Surface Brightness Profiles of Three New Dwarf Spheroidal Companions to M31
利用新发现的M31的三颗矮椭球伴星And V、VI和VII的CCD图像，提取了它们的表面亮度剖面和总星等。利用Armandroff et al.（1998 & 1999）和Grebel & Guhathakurta（1999）提供的距离模，这些星系的光度与其他本星系群矮椭球体相似，特别是V与Draco & UMi的光度相似，即，是已知的最微弱的在光度-金属度关系中，And V的金属度比预期的要高得多。
1999-05-24 astro-ph
Supermassive Black Hole Mass Functions at Intermediate Redshifts from Spheroid and AGN Luminosity Functions
研究了z ~ 1范围内超大质量黑洞质量函数的红移演化.在中等红移的BHMF计算有两种方法。一种方法是从早型星系光度函数出发，通过考虑L_sph在局域关系中的被动演化，假设M_BH与L_sph在红移处的关联。由红序星系的LF得到的BHMF（球状BHMF）表明，当M_BH > 10^{7.5-8} M_solar时，随着红移的增加，数密度略有降低。由于M_BH-L_sph关系的斜率和零点的红移演化不可能在BHMF中产生这样的演化，球状BHMF的演化可能主要是由于星系LF的归一化降低。我们还详细研究了推导过程中存在的不确定性对椭球-BHMF的影响。另一种推导BHMF的方法是基于活动星系核（AGN）的SMBH和LF数密度的连续性方程。当M_BH > 10^8 M_solar时，所得到的BHMF（AGN-BHMF）在z = 1时没有明显的演化，但在较低质量范围内随着红移而显著减小。球状体-BHMF与AGN-BHMF的比较表明，在M_BH > 10^{8} M_solar时，球状体-BHMF与AGN-BHMF在z ~ 1范围内大致一致。球状体-BHMF和AGN-BHMF之间的一致性似乎支持大多数SMBH已经在z ~ 1处由大质量球状体承载，并且它们从那时起没有显著的质量增长。
2005-09-30 astro-ph
On the evolution of the black hole:spheroid mass ratio
利用射电强活动星系核的3CRR样本，研究了质量最大的早型星系中0<z<2的黑洞：椭球体质量比的演化。Radio-loud统一被用来获得维里（线宽）黑洞质量估计从3CRR类星体，和恒星质量估计从3CRR射电星系，从而提供黑洞和恒星质量估计的一个单一的人口的早期型星系。在低红移（z<1）时，3CRR样本与黑洞与椭球体的质量比M_bh/M_sph ~0.002相一致，这与在类似恒星质量的静止星系（M_sph ~5x10^11 M_sun）中观测到的结果非常一致。然而，在0<z<2的红移区间内，我们发现3CRR黑洞与椭球体的质量比演化为M_bh/M_sph \propto（1+z）^{2.07 \pm 0.76}，当红移z~2时，M_bh/M_sph ~0.008。这种演变被认为是不一致的本地黑洞：球体质量比保持恒定在一个中等显着的水平（98%）。如果得到证实，在3CRR黑洞：球状体质量比的演化检测进一步加强的证据，至少对于大质量的早期型星系，中央超大质量黑洞的增长可能会完成之前的主机球状体。
2006-02-27 astro-ph
Faint dwarf spheroidals in the Fornax Cluster: A flat luminosity function
我们已经在天炉座星系团中发现了大约70个非常暗淡的矮星系。这些dSphs候选者遵循与本地组中的对应物相同的星等-表面亮度关系，甚至将其扩展到更暗的极限。在我们的样本中，最暗的dSph候选天体的绝对星等为M_V = -8.8等，中心表面亮度为mu_V = 27等/角秒^[2]。天炉座早型星系从巨星系到矮星系之间存在着紧密的色-星等关系。早型矮星的光度函数的暗端斜率是平坦的（α = -1.1+/-0.1），与Kambas等人（2000）的结果相反。
2002-12-02 astro-ph
On the Fueling of Massive Black Holes and the Properties of their Host Spheroids
研究了有核大质量黑洞与其宿主椭球引力势之间的关系。使用简单的模型，我们分析气体预计将如何在星系的核区域进行运输。当我们把它与Kennicutt-Schmidt定律给出的预期气体寿命结合起来时，这自然会导致“M_BH - M_维里"和”M_BH -σ“关系。我们还数值测试，使用AMR模拟，我们的简单模型的质量传输与满意的结果。
2006-08-31 astro-ph
Radio Emission as a Test of the Existence of Intermediate Mass Black Holes in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们采取黑洞质量，X射线光度和射电光度之间建立的关系，并表明，中等质量的黑洞，如那些预测存在于中心的球状星团，将是很容易识别的对象在深射电观测。我们表明，射电观测将远比任何可能的X射线观测更敏感。我们还讨论了可能的光学光度和光谱出现这样的系统中的事件，无线电探测。
2004-03-22 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The luminosity functions of bulges and discs and their implied stellar mass densities
本文从10,095个星系的结构星表中导出了椭圆星系、星系球、星系伪球和星系盘的光度函数。此外，我们还计算了它们的光度和恒星质量密度。我们表明，（椭圆星系和盘状星系的凸起）表现出强烈的颜色双峰性，表明两种不同类型的椭球体被（u-r）~的核色分开我们认为，红色椭圆和红色凸起光度函数的相似性支持我们以前的论点，他们有一个共同的起源，并令人惊讶地发现，同样的蓝色椭圆和蓝色凸起，后者我们称之为伪凸起。在恒星质量收支方面，我们发现$58\pm6$的百分之目前是盘的形式，39+/-6%的形式的红色球状体（13+/-4%的椭圆，26+/-4%的凸起）和其余的形式的蓝色球状系统（~ 1.5%的蓝色椭圆和~ 1.5%的伪凸起）。在星系形成方面，我们认为，我们的数据星系组件的概念，强烈支持一个两阶段的形成过程（球状体第一，光盘后），但与额外的复杂性发生在静止的光盘引起两种不同的凸起类型：真正的“经典”凸起和伪凸起。因此，我们主张有三个重要的结构支撑星系的演化：经典的球状体（老）;伪凸起（年轻）和光盘（中间）。明亮的邻近星系群是这三种结构类型的混合体。[abridged].
2007-01-25 astro-ph
Quasar Hosts and the Black Hole-Spheroid Connection
我回顾了我们目前对类星体的宿主星系的结构和年龄的理解，以及它们中心黑洞的质量。在红移较低的情况下，主要由于哈勃太空望远镜的影响，现在有令人信服的证据表明，M_V < -24等的类星体的宿主实际上都是大质量的椭圆星系，其基本性质与静止的类星体所显示的性质没有区别。这些球状体的质量是预期的，因为黑洞和球状体质量之间的关系，现在建立了附近的星系，是越来越普遍的重要磁盘组件在主机的逐渐暗淡的活动核。事实上，通过对类星体中宽线区域速度的光谱测量，现在已经证明有可能获得一个独立的动力学估计，来估计类星体的黑洞的质量。总结了最近的一些结果，这些结果可以用来证明类星体中的黑洞-椭球体质量比与静止星系中的质量比相同，即M_bh = 0.0012 M_sph。这些结果提供了令人兴奋的前景，利用类星体及其宿主的观测，将黑洞-球体质量比的研究扩展到非常高的红移（z > 2）。此外，现在有很好的证据表明，某些紫外类星体的发射线可以提供可靠的估计黑洞质量从观测到的光谱的类星体到z > 2，甚至可能在z > 4。通过将这些信息与8米级望远镜上高红移类星体宿主的深，高分辨率红外成像相结合，现在有一个真正的前景来澄清宇宙学时间尺度上黑洞球体连接的演变。
2003-04-09 astro-ph
The correlation of black hole mass with metallicity index of host spheroid
我们调查的超大质量黑洞（SMBHs）的质量和金属丰度之间的相关性，使用现有的数据集。SMBH质量$M_{bh}$与Mgb的综合恒星特征有很好的相关性。对于28个星系，最佳拟合的$M_{bh}$-Mgb关系具有较小的离散度，这与其它已知的关系，如恒星速度色散与质量的关系是等价的。平均铁指数$<$ Fe $>$也与$M_{bh}$正相关，但最佳拟合的$M_{bh}$-$<$ Fe $>$关系具有较大的离散度。这种差异来自于合成和演化机制，可能对宿主球体中的SMBH和恒星形成历史具有重要意义。
2008-08-06 astro-ph
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. II: Scaling Relations at z=0.36
我们将哈勃空间望远镜拍摄的20个赛弗特星系的z=0.36样本图像与凯克望远镜的光谱信息相结合，确定了黑洞质量-椭球体光度关系（M-L）、宿主星系的基本面（FP）和M-sigma关系。假设纯光度演化，我们发现，对于一个固定的M，宿主球状体有较小的光度和恒星速度色散比今天。对于M-L和M-sigma关系，偏移分别对应于Δ log L_B，0 =0.40+-0.11+-0.15（Δ log M = 0.51+-0.14+-0.19）和Δ log sigma = 0.13 +-0.03 +-0.05（Δ log M = 0.54+-0.12+-0.21）。对已知的系统误差和选择效应的详细分析表明，它们不能解释观测到的偏移。这些数据与纯光度演化和普遍的紧标度关系的存在是不一致的。为了在z=0时遵守三个定域标度关系，在未来40亿年内，遥远的球状体必须将其恒星质量增长约60%（Δlog M_sph=0.20+-0.14）。测量的演化可以表示为M/ M_sph ~（1+z）^{1.5+-1.0}。基于一小部分样品（6/20）的扰动形态，我们建议与盘主导系统的碰撞合并作为演化机制。
2007-06-04 astro-ph
Host Galaxies of Hard X-ray Selected Type-2 Active Galactic Nuclei at Intermediate Redshifts
研究了15个硬X射线选择的2型活动星系核（AGN）在$ASCA$巡天中观测到的中等红移（0.05 $<z<$ 0.6）处的宿主星系的性质。经吸收校正的硬X射线亮度$L_{\rm 2-10 keV}$范围为10 $^{42}$ erg s $^{-1}$至$10^{45}$ erg s $^{-1}$。我们用夏威夷大学的2.2米望远镜拍摄了这些活动星系核的$R$波段图像。由于核光的内在遮蔽，我们可以将星系分解为球状分量和盘分量。由此产生的球状体光度与$L_{\rm 2-10 keV}$相关; X射线光度较高（较低）的活动星系核倾向于存在于发光（较不发光）的球状体中。发光活动星系核的主星系核具有较大的球盘光度比（$\sim$ 1），而不发光活动星系核的主星系核的球盘光度比分布在0和1之间。$L_{\rm 2-10keV}$与椭球体光度的相关性表明，在中等红移处，超大质量黑洞质量与椭球体光度之间存在BS关系。如果采用0.24的爱丁顿比，则BS-关系与局域宇宙中的BS-关系是一致的，这是从我们的$ASCA$-1型活动星系核样品中通过宽线宽和连续光度在类似的红移处确定的平均值。本研究表明，使用高红移的2型活动星系核来研究它们的宿主性质是有效的。
2006-05-03 astro-ph
Competition of Supermassive Black Holes and Galactic Spheroids in the Destruction of Globular Clusters
我们在星系中观测到的球状星团可能只是初始种群的一小部分。在演化过程中，当球状星团穿过一个圆盘、一个凸起和/或一个假定的核组件（黑洞）的影响场时，潮汐力会对星团的演化产生影响。我们通过包含黑洞和球状分量的势对球状星团在束缚和边缘束缚轨道上进行了一系列N体模拟。球状组分的集中程度对球状星团被破坏的程度有相当大的影响。如果$10^{10} \msun$球体的一半质量集中在800 pc以内，那么只有质量为$>10^9 \msun$的黑洞才能对凸起已经施加的潮汐产生显着的影响。然而，如果球状星团中的物质不是如此强烈地集中在星系中心，一个更温和的中心黑洞（低至$10^8 \msun$）可能会对球状星团的分布产生主导性影响，特别是如果许多星团最初处于高度径向轨道上。我们的模拟显示，从球状星团剥离出来的恒星遵循与初始星团轨道大致相同的偏心率轨道，沿着轨道像“一串珍珠”一样展开。由于只有靠近径向轨道的星团会受到严重的破坏，被剥离的恒星将位于高偏心率的轨道上。
1994-11-03 astro-ph
The Growth of Black Holes and Their Host Spheroids in (Sub)mm-loud QSOs at High Redshift
利用几个毫米级的类星体样本研究了高红移椭球中黑洞的生长和恒星星族的分布。应用相同的标准建立在早期的工作中，我们发现，类似于红外类星体在低红移，远红外辐射的这些（分）毫米响亮的类星体主要来源于由恒星爆发加热的尘埃。结合低z红外类星体和高z（亚）mm高噪类星体，我们发现恒星形成率（$\Mstardot$）随吸积率（$\Mdot$）的增加而增加。我们比较了亚毫米发射星系、远红外超亮/超亮类星体和典型类星体的$\Mstardot/\Mdot$值，并为这些天体构造了一个可能的演化方案。（次）毫米级响亮的类星体过渡阶段具有高的$\Mdot$和$\Mstardot$，因此对于建立黑洞和球状体质量之间的相关性是很重要的。
2007-04-24 astro-ph
Black Holes in Pseudobulges and Spheroidals: A Change in the Black Hole-Bulge Scaling Relations at Low Mass
我们调查的黑洞质量和宿主星系的性质之间的关系，目前已知的星系核中最低的黑洞质量的活动星系。哈勃太空望远镜的成像证实了宿主星系具有相应的低光度;它们比L* 低1等。在形态学方面，样本中约60%的成员是以盘为主的，所有这些都与包含凸起或（更可能）假凸起相一致，而其余的是紧凑的系统，没有可辨别的盘成分。一般来说，星系的致密成分并不服从于巨型椭圆星系和经典星系球的基本平面，而是在给定光度下不太集中，很像球状星系。我们的研究结果有力地证实了经典核球不是核黑洞的必要条件。与此同时，在这个样本中观察到的黑洞与凸起质量的比率比在经典凸起中观察到的低近一个数量级。虽然M-西格玛关系似乎继续低质量，似乎黑洞星系的标度关系取决于星系的结构。
2008-10-10 astro-ph
Towards a Comprehensive Fueling-Controlled Theory on the Growth of Massive Black Holes and Host Spheroids
研究了有核大质量黑洞与其宿主椭球引力势之间的关系。利用AMR数值模拟，我们分析了气体是如何在星系的核（中央kpc）区域的运输。我们研究气体燃料的内部吸积盘（次pc尺度）和恒星形成的大规模核盘一样，通常发现在原球状体（ULIRGs，SCUBA星系）。这些sub-pc分辨率模拟的气体燃料，主要是耗尽恒星形成自然满足'M_BH - $M_维里'的关系，与散射远小于观察到的。我们发现了一个广义的Kennicutt-Schmidt定律，其中总气体消耗率（dot{M}_gas = dot{M}_BH + dot{M}_SF）是M_gas/t_orbit的比例。我们还发现，在燃料控制的情况下，“M_BH -σ”关系是“M_BH - M_维里”关系的副产品。
2007-05-30 astro-ph
Dwarf Spheroidal Galaxies in the Virgo Cluster
我们提出了一个研究中发现的最小和最暗的星系在一个非常深的R波段摄影调查的两个地区的室女星系团，共3.2平方度，与英国施密特望远镜。我们探测到的天体具有与本星系群矮球状星系相同的物理大小和表面亮度。这些极低光度星系（低至M_R =~ -11或约5 × 10^{-5} L*）的光度函数非常陡峭，其斜率为α =-2.2。
1998-05-21 astro-ph
Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。
2007-11-29 astro-ph
Dwarf Spheroidal Galaxies in the Virgo Cluster
我们提出了一个研究中发现的最小和最暗的星系在一个非常深的R波段摄影调查的区域的室女星系团，总超过3平方度，与英国施密特望远镜。我们探测到的天体具有与本星系群矮球状星系相同的物理大小和表面亮度。这些极低光度星系（低至M_R =~ -11或约5 × 10^{-5} L*）的光度函数非常陡峭，具有幂律斜率α =~-2，正如许多通过等级聚类的星系形成理论所预期的那样，支持先前在其他星系团中有较高光度的观测证据。
1997-12-02 astro-ph
Dwarf spheroidal galaxies in nearby groups imaged with HST
考虑了88个距离D < 10 Mpc的附近矮球状（dSph）星系的全天列表。大多数物体最近由Karachentsev和Karachentsev根据POSSII/ESO-SERC调查发现。预计在这一卷中还有100个dSph星系，由于它们的低光度和低表面亮度，到目前为止还没有发现。除了本星系群的22颗dSphs成员外，还有33颗dSphs在其他附近的星系群中，最近已经被解析为HST恒星。只有5%的本地dSphs位于已知群之外。讨论了矮球状星系的基本参数，特别是绝对星等、表面亮度、金属丰度和潮汐指数之间的观测相关性。观测到的dSphs数量随着最亮星系的光度而增加。在一个“合成”的邻近星系群中，矮球状星系在深度上相对于主星系对称分布，均方根距离散射为200千秒差距。合成组中dSphs的投影径向分布遵循曲线N（R）~ exp（-R/200 kpc）。
2005-04-20 astro-ph
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. III. The M-sigma relation in the last six billion years
我们测量了黑洞质量和宿主球体速度色散之间的相关性在过去60亿年的演变，通过研究三个精心挑选的样本的活动星系在z=0.57，z=0.36和z<0.1。对于所有三个样品，维里黑洞质量的一致估计使用线色散的H $β$和连续光度在5100 A或H α线光度，基于我们的交叉校准的宽线区域的大小-光度关系。对于z=0.57的样本，新的恒星速度色散测量从高信噪比光谱获得的凯克望远镜，而对于两个较低的红移样本，他们从以前的作品编译。在z=0.36处扩展我们先前的结果，我们发现从局部关系的偏移，这表明对于固定的M_{BH}，遥远的球体平均具有比局部更小的速度色散。在z=0.57处测量的偏移为d log sigma_{*} =0.12 \pm 0.05 \pm 0.06（或d log M_{BH} =0.50 \pm 0.22 \pm 0.25），即d log M_{BH} =（3.1 \pm 1.5）\log（1+z）+ 0.05 \pm 0.21.这与95%CL下的紧密和非演变的通用M-sigma关系不一致
2008-04-03 astro-ph
Physical Interpretation of the Mass-Luminosity Relation of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了矮球状星系的位力质量$M_{\rm vir}/L$和总光度$M_{\rm vir}$之间关系的物理解释，其中$M_{\rm vir}$和$L$分别是矮球状星系的位力质量和总光度.我们使用本地组中的11个dSph作为样本。我们发现两个不同的序列$M_{\rm vir}/L$ - $M_{\rm vir}$平面：$M_{\rm vir}/L\propto M_{\rm vir}^{2.0}$的dSphs与$M_{\rm vir}<10^8M_\odot$，而$M_{\rm vir}/L\simeq$常数为$M_{\rm vir}>10^8M_\odot$。在$M_{\rm vir}\simeq 10^8M_\odot$处观察到"不连续“。我们将“不连续性”解释为dSphs气体被连续超新星吹走的阈值。如果dSph的维里质量（其中大部分是暗质量）小于$10^8M_\odot$，气体就会被吹走，而在更大质量的dSph中，深势阱会阻止吹走机制有效地工作。因此，暗物质（DM）与重子物质（即，大的$M_{\rm vir}/L$）通过气体耗尽在低质量（$M_{\rm vir}<10^8M_\odot$）dSph中实现，而$M_{\rm vir}/L$在高质量（$M_{\rm vir}>10^8M_\odot$）dSph中变得更低。我们进一步尝试解释上述关系的低质量dSphs，$M_{\rm v…
1998-06-30 astro-ph
Radiative feedback from quasars and the growth of massive black holes in stellar spheroids
讨论了光电离和康普顿加热反馈对球状星系中心大质量黑洞及其恒星和气体成分共同演化的重要性。我们首先评估了一个典型的类星体对周围星际介质的辐射反馈的能量学。然后，我们证明，所观察到的Mbh-σ关系可以建立以下的椭圆形祖星的大部分气体转换成恒星，特别是当气体-恒星质量比在中心区域已经下降到一个低水平~0.01或更低，使气体冷却不再能够跟上不断增长的中央MBH的辐射加热。相当数量的剩余气体将被排出，MBH吸积和恒星形成将在此后以显着降低的速率进行，这与当今椭圆星系的观测结果一致。我们找到了进一步的支持这种情况下，通过在一个相当于哈勃时间演变一个简单的，基于物理的玩具模型，另外考虑到质量和能量回报的球体不断发展的恒星星族，一个物理成分往往被忽视，在类似的方法。
2004-11-03 astro-ph
A Physical Model for the joint evolution of QSOs and Spheroids
我们总结了我们详细的，物理接地，早期共同演化的球状星系和他们的中心活动核的模型（astro-ph/0307202）。我们的预测是非常好的协议与观察到的一些观测值，这被证明是非常具有挑战性的所有当前的半解析模型，包括亚毫米计数和相应的红移分布，以及时代依赖的K波段光度函数的球状星系。同时，也很好地再现了星系中黑洞质量函数和黑洞质量与速度色散之间的关系。
2003-09-16 astro-ph
Tracing the cosmological assembly of stars and supermassive black holes in galaxies
我们研究了超大质量黑洞（SMBH）和它们的宿主球体的联合演化的可能的唯象约束。我们比较了宇宙中恒星总质量和恒星形成率密度的红移演化与超大质量黑洞的质量和吸积率密度演化的所有观测数据，这些数据是由类星体和活动星系核（AGN）的硬X射线选择光度函数在给定辐射效率ε下估计的。我们假设椭球体中恒星质量与黑洞质量密度之比按（1+z）^{-α}演化，而盘状体+不规则体中恒星质量与椭球体中恒星质量之比按（1+z）^{-β}演化，并导出了α、β和ε的约束条件.我们发现在大于4 σ的水平上α>0，这意味着对于一个给定的椭球体恒星质量，在较高的红移下有一个较大的黑洞质量。β的有利值通常为负值，这表明球状体中恒星质量的比例随着红移的增加而减少。这与最近的测定结果一致，该结果表明，在高红移的质量密度是由具有不规则形态的星系主导的。与早期的工作一致，我们将ε限制在0.04和0.11之间，这取决于局部SMBH质量密度的精确值，但几乎与α和β无关。
2004-09-08 astro-ph
Coupled spheroid and black-hole formation, and the multifrequency detectability of active galactic nuclei and submillimetre sources
我们使用一个简单的球体形成模型来探讨大质量原星系中恒星和尘埃的产生与其中心黑洞生长之间的关系。该模型预测，亚毫米光度峰值后，只有~ 0.2 Gyr。然而，如果没有一个质量非常大的种子黑洞，爱丁顿限制的增长意味着一个质量为10^9太阳质量的黑洞，以及因此非常明亮的活动星系核活动，直到晕中第一颗大质量恒星形成后> 0.5 Gyr才能产生。因此，该模型预测了在大质量原椭圆中，亚毫米级光度峰值与活动星系核光度峰值之间的时滞为10^8年的几倍。对于红移z = 5的星系，这意味着活动星系核的活动延迟到z = 3.5，此时恒星形成完成了90%，亚毫米光度下降到峰值的25%。这就很自然地解释了为什么在亚毫米波段成功探测到的亮射电星系主要局限于z > 2.5。相反，该模型还预测，虽然所有高红移发光的亚毫米选择源应该包含一个活跃的（和不断增长的）黑洞，在这样的对象的活动星系核的典型光度是最强大的活动星系核的1000倍小。这与现有的X射线巡天几乎完全无法探测到亚毫米级选定星系的情况是一致的。最后，该模型产生一个黑洞：球体的质量比迅速演变的第一个陀螺仪，但渐近线到~ 0.001-0.003与低红移的结果一致。这个比率的出现并不是因为活动星系核终止了恒星的形成，而是因为大质量黑洞的燃料供应与宿主中可用于恒星形成的气体的总质量有关。
2002-09-12 astro-ph
Faint Stars in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy: Implications for the Low-Mass Stellar Initial Mass Function at High Redshift
高红移恒星的初始质量函数是第一个恒星系统形成的重要定义性质，也可能在各种暗物质问题中发挥作用。在这里，我们确定在一个明显的暗物质占主导地位的外部星系，其中的恒星形成在高红移微弱的恒星光度函数。小熊座矮球状星系是一个拥有特别简单的恒星星族的系统--所有的恒星都是年老且贫金属的--类似于经典的晕状球状星团。直接比较UMi球体和类似的金属丰度，老球状星团的微弱光度函数相当于初始质量函数的比较，并在这里提出，基于深HST WFPC 2和STIS成像数据。我们发现，这些光度函数是不可区分的，下至0.3太阳质量的光度。我们的研究结果表明，在非常高的红移形成的恒星的低质量恒星IMF显然是不同的环境，如极低的表面亮度，暗物质占主导地位的矮星系和无暗物质，高密度的球状星团在银河系内是不变的。
2002-06-10 astro-ph
Spheroid ages, kinematics and BH relations
我非常简要地讨论的年龄和运动学的球体以及黑洞的关系，通过一些最近的和说明性的研究，其中包括结果的缩小，标度律，角动量和中心的大质量物体。
2006-11-02 astro-ph
Massive Black Holes in Dwarf Spheroidal Galaxy Haloes?
现在已经确定，本星系群中的几个矮球状星系（dSphs）具有大的质光比。我们认为dSphs晕中的暗物质可能是由质量在10^5到10^7太阳质量范围内的大质量黑洞组成的。我们使用直接N体模拟来确定一个由压力支持的恒星星族在黑洞晕组成的双组分dSph的长期演化。这些黑洞最初是按照Navarro，Frenk & White分布图分布的。对于质量在10^5到10^6个太阳质量之间的黑洞，暗物质晕在不到一个哈勃时间内向较浅的内部轮廓演化。这表明，在这个质量范围内的黑洞可能提供了一个解释的起源暗物质核心推断从观测低表面亮度星系旋转曲线。我们比较模拟的演化的恒星星族与观测数据的天龙座dSph。加热速率对黑洞质量的依赖性被确定，如果天龙座的暗物质晕的当前恒星分布代表了初始恒星分布，则构成天龙座暗物质晕的单个黑洞的上限为10^5个太阳质量。我们还提出了一个简单的标度论证，它表明，即使黑洞质量略大于10^5个太阳质量，初始致密但没有自引力的恒星分布的动力学加热也可能在10 Gyr之后产生类似于天龙座的残余分布。
2005-02-01 astro-ph
Near-Infrared Imaging of the Central Regions of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）自适应光学罩（AOB）获得的JHK图像，研究了8个RGC < 2 kpc的贫金属球状星团中红巨星支星（RGB）和水平支星（HB）的近红外光度特性。RGB在（K，J-K）CMD上的斜率证实了这些簇的贫金属性质，其中四个似乎具有与M92相当的金属丰度。内球状体和外晕星团中RGB星的光度函数有相似的斜率，尽管核心坍缩的星团比非坍缩的星团有稍微平坦的光度函数的趋势。在[Fe/H]-1.5和2.2的内球状星团中，红HB星在（K，J-K）CMD上的分布有很大的不同，说明金属丰度是决定红HB星含量的主要参数。在四个内部球体簇中检测到RGB凹凸，并且该特征用于计算到这些对象的距离。最后，结合星系核核的早期演化，讨论了内星系球状星团的出现频率。如果内星系的球状星团形成效率与其他球状系统中测量到的相似，那么凸起的主体可能是由原位化学富集的气体形成的。
2001-04-26 astro-ph
Bounds on the mass and abundance of dark compact objects and black holes in dwarf spheroidal galaxy halos
我们建立了新的动力学约束的质量和丰度的致密天体的矮球状星系晕。为了保持运动学冷的第二个高峰的小熊座矮球体（UMi dSph）对引力散射，我们把上限的密度紧凑的对象作为其假设的质量的函数。当海卫一核心的晕密度为0.35太阳质量/pc ^3时，组成暗物质的质量不可能超过1000个太阳质量。这一限制排除了暗晕核心是由两体弛豫过程形成的情况。我们对质量大于3000太阳质量的致密天体中暗物质比例的界限改进了基于星系晕动力学参数的界限。特别地，质量为$\sim 10^{5}$太阳质量的物体可以包括不超过晕质量分数$\sim 0.01$。更好地确定dSphs中旧的过密区域的速度分散可能会导致对晕天体质量的更严格限制。举例来说，如果UMi第二峰值的初始值为0.5公里/秒得到确认，那么质量超过$\sim 100$太阳质量的致密天体就可以排除在构成其所有暗物质晕的之外。
2007-02-20 astro-ph
A Physical Model for the joint evolution of high-z QSOs and Spheroids
我们总结了我们的物理模型的早期共同演化的球状星系和活动的核心在其中心。我们的预测是在极好的协议与一些观测，这被证明是非常具有挑战性的所有目前的半解析模型，包括亚毫米计数和相应的红移分布，以及时代依赖的K波段光度函数的球状星系。同时，也很好地再现了星系中黑洞的质量函数和黑洞质量与速度色散的关系。SCUBA源的X射线观测揭示的活动星系核活动与我们的设想一致，并证明了强烈的恒星形成触发的SMBH的建立。
2005-04-21 astro-ph
Joint Formation of QSOs and Spheroids
鉴于大量证据表明球状星系（和星系球）与其中心的大质量黑洞之间存在紧密的相互关系，一个一致的模型必须共同处理这两个组成部分的演化。我们描述了一个这样的模型，它成功地解释了球状星系的局部光度函数，它们的光度和化学性质，在不同波段的深星系计数，包括那些在（分）-mm区域，这被证明是关键的，目前的半解析模型源于标准的层次聚类图片，为SCUBA星系的聚类特性，ERO，和LBG，以及大质量黑洞的局部质量函数和类星体的演化。预测，可以测试由SIRTF进行的调查。
2002-08-17 astro-ph
Constraints on the Process that Regulates the Growth of Supermassive Black Holes Based on the Intrinsic Scatter in the M_bh-sigma Relation
我们发现，所观察到的散射之间的关系的质量超大质量黑洞（SMBHs），M_bh，和速度色散σ或质量M_sph的主机球体，放置有趣的限制的过程中，调节SMBH的星系生长。当结合早期型SDSS星系的观测特性时，观测到的内禀散射意味着SMBH的增长受球体速度色散而不是其质量的调节。因此，M_bh-M_sph关系是更基本的M_bh-sigma关系的副产品。我们建立了一个重子修正的暗物质晕轮廓之间散射的理论模型，并由此产生了一个球状体宿主群，并表明这些球状体宿主群自然地导致了有效半径和速度色散之间的关系，其形式为R_sph ~ σ ^[1.5]，散射度约为0.2 dex，这与SDSS中早型星系的基本平面的相应投影相一致。在红移的形成，我们的模型预测的最小散射，SMBHs可以在固定的速度色散或球体质量在不同的形成方案。我们还估计了通过z<1的纯恒星球状体的无碰撞合并引入这些关系的额外散射。我们发现在M_bh-sigma和M_bh-M_sph关系中观察到的散射排除了暗物质晕的性质成为SMBH生长的控制因素。最后，我们表明，SMBH的增长所支配的主机球体的属性可以导致所观察到的值的分散在M_bh-sigma和M_bh-M_sph的关系，只有当SMBH的增长是有限的动量或能量反馈超过主机球体的动力学时间。
2005-06-14 astro-ph
Spheroidal Galaxies/QSOs Connection
有大量证据表明球状星系（和星系球）与其中心的大质量黑洞之间存在紧密的相互关系，因此必须有一个一致的模型来共同处理这两个组成部分的演化。我们描述了一个可行的模型，它成功地解释了球状星系的局部光度函数，它们的光度和化学性质，在不同波段的深星系计数，包括那些在（分）毫米区域，这被证明是关键的，目前的半解析模型源于标准的层次聚类图片，聚类特性的SCUBA星系，ERO，和LBG，以及大质量黑洞的局部质量函数和类星体的演化。预测，可以测试由SIRTF进行的调查。
2001-12-31 astro-ph
QSOs and Spheroidal Galaxies
鉴于大量证据表明球状星系（和星系球）与其中心的大质量黑洞之间存在紧密的相互关系，一个一致的模型必须共同处理这两个组成部分的演化。我们描述了一个这样的模型，它成功地解释了球状星系的局部光度函数，它们的光度和化学性质，在不同波段的深星系计数，包括那些在（分）-mm区域，这被证明是关键的，目前的半解析模型源于标准的层次聚类图片，为SCUBA星系的聚类特性，ERO，和LBG，以及大质量黑洞的局部质量函数和类星体的演化。预测，可以测试由SIRTF进行的调查。
2001-12-17 astro-ph
The Co-Formation of Spheroids and Quasars Traced in their Clustering
我们比较观察到的类星体和星系的红移，质量，光度和颜色/形态的函数的集群，约束类星体加油和球状体BH共同进化的模型。高红移类星体被证明是从当地早期型星系的祖先，与特征类星体光度L* 反映了一个特征质量的“活跃”BH/主机人口在每个红移。发展观察到的高z类星体集群z=0预测集群的趋势，在“类星体残骸”作为一个函数的恒星质量相同的早期类型观察。然而，类星体聚集并不简单地反映观察到的早期（或晚期）类型的人口;在每个红移，类星体集群作为一个“中间”的人口。通过与椭圆星系恒星星族年龄的比较，我们发现这个“中间”恒星族代表了每个历元中正在经历或结束最后一次重要恒星形成的椭圆星系。假设类星体触发与椭圆星系的形成/终止时期相关联，预测类星体聚集在所有观测到的红移，没有任何模型依赖或假设类星体的光变曲线，寿命或吸积率。这对于盘或类星体晕不是真的：即类星体一般不追踪恒星形成、盘或晕组装。类星体在所有z上的聚集与一个恒定的晕质量~ 4 × 10 ^{12} M_sun相一致，类似于局部的“群尺度”。“这些观测结果支持了一种假设，即主要的合并引发了类星体活动，并主导了明亮的高Z类星体群。我们表明，类星体集群与亮度在z~1的测量可以用来约束不同的低光度活动星系核燃料机制，以及高z集群是敏感的系统是否'关闭'的增长在z>3。
2007-06-18 astro-ph
The Nature of Blue Cores in Spheroids: a Possible Connection with AGN and Star Formation
我们调查的物理性质的蓝核早型星系通过第一次多波长分析的一个偶然发现的领域蓝核球状体的深ACS/WFC Griz的观测集群Abell 1689的背景。解析的g-r，r-i和i-z彩色图显示了一个突出的蓝色核心，将该星系确定为一个“典型”的案例研究，在中心和外部区域之间显示出0.5-1.0等的颜色变化，与被动演化的椭圆星系中红色金属丰度诱导梯度的预期相反。根据麦哲伦-克莱光谱，我们确定星系的红移为$z=0.624$。我们发现一个强X射线源与球状星系重合。光谱特征和高X射线光度表明星系中存在活动星系核。然而，X射线光度的比较，来自钱德拉深场南显示Lx的样本是可比的I型/类星体星系，而光通量是符合正常的恒星形成星系。我们的结论是，该星系的非热成分占主导地位，在高能量的波长，而我们关联的球状体蓝光与恒星光谱的正常恒星形成的星系。我们认为，在球状体和活动星系核活动的蓝核的存在可能之间的关联。
2004-11-04 astro-ph
Reasoning From Fossils: Learning From the Local Black Hole Population About the Evolution of Quasars
讨论了球状恒星系统中心超大质量黑洞生长的一个简单模型。特别是，我们评估的假设，（1）恒星形成的球状体和BH燃料是成正比的，（2）BH吸积光度保持在爱丁顿极限附近的发光类星体阶段。借助于这个简单的模型，我们能够解释类星体光度函数的许多性质，包括特征光度从红移z=2到z=0令人困惑的急剧下降：事实上，在球状系统中剩余的恒星形成今天仅限于少量的凸起，其特点是恒星速度色散的一个因素2-3小的椭圆星系托管类星体在z > 2。我们的假设的一个简单的结果是，类星体发射率的红移演化和球状体中恒星形成历史的红移演化应该是大致平行的。我们发现这一结果与我们对全球恒星形成率和类星体发射率演变的认识大致一致，但我们发现在低和高红移处存在有趣的差异，为此我们提供了试探性的解决方案。最后，我们的假设使我们能够提出一个强大的方法来推导类星体活动的占空比，观测到的类星体光度函数的基础上，和现今的超大质量黑洞的质量和他们的球状宿主恒星系统之间的关系。发现占空比基本上小于1，特征值在（3-6）x10^（-3）的范围内，并且我们计算出平均辐射热辐射效率为λ =0.07。最后，我们发现，在高红移（z>2）的单个黑洞的质量增长可以由合并，因此不一定是由吸积限制。
2003-04-07 astro-ph
Joint Formation of QSOs and Spheroids: QSOs as clocks of star formation in Spheroids
直接和间接的观测证据表明，高红移类星体在早期型原星系的核心区在恒星形成的主幕中确实闪耀过。利用这一事实，我们利用类星体光度函数导出了高红移下这类恒星系统的形成速率。椭圆星系中的元素比例，类星体宿主的后代，表明恒星形成在更大质量的物体中更快。我们表明，这是预计发生在暗物质晕，当冷却和加热的过程被认为是。这也证实了所观察到的亚毫米计数耦合的形成率和恒星形成率的球状星系的SED演化的详细模型所得出的。在这种情况下，SCUBA星系和莱曼破裂星系是早期类型的原星系，在类星体活动开始之前形成了它们的大部分恒星。
2001-02-02 astro-ph
A Unified, Merger-Driven Model for the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Supermassive Black Holes and Galaxy Spheroids
我们提出了一个演化模型的星爆，类星体，球状星系中，气体丰富的星系之间的合并驱动气体的核流入，产生强烈的星爆和饲料的超大质量黑洞（BH）的掩埋生长，直到反馈排出气体，并呈现一个短暂可见的光学类星体。类星体的寿命和模糊柱密度取决于瞬时和峰值亮度的类星体，我们确定这种依赖性使用一个大的模拟星系合并不同的主机星系的属性，轨道几何形状，和气体物理。我们使用这些拟合去卷积观测到的类星体光度函数（LF），并获得具有一定的峰值光度，n（L_peak，z）的类星体的形成率的演变。类星体在远低于峰值的光度下会花费很长的时间，因此n（L_peak）有一个最大值，对应于观测到的LF中的“中断”，在较亮和较暗的光度下都会下降。从n（L_peak）和我们的模拟结果，我们获得了对硬和软X射线和光学类星体LF的自洽拟合，并预测了许多可观测量，包括：光学和X射线样品的柱密度分布，X射线样品中宽线类星体的LF和宽线部分随光度的变化，活动BH质量函数，z~0-2处的爱丁顿比分布，遗迹黑洞的z=0质量函数和黑洞的总质量密度以及宇宙X射线背景。在每种情况下，我们的预测都与观察到的估计值吻合得很好，与以前的建模尝试不同，我们能够在不调用任何关于源属性或分布的特设假设的情况下重现它们。我们提供了一个库的Monte Carlo实现我们的模型与观察比较。（节录）
2005-11-03 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 astro-ph
The host galaxies of luminous quasars
我们目前的深HST/WFPC 2成像研究的17个类星体在z~0.4，旨在确定其宿主星系的属性。该样本由绝对星等在-24>M_V>-28范围内的类星体组成，使我们能够在类星体光度的十年内研究宿主星系的性质，但在单个红移。我们发现，所有的RLQ以及所有核光度M_V<-24的RLQ的宿主星系都是大质量的膨胀主导星系，证实并扩展了我们以前的研究结果。从最佳拟合模型的宿主星系，我们估计了球体和黑洞的质量，和效率（相对于爱丁顿光度），每个类星体是辐射。在我们的样本中，推断出的最大黑洞质量为3.10^9太阳质量，与M87和天鹅座A中心的质量相当。即使在最明亮的物体中，我们也没有发现超爱丁顿吸积的证据。我们调查的散射在黑洞的作用：球体质量关系中确定类星体的比主机星系的光度，通过产生模拟的类星体躺在主机与Schechter质量函数。在最高光度类星体的子样本中，观测到的核-宿主光度比的变化与黑洞-椭球体关系中散射的结果一致。具有高核-主比的类星体可以用亚爱丁顿吸积在黑洞高质量尾部的黑洞上来解释：椭球体关系。我们的研究结果意味着，由于Schechter截止，主机质量不应该继续线性增加类星体的光度，在非常高的光度。任何比M_V=-27更亮的类星体都应该存在于大质量的椭圆形宿主中，而这些宿主在今天的情况下M_V约为-24.5。
2004-11-30 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 astro-ph
A Physical Model for the Co-evolution of QSOs and of their Spheroidal Hosts
我们提出了一个物理动机的大质量球状星系和活动核在其中心的早期共同演化模型。在暗物质晕中，气体的演化是由重力、辐射冷却和来自超新星和不断增长的活动核的反馈加热控制的，其形成速度与规范的等级聚类情景预测的速度相同。随着结合能的降低，超新星加热在减缓恒星形成和驱动气体外流方面越来越有效。因此，在较早的时间里，更大质量的原星系是恒星形成速度更快的地方。相应地，更高的辐射阻力抵消了气体的角动量损失，导致中心黑洞的吸积速率更大。反过来，由活跃的原子核驱动的外流所携带的动能可以使残余气体脱离束缚，从而停止恒星的形成和黑洞的生长，对于较大的晕来说，时间也更短。对于质量最大的星系来说，气体解束缚的时间足够短，足以在Ia型超新星能够显著增加星际介质的$Fe$丰度之前完成大部分恒星的形成，从而解释了在最大的星系中看到的$α$增强。来自超新星和活动核的反馈也决定了黑洞质量与宿主星系质量或速度色散之间的关系，以及黑洞质量函数。这些和其他模型的预测是非常符合观察到的一些观测值，这被证明是非常具有挑战性的所有目前的半解析模型，包括亚毫米计数和相应的红移分布，以及时代依赖的K波段光度函数的球状星系。
2003-09-16 astro-ph
Keck Spectroscopy of distant GOODS Spheroidal Galaxies: Downsizing in a Hierarchical Universe
我们分析了红移范围为0.2<z<1.2的141个场球状星系的基本面的演化，这些星系在形态上被选择为大天文台起源巡天北场的星等极限F850LP=22.43。对于大质量星系，我们发现大部分的恒星形成在z=2之前完成。然而，对于较低质量的星系，光度加权年龄显着年轻。质光比的差异变化与静止框架的颜色密切相关，与最近的恒星形成和相关的增长相一致。我们的数据是一致的质量，而不是环境治理的整体增长，相反的期望层次组装。我们讨论如何反馈，传导和星系相互作用可能会解释我们的大样本中看到的缩小趋势。
2005-02-01 astro-ph
On Dwarf Galaxies as the Source of Intracluster Gas
最近的观测证据陡峭的矮星系光度函数在几个丰富的集群导致猜测，他们的前体可能是大多数气体和金属的来源推断，从集群内介质（ICM）的x射线观测。它们沉积到ICM中被认为是通过早期超新星驱动的风发生的，由此产生的系统反映了我们在当地观察到的低光度矮椭球体和椭圆体的光度和化学性质。我们认为这种情况下，利用自洽模型球状光化学演化和气体喷射通过银河系超级风。坚持风后矮星服从观察到的颜色-光度-金属丰度关系，我们得出结论，ICM气体和金属的大部分并不起源于它们的前体。
1996-12-13 astro-ph
Finding Faint Intermediate-mass Black Holes in the Radio Band
我们讨论了探测微弱的中等质量黑洞的前景，如那些预测存在于球状星团和矮球状星系的核心。我们简要地总结了恒星动力学搜索的困难，然后表明，最近发现的黑洞质量，X射线光度和射电光度之间的关系意味着，在大多数情况下，这些黑洞应该更容易检测到的无线电比在X射线。最后，我们给出了球状星团射电观测的上限，并讨论了小熊座矮球状星系核心射电源可能是$\sim 10,000-100,000 M_\odot$黑洞的可能性。
2004-12-01 astro-ph
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. I: The M_BH-sigma Relation at z=0.36
我们测试黑洞质量和球速度色散（M $_{\rm BH}-σ$）之间的相关性的演变，使用精心挑选的样本14个塞弗特1星系在$z=0.36\pm0.01$。利用高信噪比的Keck谱测量了Mgb（5175 nm）和Fe（5270 nm）附近恒星吸收线的速度色散，并基于经验校准的光电离方法，利用$β$谱线宽度和5100 nm处的光学光度估算了黑洞质量.我们发现一个显着的偏移从本地的关系，在这个意义上说，速度色散小于给定的黑洞质量在$z=0.36$比本地。我们调查了各种来源的系统不确定性，发现这些不能解释所观察到的偏移。测量的偏移是$Δ\log M_{\rm BH}=0.62 \pm 0.10 \pm 0.25$，即$Δ\log σ=0.15 \pm 0.03 \pm 0.06$，其中误差条包括随机分量和系统的上限。从表面上看，这一结果意味着在最后4个Gyr的隆起的实质性增长，假设当地的M $_{\rm BH}-σ$关系是普遍的进化终点。随着两个活动星系的样本一致确定的黑洞质量和恒星速度色散从文献中，我们量化的最佳拟合线性关系，$Δ\log M_{\rm BH} = (1.66\pm0.43)z + (0.04\pm0.09)$相对于Tremaine等（2002）的本地关系，和$Δ\log M_{\rm BH} = (1.55\pm0.46)z + (0.01\pm0.12)$相对于Ferr…
2006-03-27 astro-ph
Ultraluminous Starbursts from SMBH-induced outflows
我认为，有两种模式的全球恒星形成。超新星触发的负反馈通过一系列的小恒星暴（S模式），而大规模的球状体形成恒星相对效率较低，通过活动星系核喷流触发的正反馈（J模式）的影响，产生和增强超亮的恒星暴快速形成高效率。超大质量黑洞的增长吸积有利于在气体丰富的原球体环境合并建立了主机星系的质量，并提供了一个集中的气体供应。准球形外流的出现，并提供了来源的孔隙度的高能射流从吸积中央SMBH是各向同性的不均匀的星际介质在原球体的核心。超级爱丁顿外流的发生，并帮助产生在高红移的SMBH和强烈的正反馈原球体恒星的形成，发生在致密的星际云超压和崩溃。SMBH在球状体之前形成，球状体速度色散和超大质量黑洞质量之间的相关性是由于活动星系核触发的外流限制了球状体形成的气体库。超级爱丁顿阶段必然会在SMBH的影响区域引发头重脚轻的IMF。康普顿冷却的爱丁顿限制流出相导致球状核，其相空间密度为核质量的逆5/2幂，其质量为SMBH质量的3/2幂。后一种缩放表明SMBH生长（以及因此球状体形成）是反层级的。
2005-12-06 astro-ph
Cosmic star formation history associated with QSO activity: an approach using the black hole to bulge mass correlation
中心黑洞质量与其邻近星系和活动星系核中的宿主球体质量之间的紧密相关性表明，黑洞的生长与其球体的形成密切相关。基于我们以前的工作，这样一个联合的演化方案和相应的黑洞的隆起质量的相关性，我们使用的X射线光度函数的活动星系核和宇宙学的演化率，这是从ROSAT X射线巡天估计宇宙恒星形成的历史与黑洞的生长。基于活动星系核的主要黑洞生长发生在活动星系核的发光阶段的基本假设，活动星系核的光度函数作为红移的函数，不仅反映了黑洞的吸积历史，而且反映了球状体的宇宙星形成历史。虽然特别明亮的类星体的空间密度是非常低的，我们表明，与大质量黑洞增长的恒星形成的总量是几乎相同的莱曼Break Galeries检测到的当前光学深调查。因此，我们认为光学深度调查可能会错过我们宇宙中大约一半的净恒星形成，这可能在一定程度上是由于显着的尘埃灭绝以及之前光学调查的视场较小，无法以相对较短的时间对此类罕见事件进行采样。尺度。然而，在黑洞生长过程中，恒星形成加热的尘埃的远红外辐射可以充分解释观测到的SCUBA数量，并且可能是SUBA种群的主要能量来源。
2002-12-24 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Near-infrared luminosity function and colours of dwarf galaxies in the Coma Cluster
本文介绍了后发座星系团中低光度星系的K波段观测结果，它们是最近发现的光学光度函数在M_R ~-16处急剧上升的原因。主要结果是：（1）这些星系的光学$-$近红外色表明它们是矮椭球体。（ii）后发座星系团暗端的K波段光度函数不受限制，因为背景的场-场变化引起的不确定性。然而，在估计的大误差范围内，它与R波段光度函数一致，移动了$\sim3$量级。(iii)在B-K vs. B-R色图中，许多矮星系团位于背景星系稀少的区域，而本地矮球状星系也位于该区域。这表明，一个更好的测量的K-波段集群光度函数可以作出，如果场到场的变化的背景可以作为一个函数的颜色进行测量。(iv)如果我们假设在我们的星系团场中，在（iii）中给出的B-K与B-R平面区域中没有一个星系是背景星系，并且所有具有$15.5 < K < 18.5$的星系团星系都位于这个平面区域中，那么我们测量α = -1.41 +/- 0.35（-19.3 < M_K <-16.3），其中α是光度函数的对数斜率。
1997-08-25 astro-ph
The parallel lives of supermassive black holes and their host galaxies
我们将宇宙中恒星总质量和恒星形成率密度红移演化的所有可用观测数据与根据类星体和活动星系核的硬X射线选择光度函数估计的超大质量黑洞的质量和吸积率密度演化进行了比较。我们发现，平均黑洞质量必须在较高的红移给定的球状恒星质量较高。此外，我们发现负的红移演化的磁盘/不规则球的质量比。的总吸积效率被限制在0.06和0.12之间，这取决于当地SMBH质量密度的确切值，并在临界吸积率低于辐射低效吸积可能发生。
2006-02-24 astro-ph
The Dependence of Galaxy Shape on Luminosity and Surface Brightness Profile
对于斯隆数字巡天数据发布3的96，951个星系样本，我们研究了视轴比的分布作为r波段绝对星等和表面亮度轮廓类型的函数。我们使用参数fracDeV来量化配置文件类型（对于de Vaucouleurs配置文件，fracDeV = 1;对于指数配置文件，fracDeV = 0）。当由光分布的矩估计视轴比q_{am}时，最圆的星系是非常明亮的（M_r \sim -23）de Vaucouleurs星系，最平坦的是中等明亮的（M_r \sim -18）指数星系。当用25等/角秒^2等照度线的轴比来估算视轴比q_{25}时，我们发现德沃库勒星系比绝对星等相同的指数星系更平坦。对于一个给定的表面亮度轮廓类型，非常明亮的星系平均比暗星系更圆。我们对视轴比的分布进行反卷积，以找到固有的短轴与长轴比γ的分布，假设三轴度T恒定。对于所有的轮廓类型和光度，视轴比的分布是不一致的人口扁球体，但通常是一致的人口长球体。明亮星系的de Vaucouleurs轮廓（M_r <-21.84，fracDeV > 0.9）具有q_{am}的分布，在0.4 < T < 0.8的范围内与三轴性一致，平均内禀轴比为0.66 < gamma < 0.69。较暗的德Vaucouleurs星系是最适合与长椭球体（T = 1）的平均轴比伽玛= 0.51。
2005-01-12 astro-ph
