Formation of Galactic Bulges
我们使用宇宙学流体动力学模拟的层次聚类的框架内，在一个有代表性的CDM宇宙学模型的星系隆起的形成进行调查。我们发现，在宇宙学红移z~4处形成的最大天体类似于观测到的螺旋星系或中等大小椭圆星系的膨胀，其一般性质如大小，形状和密度分布。这与观测数据相一致，这些数据表明在更温和的红移下存在“老”的凸起和椭圆。这些凸起是在红移z=3处占主导地位的气体，具有很高的恒星形成率，似乎是哈勃深空中看到的小型蓝色星系的良好候选者。
2000-04-03 astro-ph
CO line width and the black hole -- bulge relationship at high redshift
最近有人提出用CO线宽（FWHM（CO））代替高红移类星体宿主星系的核球速度色散（$σ$），由此得到的黑洞-核球（$M_{BH}-σ$）关系与局域宇宙中的$M_{BH}-σ$关系有很大的不同.在这项研究中，我们首先提出了一个调查之间的相关性的CO线宽和核球速度色散使用的33个附近的塞弗特星系的样本。我们发现，在以前的研究中采用的公式，$σ=\rm{FWHM(CO)}/2.35$，一般不是一个很好的近似。当CO谱线窄于400 $km s^{-1}$时，使用它可能会大大低估膨胀速度离散度的值。通过引入银河系倾角$i$作为附加参数，我们得到了倾角校正后的CO谱线宽度与核球速度色散之间的紧密相关关系，即$\rm {FWHM(CO)}/\sin i=-67.16\pm80.18+(3.62\pm0.68)σ$ .利用这个新的关系，我们可以更好地估计从CO线宽度的星系倾角是已知的，如果隆起的速度色散。我们将这个新的关系应用于9个具有CO谱线探测的高红移类星体，发现当它们的倾角在$15^o$附近时，它们与局域$M_{BH}-σ$关系是一致的。高红移类星体的可能较小的倾角是优选的，因为它们相对更大的检测可能性，并且与具有类似分子气体总量的高红移亚毫米星系（SMG）相比，它们相对较小的CO线宽也是一致的。需要进一步的观察来证实这些结果。
2007-02-05 astro-ph
Colors of Luminous Bulges in Cluster MS1054-03 and Field Galaxies at Redshifts z ~ 0.83
使用HST图像，我们分离的鼓状（pbulge）和盘状（pdisk）的组件的71个星系在丰富的星系团MS 1054 -03和21个在外地。我们的关键发现是，发光pbulges是非常红色的restframe U-B ~ 0.45，而预测的颜色是蓝色的0.20马格。此外，这些非常红色的颜色似乎是独立的环境，pbulge光度，pdisk颜色，和pbulge分数。这些结果挑战了任何等级星系形成的模型，这些模型预测遥远的（z ~ 0.8）光场和星系团凸起的颜色会有所不同。我们的发现也不同意其他说法，即30%至50%的明亮的凸起和椭圆在z ~ 1是非常蓝的（U-B < 0）。
2005-10-27 astro-ph
ISO Mid-Infrared Spectroscopy of Galactic Bulge AGB Stars
为了研究Bulge AGB星的性质，特别是它们的星周尘埃，我们分析了用ISOCAM CVF光谱仪在三个Bulge区域获得的中红外光谱。ISOCAM 5-16.5微米CVF光谱是作为ISOGAL内星系红外巡天的一部分获得的。对每种情况下的10微米灰尘特征的形状进行分类。使用辐射转移模型模拟各个源的光谱。在建模中使用了无定形硅酸盐和氧化铝粉尘的不同组合。光谱获得了29个来源，其中26个可能是凸出AGB星。我们的模型显示，恒星遭受的质量损失率在10^{-8} - 5 x 10^{-7} Msun / yr的范围内，这是在热脉冲AGB上经历的质量损失率的低端。光度范围在1，700至7，700 Lsun之间，与预期的最小值为1.5 - 2 Msun的AGB星群一致。在低质量损失率恒星中，尘埃成分主要是Al_2O_3颗粒，这与凝聚序列假设相一致。
2006-09-13 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts.II. Nuclear, disk and global colours in the Groth Strip
我们分析了中等红移盘星系核区的颜色，目的是获得0.1 < z < 1.3时星系核球和盘的相对年龄的经验信息。我们的工作与视直径有限的母样本的248个星系从HST格罗斯带调查。我们采用保守的标准，以确定隆起和潜在的前兆，目前的隆起的基础上核表面亮度超过指数分布的外部。我们测量膨胀的颜色楔形配置文件上的半短轴上打开，并将它们与磁盘和全球星系的颜色进行比较。对于60%的星系与凸起，休息帧核颜色分布显示红色的序列，是很好地适应被动演化模型的各种年龄，而其余的40%分散向蓝色。相比之下，没有中心亮度过剩的星系显示出典型的恒星形成群体的颜色，并且缺乏红色序列。我们还看到，在本机宇宙中，大多数短轴的颜色轮廓是负的（向外更蓝），并且相当温和，表明核颜色与盘颜色没有明显的不同。这一点在比较核、球和盘的颜色时得到了证实：这些颜色显示出很强的相关性，对于任何中央亮度突出的凸起值。与红色序列凸起颜色的合成模型的比较表明，这种红色凸起已经停止形成恒星的时代早于观测前的~ 1 Gyr。核和盘的颜色之间的相关性和小的颜色梯度暗示在一个交织的恒星形成的历史隆起和磁盘：可能，我们的大多数红色隆起形成的过程中，截断恒星形成的隆起没有破坏磁盘。
2008-07-18 astro-ph
The Black Hole Mass - Galaxy Bulge Relationship for QSOs in the SDSS DR3
本文研究了斯隆数字巡天第三版数据中类星体的黑洞质量与宿主星系速度色散之间的关系。我们推导出黑洞的质量从宽β线宽度和连续光度，和隆起恒星的速度色散从[OIII]窄线宽。在更高的红移，我们使用MgII和[OII]代替Hbeta和[OIII]。当红移z < 0.5时，我们的结果与邻近星系的黑洞质量-核球速度色散关系相符合.对于0.5 < z < 1.2，这种关系似乎显示了红移的演化，因为凸起对于它们的黑洞来说太小了。然而，我们发现，这种明显的趋势的一部分可以归因于观测偏差，包括Malmquist偏差涉及类星体光度。考虑到这些偏差，我们发现~0.2 dex演化的黑洞质量膨胀速度色散关系现在和红移z ~ 1。
2006-12-20 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts. I. Samples with and without bulges in the Groth Strip Survey
我们的目标是定义一个样本的中间z盘星系窝藏中央隆起，和一个补充样本的盘星系没有可测量的隆起。我们打算提供这两个样品的颜色配置文件，以及测量核，磁盘和全球的颜色，这可能会被用来限制相对年龄的凸起和磁盘。我们选择了一个直径有限的样本的星系图像从HST/WFPC 2 Groth带调查，这是分为两个子样本的更高和更低的倾角，以评估尘埃的作用的措施量。合并是视觉识别和排除。我们特别注意控制椭圆机的污染。膨胀样本的定义与标准的基础上核表面亮度超过向内外推的指数律拟合到星系的外部区域。我们提取的颜色配置文件的半短轴上的磁盘中的灰尘的影响最小，并测量核颜色在0.85千秒差距的中心超过这些配置文件。圆盘的颜色是在长轴剖面上测量的;全局颜色是从2.6”直径的孔径中获得的。我们获得了一个包含248个星系的母样本，这些星系具有已知的红移，光谱或光度，跨度为0.1 < z < 1.2。膨胀子样本包括54个星系（占总数的21.8%），而没有可测量膨胀的子样本占总数的55.2%（137个星系）。其余的（23%）是由合并组成的。我们列出了核，磁盘，和全球的颜色（观察和restframe）和幅度（表观和绝对），以及星系的颜色梯度的样品和没有隆起。我们还提供两种样品的图像、彩色图、光谱能量分布图、长轴表面亮度分布图和短轴颜色分布图。
2008-07-20 astro-ph
A Look At Three Different Scenarios for Bulge Formation
在本文中，我们提出了三个定性不同的方案隆起形成：一个长期的演化模型，在磁盘和经历几个中央星暴后形成的隆起，一个原始的崩溃模型，其中隆起和磁盘的形式同时，和早期的隆起形成模型，其中隆起形成之前，磁盘。我们将我们的模型归一化到de Jong & van der Kruit（1994）和Peletier & Balcells（1996）的局部z = 0观测值，并与高红移观测值进行比较。我们认为，模型预测直接涉及到膨胀到磁盘的属性。正如预期的那样，长期演化模型在所有红移下都预测了较小的膨胀-盘比和更蓝的膨胀颜色，尽管数据中的不确定性目前太大，无法在模型之间进行强烈区分。
1998-12-10 astro-ph
Chemical evolution of bulges at high redshift
我们提出了一类新的流体动力学模型的形成的隆起（无论是大规模的椭圆星系或经典的隆起的螺旋），在其中，我们实现了详细的处方的化学演化的H，He，O和Fe。我们的研究结果暗示了在超新星驱动风的情况下，形成了一个由外向内的结构。居住在银河系核心的恒星星族的化学性质的积累非常快。因此，我们预测在第一个0.5 - 1 Gyr之后，质量-金属丰度和质量-[α/Fe]关系的演变都不显著。在这个框架中，我们解释了如何观察到的斜率，无论是积极的或消极的，在径向梯度的平均恒星[α/Fe]，和他们显然缺乏任何相关性与所有其他观测，可以出现作为一个结果之间的相互作用的恒星形成和金属增强的内部气体流动。
2007-09-05 astro-ph
The black hole mass of low redshift radiogalaxies
利用黑洞质量与邻近椭圆星系整体性质（球壳光度和恒星速度色散）之间的两个经验关系，推导了低红移射电星系中心黑洞（M_BH）的质量。利用最新测定的黑洞质量的不活跃的早期类型的星系，我们表明，隆起光度和中心速度色散几乎同样相关（类似的散射）与中心黑洞质量。将这些关系应用于两个大型的同质射电星系数据集，我们发现它们的黑洞质量范围在~ 5 × 10^7 ~~ 6 × 10^9太阳质量（平均<LogM_BH>~8.9）之间。发现M_BH与凸起的质量（M_bulge）成正比。比值M_BH/M_bulge的分布的平均值为8x 10 ^{-4}，并显示与相关误差预期一致的散点。与先前的声明不同，在M_BH（或M_bulge）和5GHz的无线电功率之间没有发现显著的相关性。
2002-12-06 astro-ph
Rapid formation of exponential disks and bulges at high redshift from the dynamical evolution of clump cluster and chain galaxies
许多高红移的星系都有特殊的形态，主要是10^8-10^9 Mo kpc大小的团块。使用数值模拟，我们表明，这些“团块集群”可能会导致在重力不稳定的原始磁盘碎片。在不到1 Gyr的时间里，星系团的形成、迁移、分裂以及与星系盘的相互作用使这些星系从最初的均匀星系盘演化为具有指数或双指数星系盘轮廓和中央凸起的规则螺旋星系。内指数是初始圆盘的大小，外指数是由旋臂和团块扭矩甩出的物质。一个核黑洞可能会在每个团块的致密核心内生长的更小的黑洞的凸起同时形成。在我们的模型中的团块的属性和寿命是一致的观察在高红移星系的团块，在我们的模型中的恒星运动是一致的观察到的速度分散和缺乏有组织的旋转链星系。我们认为，剧烈不稳定的盘是螺旋星系形成的第一步。相关的星暴活动给出了一个很短的时间尺度为初始恒星盘形成。
2007-08-02 astro-ph
Luminous compact galaxies at intermediate redshifts: progenitors of bulges of massive spirals ?
14个发光致密星系的VLT光谱显示出强的金属吸收线系统和窄而强的发射线。它们的气体消光很大（Av ~ 1.5等），导致它们的恒星形成率（SFR）向上修正为平均值~ 40 Mo/年。大的消光值也支持在一个领域的ISO观察到的大检测率。LCG中的气体金属丰度约为太阳值的一半。我们认为，LCG是今天的螺旋隆起的祖先。LCG的质量和光浓度与现在的凸起相似。与现今的星系凸起一样，LCG恒星的丰度范围很广。因此，观测LCG使我们能够直接见证大质量星系形成的一个重要阶段，即在盘形成之前形成隆起。供给观测到的恒星形成所需的气体很可能是从星系的外围落入，从相互作用的伴星系中被潮汐拉出来。一些LCG也显示了盘形成开始的证据。如果上述情况适用于大多数LCG，我们估计至少有20%的现今旋涡星系在相对较近的时期形成了它们的大部分恒星，在过去的8-9 Gyr期间，红移小于~ 1。由于它们的红移很大，我们预测它们的红外光度相对较大，大约为Lir = 10^11 Lsun，即接近或略低于ISO在相同红移范围内探测到的星系的光度。考虑到综合红外光度的LCG星系人口可以导致一个显着的向上修订的宇宙SFR密度的红移范围从0.5到1。
2000-11-10 astro-ph
The Evolutionary History of Galactic Bulges: Photometric and Spectroscopic Studies of Distant Spheroids in the GOODS Fields
我们报告的第一个结果的一项新的研究，旨在了解的多样性和遥远的星系凸起的演化历史的背景下，现在完善的纯球状星系的趋势。为此，我们在GOODS场中分离出了红移范围为0.1<z<1.2的137个旋涡星系的核球。使用成熟的光度技术，我们确定的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）的磁盘和凸起组件在我们的样品。与早期利用孔径颜色的工作一致，远距离凸起显示出比被动进化种群更广泛的光学颜色范围。为了量化解释这一结果所需的最近恒星形成的数量，我们使用DEIMOS摄谱仪来确保我们样本中相当大一部分的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的遥远的隆起的基本面与球状星系在类似的红移范围。膨胀与总光度之比（B/T）>0.2的旋涡星系的膨胀显示出与纯球状体非常相似的演化模式，因此所有M>10^{11}Msun的球状体的恒星星族都是均匀的年龄，这与高红移（z_f<~2）时恒星形成的单一大爆发相一致，而M<10^{11}Msun的凸起则一定有更近的恒星质量增长（自z~1以来质量增长了约10%）。虽然进一步的数据跨越更广泛的红移和质量是可取的，惊人的相似性之间的组装历史的凸起和低质量的球状体是很难调和的图片，即大多数大型凸起的形式主要是通过长期的过程中的螺旋星系。
2007-11-02 astro-ph
Nuclear Black Hole Formation in Clumpy Galaxies at High Redshift
高红移星系中的大质量恒星团相互作用并迁移到中心，形成一个膨胀和指数盘<1 Gyr。在这里，我们考虑的命运，中等质量的黑洞（BH），可能形成的致密的年轻星团的这些磁盘块的恒星合并。我们发现，黑洞向内移动的团块，并达到内部几百秒差距，只有几个轨道时间。在那里，它们可以通过动力学摩擦合并成超大质量黑洞。黑洞质量与盘团中恒星质量的比值近似地保持在黑洞与球核质量的最终比值中。由于单个星系团的这个比值估计为~10^{-3}，因此得到了观测到的BH与凸起的质量比。我们还获得了BH质量和球的速度色散，是兼容的观测现今的星系之间的关系。
2008-05-15 astro-ph
Bulge Building with Mergers and Winds
重力成簇和耗散气体过程都参与了球隆的形成。在这里，我们提出了一个简单的经验模型，通过可见的伴星系的引力吸积组装的隆起材料。假设合并导致恒星暴，我们表明，由此产生的风可以足够强大，他们自我调节吸积。一个准平衡吸积过程自然会导致膨胀密度和尺寸之间的柯门迪关系。风是否足够强和足够长的时间来创造准平衡，必须用观测来检验。为了说明模型，我们用它来预测代表性的参数依赖的恒星形成的历史。我们发现，膨胀建设活动的峰值附近的红移2，尾巴都较高和较低的红移。
1999-03-24 astro-ph
On the Origin of Stars in Bulges and Elliptical Galaxies
我们调查的恒星组成的凸起和椭圆星系的CDM范式使用半分析模型预测。根据恒星的起源，我们认为球状恒星是由两个主要组成部分组成的，{ \it合并}和{ \it静止}。合并的组成部分是在主要合并期间由驱动到中心的气体形成的，而静止的组成部分是在气体盘中形成的，并在主要合并期间稍后添加到球体。质量比$M_C=3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$大的星系在其球状体中平均只有15%的合并成分，而较小的星系可以达到30%。合并分量随着红移的增加而增加，因为合并涉及更多的气体。然而，我们没有发现合并气体分数以上$ \sim 40 %$的残余质量。一般来说，气体分数是合并发生时的红移和残骸质量的递减函数，质量越大的残骸气体分数越小，合并成分也就越小。这种趋势与星系的环境无关，环境的唯一影响是质量小于$M_C$的星系在稠密环境中的合并分量略大。对于质量大于$M_C$的星系，其膨胀中的恒星比例大于50%。我们发现，大多数恒星的星系质量大于$M_C$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
The Black Hole-Bulge Relationship in QSOs
我们使用类星体发射线的宽度来检查的黑洞质量σ关系作为红移的函数，并扩展到更大的质量的关系。星系核中的超大质量黑洞与宿主星系的隆起密切相关。黑洞的质量M_BH随核球的光度和核球恒星的速度色散σ_* 而增加。这种相关性起源的一个重要线索是观测确定M_BH -σ_* 关系作为宇宙时间的函数的演化（如果有的话）。类星体的高光度为研究大红移提供了可能。我们从连续光谱的亮度和宽的H β线的宽度以及窄的[O III]线的宽度导出黑洞质量。我们发现，射电宁静类星体符合已建立的M_BH - sigma_* 关系，直到M_BH值为100亿太阳质量，在红移为$z \approx 3$时，关系没有明显的变化。这些结果与超大质量黑洞的生长和大质量凸起同时发生的观点是一致的。
2002-10-02 astro-ph
The 6dF Galaxy Survey: a low-redshift benchmark for bulge-dominated galaxies
6dF星系巡天提供了一个非常大的星系样本，并对舔线指数和速度色散进行了可靠的测量。该样品可用于探索质量与年龄、金属丰度和[α/Fe]等恒星星族参数之间的相关性。从这样一个分析的初步结果在这里，并表明，年龄和金属量显着的反相关的被动和恒星形成的星系。被动星系的质量和金属丰度之间以及年龄和α-元素过剩之间有很强的相关性，这两者结合在一起，产生了年龄和质量之间的缩小关系。对于老被动星系，不同通带内M/L随质量和光度的变化趋势不同，这是由于各通带内质量-金属丰度关系对光度的不同影响所致。未来的工作与此样本将检查基本面的膨胀为主的星系和环境之间的关系的影响恒星星族参数和质量。
2008-01-05 astro-ph
Evolution in the black hole mass-bulge mass relation: a theoretical perspective
我们探索的超大质量黑洞和宿主星系的星系人口的增长使用千年运行LCDM模拟加上星系形成的模型。我们发现，如果星系合并的主要驱动力都隆起和黑洞的增长，那么在最简单的图片，人们应该期待的mBH-mbulge的关系，以发展与红移，一个更大的黑洞质量与一个给定的隆起质量在较早的时间相对于今天。这一结果是独立的发展中的冷气体分数的星系人口。演化产生于星系盘在合并过程中的破裂，在低红移时，星系盘对凸起的质量贡献比早期更大。对于黑洞的人口来说，没有可比较的增长模式。因此，这种效应产生了mBH-mbulge关系的演化，这种演化是由凸起质量的增长而不是由黑洞驱动的。
2006-05-06 astro-ph
Bulges and disks in the Host Galaxies of low redshift 3CR Sources: a near-IR view of their radial brightness profile
分析了z<0.3的3CR射电源的宿主星系的近红外光度剖面和光度参数，探讨了它们的物理性质。我们的样本包括82个星系，其中22个（27%）是FR Is，60个（73%）是FR II。使用近红外数据与NICMOS船上的哈勃太空望远镜和从地面与国家伽利略望远镜，我们发现，光度分布是非常好的描述了一个单一的Sersic定律在52%的情况下，其余的对象（48%），它是必要的，包括指数分布，这可能表明存在的磁盘。星系的平均球盘光度比为（b/d）~ 1.1。子样本的光度参数的分析表明，FR的Is和FR的IIs显示相当相似的凸起的有效表面大小，有效半径，和Sersic指数。另一方面，FR I和FR II主机中的磁盘平均显示不同的属性。中心表面的亮度较暗，尺度长度比FR II大2倍。我们还使用两种不同的方法估计了与每个星系相关的黑洞质量，这两种方法声称黑洞质量（M_BH）与红外隆起光度（L_bulge）和Sersic指数（n）之间存在紧密的相关性。我们的数据表明，通过这两种方法获得的质量显示出高的分散性，通过L_bulge获得的M_BH系统地高于使用n获得的质量（约3倍）。这一结果可能反映了这样一个事实，即对于我们的样本星系，我们没有发现L_bulge和n之间的任何相关性。
2006-12-29 astro-ph
A Theoretical Interpretation of the Black Hole Fundamental Plane
我们研究的起源和演化之间的相关性的超大质量黑洞（BH）和它们的宿主星系使用模拟的主要星系合并，包括气体耗散，冷却，恒星形成，BH吸积和反馈的影响。我们证明了模拟预测BH“基本面”（BHFP）的存在，其形式为M_BH sigma^（3.0+-0.3）*R_e^（0.43+-0.19）或M_BH M_bulge^（0.54+-0.17）*sigma^（2.2+-0.5），类似于观测发现的关系。模拟表明，BHFP可以大致理解为BH质量和球体结合能之间的倾斜的内在相关性，或反馈耦合的条件，以动力压力驱动的流出。虽然晕圈圆速度、合并轨道参数、祖盘红移和气体分数、ISM气体加压和其他参数的变化可以驱动例如固定M_bulge处的sigma的变化，并且因此驱动M_BH-sigma或M_BH-M_bulge关系的变化，但是BHFP是鲁棒的。在高红移下，对于给定的M_bulge，R_e有减小的经验趋势，BHFP预言，在固定的M_bulge下，黑洞的质量会更大，这与最近的观测结果很好地吻合。在给定的M_bulge下，合并残余物的结构性质演变为较小的R_e和较大的sigma（因此较大的M_BH，保存BHFP），这是由这样一个事实驱动的，即在高红移下，凸起的祖先具有特征性的较大气体分数。采用观测到的盘气体组分随红移的演化，我们的模拟预测了观测到的Re（M_bulge）和M_BH（M_bulge）的变化趋势。
2007-07-26 astro-ph
Stellar Populations of Late-Type Bulges at z=1 in the HUDF
我们结合哈勃超深场（HUDF）图像和深GRism ACS计划河外科学（GRAPES）棱镜光谱的特殊深度，探索属于晚型星系在z=0.8-1.3的34个凸起的恒星星族。根据GRAPES光谱中存在明显的4000 A断裂，并通过目视检查HUDF图像来选择样品。HUDF图像用于测量凸出颜色和Sersic指数。对星系中心附近的GRAPES数据进行窄范围提取，使我们能够研究这些晚型星系中凸起的光谱，最大限度地减少星系盘的污染。我们利用4000 A附近的低分辨率（R~50）光谱能量分布（SED）来估计红移和恒星年龄。的SED与银河系化学演化模型进行比较，以确定恒星质量，并表征年龄分布。我们发现：（1）晚型球的平均年龄约为1.3 Gyr，恒星质量在log（M）=6.5-10太阳质量范围内。(2)晚型星系团比早型星系团更年轻，红移也相似，而且没有随年龄变化的趋势，这意味着恒星形成的时间更长。(3)这些晚型星系的球壳和内盘显示出相似的恒星星族;（4）晚型球壳更适合用指数型表面亮度轮廓拟合。从GRAPES数据中得出的整体图像是，在z=1的晚型星系中，通过长期演化形成凸起，通过由内而外的过程形成盘。
2008-09-18 astro-ph
Submillimeter Evidence for the Coeval Growth of Massive Black Holes and Galaxy Bulges
在附近星系中发现的黑洞质量和恒星核球质量之间的相关性意味着这两个组成部分的形成必须是相关的。在这里，我们报告亚毫米测光的八个X射线吸收的活动星系核的光度和红移特性的来源，产生大量的吸积光度在宇宙中。红移最高的四个源在850微米处被探测到，通量密度在5.9到10.1毫扬斯基之间，因此是超亮红外星系。这些结果表明，球状体中的大多数恒星都是在它们的中心黑洞通过吸积积累大部分质量的同时形成的，这解释了在局部宇宙中观测到的大质量黑洞的人口统计。与红移的亚毫米波检测的倾斜率是一致的，在射电安静的活动星系核，类似于射电星系中看到的恒星形成的高红移时代。
2002-02-05 astro-ph
Formation of Bulges
通常被认为是星系的球状组成部分的凸起有着复杂的谱系。大规模的隆起通常是红色和旧的，但较低的质量隆起有更广泛的颜色分散，可能与磁盘的颜色。这表明不同的形成情景。我将回顾可能的形成序列的隆起，描述不同的签名，区分这些情况下，并讨论高红移宇宙的影响。
1998-12-02 astro-ph
Evolution of morphology in the Chandra Deep Field South
我们研究了星系的形态在钱德拉深场南使用ACS多波长数据从大天文台起源深调查和524光谱红移从VIMOS VLT深调查完成2874光度红移计算COMBO-17多色数据。休息帧B-带使得有可能区分两种形态类型的不对称浓度图：凸起和盘为主的星系。静止帧颜色指数$B-I$被发现是非常相关的形态分类：完全膨胀为主的星系比盘为主的星系更红。然而，颜色使我们能够区分一群微弱的蓝色膨胀主导星系（$B-I<0.9$），其性质仍然不清楚。使用从$z\sim0.15$到$z\sim1.1$的休息帧B带分类，我们量化了形态类型比例随红移的变化。我们的大样本使我们能够计算亮度函数的每一个形态类型的休息帧B波段。膨胀占主导地位的人口被发现是复合的：一方面是红色（$(B-I)\_{AB}>0.9$），明亮的星系，这似乎增加了密度向低红移。另一方面，蓝色的，紧凑的，暗淡的膨胀主导的星系，强烈的红移演变。
2005-09-16 astro-ph
The Formation of Disk-Bulge-Halo Systems and the Origin of the Hubble Sequence
我们调查的形成磁盘隆起晕系统包括隆起的Fall和Efstathiou理论的磁盘形成。这使得调查的隆起为主的磁盘星系，如S 0和盘状椭圆星系。本文的目的是研究是否螺旋，S 0，和盘状椭圆星系都可以纳入一个简单的星系形成的情况。我们调查了一个由内而外的形成方案，其中的内部，低角动量的材料被假定为形成凸起。稳定性的论点被用来表明，这种隆起的形成是一个自我调节的过程中，隆起的增长，直到它是足够大的，让剩余的气体形成一个稳定的磁盘组件。我们寻找的参数和物理过程，决定盘-隆起比，并在很大程度上解释了哈勃序列的起源。晕角动量的扩展加上形成红移的扩展可以解释从螺旋到S 0的圆盘性质和圆盘与凸起比的观测扩展。然而，碟状椭圆星系太过紧凑，无法合并。在引入依赖于红移的星系形成效率后，正如观察到的塔利-费舍尔关系中的少量散射所表明的那样，这种情况自然地预测了密度-形态关系，其幅度取决于宇宙的重子分数。
1998-05-08 astro-ph
Recent star formation in the inner Galactic Bulge seen by ISOGAL. I - Classification of bright mid-IR sources in a test field
内容：银河系中心区域的恒星星族知之甚少，因为这个方向的视消光很高，而且源密度很大。目的：利用最近的红外巡天研究该区域的尘埃星体。方法：作为ISOGAL测量的一部分，我们分析了在7和15微米处观察到的以（l，b）=（-0.27，-0.06）为中心的20 × 20弧分^2视场的内容。这些ISO观测结果在灵敏度和空间分辨率方面比IRAS观测结果好一个数量级以上。这些来源与其他目录交叉关联，以识别各种类型的对象。然后，我们得出的标准，以区分年轻的对象后主序星。结果：我们发现，大约50个年轻的恒星物体和超紧凑的HII区域的样本出现，出人口的演化AGB恒星。我们证明了ISOGAL星表中出现的源的颜色和空间范围，可能在21微米处补充MSX测光，可以用来确定在15微米（或[15] < 4.5等）处亮度超过300 mJy的ISOGAL源是年轻天体还是晚期演化恒星。
2006-03-21 astro-ph
Compact Nuclei in Moderately Redshifted Galaxies
哈勃空间望远镜WFPC 2正被用来获取数千个遥远星系的V和I波段高分辨率图像，作为中深巡天的一部分。MDS的一个重要科学目的是从这些图像中识别可能的活动星系核候选者，以测量活动星系核光度函数的暗端，以及研究活动星系核和核星暴系统的宿主星系。我们能够根据形态学识别候选对象。候选人的选择，通过拟合凸起+磁盘模型和凸起+磁盘+点源核模型HST成像的星系，并确定最佳的模型适合星系光剖面。我们目前的结果，从一个样本的MDS星系与I小于21.5等，已被搜索活动星系核/星暴核以这种方式。我们确定了84个候选人在825个星系的样本中未解决的核。对于预期的星系红移范围，所有正常的凸起都解决了。大多数的候选者被发现在星系显示指数盘与一些包含一个额外的凸起组件。5%的宿主以r^-1/4凸起为主。核的V-I颜色分布与Seyfert型核的优势人口相结合的星爆人口是一致的。我们的研究结果表明，10% +/- 1%的场星系在z小于0.6可能包含AGN/星暴的核心，是1至5级比宿主星系暗淡。
1996-08-28 astro-ph
Origin of Bulges
在这篇评论中，只从它们的恒星星族的性质来深入了解凸起的起源。首先回顾了银河系核球恒星星族年龄的证据，然后讨论了M31核球的情况。然后说明了凸起和椭圆星系的相似性，推断凸起的起源和椭圆星系的起源问题很可能是同一个问题：即银河系球状体的起源。在这种情绪下，目前的证据有关的年龄大部分恒星星族的早期型星系进行审查，无论是低，以及高红移星系，以及集群以及场椭圆。所有报告的证据都认为，银河系球状体中的大部分恒星都是在高红移下形成的，只有少量的后期增加和对环境的依赖性很小。在最后，更投机的部分，试图评估如何目前的形成情况可以解释这一观测证据。本文还简要讨论了球状体在宇宙恒星形成和金属富集历史中的作用。最后，提出了一些关键问题，这些问题的答案可能有助于我们进一步了解银河系球状体的形成和演化。
1999-02-07 astro-ph
The hierarchical build-up of bulges in CDM
我们调查的层次建立的标准$Λ$ -冷暗物质的情况下，在凸起的恒星。通过将星群分为两类：一类是伴随着球状体在主要合并中形成的恒星爆发（{ \it starburst}成分），另一类是先前在祖先星系盘中形成的恒星（{ \it starburst}成分），然后通过动力学相互作用加入球状体。我们的研究结果总结如下：早期形成的凸起有较大的星爆分数，因此应该小于后来形成的对应部分。在凸起的静止分数是一个增加的函数的凸起质量，成为恒定的$M_{\rm{q}}/M_{\rm{bul}} \sim 0.8$，主要是由于卫星星系的贡献盘星的凸起。较小的合并是一个数量级更频繁的比主要合并，必须发挥重要作用的演变隆起。在临界质量$M_{\rm{c}}\sim 3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$以上，宇宙中的大多数恒星都是球状体，在高红移时，它们完全是椭圆星系，而在低红移时，它们部分是凸起的。由于星系在高密度环境中的演化增强，相对于场星系，$M_{\rm{c}}$以下的星暴分数和凸起的表面质量密度应该增加。在今天的早期型螺旋星系的大规模隆起的形成过程中的耗散是不太重要的，比今天的椭圆星系的形成相同的质量，从而解释可能的螺旋星系和椭圆星系之间的相空间密度的差异。
2007-09-03 astro-ph
Evolution of Active Galaxies: Black-hole Mass - Bulge relations for Narrow Line Objects
Mathur（2000）提出窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）可能是处于早期演化阶段的活动星系。为了验证这一假设，我们计算了NLS 1样本的黑洞（BH）质量和宿主星系的核球质量。我们发现NLS 1 s星系的平均黑洞与球核质量比明显小于正常的Seyfert星系。我们还发现，BH质量的比率，隆起速度分散也显着较小的NLS 1。BH增长的情景是我们的首选解释，尽管讨论了其他解释。假设黑洞随着吸积而增长，辐射效率为0.1，那么它们将需要大约$3.3\times 10^8$年的时间才能变得和正常的塞弗特1星系一样大。这些时间尺度与Haehnelt，Natarajan & Rees（1998）计算的类星体时间尺度$t_Q$小于约$4.5\times 10^8$年的理论估计一致。因此，对低红移NLS 1的研究提供了一个强大的，并且由于它们的接近性相对容易的方式来理解高红移类星体及其演化。
2001-04-16 astro-ph
Hierarchical build-up of galactic bulges and the merging rate of supermassive binary black holes
星系隆起的分层堆积应该会导致气体吸积和超大质量黑洞合并的混合，从而形成今天的超大质量黑洞。黑洞质量和恒星速度色散之间的紧密关系，因此是一个强有力的论据，说明合并中的星系凸起中的超大质量黑洞确实合并了。否则，引力弹弓对超大质量黑洞的弹射将导致这种关系的过度散射。在高红移时，大质量黑洞双星的合并可能是由光学明亮的类星体活动标志的主要合并中的气体吸积驱动的。如果像Kauffmann & Haehnelt（2000）模型中假设的那样，大质量黑洞只能通过v_c > 100 km/s的深星系势阱中的气体直接坍缩有效地形成，那么LISA预计，在0 < z < 5的红移范围内，大质量双黑洞合并的事件速率约为0.1-1 yr^{-1}。然而，如果超大质量黑洞的分级堆积扩展到具有明显更浅的势阱的前星系结构，则事件发生率可能高达10-100年^{-1}，并且将由红移z > 5的事件主导。
2003-07-22 astro-ph
Origin of the Black Hole Mass - Bulge Velocity Dispersion Relation: A Critical Surface Density For Disk Accretion
结果表明，如果气体通过盘吸积到中心超大质量黑洞上仅在表面密度σ>= 10 g/cm ^2时有效，那么黑洞质量-星系核球速度色散关系（Tremaine et al 2002）自然得到证实，在等级结构形成理论的背景下，该关系中的适度色散也是如此。在这个模型中，这种关系预计不会随着红移而演变。
2006-10-02 astro-ph
On the contribution of microlensing to X-ray variability of high-redshifted QSOs
我们考虑了微透镜效应对高红移类星体X射线变率的贡献。这种效应可能是由位于类星体的凸起或/和晕中的恒星质量物体（SMO）以及观测者与类星体之间的宇宙学距离引起的。在这里，我们不排除在我们的银河系中由偏转器引起的微透镜，因为它是众所周知的，从最近的天文台，EROS和OGLE观测，相应的光学深度为星系晕和银河系隆起低于$10^{-6}$。宇宙学上分布的引力微透镜可以局限于星系中（甚至在引力微透镜的凸起或晕中），也可以以均匀的方式分布。我们已经分析了这两种分布的情况。作为我们分析的结果，我们得到了由恒星质量物体引起的微透镜光学深度通常是小的类星体球和类星体晕引力微透镜分布（$τ\sim 10^{-4}$）。另一方面，由宇宙学分布的偏转器引起的引力微透镜的光学深度可能是显著的，并且可以在$z\sim 2$达到$10^{-2} - 0.1$。这意味着宇宙学分布的偏折器可能对高红移类星体（$z>2$）的X射线光变有重要贡献。考虑到光学厚度的上限（$τ\sim 0.1$）对应于暗物质形成宇宙学分布的偏折器的情况，因此观测非透镜类星体的X射线变化可以用来估算微透镜中的暗物质比例。
2004-03-17 astro-ph
The distribution of supermassive black holes in the nuclei of nearby galaxies
利用蒙特卡罗模拟研究了星系形成分级模型中超大质量黑洞通过合并和吸积的生长。如果由超大质量黑洞吸积的质量与形成恒星的质量成线性比例，并且质量吸积的红移演化紧密地跟踪恒星形成的红移演化，那么黑洞质量与球壳质量之间就存在紧密的线性关系。黑洞吸积和恒星形成之间红移演化的差异在这种关系中引入了相当大的分散。黑洞吸积和恒星形成之间的非线性关系导致了残余黑洞质量和凸起质量之间的非线性关系。黑洞吸积与恒星形成线性相关但红移不相互跟踪的模型较好地再现了附近星系中观测到的黑洞质量与核球光度的关系及其散射。这表明一个共同的机制决定了黑洞吸积的效率和恒星形成的效率，特别是对于明亮的凸起。
1999-02-16 astro-ph
Colors and Mass-to-Light Ratios of Bulges and Disks of Nearby Spiral Galaxies
利用光学和近红外波段（$V$，$I$，和$J$）的图像和已发表的旋转曲线，我们研究了28个具有不同形态类型的Sab到Scd的邻近旋涡星系的球和盘的颜色和质光比（$M/L$ s）。结果表明，观测到的颜色和$M/L$与恒星形成率呈指数下降和斜率较浅的星系形成模型基本一致（例如，在1998年）。Scalo）初始质量函数（IMF）的凸起和磁盘。我们发现星系的球核$M/L$一般高于盘$M/L$，球核与总光度之比越大的星系，球核$M/L$越小。这一事实表明，早型螺柱的光度加权平均年龄比晚型螺柱的年轻。这些结果支持了一个形成的方案，产生年轻的恒星的中间型和早期型螺旋的凸起。
2008-02-15 astro-ph
The Star Formation History of the Hubble Sequence: Spatially Resolved Colour Distributions of Intermediate Redshift Galaxies in the Hubble Deep Field
我们分析了空间分辨的颜色已知的红移在哈勃深场遥远的星系，使用一种新的技术的基础上匹配解决四波段内部颜色数据的预测进化合成模型。我们量化了这些星系的相对年龄，年龄分散，正在进行的恒星形成率，恒星形成历史和尘埃含量。为了证明该方法的潜力，我们研究了Bouwens等人（1997）研究的32个I<21.9等的星系的近完整样本<z>。HDF中0.4<z<1早型场星系样本的内部颜色色散表明，约40% [4/11]显示出恒星形成的证据，这些证据必须发生在观测时代的过去三分之一的年龄内。对于一个样本的定义明确的螺旋，我们同样利用色散的颜色来分析的相对历史的凸起和盘星，以解决目前的争议有关的年龄的星系凸起。尘埃和金属丰度梯度被排除作为我们在这些系统中观察到的色散的主要贡献者。核球恒星的年龄中位数比星系盘中的年龄要大得多，并且表现出明显不同的恒星形成历史。这一结果是不一致的长期增长的鼓包光盘不稳定性，但一致的逐步形成光盘吸积气体到鼓包，所预测的分层理论。我们扩展我们的技术，以讨论整个Bouwens等人的样本的背景下，早期的研究与全球恒星形成的历史。
1998-07-14 astro-ph
On classical and pseudobulges: The nature of bulges of early-type spirals
从历史上看，星系凸起被认为是椭圆形的星系状物体，位于一个通常较大的圆盘中间。然而，越来越多的人声称，有些凸起更类似于圆盘。John Kormendy将这些凸起命名为伪凸起。在本文中，我讨论了一些最近的积分场光谱的SAURON合作的样本24 Sa和Sab星系。利用他们的恒星速度、速度色散和吸收线强度的二维地图，现在更容易理解附近星系凸起的性质。本文从表面光度学、恒星运动学、恒星星族、星际物质的存在以及它们在早型星系基平面上的行为等几个方面综述了星系球的研究进展。
2007-08-11 astro-ph
Evolution of chemical abundances in Seyfert galaxies
我们计算了螺旋凸起托管塞弗特核的化学演化，基于更新的化学和分光光度演化模型，我们的银河系的凸起，作出预测的其他量测量塞弗特，并模拟了本地凸起的测光。化学演化模型包含了对银河势和来自中心超大质量黑洞反馈的详细计算，分光光度模型涵盖了广泛的恒星年龄和金属丰度。我们跟踪了质量范围为10 ^9 - 10^{11} M太阳的星系核球的演化，方法是在椭圆星系的逆风情况下缩放恒星形成效率和星系核球尺度长度，并考虑中央超大质量黑洞上的爱丁顿有限吸积。我们成功地再现了观测到的黑洞-宿主核球质量关系。所观察到的核辐射热光度只在高红移或最大质量的凸起处重现;在其他情况下，在z = 0时，再生机制是必要的。在大多数情况下，黑洞的反馈在触发银河风方面并不重要。观测到的高恒星形成率和金属过剩很容易实现，以及红移和膨胀的化学丰度的恒定性。如果我们将恒星IMF的指数从x=0.95改变到x=1.35，这些结果不会受到影响;相反，为了再现颜色-星等关系和当前的K波段光度，需要更陡峭的IMF。
2007-10-22 astro-ph
Photometric observations of Southern Abell Cluster Redshifts Survey Clusters: Structure of galaxies in the inner region of clusters of galaxies
我们分析了1384个星系团的光度特性作为一个函数的归一化距离集群中心。这些星系是从南部阿贝尔星系团红移巡天（SARS）中选出的14个南部阿贝尔星系团的中心区域（$r/r_{200} \leq$ 0.8）中选出的。对于其中的507个星系，我们也获得了它们的光度分布。本文以Sérsic定律中的形状参数$n$为基础，研究了形态-团心距离关系。我们还分析了星系总光度和它们的组成部分（即凸起和盘）在星等上可能存在的分离。结果表明，作为归一化半径的函数，总光度的边际（$2σ$水平）降低。然而，当单独分析膨胀时，发现一个显著的光度分离（投影星系和成员星系分别为$3σ$和$2σ$）。比$M_B \leq -22$亮的凸起部分在团簇的核心比在外部区域大三倍。我们的磁盘组件的分析表明，磁盘是，平均而言，在集群核心比在$r/r_{200} \sim 0.8$发光。此外，我们发现星等-大小关系作为$r/r_{200}$的函数表明（在$2σ$水平上），盘较小，中心明亮的集群的核心。然而，科门迪关系（隆起的大小关系）似乎是独立的环境。
2006-01-04 astro-ph
The z=0.8 precursors of today's bulges
我们研究了红移为0.1<z<1.2的Groth带盘星系的色结构。我们的目标是测试形成模型，其中鼓包形成前/后的磁盘。我们发现，在整个星系图像中，颜色分布是平滑的，向外呈蓝色：凸起并不比它们的盘明显更红;凸起的颜色与全球颜色密切相关。结果表明，隆起和磁盘的大致同时代的演变。大约50%的星系核的中心光过剩以上的外部指数配置文件持有被动演变的红色人口。剩下的50%是中央蓝色的星系，类似于它们的圆盘。它们可能是形成中的凸起，或者是具有非指数表面亮度轮廓的盘的中心部分。
2007-10-02 astro-ph
Bulge Formation
本文综述了目前讨论的星系核形成理论，包括星系核快速形成并吸积盘的原始理论，星系核通过棒和星系相互作用由盘的动力学演化形成的长期理论，以及两者的结合，星系核和盘的形成更加连续和交错。各种不同的情况下作出具体的预测，相对质量，角动量，颜色，金属丰度的凸起相对于磁盘，和凸起磁盘的比例作为时间的函数。描述了与凸起形成（棒不稳定性、合并）相关的动态过程，并根据观察到的统计数据进行了测试。目前的数据表明，在膨胀和磁盘形成的重力不稳定性的动力学反馈。仅在z=0的观测中很难区分不同的情况，而在高红移的观测是目前取得大进展的最大希望。
1999-04-02 astro-ph
A mid-infrared spectroscopic study of submillimeter galaxies: luminous starbursts at high redshift
我们提出了休息帧中红外光谱的13个亚毫米星系的样本，获得了使用红外光谱仪（IRS）的斯皮策太空望远镜。样本包括完全明亮的物体从空白领域和集群透镜辅助调查，具有准确的干涉位置。我们发现，大部分的光谱都很好地拟合的星爆模板或PAH的发射功能和一个弱的中红外连续谱的叠加，后者的活动星系核（包括康普顿厚的）的示踪剂。我们获得中红外光谱红移与IRS检测到的所有九个源。其中三个的红移以前是未知的。如果我们假设四个IRS未检测到的是在高红移，则红移分布的中值为z~2.8。单独IRS检测的中值为z~2.7。将IRS非检测放置在类似的红移将需要比在本地ULIRGs中看到的更大的静止帧中红外遮蔽。其余帧的中红外光谱和中远红外光谱能量分布与本地超亮红外星系的一致，但亮度进一步增大。中红外光谱支持亚毫米星系是极端恒星形成的地点，而不是X射线遮蔽的活动星系核，并且代表了大质量星系形成的关键阶段。
2007-01-29 astro-ph
Dissecting the spiral galaxy M83: mid-infrared emission and comparison with other tracers of star formation
我们提出了一个详细的中红外研究附近，面对螺旋星系M83的基础上ISOCAM数据。M83是一个独特的案例研究，因为观察到了各种各样的中红外宽带滤光片以及光谱，覆盖了4至18μm的波长范围，并在这里介绍。辐射最大值出现在核心和球区、棒末端的恒星形成区以及内旋臂。较暗的外旋臂和旋臂间区域在和平号图中也很明显。中央3 'x3'（4 kpc x 4 kpc）场的光谱成像使我们能够研究不同环境的五个区域。各种MIR组件（非常小的颗粒，多环芳烃（PAH）分子，离子线）分析整个星系的不同区域。在4μm到18μm的波长范围内，多环芳烃占主导地位，在核和凸起区域占60%，在不太活跃的臂间区域占90%。在整个星系中，来自小颗粒的基本连续辐射在总的MIR波长范围内总是贡献较小，在核和凸起部分达到峰值。仅使用宽带滤波器来表征星系的中红外辐射，一种常用的ISOCAM观测模式的影响进行了讨论。我们提出了新的H-α和6cm VLA+Effelsberg射电连续谱图的M83的第一个定量分析。并与CO、HI、R波段、H-α和6厘米射电的辐射分布作了比较。发现两个中红外滤波带的强度与6cm射电连续谱的强度有显著的相关性。为了解释紧密的中红外无线电相关，我们提出了磁场线锚定在光电离壳层的气体云。
2005-08-01 astro-ph
Galaxy Merger Statistics and Inferred Bulge-to-Disk Ratios in Cosmological SPH Simulations
我们构建合并树的星系在宇宙流体动力学模拟中确定，并使用它们来表征预测的合并率作为红移，星系质量和合并质量比的函数。在z=0.3时，对于质量比为1：2的大质量星系（重子质量大于6.4E10 \Msun），平均每Gyr每个星系的合并率为0.054，而对于质量较低的星系，合并率仅为0.018 / Gyr。对于大质量星系样本，质量比分布与R_merg^-1.2成正比，因此高质量合并在总合并增长率中占主导地位。预测的速率随着红移的增加而迅速增加，并且与观测估计相当吻合。相当一部分星系在模拟过程中没有经历任何解析的合并，即使对于高质量样本，也只有50%的星系经历了大于1：4的合并，因为z=1。典型的星系因此有相当平静的合并历史。我们分配的膨胀盘比模拟星系的假设合并以上的质量比阈值R_主要转换成球状体恒星盘。当R_major为1：4时，我们得到了与观测到的早型分数对星系质量的依赖关系相当好的匹配。然而，预测的真正以膨胀为主的系统（f_bulge> 0.8）的比例很小，产生大量的膨胀为主的星系可能需要一种机制，在后期关闭气体吸积和/或额外的过程（除了主要的合并）来产生膨胀。
2005-09-15 astro-ph
The Masses of Distant Galaxies from Optical Emission Line Widths
研究星系演化的有前途的方法依赖于光学发射线宽测量，以比较中等红移物体与当前时期具有同等质量的星系。然而，发射线可能会产生误导。我们展示了经验的例子，集中的中央恒星形成的星系从调查的星系对这些星系的HI观测表明，光学线发射未能采样其全部的引力势。我们使用简单的模型的恒星形成的膨胀形成的爆发，以证明紧凑的光学形态和小的半光半径可以伴随着这些令人不安的狭窄的发射线，因此晚型的膨胀形成的快速（0.5-1 Gyr）的时间尺度在中间的红移将表现出类似于那些严重爆发的矮星的属性。我们的结论是，在中等和高红移观测到的一些发光的紧凑的对象可能是大质量星系和/或形成中的凸起的中心的星爆。
2002-01-16 astro-ph
The CO Tully-Fisher Relation and Implications for the Host Galaxies of High-Redshift Quasars
来自CO光谱的积分线宽提供了一个强大的工具来研究河外天体的内部运动学，包括类星体在高红移，只要观察到的线宽可以适当地转换为更常用的星系运动学参数。我们表明，通过建设的K波段CO Tully-Fisher关系附近的星系跨越广泛的红外光度，CO线宽测量在20%的峰值强度，校正倾斜和其他影响时，成功地恢复了磁盘的最大旋转速度。在50%的峰值强度处的线宽表现得更差，这在很大程度上是因为CO线具有宽范围的轮廓，其被示出随红外光度系统地变化。我们提出了一个将观测到的CO谱线宽度转换为球核速度色散的实用公式，并将其应用于一个低红移（z < 0.2）和高红移（1.4 < z < 6.4）类星体的样本，以研究它们的宿主星系。附近类星体的质量与球核速度色散的关系大致符合不活跃星系的黑洞质量与球核速度色散的关系，而高z类星体的宿主星系则系统地偏离了局域的M_BH-σ关系。在一个给定的sigma下，高z类星体的黑洞质量比本地星系大4倍，这表明在星系生命周期的早期，凸起的发展滞后于中心黑洞的增长。对这些观测结果的另一种解释，目前还不能严格排除，是高红移类星体优先在正面方向上被观察到。
2007-07-23 astro-ph
Resolved Molecular Gas in a Quasar Host Galaxy at Redshift z=6.42
我们提出了高分辨率的VLA观测的分子气体在宿主星系的最高红移类星体目前已知的，SDSS J1148+5251（z=6.42）。我们的CO（3-2）发射的VLA数据具有0.17“x 0.13”（~1 kpc）的最大分辨率，使我们能够解决分子气体发射的空间和速度。J1148+5251中的分子气体扩展到半径为2.5 kpc，中心区域显示2个峰，间隔为0.3“（1.7 kpc）。这些峰值约占总排放量的一半，而其余部分则更长。这些未分辨的峰中的每一个都含有约5 x 10^9 M_sun的分子气体质量（类似于附近ULIRGS中发现的总质量），并且具有约35 K的固有亮度温度（在1 kpc大小的光束上的平均值），与附近恒星爆发中心的亮度温度相当。假设分子气体是受引力束缚的，我们估计在2.5 kpc半径范围内的动力学质量约为4.5 × 10^10 M_sun（如果对导出的倾角i~65 °进行校正，则约为5.5 × 10^10 M_sun）。这种动力学质量估计几乎没有给探测到的分子气体以外的物质留下空间，特别是数据与根据M_BH-sigma_bulge关系预测的~10^12 M_sun恒星核球不一致。这一发现可能表明，黑洞的形成先于恒星凸起的组装，并且暗物质晕的质量小于基于黑洞/凸起质量关系的预测。
2004-10-08 astro-ph
Chemical Abundances and Dust in Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
我们提出中红外斯皮策光谱的11个行星状星云在银河系隆起。我们推导出氩，氖，硫，氧的丰度，他们主要使用红外线通量结合一些光学线通量从文献中。由于隆起处的高消光，红外光谱使我们能够更准确地确定某些元素的丰度，这比以前单独使用光学数据更准确。在行星状星云中氩和硫的丰度（在大多数情况下还有氖和氧）给出了它们的祖先恒星形成时星际介质的丰度;因此这些丰度提供了关于行星状星云形成和演化的信息。Bulge行星状星云的丰度平均略高于盘状星云，但它们并不遵循盘状行星状星云的趋势，从而证实了Bulge和盘状星云演化的差异。此外，与盘状星云相比，凸出行星状星云显示出特殊的尘埃性质。富氧尘埃特征（结晶硅酸盐）在所有膨胀行星状星云的光谱中占主导地位;这种特征在盘状星云中更为罕见。此外，富碳尘埃特征（多环芳烃）出现在我们样本中大约一半的凸出行星状星云中，这很有趣，因为这种双重化学在整个银河系中相对罕见。
2008-03-12 astro-ph
Chemical evolution of Seyfert galaxies
我们计算了塞弗特星系的化学演化，居住在螺旋隆起，基于更新的银河系隆起模型与更新的计算银河系的潜力和反馈的中央超大质量黑洞（BH）在球面近似。我们按照椭圆星系逆风情况下的恒星形成效率和凸起尺度长度的比例，跟踪了质量$2\times 10^{9}-10^{11}M_{\odot}$凸起的演化。我们成功地再现了观测到的BH质量和宿主核球质量之间的关系，以及观测到的峰值核辐射热光度。观察到的金属过剩很容易实现，以及恒定的化学丰度与红移。
2007-09-03 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The severe attenuation of bulge flux by dusty spiral discs
使用千年星系目录，我们量化的光盘和星系倾角的隆起光度函数的依赖性。使用当代尘埃模型，我们表明，我们的结果是一致的星系盘在其中心区域的光学厚度（tau_B^f=3.8+/-0.7）。因此，所测量的B波段流量的凸起可以严重衰减50%至95%，这取决于光盘倾斜。我们认为，一个星系的光学外观可以从根本上改变，通过简单地去除尘埃，例如在集群的下降，与中型星系变得更早，更红，更明亮。最后，我们从0.1微米到2.1微米的范围内的综合星系人口得出的平均光子逃逸分数，并使用此来表明，在我们的模型中，尘埃吸收的星光的能量与总的远红外辐射是密切一致的。
2007-09-10 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Bulge/Disc Decomposition of 10095 Nearby Galaxies
我们模拟了千年星系目录（MGC）中10095个星系的光分布，为本地宇宙中具有代表性的大型星系样本提供了可供参考的结构目录。使用了三种不同的模型：（1）整个星系的单一Sersic函数，（2）使用de Vaucouleurs（R^{1/4}）凸起加指数盘的凸起-盘分解模型，（3）使用Sersic（R^{1/n}）凸起加指数盘的凸起-盘分解模型。对700个星系的重复观测表明，对于半光半径相当于或大于半高视半宽的天体成分，可以获得稳定的测量结果。我们表明，通过仔细的质量控制，可以获得强大的测量大样本，如MGC。我们使用的目录表明，星系的颜色双峰是由于星系的两个组件的性质（即凸起和光盘），而不是两个不同的星系人口。我们的结论是，了解星系演化需要在所有红移的巨星系人口的常规膨胀盘分解。
2006-05-29 astro-ph
The correlation between black hole mass and bulge velocity dispersion in hierarchical galaxy formation models
最近的研究表明，黑洞的质量与其宿主星系核球的速度色散之间存在密切的相关性。我们表明，Kauffmann & Haehnelt的模型，在该模型中，隆起和超大质量黑洞都形成在主要的合并，产生M_bh和西格玛之间的相关性与斜率和分散度相媲美的观察到的关系。在该模型中，M_bh - sigma关系比黑洞质量与球核光度的关系或球核光度与速度色散的关系更为紧密.这有两个原因：（1）核球前身星的气体质量取决于速度色散，而不取决于核球的形成年代，而恒星质量则取决于速度色散和恒星质量;（2）星系间的合并使黑洞沿着观测到的M_bh - sigma关系移动，即使在星系贫气体和黑洞主要通过合并先前存在的黑洞而生长的晚期也是如此.我们的结论是，观测到的M_bh -σ关系中的小散射与在红移的大范围内形成凸起和黑洞的图像是一致的。
2000-07-25 astro-ph
An Empirical View to the Early Chemical Evolution of Bulge/Disk Galaxies
根据星系团中测量的经验金属产率，可以推断，在星系演化的早期，核球恒星星族产生了$\sim 10^9\msun$的金属，至少是今天核球总金属含量的5倍。有人认为，早期的星系风从恒星爆发的隆起已经预先丰富了它周围的一个广阔的地区，这些金属能够丰富到$\sim 1/10$太阳的原始材料的顺序$5\times 10^{11}\msun$。从经验证据表明，隆起出现在盘之前，可以推断银河系盘是由这种预先富集的物质形成的，这解释了太阳附近缺乏金属的恒星，即所谓的“G矮星问题”。高红移观测现在能够有效地探索宇宙的$1.2\lsim z\lsim 3$区域，当盘形成和形态分化可能已经发生。
2001-11-05 astro-ph
