Estimating the Dark Halo Mass from the Relative Thickness of Stellar Disks
我们分析了一个球形组件的质量和稳定的恒星盘的最小可能厚度之间的关系。真实星系的这种关系允许估计暗晕质量的下限（稳定的恒星盘越薄，暗晕的质量就越大）。在我们的分析中，我们使用的理论关系和数值N体模拟薄磁盘的动力学演化中存在的球形组件具有不同的密度分布和不同的质量。我们的结论是，盘星系的厚度和它们的球形组件的质量之间的理论关系是一个较低的包络模型数据点。我们建议使用这种理论关系来估计星系中暗晕质量的下限。所得到的估计结果是弱的。即使是最薄的星系，在四个指数盘尺度长度内的暗晕质量也必须大于一个恒星盘质量。
2006-09-06 astro-ph
Estimating Stellar Parameters from Spectra using a Hierarchical Bayesian Approach
本文提出了一种将理论预测的天文光谱与观测光谱相拟合的方法。使用分层贝叶斯原理，该方法考虑了系统和统计测量误差，这在天文文献中还没有做过。目标是估计基本恒星参数及其相关的不确定性。恒星参数和观测光谱之间的一个方便的确定性关系的不可用性，结合计算的复杂性，这需要削减的连续贝叶斯模型的合成光谱的网格的基础上减少的模型。提出了一种基于所谓的预测平方误差损失函数的模型选择标准，以及观测光谱和合成光谱之间的拟合优度的测量。将所提出的方法应用于恒星$α$ Bootis的红外2.38- 2.60 \mic ISO-SWS数据（红外空间天文台-短波光谱仪），得到恒星参数的估计：有效温度\Teff = 4230 $\pm$ 83 K，重力$\log$ g = 1.50 $\pm$ 0.15 dex，金属量[Fe/H] = $-0.30 \pm 0.21$ dex。
2007-01-16 astro-ph
Interaction of Supermassive Black Holes with their Stellar and Dark Matter Environments
综述了最近关于超大质量单黑洞和双黑洞与其核环境相互作用的理论工作，突出了可利用观测到的核结构来约束黑洞形成历史的方法。
2004-10-04 astro-ph
Application of the Galerkin method to the problem of stellar stability, gravitational collapse and black hole formation
本文提出了一种基于Galerkin方法的近似方法，用于研究平衡态恒星模型、相对论坍缩问题和黑洞的形成。本文评述了它的简化形式--能量法的一些结果，并给出了一般Gelerkin方法的方程.
1998-07-30 astro-ph
Jets in Supermassive and Stellar-Mass Black Holes
相对论流出是吸积黑洞中的一种常见现象。尽管在尺度上存在巨大差异，X射线双星和双星中的恒星质量黑洞，以及星系动力中心的超大质量黑洞，都是具有类似物理性质的喷流源。对微类星体、伽马射线暴和活动星系核的研究之间的协同作用应该有助于深入了解宇宙中随处可见的相对论喷流的物理学。
2003-02-11 astro-ph
Diffusion in stellar interiors: critical tests of three numerical methods
我们描述和讨论的性质的三个数值方法求解扩散方程的化学物质的运输和恒星内部的角动量。我们通过数值实验研究他们的准确性和提供物理解决方案的能力。新的测试和分析的基础上应用到恒星天体物理背景下，我们表明，最强大的方法来遵循长期的演变是隐式有限差分方法。正确估计网格点之间的扩散系数的重要性被强调和对流和辐射区之间的平均扩散系数估计的程序进行说明。
2003-12-15 astro-ph
Capture of stellar--mass compact objects by massive black holes in galactic cusps
在星系中心黑洞周围的尖端，有相当一部分恒星是由演化恒星的致密残余物组成的，如白矮星、中子星和恒星质量的黑洞。假设大多数旋涡星系都有一个中等质量的中心黑洞（$\sim 10^6 \msun$）和一个尖形椭球体，我们估计了大质量中心黑洞捕获致密天体的速率。总捕获率很可能由有核螺旋控制。我们估计的流量引力波辐射从这样的合并，估计可探测的源计数拟议空间为基础的引力波天文台，如LISA。在$1 \, {\rm Gpc}$内，每年大约有一次事件是可以探测到的，这是对黑洞质量和中央星系密度的非常保守的估计。我们希望在较低频率（$10^{-4}$ Hz）“途中”捕获$10^2$- $10^3$可检测源。如果恒星质量的黑洞是无处不在的，那么信号可能是由恒星质量的黑洞与大质量的黑洞合并而成的。在有核螺旋星系的核心中，白矮星-白矮星合并的速率估计为每个星系每年$\sim10^{-6}$。
1996-08-14 astro-ph
Observational evidence for stellar-mass black holes
X射线双星的径向速度研究为恒星质量黑洞的存在提供了最可靠的证据。目前我们有20例确诊病例，动态质量超过3兆太阳。精确的质量已经得到了一个子集的系统，这给了我们一个暗示，在质谱的黑洞人口。本文综述了黑洞发现的历史，并介绍了该领域的最新成果。
2006-12-12 astro-ph
Influence of Black Holes on Stellar Orbits
我们回顾了目前的状态，能够测量的中心黑洞质量和恒星轨道结构的星系动力学建模。这两种性质都必须充分了解，才能衡量其中任何一种性质。目前的一套动力学模型确实提供了对黑洞质量和恒星轨道分布的准确估计。一般来说，这些模型能够测量黑洞的质量约20%-30%的精度，目前的观测，和恒星的轨道结构，约20%的精度，在径向到切向色散。大多数星系中心附近恒星的轨道结构表现出很强的切向速度各向异性。最符合这一趋势的理论模型是黑洞双星/合并模型。黑洞质量与大半径径向运动的贡献之间也有很强的相关性。这种相关性可能是星系演化的一个重要方面。
2003-06-04 astro-ph
A Short Review of Relativistic Iron Lines from Stellar-Mass Black Holes
在这篇文章中，我简要地回顾了最近的进展，在检测和测量恒星质量的黑洞系统中观察到的相对论性铁线的属性，这些线的方面是最相关的研究在Seyfert-1活动星系核类似的线。特别是，在恒星质量的黑洞中观察到的谱线并不因复杂的低能吸收或中心引擎的部分覆盖而变得复杂，强谱线在很大程度上与用于拟合基础宽带连续通量的模型无关。事实上，相对论性铁谱线是目前观测者所能获得的最可靠的黑洞自旋诊断方法，它比系统论所困扰的圆盘连续体具有特定的优势。如果恒星质量黑洞上的吸积只是与质量成比例，那么恒星质量黑洞中线条的广泛性质可能表明线条在塞弗特-1活动星系核中应该很常见，尽管可能更难检测到。
2006-09-15 astro-ph
A Comparison of Intermediate Mass Black Hole Candidate ULXs and Stellar-Mass Black Holes
最近在邻近星系中发现了少数LX> 1E +40 erg/s的超亮X射线源的X射线谱中存在冷的热辐射成分。这些组件可以很好地拟合吸积盘模型，其温度比在恒星质量的银河系黑洞中观察到的最亮状态时的盘温度低约5 - 10倍。由于磁盘的温度预计将下降与增加黑洞质量，因为这些来源的X射线光度超过爱丁顿极限为10 Msun黑洞（L_Edd = 1.3 E +39 erg/s），这些来源是非常有希望的中间质量黑洞候选人（IMBHC）。在这封信中，我们直接比较了这些ULX的推断盘温度和光度，与一些银河系黑洞的盘温度和光度。恒星质量黑洞的样本被选择为包括不同的轨道周期、伴星类型、倾角和柱密度。这些ULX和恒星质量的黑洞占据了L_X-kT图的不同区域，这表明这些ULX可能拥有IMBH。我们简要地讨论了这种解释的重要优点和缺点。
2004-06-30 astro-ph
Merging between a Central Massive Black Hole and a Compact Stellar System: A Clue to the Origin of M31'S Nucleus
观测到M31的中央隆起有两个明显的亮度峰，峰间距为$\sim$ 2 pc。Tremaine（1995）最近提出了一个新的观点，认为M31的核心实际上是一个围绕着中心超大质量黑洞的厚偏心盘。为了探索偏心盘的起源，我们数值研究了一个中心质量为$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$的大质量黑洞与一个质量为$\sim$ $10^6$ $M_{\odot}$、星系核中央10 pc大小为几pc的致密恒星系统合并的动力学演化.我们发现，恒星系统被大质量黑洞的强潮汐场破坏，从而形成一个旋转的核厚恒星盘。在已发展的盘中，每个恒星的轨道都是相当偏心的，平均偏心率为$\sim$ 0.5。这些结果意味着Tremaine（1995）提出的M31核偏心盘可能是由中心大质量黑洞与致密恒星系统合并形成的。我们进一步讨论了一个紧凑的恒星系统是何时以及如何转移到核区域周围的一个大质量黑洞。
2000-12-16 astro-ph
Stars and singularities: Stellar phenomena near a massive black hole
这是一个教学审查的最近结果的相互作用的中心大质量黑洞与恒星非常接近他们，重点是在银河系中心的黑洞。目录：[1]引言[2]黑洞附近的恒星动力学[2. 1]物理尺度[2. 2] MBH周围的松弛恒星系统[3]银河系中心的恒星对撞机[3. 1]银河系中心的致密恒星尖点的情况[3. 2]潮汐自旋[3. 3]潮汐散射[4]银河系中心的引力望远镜[4. 1]点质量的引力透镜[4.2]用透镜图像精确定位MBH [4.3]引力透镜的检测[4.4]放大率偏差[4.5]超越质点透镜近似[5]总结
2002-02-12 astro-ph
Estimating the final spin of a binary black hole coalescence
我们提出了一个简单的方法来估计最终的黑洞自旋的二元黑洞合并与任意的初始质量和自旋。通过一些简单的假设，我们估计最终角动量是单个自旋加上在最后一个稳定轨道上围绕Kerr黑洞运行的测试粒子的轨道角动量之和，其中最终黑洞具有自旋参数。我们得到的公式是能够再现合理的精度从现有的数值模拟的结果，但更重要的是，它可以用来调查什么配置可能会引起有趣的动态。特别是，我们讨论的情况下，可能会引起一个“翻转”的方向的系统的总角动量。通过研究最终自旋对质量比和初始自旋的依赖性，我们发现我们的简单方法表明，无论所涉及的物体的质量比如何，都不可能通过合并方案将黑洞自旋提升到极值。
2007-09-24 astro-ph gr-qc
Estimating stellar oscillation-related parameters and their uncertainties with the moment method
矩方法是一种在星震学中众所周知的模式识别技术（其中“模式”应在天文学而不是统计学意义上理解），它使用谱线的前3个矩的时间序列来估计离散振荡模式参数l和m。与许多其他模式识别技术相反，该方法还提供了其他重要的连续参数的估计，例如倾角α和旋转速度v_e。我们开发了一个统计形式主义的矩量法的基础上所谓的广义估计方程（GEE）。这种形式主义允许的连续参数的不确定性的估计，考虑到不同的时刻的线轮廓是相关的，所观察到的时刻的不确定性也取决于模型参数。此外，我们建立了一个程序，以考虑模式的不确定性，即，通常几个模式（L，M）可以充分描述数据的事实。我们还介绍了一个新的缺乏适合的功能，至少以及以前的判别函数，并允许我们识别的方位角阶m的符号。我们将我们的方法应用于恒星HD 181558，使用几种数值方法，从中我们了解到，数值求解估计方程是一项密集的任务。我们报告的数值结果，从中我们获得洞察力的统计不确定性的物理参数参与的矩量法。
2005-10-27 astro-ph
Masses of Stellar Black Holes and Testing Theories of Gravitation
利用近双星系统中光学星的光速和视向速度曲线，分析了恒星黑洞的质量分布。讨论了这种方法所固有的系统误差。这些主要与模型中的不确定性有关，该模型用于考虑气体结构对系统光学亮度的贡献。质量分布在4-15M_sun范围内几乎是平坦的。这与大质量密近双星中黑洞的质量分布进行了比较，后者可以表现为在其他星系中观测到的超亮X射线源（L_x > 10^39 erg/s）。如果这些天体的X射线光度符合爱丁顿极限，那么黑洞的质量分布应该符合幂律，这与我们银河系中密近双星观测动态得出的扁平形状不相容。对这种差异的一种可能解释是，在最近的多维引力模型中，恒星质量的黑洞会迅速蒸发。这一假说可以通过测量恒星黑洞的质量谱或发现质量低于3 M太阳的孤立或双星黑洞来验证。
2004-01-22 astro-ph
Dynamical evolution of rotating dense stellar systems with embedded black holes
研究了具有嵌入黑洞的自引力旋转稠密恒星系统（如球状星团、星系核）的演化。讨论了微分旋转扁平系统中黑洞与恒星分量的相互作用。利用2D+1 Fokker-Planck数值方法研究了弛豫引起的速度扩散与黑洞星吸积以及星系团旋转之间的相互作用。该模型可以再现黑洞影响区内的Bahcall-Wolf解$f \propto E^{1/4}$（$n \propto r^{-7/4}$）。重力陀螺和重力热不稳定性有助于系统的更快的演变，导致更短的崩溃时间相对于非旋转系统。角动量输运和恒星吸积支持弛豫时间尺度中心旋转的发展。我们探讨系统溶解由于质量损失的存在下的外部潮汐场（例如，球状星团在星系）。
2010-02-04 astro-ph
Stellar-Mass Black Holes in the Solar Neighborhood
我们寻找附近的、孤立的、吸积的“恒星质量”（3到$100M_\odot$）黑洞。模型表明，同步辐射光谱在可见光波长和一些发射在X射线波长。在斯隆数字巡天早期数据发布的370万个天体中，约有15万个天体的颜色和性质与这种光谱一致，其中87个天体是ROSAT全天巡天的X射线源。其中32个已经被证实不是黑洞使用光谱。我们给出了这55个黑洞候选者的位置和颜色，并根据它们成为黑洞的可能性对其进行了定量排名。我们讨论了不确定性的预期数量的来源，和贡献的黑洞本地暗物质。
2003-06-18 astro-ph
Do radio-loud AGN really follow the same relation between black hole mass and stellar velocity dispersion as normal galaxies?
在研究射电噪活动星系核（AGN）中黑洞质量与恒星速度色散关系的过程中，我们研究了两种可能引起射电噪活动星系核黑洞质量估算不确定性的效应：相对论性聚束效应对观测到的光学连续辐射的影响和方位效应对宽发射谱线宽度的影响。在对这两种效应进行修正后，我们重新检验了射电强和射电静活动星系核样本中由[OIII]谱线宽度导出的黑洞质量与恒星速度色散的关系，发现射电强活动星系核的质量与恒星速度色散的关系仍然偏离了邻近正常星系和射电静活动星系核的质量与恒星速度色散的关系。我们还发现射电喷流功率与[OIII]谱线宽度之间没有显著的相关性，说明射电喷流与[OIII]谱线之间没有强相互作用。这可能是射电强活动星系核的黑洞质量与恒星速度色散关系的偏离是内在的，或者[OIII]谱线宽度不是射电强活动星系核的恒星速度色散的良好指示。
2006-12-11 astro-ph
The effect of stellar-mass black holes on the structural evolution of massive star clusters
我们提出了现实的N-体建模的大规模星团的麦哲伦星云，旨在调查在这些系统中观察到的半径年龄趋势的动力学起源的结果。我们发现，恒星质量的黑洞，形成于超新星爆炸的最大质量的星团恒星，可以构成一个动态的重要人口。如果有相当数量的黑洞被保留下来（这里我们假设完全保留），这些物体会迅速形成一个致密的核心，在那里相互作用是常见的，导致黑洞散射到星系团晕中，并将黑洞从星系团中弹射出来。这两个过程加热了恒星成分，导致了与观测结果相匹配的长期核心膨胀。在早期的麦哲伦星系团中也观察到了显著的核心演化。我们发现，这并不是由于黑洞的作用，但可以再现的质量损失的影响，由于快速恒星演化在一个原始的质量分离的集群。
2007-04-19 astro-ph
Probing Post-Newtonian Gravity near the Galactic Black Hole with Stellar Doppler Measurements
接近银河系中心大质量黑洞的恒星提供了一个独特的机会，可以在尚未探索的天体力学领域探索后牛顿物理学。红外恒星光谱学的最新进展允许精确测量恒星的多普勒频移曲线，从而检测β平方后牛顿效应（黑洞势的引力红移和横向多普勒频移）。我们制定了一个检测过程中的一个简化的后牛顿参数化。然后，我们使用模拟来表明，经过大约十年的观察，这些影响可以用现有的仪器来确定地检测到。我们发现，忽略这些影响可能会导致统计上显着的系统误差推导出的黑洞的质量和距离。
2005-09-05 astro-ph
The Vertical Stellar Kinematics in Face-On Barred Galaxies: Estimating the Ages of Bars
为了详细研究棒星系垂直轴上的恒星运动学，我们在14个正面星系的样本中获得了棒星系长轴和短轴上的高信噪比光谱，并利用它们确定了视线恒星速度分布，参数化为Gauss-Hermite级数。有了这些数据，我们开发了一个诊断工具，允许一个区分最近形成和演变的酒吧，以及估计他们的年龄，假设酒吧形成在垂直薄盘，可识别的垂直速度分散σ_z的低值。通过棒不稳定盘星系的N体实现，我们也可以检查的时间尺度的过程中，给酒吧一个重要的垂直结构。我们发现，sigma_z在进化酒吧大约是100公里/秒左右，这转化为约1.4千秒差距的高度尺度，支持通过磁盘材料形成凸起的情况。此外，在我们的数值模拟中，即使在演化2 Gyr之后，棒的sigma_z值通常也小于50 Km/s，这表明一个缓慢的过程是使棒像我们观察到的那样垂直厚的原因。我们从理论上验证了，如果我们假设巨型分子云沿着棒的集中程度是圆盘其余部分的两倍，那么斯皮策-史瓦西机制能够定量地解释这些观察结果。
2005-04-28 astro-ph
Estimating Supermassive Black Hole Mass Through Radio/X-Ray Luminosity Relation of X-Ray Bright Galactic Nuclei
光学上薄的吸积流和几何上厚的吸积流是造成观测到的X射线亮星系核的射电/X射线光度关系的主要原因。如果是这样的话，那么中心超大质量黑洞的质量就可以直接从核心射电光度和X射线光度的测量中估计出来，前提是这种吸积流的性质是已知的。计算的光度比的情况下，标准的ADAF模型和修改的ADAF模型，其中包括截断的内部部分的流动和风造成的下降的物质。我们比较观察到的光度比从模型的光学薄吸积流的预测。我们还讨论了对流在ADAF中可能产生的影响。我们证实，在没有射电喷流的情况下，由于ADAF模型，利用射电/X射线亮度关系可以估计超大质量黑洞（SMBH）质量。我们发现，观测数据是不足以区分标准ADAF模型，其修改后的模型。然而，ADAF模式与对流是不一致的观测，除非微物理参数是要大大改变。需要高分辨率的无线电观测，以避免污染其他部件，如喷流部件。否则，SMBH质量往往被高估。
2000-09-18 astro-ph
Estimating the Radiative Efficiency of Magnetized Accretion Disks Around Black Holes
对黑洞吸积的模拟表明，在最内层稳定圆轨道（ISCO）附近和内部存在磁应力。这一发现表明，这种流动可能比标准吸积盘模型预测的更明亮。在这里，我们适用于模拟吸积流内的散热处方，以估计其隐含的辐射效率。我们假设耗散与电流密度的平方成正比，并发现由此产生的方位平均和壳集成的径向轮廓是很好地匹配的径向散热轮廓的标准磁盘模型的ISCO以外的区域，特别是当它被调整到占额外的应力在ISCO。然而，与标准模型相反，从电流密度导出的耗散曲线继续通过ISCO并通过倾伏区域。总的预测耗散率在$\simeq 30%$和$\simeq 100%$之间，大于标准模型预测的耗散率，这取决于黑洞的自旋。大多数额外的耗散发生在ISCO之外。为了预测光度，我们假设瞬时辐射和零光学深度，但允许光子捕获。相对于标准模型，远距离观测者看到的净辐射效率增加了$\simeq 25%$ --80%，其中中间黑洞自旋的增加最大，因为快速自旋产生的增强应力引起的耗散增加部分被额外光子被黑洞捕获的可能性增加所抵消。
2006-05-11 astro-ph
The Relationship Between Stellar and Black-Hole Mass in Submillimeter Galaxies
我们分析了深X射线，光学和中红外斯皮策观测的CDF-N/GOODS-N区域研究13个亚毫米探测星系（SMG）的光谱红移（中位数z=2.2）。我们发现估计的恒星和X射线光度之间的相关性，这意味着质量的黑洞可能与其宿主星系的恒星质量。虽然亚毫米波的辐射意味着这些星系正在经历一个激烈的恒星形成时期，但斯皮策的数据显示，大量的恒星星族已经就位。这些恒星的质量，然后比较先前公布的黑洞质量估计来自X射线光度的假设下，爱丁顿极限吸积。我们发现，我们的高红移样本的黑洞质量大约是1-2个数量级小于可比的恒星质量的星系在本地宇宙。虽然我们估计的黑洞质量会增加，如果吸积是次爱丁顿，我们的恒星质量会减少，如果我们假设一个更年轻的恒星星族或不同的初始质量函数，我们发现，只有通过组合的影响是有可能的移动高红移星系，使它们躺在本地关系。这表明黑洞需要在z=2.2和现在之间大量增长，其中大部分黑洞增长发生在当前模糊的远红外发光活动阶段之后，这可能与球体的形成有关。这种解释支持SMG通过随后的吸积占主导地位的阶段，在那里它们将出现光学明亮的类星体的情况。（简略）
2005-07-26 astro-ph
Microlensing by Stellar Black Holes Around Sgr A*
我们表明，在任何给定的时间，银心黑洞Sgr A* 预计是微透镜N（镜头）=1.7凸星，如果较暗的图像的可检测性阈值是K（thr）=21，和约N（镜头）=8源，如果K（thr）=23。然后，透镜图像提供了一种独特的方法来检测预测聚集在Sgr A* 周围的恒星质量黑洞。如果一个黑洞靠近微透镜图像，它将引起一个短（数周长）的微透镜事件。我们表明，质量和投影速度的恒星质量的黑洞都可以明确地测量从这样的事件，只要观察到一个焦散交叉或天体测量位移。对于K（thr）=23和中等放大倍率的Sgr A*，微透镜事件率从20000个黑洞在半径为0.7 pc的集群只有0.06事件每年，但是，如果高度放大的图像的恒星被发现，由恒星黑洞的事件率会高得多。此外，由Sgr A* 透镜化的N（透镜）源提供了一个独特的探测银河系中心后面沿着2N（透镜）视线的消光。
2002-01-15 astro-ph
Tidal spin-up of stars in dense stellar cusps around massive black holes
我们表明，主序星在密集的恒星尖周围的大规模黑洞可能会旋转的离心分裂速度的一个显着的分数，由于自旋的双曲线潮汐遇到。我们使用现实的恒星结构模型来计算分析的潮汐自旋在软遭遇，并推断这些结果，以关闭和穿透碰撞使用平滑粒子流体动力学模拟。我们发现，自旋只下降缓慢与距离的黑洞，因为增加的潮汐耦合在更大的距离较慢的碰撞补偿了恒星密度的下降。我们将我们的结果应用于银河系中心大质量黑洞附近的恒星。在它们的一生中，银心内0.3pc的~1 Msol主序星平均自旋到离心破裂极限的~10%-30%。这样的旋转比通常的恒星高20- 60倍，可能会影响它们随后的演化和观测到的性质。
2000-04-17 astro-ph
Stellar black hole mass function: determination and possible implications for fundamental gravity
我们讨论了在双星系统中发现的恒星黑洞的质量及其测定中的误差。观察到的质量分布在$4-16 M_\odot$范围内具有宽的形状，没有可见的浓度到一些优选值。另一方面，黑洞的质量函数，从其他星系的发光X射线源的观测推断，表现出幂律形式。我们表明，无论是动态获得的黑洞质量函数和来自X射线观测可以一致的框架内增强黑洞蒸发的RSII膜的反德西特体空间的翘曲因子的合理值的假设。
2003-07-10 astro-ph
Weighing stellar - mass black holes with Gaia
恒星质量的黑洞已经被恒星/黑洞双星的径向速度观测发现。这些只允许确定质量函数。跟踪恒星/黑洞双星可见组分的天体测量轨道将允许充分确定黑洞质量，这将具有很大的天体物理学意义。我们研究了用盖亚做这件事的可能性。天鹅座X-1似乎是一个非常有希望的天体。施主星是一颗质量为25太阳质量的O9.7Iab超巨星，而黑洞的质量估计至少为13太阳质量。5.6天的周期意味着双星轨道的半长轴为1.01微秒差距。在天鹅座X-1（2.5kpc）的距离上，这转换为半长轴约28微弧秒的可见光分量，可以被盖亚探测到。我们讨论其他候选人。
2004-10-28 astro-ph
The black hole mass of BL Lacs from stellar velocity dispersion of the host galaxy
我们目前的第一个结果，从我们正在进行的计划，估计黑洞质量[M（BH）]附近的BL Lac对象。的估计是基于恒星速度色散（西格玛）的BL Lac宿主星系的光学光谱，最近发现M{BH}和西格玛附近的早型星系之间的紧密相关性。对于前三个BL Lac，我们发现log M（BH）= 7.5 - 8.7和M（BH）/M（宿主）= 0.03 - 0.1。
2001-12-18 astro-ph
Estimating the Spin of Stellar-Mass Black Holes via Spectral Fitting of the X-ray Continuum
我们拟合了两个动态确认的黑洞GRO J1655-40和4U 1543-47的热占优态或高软态的X射线谱数据，并估计了两个黑洞的无量纲自旋参数a* = a/M.对于GRO J 1655 -40，使用针对非LTE相对论性吸积盘计算的光谱硬化因子，我们根据ASCA和RXTE数据分别估计a* ~ 0.75和~ 0.65-0.75。对于4U 1543-47，我们从RXTE数据估计a* ~ 0.75-0.85。因此，两个黑洞都没有接近理论最大值a* = 1的自旋。
2005-11-28 astro-ph gr-qc
Brownian motion of black holes in stellar systems with non-Maxwellian distribution for the stars field
一个位于致密恒星系统（如球状星团或星系核）中心的大质量黑洞，由于与附近恒星的引力相遇，会经历随机游走。它表现得像一个布朗粒子，因为它比周围的恒星质量大得多，运动速度也慢得多。如果恒星速度的分布函数是麦克斯韦分布，则在静止状态下，黑洞和恒星之间存在精确的动能均分。然而，如果分布函数偏离麦克斯韦形式，则不能实现严格均分。在这项工作中，从均分的偏差量化应用Tsallis q分布的恒星速度在一个q-等温恒星系统和广义国王模型。
2007-03-14 astro-ph cond-mat.stat-mech
First Stellar Binary Black Holes: Strongest Gravitational Wave Burst Sources
大质量无金属双星的第一个人口的演化。由于金属丰度较低，恒星可以形成较大的初始质量，并且在没有显著质量损失的情况下演化。因此，在金属丰度为零时的演化可能导致大规模遗迹的形成。特别是，中等质量（100-500 Msun）的黑洞预计在早期宇宙中形成，与目前形成的低得多的质量恒星黑洞（10 Msun）形成对比。遵循一个自然的假设，即这些第三族恒星中的一些形成的双星，第一恒星双星黑洞的物理性质。我们发现，这样的二元黑洞合并的哈勃时间内的一个显着的部分。我们指出，在干涉探测器中可以观测到来自最终合并的引力波的爆发和随后的双星黑洞合并的振铃。我们估计，先进的LIGO探测率，这样的合并至少有几个事件，每年与高信噪比（>10）。
2004-03-15 astro-ph gr-qc
Black Holes: Physics and Astrophysics - Stellar-mass, supermassive and primordial black holes
我介绍了一个黑洞物理学的初级读本，包括它的广义相对论基础，所有的天体物理学插图。在简要回顾了恒星坍缩成黑洞的过程之后，我讨论了引力红移，粒子在引力场中的运动轨迹，爱因斯坦方程的Schwarzschild和Kerr解，Schwarzschild和Kerr几何中的轨道，以及惯性系的拖曳。接下来，我简要回顾了银河X射线双星系统与已知的黑洞，特别强调QPO现象。然后，我讨论的证据，从活动星系核的超大质量黑洞的存在，以及在普通的星系核这样的黑洞的证据。我用气体包的自由运动来说明黑洞周围的吸积盘方面，显示如何计算能量效率和表面辐射率的磁盘，和黑洞自旋的速度。我回顾了黑洞质量测定的主要方法，黑洞质量与其邻域恒星速度色散的相关性，以及对超大质量黑洞起源的影响。最后，在尺度不变的原初不均匀性的情况下，考虑了原初黑洞的形成和目前的质量谱计算。
2004-07-27 astro-ph gr-qc hep-th
