat gravitasielensing van die kwasar amper perfek vorm Einstein kruis, 'n konsep in gravitasie-lens.
Triple Quasar Van die feit dat daar drie helder beelde is van dieselfde kwasar met gravitasie-lens. Daar is eintlik vier beelde, die vierde is flou.
Klawerblad Van sy voorkoms wat ooreenstem met die blaar van 'n klawer. Dit is swaartekragtig gelens in vier beelde, met 'n soortgelyke voorkoms.
Teekoppie Galaxy Die naam is afkomstig van die vorm van die uitgebreide emissie, wat gevorm is soos die handvatsel van 'n teekoppie. Die handvatsel is 'n borrel wat gevorm word deur kwasarwinde of kleinskaalse radiostrale. Lae rooi verskuiwing, baie verduisterde tipe 2-kwasar.

Dit is 'n lys van kwasars wat as gevolg van gravitasie-lens as veelvuldige beelde op die aarde verskyn.

Kwasar Beelde Lens Aantekeninge
Tweeling Quasar 2 YGKOW G1 Die eerste gravitasie-voorwerp ontdek
Triple Quasar (PG 1115 + 080) 4 Oorspronklik ontdek as drie lensbeelde, is die vierde prentjie flou. Dit was die tweede kwasar met gravitasielens wat ontdek is.
Einstein Kruis 4 Huchra se lens Eerste Einstein Kruis ontdek
RX J1131-1231 se kwasar 4 RX J1131-1231 se elliptiese sterrestelsel RX J1131-1231 is die naam van die kompleks, kwasar, gasheerstelsel en lensstelsel, saam. Die gasheerstelsel van die kwasar word ook in 'n Chwolson-ring rondom die lensstelsel gelens. Die vier beelde van die kwasar is in die ringbeeld ingebed.
Klawerblad 4 [3] Helderste bekende hoë-rooiverskuiwingsbron vir CO-uitstoot [4]
QSO B1359 + 154 6 KLAS B1359 + 154 en nog drie sterrestelsels Eerste sekstueelbeeldbeeldstelsel
SDSS J1004 + 4112 5 Melkweggroep by z = 0,68 Die eerste kwasar wat vermenigvuldig is met 'n sterrestelsel, is tans die derde grootste kwasarlens met die skeiding tussen beelde van 15 ″ [5] [6] [7]
SDSS J1029 + 2623 3 Melkweggroep by z = 0,6 Die huidige grootste afsonderlike kwasarlens met 'n skeiding van 22,6 between tussen die verste beelde [8] [9] [10]
SDSS J2222 + 2745 6 [11] Melkweggroep by z = 0,49 [12] Eerste sextuply-lens sterrestelsel [11] Derde derde kwasar wat ontdek word deur 'n sterrestelsel cluster. [12] Kwasar geleë op z = 2.82 [12]

Dit is 'n lys van dubbele kwasars, drievoudige kwasars en dies meer, waar kwasars naby mekaar is, maar nie fisies verwant is nie.

Kwasars Tel Aantekeninge
QSO 1548 + 115 4C 11.50 (z = 0.436) QSO B1548 + 115B (z = 1.901) 2 [13] [14]
QSO 1146 + 111 8 [15]
z stel rooi verskuiwing voor, 'n maatstaf van resessiesnelheid en afgeleide afstand as gevolg van kosmologiese uitbreiding

Dit is 'n lys van binêre kwasars, trinêre kwasars en dies meer, waar kwasars fisies naby mekaar is.

Kwasars Tel Aantekeninge
kwasars van SDSS J0841 + 3921 protocluster 4 Eerste kwasarkwartet ontdek. [16] [17]
LBQS 1429-008 (QQQ 1432-0106) 3 Eerste kwasar-drieling ontdek.
Dit is eers as 'n binêre kwasar ontdek voordat die derde kwasar gevind is. [18]
QQ2345 + 007 (Q2345 + 007) Q2345 + 007A Q2345 + 007B 2 Oorspronklik 'n kwasar met 'n dubbele beeld, maar eintlik 'n kwasar-koeplet. [19]
QQQ J1519 + 0627 3 [20]

Groot Kwasargroepe Redigeer

Groot kwasargroepe (LQG's) is aan 'n massa-filament gebind en nie direk aan mekaar gebind nie.

LQG Tel Aantekeninge
Webster LQG
(LQG 1)
5 Eerste LQG ontdek. Ten tye van sy ontdekking was dit die grootste struktuur wat bekend was. [21] [22]
Groot-LQG
(U1.27)
73 Die grootste struktuur wat in die waarneembare heelal bekend is, vanaf 2013. [23] [24]

Dit is 'n lys van kwasars met stralers wat blyk te wees superluminaal as gevolg van relativistiese effekte en siglyn-oriëntasie. Daar word soms na sulke kwasars verwys superluminale kwasars.

Kwasar Superluminaliteit Aantekeninge
3C 279 4c Eerste kwasar ontdek met superluminale stralers [25] [26] [27] [28] [29]
3C 179 7.6c Vyfde ontdek, eers met dubbele lobbe [30]
3C 273 Dit is ook die eerste kwasar wat ooit geïdentifiseer is [31]
3C 216
3C 345 [31] [32]
3C 380
4C 69.21
(Q1642 + 690, QSO B1642 + 690)
8C 1928 + 738
(Q1928 + 738, QSO J1927 + 73, Quasar J192748.6 + 735802)
PKS 0637-752
QSO B1642 + 690

Kwasars met 'n resessiesnelheid groter as die snelheid van die lig (c) is baie algemeen. Enige kwasar met z & GT 1 neem vinniger af as c, terwyl z presies gelyk aan 1 'n resessie met die ligspoed aandui. [33] Vroeë pogings om superluminale kwasars te verklaar, het gelei tot ingewikkelde verklarings met 'n limiet van z = 2.326, of in die uiterste z & lt 2.4. [34] Die meeste kwasars lê tussen z = 2 en z = 5.

Titel Kwasar Jaar Data Aantekeninge
Eerste kwasar ontdek 3C 48 1960 eerste radiobron waarvoor optiese identifikasie gevind is, dit was 'n steragtige voorwerp
Die eerste "ster" wat later ontdek is, is 'n kwasar
Die eerste radiobron wat later ontdek is, is 'n kwasar
Eerste kwasar geïdentifiseer 3C 273 1962 eerste radio- "ster" op 'n hoë rooi verskuiwing met 'n nie-sterre spektrum.
Eerste radio-stil kwasar QSO B1246 + 377 (BSO 1) 1965 Die eerste radio-stil kwasi-sterre voorwerpe (QSO) is genoem Blou sterre voorwerpe of BSO, omdat dit soos sterre gelyk het en blou van kleur was. Hulle het ook spektra en rooi verskuiwings gehad soos radio-harde kwasi-sterre radiobronne (QSR), en dit het dus kwasars geword. [27] [35] [36]
Eerste gasheerstelsel van 'n kwasar ontdek 3C 48 1982
Die eerste kwasar wat blykbaar nie 'n gasheerstelsel het nie HE0450-2958 (Naakte kwasar) 2005 Sommige betwiste waarnemings dui op 'n gasheerstelsel, ander nie.
Eerste multi-kern kwasar PG 1302-102 2014 Binêre supermassiewe swart gate binne die kwasar [37] [38]
Eerste kwasar wat 'n terugsakende supermassiewe swart gat bevat SDSS J0927 + 2943 2008 Twee optiese emissie-lynstelsels geskei deur 2650 km / s
Eerste kwasar met gravitasie-lens geïdentifiseer Tweeling Quasar 1979 Lens in 2 beelde Die lens is 'n sterrestelsel wat bekend staan ​​as YGKOW G1
Eerste kwasar gevind met 'n straal met oënskynlike superluminale beweging 3C 279 1971 [25] [26] [27]
Eerste kwasar gevind met die klassieke dubbele radio-lob-struktuur 3C 47 1964
Die eerste kwasar is 'n X-straalbron 3C 273 1967 [39]
Eerste "stoflose" kwasar gevind QSO J0303-0019 en QSO J0005-0006 2010 [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46]
Eerste Large Quasar Group ontdek Webster LQG
(LQG 1)
1982 [21] [22]

Dit is die eerste kwasars wat gevind is en wat hul rooi verskuiwings bepaal het.


Projek I: Afstandsmaatreëls in die kosmologie

In die kosmologie (of, om meer spesifiek te wees, kosmografie, die meting van die heelal), is daar baie maniere om die afstand tussen twee punte te spesifiseer, want in die uitbreidende heelal verander die afstande tussen voorwerpe wat voortdurend beweeg, en kyk die aarde gebonde waarnemers terug in die tyd as hulle op 'n afstand uitkyk. Die verenigende aspek is dat alle afstandsmaatreëls op een of ander manier die skeiding meet tussen gebeure op radiale nulbane, dws trajekte van fotone wat by die waarnemer eindig.

In hierdie projek leer u om verskillende kosmologiese afstandsmaatreëls te bereken. Ek behandel die konsep van "afstandsmaat" baie mildelik, so byvoorbeeld word die terugkyktyd en die komovolume beide as afstandsmaatreëls beskou. Alle formules word hieronder gegee. Die resultate moet in vyf stelle aangebied word:

Die Hubble konstant H0 is die konstante eweredigheid tussen resessiesnelheid v en afstand d in die groeiende Heelal

Die ondergeskrewe "0" verwys na die huidige tydvak omdat dit in die algemeen H verander met tyd. Die afmetings van H0 omgekeerde tyd, maar dit word gewoonlik geskryf

waar h is 'n dimensielose getal. U kan aanvaar h= 0.7, in ooreenstemming met die jongste waarnemings. Die inverse van die Hubble-konstante is die Hubble-tyd tH

en die snelheid van die lig c keer is die Hubble-tyd die Hubble afstand DH

Hierdie hoeveelhede bepaal die skaal van die heelal.

Die massadigtheid van die Heelal en die waarde van die kosmologiese konstante is dinamiese eienskappe van die Heelal, wat die tydsevolusie van die maatstaf beïnvloed, maar in hierdie aantekeninge sal ons dit as bloot kinematiese parameters beskou. Dit kan in dimensielose digtheidsparameters gemaak word M en deur

(Peebles 1993, pp. 310-313), waar die onderskryfde "0" aandui dat die hoeveelhede (wat oor die algemeen mettertyd ontwikkel) in die huidige tydvak geëvalueer moet word. 'N Derde digtheidsparameter k meet die "kromming van die ruimte" en kan gedefinieer word deur die verband

Hierdie parameters bepaal die meetkunde van die heelal as dit homogeen, isotroop en materie-oorheers is. Terloops, die kritieke digtheid = 1 stem ooreen met 7,5 x 10 21 h -1 M DH -3, waar M is die massa van die son.

U sal een van die volgende drie gevalle in u berekeninge kies:

Die fundamentele waarneembare in kosmografie is die rooi verskuiwing z van 'n voorwerp, wat die breukdoppelverskuiwing is van sy uitgestraalde lig as gevolg van radiale beweging.

Vir klein v / c, of klein afstand d, in die uitbreidende heelal, is die snelheid lineêr eweredig aan die afstand (en al die afmetings meet, bv. die deursnee van die hoek, die helderheidsafstand, ens., konvergeer)

waar DH is die Hubble-afstand (sien hierbo).

Wat kosmografie betref, hou die kosmologiese rooi verskuiwing direk verband met die skaalfaktor by), of die "grootte" van die heelal. Vir 'n voorwerp met rooi verskuiwing Z

waar a (t0) is die grootte van die heelal op die tydstip waarop die lig van die voorwerp waargeneem word, en a (te) is die grootte op die tydstip waarop dit uitgegee is.

Afdekafstand (siglyn)

Die wegdoen afstand DC tussen twee nabygeleë voorwerpe in die heelal is die afstand tussen hulle wat konstant bly gedurende die tydperk as die twee voorwerpe met die Hubble-vloei beweeg. Die totale streepafstand van die siglyn DC van ons na 'n ver voorwerp word bereken deur die infinitesimale te integreer DC bydraes tussen nabygeleë gebeure langs die radiale straal van Z = 0 na die voorwerp.

Na aanleiding van Peebles (1993, pp. 310-321), definieer ons die funksie

waar Z is die rooi verskuiwing en die drie digtheidsparameters word hierbo gedefinieer. Die totale afstand tussen die siglyn en die siglyn word dan gegee deur hierdie bydraes te integreer, of

waar DH is die Hubble-afstand hierbo gedefinieer.

In 'n sekere sin is die afstand tussen die siglyn en die siglyn die fundamentele afstandsmaat in kosmografie, aangesien, soos hieronder gesien sal word, alle ander eenvoudig daaruit afgelei is.

Afskakelafstand (dwars)

Die afstand tussen twee gebeurtenisse op dieselfde rooi verskuiwing of afstand, maar deur die een of ander hoek aan die lug geskei, is DM en die dwars-beweegafstand DM hou bloot verband met die afstand tussen die siglyn DC:

waar die trigonometriese funksies 'sinh' en 'sin' die 'kromming van die ruimte' noem.

Hoek Diameter Afstand

Die hoek deursnee afstand DA word gedefinieer as die verhouding van die fisiese dwarsgrootte van 'n voorwerp tot die hoekgrootte (in radiale). Dit word gebruik om hoekskeidings in teleskoopbeelde om te skakel in behoorlike skeidings by die bron. Dit is bekend daarvoor dat dit nie onbepaald toeneem as Z -> dit draai om by Z

1 en daarna lyk verre voorwerpe eintlik groter in hoekgrootte. Die hoekdeursnee-afstand hou verband met die dwarsafstand van

Die helderheidsafstand DL word gedefinieer deur die verband tussen bolometriese (dws geïntegreer oor alle frekwensies) vloed S en bolometriese helderheid L:

Dit blyk dat dit verband hou met die dwars-beweegafstand en die deursnee-afstand van

Die afstand modulus DM word gedefinieer deur

want dit is die grootteverskil tussen die waargenome bolometriese vloed van 'n voorwerp en wat dit sou wees as dit op 10 stuks was. Die absolute omvang M is die sterrekundige se mate van helderheid, gedefinieer as die skynbare grootte wat die betrokke voorwerp sou hê as dit op 10 stuks sou wees,

waar K is die k-regstelling. Hierdie regstelling is van toepassing as ons nie met bolometriese hoeveelhede te make het nie, maar eerder met differensiële vloed S en helderheid L , soos gewoonlik in die sterrekunde die geval is. In hierdie geval 'n regstelling, sg k-regstelling, moet op die vloed of helderheid toegepas word, want die rooiverskuifde voorwerp straal vloed uit in 'n ander band as waarbinne u waarneem. Vir die doeleindes van hierdie oefening sal u bolometriese helderheid oorweeg, dit wil sê, geen k-regstelling is nodig nie.

Die comoving volume VC is die volumemaat waarin getaldigthede van nie-ontwikkelende voorwerpe wat in die Hubble-stroom opgesluit is konstant met rooi verskuiwing is. Die inkomende volume-element in soliede hoek d en rooiverskuiwingsinterval dz is

waar DA is die hoekdiameterafstand by rooi verskuiwing Z en E (z) word hierbo gedefinieer (Weinberg 1972, p. 486 Peebles 1993, pp. 331-333). Die integraal van die komende volume-element vanaf die hede na die rooi verskuiwing Z gee die totale kamervolume, heel lug, tot rooi verskuiwing Z

waar DH 3 word soms die genoem Hubble-volume. Vir die doeleindes van hierdie oefening kan u aanneem dat die HDF op 'n hoekoppervlak van 5,78 boogmin 2 op die lug projekteer. Die inkomende volume-element en sy integraal word albei gereeld gebruik vir die voorspelling van getalletellings of helderheidsdigthede.

Die terugkyk tyd tL vir 'n voorwerp is die verskil tussen die ouderdom t0 van die Heelal nou (by waarneming) en die ouderdom te van die heelal ten tyde van die uitstoot van die fotone (volgens die voorwerp). Dit word gebruik om eienskappe van hoë-rooiverskuiwingsvoorwerpe met evolusionêre modelle te voorspel, soos passiewe sterre-evolusie vir sterrestelsels. Dit kan bereken word deur die volgende uitdrukking te gebruik:

(Peebles 1993, pp. 313-315 gee enkele analitiese oplossings vir hierdie vergelyking, maar hy is besorg oor die ouderdom t (z), so hulle integreer van Z aan).


Ander lêers en skakels

  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

a> o (Brasilië). Befondsingsinligting: Y.M. is ondersteun deur die Japan Society for the Promotion of Science (JSPS) KAKENHI-toekenning nr JP17H04830 en die Mitsubishi Foundation-toekenning nr. 30140. N.K. erken steun van die JSPS-toekenning 15H03645. K.I. erken die steun deur die Spaanse MINECO onder toekenning nr AYA2016-76012-C3-1-P en MDM-2014-0369 van ICCUB (Unidad de Excelencia “Mar < 'i> a deMaeztu”). Kopiereg op uitgewers: < textcopyright> 2019. The American Astronomical Society. ",

Ontdek die eerste kwasar met lae ligsterkte op z & gt 7. / Matsuoka, Yoshiki Onoue, Masafusa Kashikawa, Nobunari Strauss, Michael A. Iwasawa, Kazushi Lee, Chien Hsiu Imanishi, Masatoshi Nagao, Tohru Akiyama, Masayuki Asami, Naoko Bosch, James Furusawa, Hisanori Goto, Tomotsugu Gunn, James E. Harikane, Yuichi Ikeda, Hiroyuki Izumi, Takuma Kawaguchi, Toshihiro Kato, Nanako Kikuta, Satoshi Kohno, Kotaro Komiyama, Yutaka Koyama, Shuhei Lupton, Robert H. Minezaki, Takeo Miyazaki, Satoshi Murayama, Hitoshi Niida, Aana Nishizawa, Oguri, Masamune Ono, Yoshiaki Ouchi, Masami Price, Paul A. Sameshima, Hiroaki Schulze, Andreas Shirakata, Hikari Silverman, John D. Sugiyama, Naoshi Tait, Philip J. Takada, Masahiro Takata, Tadafumi Tanaka, Masayuki Tang, Ji Jia Toba , Yoshiki Utsumi, Yousuke Wang, Shiang Yu Yamashita, Takuji.

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - Ontdekking van die eerste kwasar met lae ligsterkte op z & gt 7

N1 - Befondsingsinligting: die Pan-STARRS1-opnames (PS1) is moontlik gemaak deur bydraes van die Institute for Astronomy, die Universiteit van Hawaii, die Pan-STARRS Project Office, die Max-Planck Society en sy deelnemende institute, die Max Planck Instituut vir Sterrekunde, Heidelberg en die Max Planck Instituut vir Buiteaardse Fisika, Garching, Die Johns Hopkins Universiteit, Durham Universiteit, die Universiteit van Edinburgh, Queen's University Belfast, die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, die Las Cumbres Observatory Global Telescope Network Incorporated, die Nasionale Sentrale Universiteit van Taiwan, die Space Telescope Science Institute, die Nasionale Lugvaart- en Ruimte-administrasie onder toekenning nr. Universiteit van Maryland, en Eotvos Lorand Universiteit (ELTE). Befondsingsinligting: Die Hyper Suprime-Cam (HSC) -samewerking sluit die astronomiese gemeenskappe van Japan en Taiwan en die Princeton-universiteit in. Die HSC-instrumentasie en sagteware is ontwikkel deur die National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), die Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU), die Universiteit van Tokio, die High Energy Accelerator Research Organization (KEK), die Academia Sinica Institute for Astronomy and Astrophysics in Taiwan (ASIAA), en die Universiteit van Princeton. Finansiering is bygedra deur die EERSTE program van die Japannese kabinetskantoor, die Ministerie van Onderwys, Kultuur, Sport, Wetenskap en Tegnologie (MEXT), die Japan Society for the Promotion of Science (JSPS), Japan Science and Technology Agency (JST), die Toray Science Foundation, NAOJ, Kavli IPMU, KEK, ASIAA en Princeton University. Befondsingsinligting: IRAF word versprei deur die National Optical Astronomy Observatory, wat bedryf word deur die Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) onder 'n samewerkingsooreenkoms met die National Science Foundation. Befondsingsinligting: Hierdie werk is ook gebaseer op waarnemings wat by die Gemini Observatory verkry is en verwerk word met behulp van die Gemini IRAF-pakket. Die Observatory word bestuur deur die Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., onder 'n samewerkingsooreenkoms met die NSF namens die Tweeling-vennootskap: die National Science Foundation (Verenigde State), die National Research Council (Kanada), CONICYT ( Chili), Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva (Argentinië), en Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (Brasilië). Befondsingsinligting: Y.M. is ondersteun deur die Japan Society for the Promotion of Science (JSPS) KAKENHI-toekenning nr JP17H04830 en die Mitsubishi Foundation-toekenning nr. 30140. N.K. erken steun uit die JSPS-toekenning 15H03645. K.I. erken die steun deur die Spaanse MINECO onder toekenning AYA2016-76012-C3-1-P en MDM-2014-0369 van ICCUB (Unidad de Excelencia “María deMaeztu”). Kopiereg op uitgewer: © 2019. The American Astronomical Society.

N2 - Ons rapporteer die ontdekking van 'n kwasar by z = 7,07, wat gekies is uit die diep multi-band-beelddata wat versamel is deur die Hyper Suprime-Cam (HSC) Subaru Strategic Program survey. Hierdie kwasar, HSC J124353.93 + 010038.5, het 'n orde van grootte minder helderheid as die ander bekende kwasars by z & GT 7. Die rusraam ultraviolette absolute grootte is M 1450 = -24,13 0,08 mag en die bolometriese helderheid is erg s -1. Die spektrum daarvan in die optiese tot naby-infrarooi toon sterk emissielyne en toon bewyse vir 'n vinnige gasuitvloei, aangesien die C iv-lyn blouverskuiwend is en daar 'n aanduiding is van breë absorpsielyne. Die Mg ii-gebaseerde swartgatmassa dui dus op 'n matige massa-aanwaspersentasie met 'n Eddington-verhouding. Dit is die eerste z & GT 7-kwasar met sub-Eddington-aanwas, behalwe dat dit die derde verste kwasar is wat tot dusver bekend is. Die helderheid en die massa van die swart gate is vergelykbaar met, of selfs laer, as die wat gemeet word vir die meerderheid lae-z-kwasars wat deur die Sloan Digital Sky Survey ontdek is, en dus verteenwoordig hierdie kwasar waarskynlik az & gt 7 eweknie vir kwasars wat gewoonlik in die lae waargeneem word. -z heelal.

AB - Ons rapporteer die ontdekking van 'n kwasar by z = 7.07, wat gekies is uit die diep multi-band beeldvormingsdata wat versamel is deur die Hyper Suprime-Cam (HSC) Subaru Strategic Program-opname. Hierdie kwasar, HSC J124353.93 + 010038.5, het 'n orde van grootte minder helderheid as die ander bekende kwasars by z & GT 7. Die rusraam ultraviolette absolute grootte is M 1450 = -24,13 0,08 mag en die bolometriese helderheid is erg s -1. Die spektrum daarvan in die optiese tot naby-infrarooi toon sterk emissielyne en toon bewyse vir 'n vinnige gasuitvloei, aangesien die C iv-lyn blouverskuiwend is en daar 'n aanduiding is van breë absorpsielyne. Die Mg ii-gebaseerde swartgatmassa dui dus op 'n matige massa-aanwaspersentasie met 'n Eddington-verhouding. Dit is die eerste z & GT 7-kwasar met sub-Eddington-aanwas, behalwe dat dit die derde verste kwasar is wat tot dusver bekend is. Die helderheid en die massa van swart gate is vergelykbaar met, of selfs laer, as die wat gemeet word vir die meerderheid lae-z-kwasars wat deur die Sloan Digital Sky Survey ontdek is, en dus verteenwoordig hierdie kwasar waarskynlik az & gt 7-eweknie vir kwasars wat gewoonlik in die lae waargeneem word. -z heelal.


Skrywer se boodskap

Toe ek in my tienerjare was, was die konsep van grootte die eerste onderwerp wat ek in astrofisika raakgeloop het. Ek was verward, want toe het my fisika-onderwyser my pas die idee van vektore voorgestel. Ek het hom later gevra oor die verband tussen die twee en hy het beleefd geantwoord, & # 8220it is heeltemal 'n ander konsep & # 8221. Die konsep van omvang in astrofisika was destyds vir my 'n belangrike les, want dit het my gehelp om die planete in die lug op te spoor.

Ek het hierdie artikel in die 8ste gleuf geplaas omdat ons dit in die komende artikels benodig. Ons het nou begin met 'n baie belangrike onderwerp & # 8211 sterre astrofisika. Ons sal nou konsentreer op die konsepte van hierdie veld. In die volgende artikel sal ons weer die belangrikheid van spektroskopie in astrofisika sien en leer hoe triljoene en triljoene sterre in net 7 kategorieë geklassifiseer word. Ek hoop jy geniet die reeks. Kontak my gerus (e-pos: [email protected]).

16 gedagtes oor & ldquo Die konsep van grootte in astrofisika & rdquo

Dit is regtig wonderlik dat u die konsep mooi eenvoudig verduidelik. Hou van u fb-bladsy. Beste. wense !!
Dr.S.Balaaubramanian
Ek versoek u om op Moon uit te lig as 'n ontluikende sterrekundige.
Ek skryf 'n onderwerp op die maan vir voornemende ingenieurstudente. Hoofsaaklik tegnologie agter bemande landing sedert die eerste landing. Ek sal u bydrae erken.
My e-pos:
[email protected]
Dankie en groete

Dit is regtig die eenvoudigste verduideliking oor die grootte wat vir almal algemeen verstaanbaar is.

Is towery! Die astrofisika is wonderlik, jy kan die helderheid van 'n ster ken, die temperatuur is indrukwekkend!
Baie goeie artikel ??
Baie geluk aan die skrywer! ✨

Ongelooflik verduidelik meneer & # 8230. soos ek 17 jaar oud is & # 8230.en hierdie reeks was 'n eerste stap in die rigting van astrofisika & # 8230 en ek hou daarvan & # 8230..dank meneer & # 8230.dit verhoog my nuuskierigheid oor my heelal
& # 8230 & # 8230 Ek waardeer u pogings meneer & # 8230


Inhoud

Die skaal wat gebruik word om grootte aan te dui, het sy oorsprong in die Hellenistiese gebruik om sterre wat met die blote oog sigbaar is, in ses te verdeel groottes. Daar is gesê dat die helderste sterre aan die naghemel van die eerste grootte (m = 1) was, terwyl die vaagste van die sesde grootte (m = 6) was, wat die limiet van die visuele persepsie van die mens is (sonder die hulp van 'n teleskoop). Elke graadgraad word beskou as twee keer die helderheid van die volgende graad ('n logaritmiese skaal), alhoewel die verhouding subjektief was omdat daar geen fotodetektore bestaan ​​nie. Hierdie taamlike kru skaal vir die helderheid van sterre is deur Ptolemaeus in sy gewildheid gepopulariseer Almagest en word glo geglo dat dit van Hipparchus afkomstig is. Dit kan nie bewys of weerlê word nie omdat Hipparchus se oorspronklike sterrekatalogus verlore gegaan het. Die enigste bewaarde teks deur Hipparchus self ('n opmerking vir Aratus) dokumenteer duidelik dat hy nie 'n stelsel het om helderhede met getalle te beskryf nie: hy gebruik altyd terme soos 'groot' of 'klein', 'helder' of 'flou' of selfs beskrywings soos "sigbaar tydens die volle middag". [6]

In 1856 het Norman Robert Pogson die stelsel geformaliseer deur 'n ster van die eerste grootte te definieer as 'n ster wat 100 keer so helder is as 'n sesde-sterkte-ster, waardeur die logaritmiese skaal vasgestel word wat vandag nog gebruik word. Dit impliseer dat 'n ster van grootte ongeveer 2,512 keer so helder is as 'n ster van grootte m + 1. Hierdie syfer, die vyfde wortel van 100, het bekend geword as Pogson's Ratio. [7] Die nulpunt van Pogson se skaal is oorspronklik gedefinieër deur Polaris 'n sterkte van presies 2 toe te ken. Sterrekundiges het later ontdek dat Polaris effens veranderlik is, daarom het hulle oorgeskakel na Vega as die standaard verwysingsster, en die helderheid van Vega toegeken as die definisie van nul grootte op enige spesifieke golflengte.

Afgesien van klein regstellings, dien die helderheid van Vega steeds as die definisie van nul grootte vir sigbare en naby infrarooi golflengtes, waar die spektrale energieverdeling (SED) die van 'n swart liggaam vir 'n temperatuur van 11 000 K naby benader. Met die aanbreek van infrarooi sterrekunde is dit egter aan die lig gebring dat Vega se bestraling 'n infrarooi oormaat insluit, vermoedelik as gevolg van 'n sirkelvormige skyf wat bestaan ​​uit stof by warm temperature (maar baie koeler as die ster se oppervlak). By korter (bv. Sigbare) golflengtes is stof by hierdie temperature weglaatbaar. Om die grootteskaal behoorlik verder uit te brei na die infrarooi, moet hierdie eienaardigheid van Vega egter nie die definisie van die grootteskaal beïnvloed nie. Daarom is die grootteskaal geëkstrapoleer na almal golflengtes aan die hand van die swartliggaam-stralingskurwe vir 'n ideale steroppervlak by 11 000 K wat nie besoedel is deur sirkelvormige straling nie. Op grond hiervan kan die spektrale bestraling (gewoonlik uitgedruk in jansky) vir die nul-magnitude punt bereken word as 'n funksie van die golflengte. [8] Klein afwykings word tussen stelsels gespesifiseer deur gebruik te maak van meetapparate wat onafhanklik ontwikkel is sodat data wat deur verskillende sterrekundiges verkry word, behoorlik vergelyk kan word, maar van groter praktiese belang is die definisie van grootte nie op een golflengte nie, maar is van toepassing op die reaksie van standaardspektrale filters gebruik in fotometrie oor verskillende golflengtebande.

Beperking van groottes vir visuele waarneming by hoë vergroting [9]
Teleskoop
diafragma
(mm)
Beperkend
Omvang
35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

Met die moderne grootte-stelsels word helderheid oor 'n baie wye reeks gespesifiseer volgens die logaritmiese definisie hieronder, met behulp van hierdie nulverwysing. In die praktyk is sulke skynbare groottes nie meer as 30 nie (vir waarneembare metings). Die helderheid van Vega word oorskry deur vier sterre in die naghemel op sigbare golflengtes (en meer op infrarooi golflengtes) sowel as die helder planete Venus, Mars en Jupiter, en dit moet beskryf word deur negatief groottes. Sirius, die helderste ster van die hemelsfeer, het byvoorbeeld 'n sterkte van -1,4 in die sigbare. Negatiewe groottes vir ander baie helder astronomiese voorwerpe kan in die onderstaande tabel gevind word.

Sterrekundiges het ander fotometriese nulpuntstelsels ontwikkel as alternatiewe vir die Vega-stelsel. Die mees gebruikte is die AB-grootte-stelsel, [10] waarin fotometriese nulpunte gebaseer is op 'n hipotetiese verwysingspektrum met konstante vloed per eenheidsfrekwensie-interval, eerder as om 'n ster-spektrum of swartliggaamkurwe as verwysing te gebruik. Die AB-grootte-nulpunt is sodanig gedefinieer dat die AB-en Vega-gebaseerde groottes van 'n voorwerp ongeveer gelyk sal wees in die V-filterband.

Presiese meting van grootte (fotometrie) vereis dat die fotografiese of (gewoonlik) elektroniese opsporingstoestel gekalibreer word. Dit behels gewoonlik gelyktydige waarneming, onder identiese toestande, van standaardsterre waarvan die grootte akkuraat bekend is met behulp van die spektrale filter. Aangesien die hoeveelheid lig wat werklik deur 'n teleskoop ontvang word, verminder word as gevolg van die oordrag deur die aarde se atmosfeer, moet die lugmassa van die teiken- en kalibrasiesterre in ag geneem word. Gewoonlik kan 'n mens 'n paar verskillende sterre van bekende grootte waarneem wat voldoende ooreenstem. Kalibratorsterre in die lug wat naby die teiken is, word verkies (om groot verskille in die atmosferiese paaie te vermy). As daardie sterre ietwat verskillende hoogtehoeke (hoogtes) het, kan 'n regstellingsfaktor as 'n funksie van lugmassa afgelei word en toegepas word op die lugmassa in die posisie van die teiken. Sodanige kalibrasie verkry die helderheid soos waargeneem van bo die atmosfeer, waar die skynbare grootte gedefinieer word.


Die leeftyd van kwasars

Beperkings op Quasar-leeftyd van metings van nabyheidsones

In die standaardbeeld van die groei van swart gate word die res-massa-energie van die aangelegde materie verdeel tussen bestraling en die groei van swart gate, wat impliseer dat die emissie van kwasarlig gelyktydig met die opbou van supermassiewe swart gate is. Daarom is die leeftyd van kwasare - die tyd wat sterrestelsels as ligte kwasars skyn - een van die belangrikste hoeveelhede om swartgatvorming en kwasar-evolusie te verstaan, maar tog bly dit onseker deur verskillende ordes. Ons het 'n nuwe metode ontwikkel om die lewensduur van die kwasar te beperk deur die groottes van hul nabyheidsones te meet wat waargeneem is in hul UV-spektra in die raamraam, wat die gebied is van 'n verbeterde verspreide vloed rondom die kwasar as gevolg van sy eie ioniserende straling. Deur 'n nuwe te ontleed datastel van 34 mediumresolusiespektra by rooi verskuiwing 5.8 & # 8804 z & # 8804 6.5 het ons 'n nuwe populasie kwasars met baie klein nabyheidsones geïdentifiseer, wat dui op die lewensduur van minder as 100 000 jaar. Hierdie voorwerpe bied 'n belangrike uitdaging aan die huidige modelle vir die vorming van swart gate, wat lewensduur van die Hubble-tyd benodig om die waargenome supermassiewe swart gate in die middel van hierdie kwasars te laat groei. Vir meer inligting, kyk gerus na ons papier en by die persverklaring.

Eerste spektroskopiese studie van 'n jong kwasar

Die aanwesigheid van jong kwasars in die vroeë heelal is 'n interessante uitdaging vir die huidige modelle van die groei en vorming van supermassiewe swart gate. Ons doen die eerste omvattende spektroskopiese studie van die jongste bekende kwasar, SDSS J1335 + 3533 teen z = 5.9012, waarvan ons die lewensduur minder as 10 000 jaar skat. Diep optiese en naby-infrarooi spektra stel ons in staat om die massa van die sentrale swart gat te meet, die Eddington-verhouding van sy massa-aanwas-tempo en sy bolometriese helderheid, wat ooreenstem met die eienskappe van ander ko-evasiekwasar van soortgelyke helderheid. The only possible anomaly associated with youth are its weak emission lines, but larger samples are needed to shed light on a potential causal connection. We discuss the implications of short quasar lifetimes for various black hole growth scenarios, and argue that future observations of young quasars with JWST could distinguish between them. For details please have a look at our paper.

Detecting and Characterizing Young Quasars with Multi-Wavelength Observations

In a multi-wavelength survey of 13 quasars at 5.8 ≤ z ≤ 6.5, we find four objects with extremely small proximity zone sizes that may imply UV-luminous lifetimes of ≤ 10,000 years. We combine sub-mm observations from the Atacama Large Millimetre Array (ALMA) and the NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA), as well as deep optical and near-infrared spectra from medium-resolution spectrographs on the Very Large Telescope (VLT) and on the Keck telescopes, in order to identify and characterize new young quasars, which provide valuable clues about the accretion behavior of supermassive black holes in the early universe. We measure the quasars' systemic redshifts, black hole masses, Eddington ratios, emission line luminosities, and star formation rates of their host galaxies. Combined with previous results we estimate the fraction of young objects within the high-redshift quasar population at large to be between 5%-10%, which allows us to set new constraints on the lifetime of the quasar population at large. Details can be found here en here.

Here (15 min) and here (5 min) are recent talks about my work on quasar lifetimes and the growth of supermassive black holes.

The Epoch of Reionization

The Opacity of the Intergalactic Medium and its Implications for the Epoch of Reionization

Determining when and how the epoch of reionization proceeded is one of the major goals of observational cosmology today. During this early evolutionary phase of our universe, the cosmic “dark ages” following recombination ended, and the intergalactic medium (IGM) transitioned from a neutral state into the ionized medium that we observe today due to the ultraviolet radiation of the first stars, galaxies and quasars. The details of the reionization process not only reflect the nature of these primordial objects, but also the formation of large scale structure and are therefore a subject of major interest. We present new measurements of the evolution of the mean opacity of the IGM within the Lyman-alpha forest between 4.8 ≲ z ≲ 6.3, which provides constraints about the timing of the reionization process as well as its morphology. More information can be found in our paper. Die data set used for this project is publicly available.

Anomaly in the IGM Opacity of the Lyman-beta Forest

We present new measurements of the IGM opacity in the Lyman-alpha as well as the Lyman-beta forest along 19 quasar sightlines at high redshift, probing the end stages of the reionization process. Owing to its lower oscillator strength the Lyman-beta transition is sensitive to different gas temperatures and densities than Lyman-alpha, providing additional constraints on the ionization and thermal state of the IGM. A comparison of our measurements to different models of the post-reionization IGM, leads to two primary conclusions: First, we find that including the effects of spectral noise is key for a proper data to model comparison. Second, we find that models which come close to reproducing the distribution of Lyman-alpha effective optical depths nevertheless significantly underpredict the Lyman-beta opacity at the same spatial locations. Check out our paper for more informtaion.

The Lyman-alpha forest observed in the spectra of distant quasars traces density fluctuations in the IGM along the filamentary structure of the cosmic web, which has become an important tool for constraining cosmology and the IGM. Statistical properties of the transmitted flux in the Lyman-alpha forest, such as the probability distribution function (PDF), provide information about the underlying physics governing the intergalactic gas and hence the thermal evolution of the universe. An important characteristic of the IGM is a tight relationship between its temperature and the density of the cosmic gas. We developed a new Bayesian algorithm making use of a Markov Chain Monte Carlo (MCMC) sampling that allows us to simultaneously estimate the unknown continuum emission of each quasar in an ensemble of high-resolution spectra as well as their common Lyman-alpha forest flux PDF. This method allows us to estimate parameters governing the thermal state of the IGM, such as the slope of the temperature-density relation, while marginalizing out continuum uncertainties in a fully Bayesian way. For details please have a look at our paper.

Dynamics of the Milky Way

Spectrophotometric Distances to Luminous Red Giant Stars

With contemporary infrared spectroscopic surveys like APOGEE, red-giant stars can be observed to distances and extinctions at which Gaia parallaxes are not highly informative. Here we employ a linear combination of APOGEE spectral pixel intensities and multi-band photometry from Gaia, 2MASS, and WISE to predict parallaxes spectrophotometrically, using a data-driven model for 45,000 red-giant branch stars that are more luminous than the red clump. We obtain distance estimates with 10% uncertainties out to heliocentric distances of 20 kpc, which enables us to make global maps of the Milky Way’s disk. For more information, please check out our paper. Our predicted spectrophotometric parallaxes are available here.

The Circular Velocity Curve of the Milky Way out to 25 kpc

The circular velocity of the Milky Way and in particular its value at the Sun's Galactocentric radius, provide important constraints on the mass distribution of our Galaxy and the local dark matter density. The latter is crucial for interpreting and analyzing any direct as well as indirect detection experiments of dark matter. Furthermore, the local circular velocity at the Sun's location plays an important role when placing the Milky Way in a cosmological context and asking for instance, whether it falls onto the Tully-Fisher relation. Assuming an axisymmetric gravitational potential of the Milky Way we measure its circular velocity by means of Jeans modeling out to a Galactocentric distance of 25 kpc with more than 23,000 luminous red giant stars as a tracer population. We find that the circular velocity curve is gently declining with a very shallow derivative. For more information, please have a look at our paper.

Dynamical Spiral Perturbation in the Galactic Disk

The mean Galactocentric radial velocities of luminous red giant stars within the mid-plane of the Milky Way reveal a spiral signature, which could plausibly reflect the response to a non-axisymmetric perturbation of the gravitational potential in the Galactic disk. We apply a simple steady-state toy model of a logarithmic spiral to interpret these observations, and find a good qualitative and quantitative match. Presuming that the amplitude of the gravitational potential perturbation is proportionate to that in the disk's surface mass density, we estimate the surface mass density amplitude. Combined with the local disk density, this implies a surface mass density contrast between the arm and inter-arm regions of approximately 10% at the solar radius, with an increase towards larger Galactocentric radii. Our model constrains the pitch angle of the dynamical spiral arms to be approximately 12°. For details, please have a look at our paper.


How to convert the observed magnitude of a Quasar to it's bolometric luminosity? - Sterrekunde

Die luminosity distance DL is defined by the relationship between bolometric (ie, integrated over all frequencies) flux S and bolometric luminosity L:

It turns out that this is related to the transverse comoving distance and angular diameter distance by

(Weinberg 1972, pp. 420-424 Weedman 1986, pp. 60-62). The latter relation follows from the fact that the surface brightness of a receding object is reduced by a factor (1 + z) -4 , and the angular area goes down as DA -2 . The luminosity distance is plotted in Figure 3.

If the concern is not with bolometric quantities but rather with differential flux S and luminosity L , as is usually the case in astronomy, then a correction, the k-correction, must be applied to the flux or luminosity because the redshifted object is emitting flux in a different band than that in which you are observing. The k-correction depends on the spectrum of the object in question, and is unnecessary only if the object has spectrum L = constant. For any other spectrum the differential flux S is related to the differential luminosity L deur

waar z is the redshift, the ratio of luminosities equalizes the difference in flux between the observed and emitted bands, and the factor of (1 + z) accounts for the redshifting of the bandwidth. Similarly, for differential flux per unit wavelength,

(Peebles 1993, pp. 330-331 Weedman 1986, pp. 60-62). In this author's opinion, the most natural flux unit is differential flux per unit log frequency or log wavelength S = S for which there is no redshifting of the bandpass so

waar e= (1 + z) is the emitted frequency.

Die distance modulus DM is defined by

because it is the magnitude difference between an object's observed bolometric flux and what it would be if it were at 10 pc (don't ask me, ask an astronomer!). The distance modulus is plotted in Figure 4. The absolute magnitude M is the astronomer's measure of luminosity, defined to be the apparent magnitude the object in question would have if it were at 10 pc, so


How to convert the observed magnitude of a Quasar to it's bolometric luminosity? - Sterrekunde

Through analysis of available optical spectrophotometric data and radio flux density measurements in the literature, it is demonstrated that a good correlation exists between the radio power and bolometric luminosity of the optically-selected QSOs in the Bright Quasar Sample (BQS) of Schmidt & Green (1983). This correlation, noted previously by others as a correlation with absolute B-magnitude, is shown to be robust, and to be independent of a variety of assumptions used in the calculation of the bolometric luminosity. The correlation is present for the entire BQS sample, but is improved when QSOs with high values of radio-to- optical flux density (radio-loud) are excluded. Using this correlation, radio measurements can therefore be used to predict the bolometric luminosity of quasars even if their optical and UV continua are not directly observable. We have recently used VLBI measurements of a sample of ultraluminous infrared galaxies to infer the likely existence of radio-quiet AGNs deeply enshrouded in dust within their nuclei (Lonsdale, Smith, and Lonsdale 1993). We employ the radio-bolometric luminosity correlation for the BQS quasars to test whether these hypothetical buried AGNs can be energetically responsible for the observed far-infrared luminosities of the ultraluminous infrared galaxies. The ultraluminous infrared galaxies are shown to follow the same relation between radio core power and bolometric luminosity as the radio-quiet QSOs, suggesting that buried AGNs can account for essentially all the observed infrared luminosity, and raising the possibility that any starburst which may be in progress may not be energetically dominant. The broader implications of the radio-optical correlation in quasars for AGNs and luminous infrared galaxy models and the use of radio astronomy as a probe of the central powerhouse in radio quiet AGNs and luminous infrared galaxies are briefly discussed.


Toegang tot dokument

  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

10 -5. Such absorbers are unlikely to survive the journey from the supermassive black hole to their inferred location. We show that the observed FeLoBAL properties are readily explained if they are formed in situ in radiative shocks produced when a quasar blast wave impacts a moderately dense interstellar clump along the line of sight. This physical picture differs significantly from the thin-shell approximation often assumed, and implies outflow rates, kinetic luminosities and momentum fluxes that differ correspondingly, in some cases at the order-of-magnitude level. Using the radiative shock model, we estimate the ratio of the outflow kinetic luminosity to bolometric luminosity for three bright FeLoBAL quasars in the literature. We find per cent (and corresponding momentum fluxes), similar to what is adopted in models reproducing the M-σ relation. These outflow properties are also comparable to those recently inferred for molecular outflows in local ultraluminous infrared galaxies, suggesting that active galactic nuclei are capable of driving such outflows.",

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - A physical model of FeLoBALs

T2 - Implications for quasar feedback

AU - Faucher-Giguère, Claude André

N2 - Photoionization modelling of the low-ionization broad absorption lines of certain quasars, known as FeLoBALs, has recently revealed the number density of the wind absorbers and their distance from the central supermassive black hole. From these, the feedback efficiency of the quasars can in principle be derived. The implied properties of the FeLoBALs are, however, surprising, with the thickness of the absorbers relative to their distance from the black hole, ΔR/R, as small as

10 -5. Such absorbers are unlikely to survive the journey from the supermassive black hole to their inferred location. We show that the observed FeLoBAL properties are readily explained if they are formed in situ in radiative shocks produced when a quasar blast wave impacts a moderately dense interstellar clump along the line of sight. This physical picture differs significantly from the thin-shell approximation often assumed, and implies outflow rates, kinetic luminosities and momentum fluxes that differ correspondingly, in some cases at the order-of-magnitude level. Using the radiative shock model, we estimate the ratio of the outflow kinetic luminosity to bolometric luminosity for three bright FeLoBAL quasars in the literature. We find per cent (and corresponding momentum fluxes), similar to what is adopted in models reproducing the M-σ relation. These outflow properties are also comparable to those recently inferred for molecular outflows in local ultraluminous infrared galaxies, suggesting that active galactic nuclei are capable of driving such outflows.

AB - Photoionization modelling of the low-ionization broad absorption lines of certain quasars, known as FeLoBALs, has recently revealed the number density of the wind absorbers and their distance from the central supermassive black hole. From these, the feedback efficiency of the quasars can in principle be derived. The implied properties of the FeLoBALs are, however, surprising, with the thickness of the absorbers relative to their distance from the black hole, ΔR/R, as small as

10 -5. Such absorbers are unlikely to survive the journey from the supermassive black hole to their inferred location. We show that the observed FeLoBAL properties are readily explained if they are formed in situ in radiative shocks produced when a quasar blast wave impacts a moderately dense interstellar clump along the line of sight. This physical picture differs significantly from the thin-shell approximation often assumed, and implies outflow rates, kinetic luminosities and momentum fluxes that differ correspondingly, in some cases at the order-of-magnitude level. Using the radiative shock model, we estimate the ratio of the outflow kinetic luminosity to bolometric luminosity for three bright FeLoBAL quasars in the literature. We find per cent (and corresponding momentum fluxes), similar to what is adopted in models reproducing the M-σ relation. These outflow properties are also comparable to those recently inferred for molecular outflows in local ultraluminous infrared galaxies, suggesting that active galactic nuclei are capable of driving such outflows.