IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
Polarized Broad H-alpha Emission from the LINER Nucleus of NGC 1052
在凯克天文台获得的LINER NGC 1052的原子核的光学分光偏振测量显示，H-α线轮廓的机翼中的偏振增加。H-α的偏振矢量与秒差距尺度的射电轴偏移67度，与千差距尺度的射电轴偏移83度，大致符合对模糊环面的开口圆锥内散射的预期。H-α的宽分量在总通量中具有~ 2100 km/s的FWHM，在偏振光中具有~ 5000 km/s的FWHM。电子散射是导致这种展宽的最可能机制，我们发现散射介质的T_e约为10^5 K，与在塞弗特2核中观察到的值相似。这是第一次探测到LINER中的偏振宽发射线，表明活动星系核的统一模型至少适用于某些LINER。
1999-02-12 astro-ph
The Broad-Line and Narrow-Line Regions of the LINER NGC 4579
我们报告了在NGC 4579的LINER核中发现了一条极宽的H-α发射线。根据地面观测，该星系先前已知包含一个1型核，其H-α谱线宽为FWHM = 2300 km/s，FWZI约为5000 km/s。利用哈勃太空望远镜和0.2弧秒宽的狭缝获得的新光谱揭示了FWZI ~ 18，000 km/s的H-α分量。这条线并不是明显的双峰，但它在红边和蓝边确实有肩膀，类似于NGC 4203和NGC 4450等双峰发射体的H-α轮廓。这种相似性表明，NGC 4579中非常宽的H-α分布可能代表来自吸积盘的发射。最近在两个HST计划中发现了三个这样的物体，这些计划针对的是总共30个星系，这表明LINER中的双峰或极宽线发射必须比从地面调查中推断的要普遍得多。窄的[S II] 6716、6731线的比率显示出明显的梯度，表明朝向核的密度急剧上升。在窄线区域的内弧秒内的密度梯度的直接检测证实了从以前的观察线宽临界密度相关性在几个LINERS的预期。
2000-08-17 astro-ph
NGC 3065: A Certified LINER With Broad, Variable Balmer Lines
受星系NGC 3065的X射线性质的启发，我们获得了新的光谱，显示它具有低电离核发射线区（LINER）以及宽的巴耳末发射线，确定它是一个活动星系核。我们还研究了来自CfA红移巡天的一个较老的光谱，它缺乏宽的巴耳末线，表明它们出现在1980年之后的某个时间。因此，NGC 3065加入了具有宽的、可变的巴耳末线的LINER系列，其中包括著名的星系NGC 1097和M81。受其他LINER中巴尔末线的双峰轮廓的启发，我们推测NGC 3065的宽巴尔末线也来自于一个吸积盘。我们说明了这一假设的合理性，通过拟合磁盘模型所观察到的H $α$配置文件。我们还根据宿主星系的性质估计了中心黑洞的质量为（9+/-4）10^7 M_sol，由此得出吸积率仅为爱丁顿值的2 10^{-4}倍的结论，这一性质似乎在LINER中很常见。在如此低的相对吸积速率下，内部的吸积盘可以变成垂直延伸的离子环，其可以照亮外部的薄盘并为宽线发射提供动力。宽巴耳末线突然出现的原因是一个悬而未决的问题，尽管我们提出了两种可能的解释：恒星的潮汐破裂或吸积盘结构的突然转变。
2001-01-04 astro-ph
NGC 5252 - a Liner undercover
对NGC 5252核区的地面长缝光谱观测和哈勃空间望远镜（HST）暗天体摄谱仪（FOS）对该核及距其0.36”NE和0.31”SW的两个亮结的光谱观测表明，该核区具有极强[OI]发射的线性特征，所有谱线都很宽（FWHM ~ 1100 km/s），而核外的气体具有典型的Seyfert 2光谱，谱线相对较窄（FWHM ~ 200-300 km/s）。我们认为，所有的排放气体被光电离的隐藏的非热核源检测通过近红外（Kotilainen & Prieto 1995）和X射线（Cappi et al. 1996）的观测，电离连续，在中央衬垫的情况下，被“过滤”的物质约束的高度电离云，隐藏在我们的视野中的相同的材料模糊的中央连续源。
1998-02-05 astro-ph
ASCA Observations of "Type 2" LINERs: Evidence for a Stellar Source of Ionization
我们目前ASCA观察LINER没有广泛的H $α$发射在其光谱。“2型”内衬样品由NGC 404、4111、4192、4457和4569组成。除了NGC 404之外，我们已经探测到了所有天体的X射线辐射;在探测到的天体中，有两个所谓的过渡天体（NGC 4192和NGC 4569），它们被假定为具有HII区和LINER组分的复合核。NGC 4111和NGC 4569在软（0.5-2 keV）和硬（2-7 keV）X射线波段的图像扩展到几个kpc的尺度。NGC 4111、NGC 4457和NGC 4569的X射线能谱可以很好地用两组分模型拟合，该模型由$kT\sim0.65$ keV的软热辐射和由幂律（光子指数$\sim$ 2）或热韧致辐射（$kT\sim$几keV）表示的硬辐射组成。扩展的硬X射线可能来自离散的源，而软发射最有可能来自宿主星系中活跃的恒星形成产生的热气。我们还没有发现明显的证据，在样品中的活动星系核（AGN）的存在。如果活动星系核成分是光发射线的主要电离源，那么它必须被明显大于$10^{23}$ cm $^{-2}$的柱密度严重遮蔽。或者，光辐射可能被一群异常热的恒星电离。
1999-11-17 astro-ph
The Role of Stars in the Energetics of LINERs
成像研究表明，大约25%的LINER星系显示出紧凑的核紫外源。我比较了HST紫外光谱，现在可用于七个这样的“紫外线明亮”的班轮。NGC 404、NGC 4569和NGC 5055的光谱显示出清晰的大质量恒星的吸收线特征，表明紫外线连续谱是恒星起源的。NGC 6500中可能存在类似的特征。在NGC 4594中，由于光谱的低信噪比，以及在M81和NGC 4579中，由于叠加的强而宽的发射线，可能存在相同的恒星特征，但无法检测到。在这些星系中观测到的紧凑的中央紫外连续源是一个核星团，而不是低光度的活动星系核（AGN），至少在某些情况下是这样。至少有四个LINER遭受电离光子赤字，在这个意义上说，从观察到的远紫外连续推断的电离光子通量不足以驱动光学H I复合线。对每个星系的核X射线通量的检查表明，在四个“紫外光子饥饿”的LINER中，X射线/紫外线比率很高。在这四个物体中，一个单独的成分，主要发射极紫外线，可能是电离剂，可能与观察到的核紫外线发射无关。未来的观测可以确定LINER中的紫外连续谱是否总是由恒星暴主导，或者有两种类型的紫外亮LINER：恒星暴主导和活动星系核主导。有趣的是，最近的结果表明，在许多塞弗特2中，恒星爆发也主导着核能量学。
1998-09-23 astro-ph
The X-ray properties of the nearby LINER galaxy, NGC 4736
NGC 4736是一个邻近的Sab螺旋星系，拥有最接近LINER核的例子之一。我们利用ROSAT和ASCA最近的观测结果来研究这个星系的X射线特性。12个离散的X射线源被检测到的光盘对着的区域内，其中大部分可能是X射线双星与星系。到目前为止，X射线波段最亮的源与星系核的位置一致，并在空间上被分解成一个径向范围约为3千秒差距的分量加上一个点状核心。该核源的宽带（0.1-10 keV）谱由硬连续谱组成，其谱斜率特征为在经典Seyfert核中观察到的谱斜率（即幂律光子指数，γ ~ 1.7），热发射（kT = 0.1-0.6 keV）在2 keV以下占主导地位。Fe K α线也可能存在于~ 6.8 keV。没有证据表明X射线在数小时至数年的时间尺度上存在时间变异性。一个合理的模型是，硬连续体起源于一个近静止的活动星系核（L_x ~ 6 x 10^39 erg/s，0.5 ~ 10 keV），它嵌在NGC 4736中心的LINER中。然而，另一种解释，即LINER是一个密集的X射线二元源的网站，不能完全排除。
1998-11-24 astro-ph
Evidence for a Black Hole and Accretion Disk in the LINER NGC 4203
我们目前的光谱观测从哈勃太空望远镜，揭示了第一次在LINER星系NGC 4203的广泛基座的巴耳末线发射的存在。发射线的轮廓是一个相对论性的吸积盘的暗示，并让人想起双峰瞬态巴耳末发射中观察到的少数其他LINER。因此，非常宽的谱线辐射构成了黑洞的明确定性证据，而NGC 4203的空间分辨窄谱线辐射可以用来限制其质量，在99.7%的置信度下，M_BH小于6 x 10^6太阳质量。这个值意味着NGC 4203的黑洞质量与核球质量之比小于约7 x 10^-4，比其他星系的平均值小约3 - 9倍。对中心黑洞质量的独立约束使得NGC 4203成为探测弱活动星系核物理的重要实验平台。假设M_BH接近探测极限，观测光度与爱丁顿光度的比值约为10^-4。这个值是一致的对流为主的吸积，因此与离子环照射外吸积盘，产生所观察到的双峰线发射的情况。后续观测将有可能改进黑洞质量估计和研究核发射的可变性。
2000-04-04 astro-ph
A Search for Ultraviolet Emission from LINERs
为了寻找可能的光电离连续统，我们获得了20个低光度活动星系核的哈勃空间望远镜WFPC 2 2200 A和光学V波段图像，其中大部分在光谱上被归类为LINER。六个（30%）星系在紫外线下被探测到。其中两个星系（NGC 3642和NGC 4203）有致密的、未分辨的核紫外源，而其余四个紫外源（NGC 4569、NGC 5005、NGC 6500和NGC 7743）在空间上是扩展的。将我们的样本与Maoz等人（1995）的样本相结合，我们发现，对于内部红化程度低和倾角小的星系，探测到核紫外源的概率最大，我们得出结论，尘埃遮蔽是决定是否探测到紫外源的主要因素。大的发射线等效宽度和宽线发射的存在也增加了探测核紫外发射的可能性。我们的研究结果表明，大多数LINER港口模糊的核紫外线源，这可能是吸积动力的活动核或年轻的星团。在假设NGC 3642和NGC 4203中的致密紫外源具有延伸到极紫外的非恒星幂律光谱的情况下，外推的电离通量足够强，足以使这些物体的窄线区域发生光致电离。在我们的样本中，许多星系的V波段图像显示出非常强烈的尘埃带，这可能是掩盖一些紫外线源的原因。
1997-10-28 astro-ph
Ultraviolet Emission from the LINER Nucleus of NGC 6500
作为澄清LINER电离机制的一步，我们使用哈勃太空望远镜微弱天体摄谱仪获得了NGC 6500原子核的紫外光谱。与更明亮的Seyfert核相比，NGC 6500的发射线光谱以其低激发特征而引人注目：C III]，C II]和Mg II是紫外区最强的碰撞激发线，而C IV没有被检测到。Dopita和Sutherland（1995，1996）的快激波模型与观测到的光谱不匹配，因为它们预测的辐射比高激发线（如C IV）的辐射强得多。被遮蔽的非恒星连续源的光致电离，或可能被较慢（100 km/s）的激波电离，是对发射线比的更可能的解释。紫外连续光谱的起源尚不清楚，其整体光谱形状与年龄在7千万年至1亿年之间的单次爆发种群的光谱演化模型相当匹配，但没有明确的年轻恒星吸收特征。或者，紫外线连续谱（或其一部分）可能是来自隐藏的活性核的散射辐射。我们初步检测到一个广泛的He II 4686发射功能，这可能是由于沃尔夫-拉叶星，虽然紫外光谱没有显示任何明确的沃尔夫-拉叶签名。我们还发现NGC 6500在ROSAT HRI存档图像中被微弱地探测到，在0.1-2.4 keV波段的光度为5 x 10^40 erg/s，在LINER的正常范围内。
1997-09-04 astro-ph
Dusty Acoustic Turbulence in the Nuclear Disks of two LINER Galaxies NGC 4450 and NGC 4736
利用存档的HST PC图像研究了SAab型Liner星系NGC 4450和NGC 4736核中尘埃螺旋的结构。这些螺旋通常只比相邻的圆盘暗百分之几，因此使用反锐化遮罩技术来突出它们。根据尘埃特征的强度衰减和螺旋表面填充因子，环境消光估计小于0.1等，螺旋表面填充因子对于所有半径和尺寸都是恒定的。核尘埃螺旋与主盘螺旋在几个方面不同：核螺旋没有相关的恒星形成，它们是非常不规则的，尾部和前部组件经常交叉，它们在接近中心时变得更暗，它们完全充满了内部磁盘，具有恒定的面密度，使得不同的螺旋数量（方位波数m）随半径线性增加，其数量随臂宽的增加呈幂律减少。在方位角方向上取得的螺旋的傅里叶变换功率谱示出了在功率高于像素噪声的频率范围上斜率为-5/3的幂律行为。这与大麦云云中HI发射的一维功率谱的斜率相同，也与薄湍流盘的预期斜率相同。所有这些性质都表明，尘埃螺旋是这些星系内部气体盘中声学湍流的表现。这样的湍流应该会耗散轨道能量，并向外转移角动量，导致气体稳定地向原子核吸积。
2001-12-21 astro-ph
Linear radio structures in selected Seyfert and LINER galaxies
对7个Seyfert星系进行了高分辨率MERLIN 5GHz观测（0.04”），并与高分辨率HST资料进行了比较。射电图揭示了所有星系中丰富的结构。NGC 2639和TXFS 2226-184具有多节秒差距尺度的扩展结构，Mrk 1034，Mrk 1210，NGC 4922 C和NGC 5506显示出单侧喷流，而IC 1481显示出类似喷流的扩展。在这些星系的内部区域的无线电发射的相对论性等离子体和电离气体之间的密切相关性，使我们能够详细研究的物理接近低光度活动星系核的中心。
2006-03-20 astro-ph
The Cuspy LINER Nucleus of the S0/a Galaxy NGC 2681
利用高分辨率哈勃空间望远镜FOC和NICMOS成像和FOS光谱，详细研究了膨胀主导的多棒S 0/a星系NGC 2681的核。当孔径从R~1.5”（地）变窄到R~0.1”（FOS）时，电离气体中心速度色散增加了约2倍。这些速度分散的动力学模型表明，NGC 2681确实存在一个超大质量黑洞（BH），我们可以估计其质量上限M_BH < 6*10^7太阳质量。这个上限与已知的其他星系中心BH质量和速度色散M_BH -σ之间的关系是一致的。发射线比率将NGC 2681的核置于LINER之间。发射线区域很可能是来自一个相当温和但稳定的气体供给到这个星系的中央BH。内部的恒星星族从红外线到紫外线没有任何可测量的颜色梯度（半径为0.6 kpc），与FOC，FOS和IUE的数据一致，都表明这个系统在大约1 Gyr前经历了一次星暴，包括它的整个内部，直到它的中心。这种广泛分布的星暴最有可能的来源是来自邻近星系的潮汐挤压气体的倾倒。如果是这样的话，那么NGC 2681可以被认为是M82的哥哥，从正面看，而不是从侧面看M82。
2000-12-20 astro-ph
Double-Peaked Broad Emission Lines in NGC 4450 and Other LINERs
用HST拍摄的光谱显示NGC 4450发射出具有位移双峰和极高速翼的巴耳末发射线。这种特征线轮廓，以前看到的几个附近的LINER和一小部分宽线射电星系，可以解释为相对论性吸积盘的运动学签名。我们可以使用径向范围为1000-2000个重力半径且沿视线倾斜27度的圆盘模型来重现观察到的轮廓。小孔径HST数据还使我们首次在NGC 4450中探测到光学波长上的无特征连续谱;非恒星核本质上非常微弱，当D = 16.8 Mpc时，M_B = -11.2 mag。我们研究了NGC 4450的多波长特性与其他低光度活动核，具有双峰宽线，并找到了一些共同的特点。这些天体在光谱学上都被归类为“1型”LINER或密切相关的天体。无论是绝对值还是相对于爱丁顿速率，核光度都很低。它们都有致密的射电核心，其相对于光学核发射的强度使它们处于射电响亮的活跃核联盟。这些来源的宽带光谱能量分布是最显着的赤字的紫外线发射相比，在发光的Seyfert 1核和类星体中观察到的。双峰宽线射电星系Arp 102 B和绘架座A有着非常相似的属性。我们将讨论如何在对流主导的大质量黑洞吸积的背景下理解这些特征。
2000-04-28 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): II. The Ringed LINER NGC7217
本文给出了用IRAM干涉仪获得的LINER星系NGC 7217的CO（1-0）和CO（2-1）图，分辨率分别为2.4“× 1.9”和1.2“× 0.8”。核环（r=12”=0.8kpc）在CO图中占主导地位，在其内缘有明显的表面密度梯度。后者是恒星/阿尔法环的位置，而CO发射环延伸得更远或更宽（500- 600 pc）。这意味着恒星的形成在CO环的内部边缘更加强烈，在一个薄层中，就在高气体密度梯度的位置。在CO（2-1）图中，3”以内的中心浓度与螺旋尘埃带重合，在HST V-I彩色图像中清晰可见。为了更好地理解所观察到的核环的性质，进行了包括气体耗散和恒星形成在内的N体模拟。在最佳模型中，气体含量在最近的过去更高（通过恒星形成消耗），形成的椭圆形/螺旋形更具自引力（删节）。
2003-10-22 astro-ph
Detection of an iron K Emission Line from the LINER NGC 4579
我们介绍了对LINER NGC 4579的ASCA观测结果。假设距离为16.8 Mpc，则在原子核处探测到一个2-10 keV光度为1.5x10^41尔格/秒的点状X射线源。X射线光谱由光子指数为~1.7的幂律和kT为~0.9 keV的软热分量的组合表示。在6.73+/-0.13 keV（静止坐标系）处检测到铁K发射线，等效宽度为490 + 180/-190 eV，并且在99.9%以上的置信度下具有统计学显著性。线中心能量与类氦铁一致，并且显著高于6.4 keV，这是通过“冷”（或较低电离态）铁从荧光预期的。与塞弗特1星系相比，铁线剖面没有明显的红尾，尽管统计数据有限。线中心的能量，等效宽度，和配置文件是一致的电离吸积盘的起源。然而，使吸积盘膨胀所需的大质量吸积率与观测到的光度和正常吸积模型并不一致。
1998-04-06 astro-ph
Three LINERs Under the Chandra X-Ray Microscope
利用Chandra对三个LINER星系（NGC 404，NGC 4736，NGC 4579）的X射线观测，研究了LINER星系的能量来源。我们在这个小星系群中发现了非常不同的性质：NGC 404有一个X射线微弱的核，具有柔软的热光谱，NGC 4736在其核内和周围拥有大量离散的X射线源，NGC 4579有一个嵌入在非常扩展的弥散星云中的主要核点源。从它们的多波长特性，我们得出以下结论：NGC 404的核心是一个弱的、紧凑的星暴的位置，其X射线发射是由于被恒星风和超新星加热的气体，NGC 4736处于最近或老化的星暴阶段，其中X射线发射由密集的X射线双星团主导，NGC 4579是由一个超大质量黑洞的吸积提供动力的。我们在NGC 4736中探测到39个离散源，在NGC 4579中探测到21个离散源，其中大部分的LX> 10^37 erg/s。NGC 4579盘中的一个源可能是一个超亮X射线双星，其LX（2-10 keV）= 9 × 10^39 erg/s，但它也可能是一个背景类星体。最明亮的离散源具有简单的幂律谱，这与它们的光度一起表明它们是X射线双星，其吸积速率接近或高于中子星的爱丁顿速率。通过比较离散X射线源在这些星系和其他星系的光度函数，我们发现一个潜在的连接之间的年龄的恒星人口和累积的X射线源光度函数的斜率：星系主要是老恒星星族有陡峭的光度函数比星暴星系。我们认为，这种差异的结…
2001-09-16 astro-ph
X-ray properties of LINERs
本文根据ROSAT全天巡天和定点PSPC和HRI观测资料，对13个LINER的X射线特性进行了研究。有几种来源是首次在X射线中进行研究。X射线光谱最好用光子指数γ ~ -2.0的幂律或来自非常亚太阳丰度的气体的热发射来描述。其亮度范围在log L_x = 37.7（NGC 404）和40.8（NGC 4450）之间。在小时/天的时间尺度上未检测到X射线变异性。这与LINER可能在平流主导模式中增生的建议一致。从长远来看，其中一个天体NGC 2768的变化很小。一些源似乎在弱发射水平下延伸，而大部分X射线发射与PSPC仪器分辨率内的点源一致。导出了L_x/L_B比值，并讨论了可能对观测到的X射线亮度有贡献的发射机制。我们还研究了第二个X射线源附近的目标源的存在下，无论是在仪器的影响，并在“真正”的LINER星系内的源。
1999-07-09 astro-ph
LINER/H II "Transition" Nuclei and the Nature of NGC 4569
由于在一些LINER/H II“过渡”核（如NGC 4569）的原子核中发现了年轻的大质量恒星，我们计算了光电离模型，以确定其中一些物体是否仅由年轻星团提供动力，而不是由吸积提供动力的活跃原子核。这些模型是用光电离代码CLOUDY计算的，使用的是Leitherer等人（1999）的STARBURST 99代码生成的不断演化的星暴连续体。我们发现，该模型能够再现过渡核的发射线光谱，但仅适用于太阳或更高的金属丰度的瞬时爆发，并且仅适用于~3-5百万年的年龄，这一时期的极紫外连续谱主要由沃尔夫-拉叶星的发射。对于年龄小于300万年或年龄大于600万年的星团，以及恒星形成速率恒定的模型，较软的电离连续谱导致H II区域的发射光谱更为典型。这个模型预言过渡核的光谱中应该出现Wolf-Rayet辐射特征。虽然迄今为止尚未普遍探测到这些特征，但可以在具有更高空间分辨率的观测中发现它们。人口统计学的论点表明，这种星爆模型可能不适用于大多数过渡核，特别是那些在早期类型的宿主星系，但它可以解释一些成员的过渡类在主机类型的Sa和以后。在沃尔夫-拉叶主导阶段的星暴模型也能再现某些LINER的窄线光谱，但只有在太阳上方金属丰度的条件下，并且只有在存在高密度气体的情况下（n_e >~ 10^5 cm^{-3}）。这种情况可能适用于一些“2型”LINER，它们没有显示出任何明显的非恒星活动迹象。
2000-03-20 astro-ph
HST Observations and Photoionization Modeling of the LINER Galaxy NGC 1052
我们提出了一个可用的哈勃空间望远镜（HST）的光谱和成像观测的低电离核发射线区（LINER）星系NGC 1052的研究。WFPC2图像清楚地区分了扩展星云的Halpha发射与致密核心的Halpha发射。暗天体摄谱仪（FOS）观测提供了一整套光学和紫外数据（1200 - 6800埃）。这些光谱数据对最内部区域（0. "86x0。"86~82pc x 82pc），并排除WFPC 2图像中看到的扩展的H α发射。导出的发射线通量允许核内的物理条件的详细分析。测得的H α/H β的通量比F {H α}/F {H β}= 4.53，表明核星云发射的实质性内在红化，E（B-V）= 0.42。这是第一次发现NGC 1052中的核发射线通量的大消光。如果假设中心电离连续谱被衰减了相当的量，那么发射线通量可以通过一个简单的光电离模型很好地再现，该模型使用中心幂律连续谱源，其光谱指数为α =-1.2，从所观察到的通量分布中推导出。多密度的含尘气体与观测到的发射线光谱最吻合。我们的计算表明，在NGC 1052中观察到的高度电离气体的小贡献也可以单独通过光电离模型再现。从我们的模型中确定的高气体覆盖因子与我们的视线到中央发动机被遮挡的假设一致。
2000-01-19 astro-ph
Discovery of a Nuclear X-Ray Source in NGC 7331: Evidence for a Massive Black Hole
利用ROSAT对NGC7331进行了首次深X射线观测，发现了与射电和光学核中心一致的核X射线源。位置，光度，和在现场的X射线源的通量进行比较，以前确定的无线电和光学源。对NGC 7331的核进行了分析，以发现任何支持大质量黑洞（MBH）存在的新证据，并与其他低电离核发射线区（LINER）星系进行了比较。NGC 7331的芯射电与软X射线辐射的通量比低于我们样品中的其他LINER。
1998-08-05 astro-ph
The Young Starburst Nucleus of the Wolf-Rayet LINER Galaxy NGC 6764
Wolf-Rayet LINER星系NGC 6764中央8“（1.3 kpc）的近红外K波段成像光谱显示，最近的恒星形成很可能在亚弧秒分辨率（<100 pc）下仍然无法解析。连续源的尺寸约为1.5“。H_2发射被分辨为直径约1.2“的旋转环/盘。用星族合成模型结合近红外光谱合成模型对核恒星光的分析表明，恒星的形成历史如下：两个衰变时间为300万年的恒星爆发发生在300 - 500万年前和1500 - 5000万年前。在至少1Gyr的时间内连续的恒星形成也可以解释观测到的参数。然而，所涉及的质量迁移和消耗以及与恒星形成相关的线的不同空间分布强烈支持“两个星爆”的情况。在这种情况下，观测到的Br_gamma总通量的35%仍可能来自活动星系核。与其他星暴星系（如M82、NGC 7552）相比，NGC 6764中的年轻星暴很可能位于更靠近核心的位置，并被较老的星暴所包围。一种可能的解释是，恒星棒仍然将气体输送到接近核的半径。这表明大质量恒星形成活动直接与活动星系核争夺燃料。44 ksec。HRI ROSAT数据显示存在一个X射线源（可能是活动星系核），在7天的时间尺度上变化超过2倍。这意味着存在一个紧凑的源与离散或最多1000 AU源的大小。此外，我们发现一个扩展的X射线组件，看起来类似于已公布的VLA无线电连续谱图。
2000-07-30 astro-ph
Nuclear spirals as feeding channels to the Supermassive Black Hole: the case of the galaxy NGC 6951
我们报告的气体流运动沿核旋臂的星系NGC 6951的LINER核的发现。这些观测是使用北双子座望远镜上的GMOS积分场摄谱仪获得的，它们绘制出了银河系内部7 x5弧秒^[2]的31条发射线H α [NII]6584和[SII] 6717的通量分布图和气体运动学图。这个区域包括一个半径为500 pc的环绕核的恒星形成环，环内的核螺旋和LINER核。电离气体的运动学是由旋转主导的，但是减去旋转指数盘的运动学模型揭示了核环内的圆形旋转的偏差，这可以归因于（1）沿着核螺旋臂的流动运动和（2）似乎与核喷流有关的双极流出。根据观测到的气流速度和旋臂的几何形状，我们估计电离气体的质量流入速率为3 × 10 ^（-4）Msun/yr，这与NGC 6951 LINER核所需的吸积速率相当。我们小组在以前的一篇论文中已经报道了另一个具有LINER核的星系- NGC 1097 -的核的类似流动运动。总的来说，这些结果支持这样一种假设，即核螺旋是物质从银河系尺度转移到核区域以供给超大质量黑洞的通道。
2007-07-27 astro-ph
X-ray Emission from the Prototypical LINER Galaxy NGC 1052
我们研究的0.1至10.0 keV的X射线光谱的明亮的核LINER星系NGC 1052，已知的两个椭圆星系包含一个发光的H2O脉泽。观测到的2.0-10.0 keV光谱异常平坦（光子指数γ ~0.2），最好描述为本质上幂律形状的核通量，其（1）被复合吸收体衰减，其中约70%的核通量被柱密度为NH ~ 3- 5x 10 ^{22}的柱密度吸收，约30%的核通量被柱密度为NH ~ 3- 5x 10 ^{22}的柱密度吸收cm^{-2}，或（2）再处理，核源被阻挡，X射线康普顿反射到我们的方向，由高柱密度（>=10^{24} cm^{-2}）气体。Fe K-α线的中等等效宽度有利于双吸收模型作为最可能的情况。0.1-2.0 keV的光谱并不像其他椭圆星系中常见的10^6到10^7 K的几倍热辐射，而是最好描述为核X射线通过片状吸收体泄漏或被低密度电离气体散射到我们的方向，其中热贡献限制在太阳丰度的15%左右。在双吸收模型和康普顿反射模型下，2-10 keV核源的吸收校正光度分别为L_X ~ 8 × 10 ^{41} ergs ^{-1}和L_X ~ 2 × 10 ^{43} ergs ^{-1}。在这个星系中，吸收气体和H2O脉泽气体似乎在空间上是分离的。
1999-02-18 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) I.The counter-rotating LINER NGC4826
利用IRAM Plateau de Bure毫米干涉仪（PdBI）在12 CO的J=1-0和J=2-1谱线上对反转LINER NGC 4826的核进行了新的高分辨率观测，在2-1谱线上获得了分辨率为0.8“（16 pc）的CO图，完全分辨了一个在700 pc外半径处截断的内分子气盘。总的分子气体质量分布在一个半径为40 pc的不对称核盘和两个单臂螺旋中，这两个单臂螺旋在盘中以不同的半径发展。NGC 4826内部1 kpc分子气体的分布和运动学表明，气体中普遍存在不同类型的m=1扰动。虽然占主导地位的旋转，气体运动学的扰动有关的m=1的不稳定性流运动。与内部m=1扰动相关联的非圆运动定性地与预期的模式一致，该模式用于在共转（“快”波）之外开发的拖尾波。相比之下，在外部m=1螺旋流运动更好地解释了一个“慢”波。一个矛盾的结果是，内部m=1的扰动将不利于活动星系核的喂养。在R<530 pc时，恒星势所施加的引力力矩值很低，这是一个独立的证据，证明活动星系核目前没有被大量地注入燃料。NGC 4826星盘中恒星形成的分布也是强不对称的。大质量恒星的形成仍然很活跃，由R<700 pc的重要分子气体库提供。有证据支持最近在NGC 4826中发生的大规模流入事件。这些观测是在星系核（NUGA）项目的背景下进行的，该项目旨在研究活动星系核气体燃料的不同机制。
2003-06-06 astro-ph
Do LINER 2 galaxies harbour low-luminosity Active Galactic Nuclei?
我们使用ROSAT HRI的空间数据和ASCA光谱测量的样本附近的7个，早期类型的螺旋星系，以解决问题的低光度活动星系核（LLAGN）是否存在于星系，有LINER 2分类。在ROAST HRI观测中，最亮的离散X射线源总是与光学星系核位置一致，在大多数情况下，其通量主导了星系中心区域的X射线发射。所有七个星系的X射线光谱都符合一个两分量的，软热加硬幂律的光谱形式。如果我们排除两个具有相对硬X射线光谱的星系，NGC 3628和NGC 4594，它们有支持LLAGN的证据（或者在NGC 3628的情况下，一个占主导地位的超亮X射线双星），那么剩下的星系显示出惊人相似的X射线光谱特性。特别是通量比F_x（0.5-1）/F_x（2-5），它测量了热辐射和非热辐射分量的相对强度，在0.66的平均值附近几乎没有散射，这个值与经典的星暴星系NGC 253的测量值非常相似。由于没有明显的原因，为什么从一个假定的LLAGN发出的硬幂律连续体的光度应该与周围区域的热辐射非常密切相关，这表明，这些LINER 2星系的宽带（0.5-5 keV）X射线辐射可能起源于一组共同的过程，可能与星暴现象有关。相反，在许多，也许是大多数LINER 2星系中，核X射线光度并不直接来自LLAGN的存在。
2001-01-26 astro-ph
Molecular gas in the 3-ringed Seyfert/Liner galaxy NGC 7217
本文给出了用IRAM干涉仪分别在3 ″和1.5 ″分辨率下获得的Seyfert星系NGC 7217的CO（1-0）和CO（2-1）图。在CO图上，核环（r=12”=0.8kpc）占优势，环内贫化区与环内边界之间存在明显的表面密度梯度。CO核环比尘埃带环宽得多（500- 600 pc）。CO（2-1）/CO（1-0）的比值约为1，这是具有高密度的光学厚气体的典型值。环的整体形态是非常圆的，没有证据表明存在非圆速度。在CO（2-1）图中，中心浓度可能与在r=3”内检测到的电离气体环有关，并被Sil'chenko和Afanasiev（2000年）解释为极环。我们的解释是更多的酒吧/螺旋结构，在同一平面的全球星系，但受非圆形运动，这导致在一个特征的S形的等值线。在V-I HST彩色图像中清晰可见的这种核棒/螺旋结构基本上是气态的，可以用声波来解释。
2002-09-13 astro-ph
The Central Starburst and Ionization Mechanism in the LINER/H II Region Transition Nucleus in NGC 4569
我们提出了一个全面的研究，以确定是否在NGC 4569的LINER/H II区跃迁光谱可以产生单独的光电离的核星爆。从文献中的多波长数据的审查显示，没有其他的来源，有助于电离。我们发现，年轻的恒星爆发主导的紫外辐射是不同的核人口的A超巨星的光谱由基尔（1996）。光谱合成分析提供了对星暴物理性质的限制，揭示了一个5-6百万年，近似瞬时的星暴与太阳下的金属丰度。这些结果被用来模拟电离连续谱的光谱能量分布。亮度限制限制了年轻恒星爆发的消光曲线的陡度。Savage & Mathis（1979）曲线满足所有的光度约束，并且导出的红化类似于发射线红化。这些结果意味着核星爆的极端条件，大约5 × 10^4颗O和B星被压缩在核的内部9”× 13”区域。使用光电离分析和采用所有观测约束的发射线气体，我们发现非常具体的条件是必需的，如果光谱是由恒星光电离产生的。至少有两个空间上不同的组件是必需的-一个紧凑的区域与强大的O III排放和扩展，低密度组件发射的S II通量的大部分。还需要高密度部件来产生O-I通量。此外，沃尔夫-拉叶星对电离SED的有限贡献是必要的，与Barth & Shields（2000）的结果一致。我们提出了一个物理解释的多组分发射线气体。
2002-04-23 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) III. The warped LINER NGC3718
我们提出的第一个干涉观测CO（1-0）和CO（2-1）线发射的扭曲LINER NGC 3718，获得与IRAM PdBI。这个L1.9星系有一个突出的尘埃带，在kpc尺度上，有一个强烈弯曲的原子和分子气体盘。分子气体与穿过核的尘埃带密切相关，其运动学中心与毫米连续活动星系核一致。我们的干涉镶嵌数据，它完全覆盖了~ 9 kpc的翘曲盘，与以前获得的IRAM 30米单盘CO（1-0）的地图的比较表明，分子气体分布在磁盘上的PdBI地图是严重解决。在对IRAM 30 m数据进行短间距校正后，我们发现尘埃带内共有6个主要源成分：一个与核有关，四个对称地位于两侧，距离中心约1.3kpc和4.0kpc，第六个在西侧约3 kpc，只有一个非常弱的东部对应物。在使用倾斜环的运动学模型的框架中，我们将五个对称源分量解释为强轨道拥挤的位置。我们进一步发现，翘曲不仅出现在kpc尺度上，而且继续下降到250 pc。除了西侧的第六个特征外，与西侧相比，东部分量的通量较低，表明NGC 3718内在的大尺度不对称性，这不能用翘曲来解释。在中央600 pc中也可以看到小规模不对称的迹象。这些不对称性可能是潮汐与伴星系相互作用（大尺度）和气体吸积到核上（小尺度）的证据。我们对NGC 3718的研究是NUGA项目的一部分，该项目旨在研究活动星系核上气体吸积的不同过程。
2005-07-18 astro-ph
Gas Dynamics in the LINER Galaxy NGC 5005: Episodic Fueling of a Nuclear Disk
本文报道了利用欧文斯谷射电天文台毫米波阵列对LINER星系NGC 5005中心6 kpc的高分辨率CO（1-0）观测结果。分子气体分布在三个组成部分中-一个半径约为3 kpc的环，一个强烈的中心凝聚，以及一个位于核西北但在3 kpc环内的流。中心凝聚是一个半径约为1 kpc的圆盘，分子气体质量为2 x 10^9 M_sun。在3 kpc环和核盘之间的气流位于光学上看到的直的尘埃带上。如果这种物质在星系的平面内运动，它的速度与星系旋转的速度相差约150 km/s。我们认为，一个光学上不显眼的恒星酒吧躺在3千秒差距环可以解释所观察到的气体动力学。该沙坝有望沿西北流的位置角连接核盘和环。在这个方向上的位置-速度切割揭示了与禁止势中气体的特征运动相匹配的特征。我们的模型表明，西北气流中的气体在棒的前缘处于x_1轨道上;它以很大的非圆速度落入核中，最终将向核盘贡献约2 x 10^8 M_sun。如果大部分物质在第一次通过近心时与盘合并，则碰撞期间的气体吸积速率将为50 M_sun/yr。我们将核盘与内部2：1 Lindblad共振相关联，并且将3 kpc环与内部4：1 Lindblad共振相关联。高速率的棒驱动流入和西北流的不规则外观表明NGC 5005正在进行一次重大的燃料事件。这种间歇性的（而不是连续的）气体供应可以调节星系核中恒星暴增和吸积活动的触发。（节略）
1999-10-01 astro-ph
Supermassive black hole mass measurements for NGC 1300 and NGC 2748 based on HST emission-line gas kinematics
本文给出了螺旋星系NGC 1300和NGC 2748中心区的空间望远镜成像摄谱仪发射谱。从导出的核气体运动学中，我们发现了两个星系中心存在超大质量黑洞的证据。NGC 1300中黑洞的估计质量为6.6（+6.3，-3.2）x 10^7太阳质量，NGC 2748中为4.4（+3.5，-3.6）x 10^7太阳质量（均为95%置信水平）。这两个黑洞质量的估计有助于低质量端的核黑洞质谱采样差。
2005-02-28 astro-ph
Chemical Abundances and Ionizing Clusters of HII Regions in the LINER Galaxy NGC 4258
我们提出了在螺旋星系NGC 4258的八个HII区域的光学和近红外长缝观测。其中六个观测区域位于东南部的内旋臂，另外两个孤立在北部的外旋臂。气体的物理条件进行了详细的分析。对于两个区域，电子温度已从[SIII] 6312 A线导出。对于其余部分，已使用基于红色和近红外硫线的经验校准。通过这两种方法得到的氧丰度被发现是显着低于（由两个因素）比以前通过使用经验校准的基础上的光学氧线。在最亮的区域74 C，观测到沃尔夫-拉叶星的一个显著特征，对电离星团的某些性质提供了很好的约束。在目前的进化综合模型的光，没有找到一致的解决方案来解释在同一时间的WR特征特性和发射线光谱的这一地区。原则上，WR星的存在会导致大的温度波动，也会导致电离辐射的硬化。在74 C区没有发现这些效应，其中从[SIII] 6312 A和8200 A处的帕邢不连续发现的电子温度在误差范围内相等，电离辐射的有效温度估计在35，300 K左右。为了了解HII地区的电离种群，需要对已确认的高金属丰度地区进行更多的观测，并为进化合成模型提供更精细的金属丰度网格。
2000-06-14 astro-ph
Streaming Motions Towards the Supermassive Black Hole in NGC 1097
我们已经使用GMOS-IFU和高分辨率HST-ACS观测地图，在前所未有的细节，气体速度场和结构内的0.7千秒差距的环核的SBb LINER/Seyfert 1星系NGC 1097。我们发现了与螺旋结构相关的径向流运动的明确证据，导致未解决的（<3.5秒差距）核，我们解释为燃料链的一部分，气体被输送到核星暴和超大质量黑洞。
2006-01-31 astro-ph
Polarized Broad-Line Emission from Low-Luminosity Active Galactic Nuclei
为了确定活动星系核的统一模型是否适用于低光度天体，我们在凯克天文台对LINER和Seyfert核进行了分光偏振测量。观测到的14个天体的H-α光度中值为8x 10 ^{39} erg/s，远低于马卡良-塞弗特核的典型值~10^{41} erg/s。在三个LINER中检测到偏振的宽H-α发射：NGC 315，NGC 1052和NGC 4261。每一个都是一个椭圆星系，具有双面射电喷流，并且在每一种情况下，发射线偏振的方向大致垂直于喷流轴，正如模糊环面模型所预期的那样。已知NGC 4261和NGC 315含有尘埃环核盘，可能是模糊环的外部延伸。对偏振宽线辐射的探测表明，这些天体就在附近，是居住在窄线射电星系中的被遮蔽类星体的低光度类似物。低光度塞弗特1星系NGC 4395的核连续谱在p = 0.67%处偏振，这可能是核附近电子散射区域的结果。在其他天体中也检测到连续偏振，在5100-6100 A范围内的平均水平为p = 0.36%，但在大多数情况下，这可能是通过前景尘埃传输的结果。在大多数1型LINER中缺乏显著的宽线偏振与我们直接观察这些物体的宽线区域而不是散射光的假设是一致的。
1999-05-21 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
Poststarburst Models of LINERs
自从在许多星系中发现低电离核发射线区（LINER）以来，人们已经认识到它们构成了一类活动星系核（AGN），被认为是由气体吸积到中心的超大质量黑洞上提供能量的。LINER在本宇宙中大约三分之一的星系中被观测到，人们通常认为它们拥有一个中等活动的类似AGN的中央引擎。然而，一些LINER没有直接的证据，如宽发射线，射电喷流，硬X射线发射，光谱能量分布与星光不一致，等等，对于这样的LINER（2型LINER的子集），我们提出了新的poststarburst模型，解释了一些最重要的光学窄发射线比。在这些模型中，电离源是温度为~ 10^5 K的行星状星云核（PNNs），它们出现在质量介于~ 3 M_solar和~ 6 M_solar之间的中等质量恒星演化的晚期阶段。在典型的星爆后LINER中，留在典型星爆核中的PNN可以产生H α光度，L（H α）约为10^38尔格·秒^-1，只有在异常明亮的情况下，H α光度才能达到约10^39尔格·秒^-1。PNN阶段一直持续到星暴中形成的质量最低的恒星死亡为止，假设初始质量函数的下限为3 M_solar，这一阶段的时间约为5 x 10^8年。如果每个星系在其生命中都能经历几次星暴活动，那么这个长的持续时间似乎与观测到的LINER发生频率较高相一致。因此，我们建议，一些LINER的活动星系核没有直接的证据可能是poststarburst核的集群PNN供电…
2000-05-16 astro-ph
The supermassive black hole in the Seyfert 2 galaxy NGC 5252
我们目前的结果，从HST/STIS长缝光谱的气体运动的Seyfert 2星系NGC 5252的核区域。所观察到的速度场是一致的气体在有规律的旋转叠加局部补丁的扰动气体。环核气体的动力学可以通过在恒星质量分量中加入MBH = 0.95（-0.45;+1.45）10 E9 M（太阳）的致密暗质量来精确再现，这很可能是一个超大质量黑洞。与在类似研究中获得的结果相反，旋转增宽也足以再现线宽的行为。NGC 5252的MBH估计值与MBH和核团质量之间的相关性非常一致。与MBH与sigma关系的比较不太严格（主要是由于sigma相对较大的误差）; NGC 5252位于最佳拟合线上方0.3至1.2 dex之间，即相关性离散度的1 - 4倍。NGC 5252的星系和MBH都比通常估计的塞弗特星系要大得多，但另一方面，它们是典型的射电宁静类星体。结合确定的MBH与硬X射线光度，我们估计NGC 5252的发射率约为L（Edd）的0.005。从这个意义上说，这个活跃的核似乎是一个类星体的遗迹，现在可能以低速率吸积，而不是一个低质量的类星体的黑洞对应物。
2004-11-03 astro-ph
The Murmur of the Sleeping Black Hole: Detection of Nuclear Ultraviolet Variability in LINER Galaxies
LINER核存在于许多邻近的星系核球中，可能是超大质量中心黑洞低速或低辐射效率吸积的表现。然而，目前还不清楚许多LINER中存在的紧凑紫外核源是否是大质量恒星的星团，而不是与吸积过程直接相关。我们已经使用HST监测样品的17个星系的LINER核和紧凑的核紫外光源的紫外光变率。在17个星系中，有15个星系被观察了不止一次，每个星系有2到5个纪元，跨度长达一年。我们在大多数样本中检测到显著的变异性，峰间振幅从百分之几到50%。在大多数情况下，在两个独立的波段（F250 W和F330 W）中可以看到相关的变化。与以往紫外线测量结果的比较表明，对于许多物体，在十年的时间尺度上，长期的变化是几个因素。在具有和不具有检测到的致密射电核心的LINER中，在具有在其光谱中检测到的宽H-α翼的LINER（“LINER 1's”）中，以及在没有检测到的LINER（“LINER 2s”）中，检测到可变性。这种变化表明在所有类型的紫外线连续谱中存在非恒星成分，并为这一成分的光度设定了下限。我们注意到光谱类型的UV颜色（F250 W/F330 W）的趋势- LINER 1 s倾向于比LINER 2s更蓝。这种趋势可能表明非恒星连续体的形状与宽线区域的存在或可见性之间的联系。在一个目标中，即星暴后的星系NGC 4736，我们检测到了先前提到的紫外线源的变化，该紫外线源与核的偏移量为2.5”（投影为60 pc）…
2005-02-17 astro-ph
Accretion onto nearby supermassive black holes: Chandra constraints on the dominant cluster galaxy NGC 6166
钱德拉对附近椭圆星系中低光度超大质量黑洞的观测，提供了它们的核光度和邦迪吸积率的严格限制。我们研究了NGC 6166上的钱德拉约束，它是阿贝尔2199星系团中的主要星系，拥有一个\sim 10^9 \Msun黑洞。我们测量了一个核X射线光度L_{x} \sim 10^{40} erg/s，并表明热星际介质的密度和温度分布意味着一个Mdot_{Bondi} \sim 3 10^{-2} Msun/yr的邦迪吸积率。这个吸积率预测，在正则辐射效率为10%时，核光度为\sim 10^{44} erg/s。除非Bondi估计不恰当，或者黑洞的吸积速率显著降低，否则观测到的核通量将吸积流的辐射效率限制为η \sim 10^{-5}。我们表明，低辐射效率吸积流的径向密度分布ρ \approxpropto r^{-3/2}（并不明显平坦）可以解释所观察到的核X射线光度，但从NGC 6166喷流的功率输出也是很重要的系统的能量。
2000-12-09 astro-ph
Detecting Low-Mass Supermassive Black Holes
我们证明了发现超大质量黑洞在晚型，静止的螺旋星系通过检测非常低水平的核活动的迹象的可行性。我们使用X射线选择和多波长跟踪的组合。在这里，我们将这种技术应用于NGC 3184和NGC 5457，都是Scd型，并显示出强有力的论据，可以作出这两个主机活动星系核。
2008-07-02 astro-ph
The supermassive black hole in NGC4486a detected with SINFONI at the VLT
ESO VLT的近红外积分场光谱仪SINFONI为中心超大质量黑洞的研究打开了一个新的窗口。它具有类似于HST光学的近红外空间分辨率和穿透尘埃的能力，为探索M-sigma关系的低质量端（sigma<120 km/s）提供了可能性，到目前为止，很少有黑洞质量被恒星动力学测量。利用SINFONI在K波段以~0.1arcsec的空间分辨率观测了低光度椭圆星系NGC 4486 a的中心区域。恒星的运动学测量的最大惩罚似然方法考虑到CO吸收带头周围的区域。我们测定了一个质量为M_BH=1.25^{+0.75}_{-0.79} × 10^7 M_sun（90%C. L.）的黑洞。利用包含全二维空间信息的史瓦西轨道叠加方法。这个质量与M-西格玛关系的预测一致，加强了它在较低西格玛端的有效性。
2007-05-12 astro-ph
Soft X-Ray Sources at the Centers of the Elliptical Galaxies NGC 4472 and NGC 4649
钱德拉最近对椭圆星系NGC 4472和NGC 4649的观测分析显示，在它们的中心有微弱的软X射线源。这些源位于星系光学中心的1“以内。它们很可能与中心的超大质量黑洞有关。对这些和其他几个类似物体的兴趣源于嵌入致密星际介质中的超大质量黑洞异常低的光度。我们的钱德拉光源有非常柔和的光谱。它们只能在低于0.6 keV的能量下被探测到，在NGC 4649和NGC 4472中，它们在0.2-2.5 keV能带的亮度分别为~ 6 * 10^{37} erg/s和~1.7 * 10^{38} erg/s。
2003-06-30 astro-ph
Why Does NGC 1068 Have a More Powerful Active Galactic Nucleus than NGC 4258 ?
通过水蒸气脉泽发射探测的核气体运动学表明，附近的两个活跃星系NGC 1068和NGC 4258的核中有一个超大质量天体，它们的质量几乎相当，只有几个10^7太阳质量。然而，NGC 1068的中央引擎的活动比NGC 4258强两个数量级。由于一般认为活动星系核的巨大光度是由于对超大质量黑洞的质量吸积，上述观测结果表明NGC 1068的吸积速率远高于NGC 4258。通过比较NGC 1068和NGC 4258吸积分子云的运动学性质，我们发现了NGC 1068中存在动力学气体吸积的可能证据，这可能是该星系中更强大的中央发动机的原因。
1997-05-12 astro-ph
Supermassive black holes in the Sbc spiral galaxies NGC 3310, NGC 4303 and NGC 4258
我们提出了新的空间望远镜成像光谱仪（STIS）的观察三个螺旋星系，NGC 4303，NGC 3310和NGC 4258。利用明亮的光发射谱线H $α$ $λ$ $6564 Å$、[NII] $λ$ $λ$ $6549,6585 Å$和[SII] $λ$ $λ$ $ 6718,6732 Å$，以$\sim 0.07\arcsec$空间分辨率研究了各星系核区电离气体的运动学。在NGC 3310中，所观察到的气体运动学与圆形旋转盘模型很好地匹配，但我们只能设置BH质量的上限，考虑到允许的盘倾角，在$5.0 \times 10^{6} - 4.2 \times 10^{7} M_{\odot}$的范围内变化，置信水平为95%。在NGC 4303中，运动学数据要求存在质量为$M_{BH}=(5.0)^{+0.87}_{-2.26}\times 10^{6}M_{\odot}$的BH（对于盘倾角为$i=70$ deg）。在NGC 4258中，观测到的运动学数据要求存在质量为$M_{BH}= (7.9)^{+6.2}_{-3.5} \times 10^{7}M_{\odot}$（$i=60$ deg）的黑洞。这一结果与已发表的由$H_{2}O$脉泽观测得到的值$(3.9 \pm 0.1) \times 10^{7} M_{\odot}$符合得很好.我们在测量这3个晚型Sbc旋涡星系BH质量的尝试…
2007-03-07 astro-ph
Supermassive Black Holes from the SUNNS survey
本文报道了早型盘星系NGC2787、NGC4459和NGC4596中三个超大质量黑洞的新的精确质量测量结果。这些目标是从哈勃太空望远镜获得的一组更大的长缝光谱中选择的，这是STIS（SUNS）附近核子调查的一部分。它们显示了对称的气体速度曲线，可以模拟为恒星核球和假定的中央黑洞的联合势中的旋转盘。它们还显示了规则的尘埃带模式，可以用来推断核盘的方向。这三个星系落在黑洞质量与中心恒星速度色散平面上，与最近报道的这两个量之间的关系一致。
2000-12-19 astro-ph
The Low End of the Supermassive Black Hole Mass Function: Constraining the Mass of a Nuclear Black Hole in NGC 205 via Stellar Kinematics
利用哈勃空间望远镜（HST）观测的有核矮椭圆星系NGC 205的光谱和图像，结合3积分轴对称动力学模型，对一个假定的核黑洞的质量（M_BH）进行了约束.这是继M33之后，第二次尝试使用解析的恒星运动学来寻找质量低于10^6太阳质量的核黑洞。我们无法确定NGC 205中M_BH的最佳拟合值;然而，数据规定上限为2.2x10^4 M_sun（1 sigma置信度）和3.8x10^4 M_sun（3sigma置信度）。这一上限与M_BH-σ关系外推到M_BH < 10^6 M_太阳区域是一致的。如果我们假设NGC 205和M33都含有核黑洞，那么这两个星系的M_BH上限意味着M_BH-σ关系的斜率为~5.5或更大。我们用我们的三积分模型计算了NGC 205的弛豫时间（T_r）和恒星碰撞时间（T_coll），核内T_r约为10^8年或更小，T_coll约为10^11年。T_r值很低，这与核坍缩已经发生是一致的，但我们不能从核形态学上得出关于存在或不存在大质量黑洞的结论。
2005-04-12 astro-ph
Supermassive Black Holes Can Hardly Be "Silent"
现在有充分的证据表明，大多数--也许是所有--银河系的球状体在它们的中心都有一个超大质量的黑洞。这已经使用各种观测技术进行了评估，从恒星和/或气体动力学到超脉塞。另一个有希望的技术是室女座椭圆星系NGC 4552的情况，早期的HST/FOC观测揭示了中心低光度耀斑。随后的HST/FOS的0.21弧秒孔径的观测揭示了一个丰富的发射线光谱与宽和窄的组件与FWHM分别为3000和700公里/秒。这个位于NGC 4552中心的可变的小型活动星系核最自然地是中央黑洞上的一个零星吸积事件的结果。它的H $α$光度只有$\sim 10,000 \lsun$，使它成为目前已知的可能的、本质上最暗的活动星系核。多亏了HST的高分辨率，这样一个微弱的物体才被发现并被详细研究，但是大型地面望远镜上的自适应光学系统可能会在未来揭示，在星系球状体中，中心大质量黑洞的低水平吸积是一种普遍存在的现象。FOC/FOS对NGC 2681中心尖峰的观测揭示了与NGC 4552的几个类似之处，而另一个例子是R.W. O'Connell在NGC 1399，我们原始计划中的第三个星系。加尔兴
2000-01-18 astro-ph
Star formation, metallicity gradient and ionized gas: clues to the formation of the elliptical galaxies NGC6868 and NGC5903
本文利用长缝光谱和恒星星族合成方法研究了椭圆星系NGC 6868和NGC 5903中的恒星星族、金属丰度分布和电离气体。两个星系的舔指数都呈现负梯度，表明相对于外部区域，中心部分的Fe、Mg、Na和TiO丰度过高。对于在NGC 6868中观测到的发射气体，我们检验了三种电离源假说：H II区、后AGB星和活动星系核。包含$[NII]_{\lambda6584}/Hα$、$[OI]_{\lambda6300}/Hα$和$[SII]_{\lambda6717,31}/Hα$比值的诊断图表明，在NGC 6868中心区域测得的值是典型的LINER。结合恒星星族合成，这一结果表明NGC 6868的主要气体电离源是非热的，由低光度活动星系核产生，可能有一些冲击的贡献，以解释距离核$\sim3.5$ kpc的电离。
2007-11-22 astro-ph
Measuring supermassive black holes with gas kinematics: the active S0 galaxy NGC 3998
我们目前的结果从运动学研究的气体在核中的活动S 0星系NGC 3998从档案HST/STIS长缝光谱。我们分析了发射谱线的轮廓，并得出了气体速度场图。观测到的速度曲线与围绕星系中心有规律旋转的气体一致。通过模拟H α发射线的表面亮度分布和旋转曲线，我们发现，在恒星质量分量中加入致密的暗质量，可以精确地再现所观测到的环核气体运动学M_bh = 2.7的（黑洞）（-2.0，+2.4）10**8 M_sun（2 σ水平的不确定性）;其影响范围的半径（R_sph ~ 0-.16）在HST分辨率下得到很好的解析。NGC 3998中BH质量的估计与M_bh与M_bul（向上分散约2倍）和M_bh与sigma（向下分散约3-7倍，取决于M_bh对sigma的依赖关系所采用的形式）的相关性都很好地一致。虽然NGC 3998不能被认为是一个异常值，但它相对于M_bh-sigma关系的位置符合这一趋势，表明M_bh-sigma关系的“残差”与星系的有效半径之间存在联系。事实上，NGC 3998是M_bh（0.85kpc）测量星系中R_e最小的星系之一，它的残差为负。这表明，σ和R_e的结合是必要的，以驱动M_bh和其他凸起属性之间的相关性，这表明存在黑洞“基本面”。
2006-09-21 astro-ph
Spectroscopic Evidence for a Supermassive Black Hole in NGC 4486B
用加拿大-法国-夏威夷望远镜测量了矮椭圆星系NGC 4486 B的恒星运动学，视速度σ_* = 0.22角秒。Lauer等1996，ApJ，471，L79表明NGC 4486 B与M31类似，都有一个双核。我们表明，它也类似于M31在其运动学。速度弥散梯度非常陡：σ从r = 2”-6”时的116 +-6 km/s增加到中心的281 +-11 km/s。这比绝对星等M_B = -16.8的椭圆星系的预期值要高得多：NGC 4486 B远高于sigma和球核光度之间的Faber-Jackson相关性中的散射。因此，King核的质光比M/L_V = 20，与老恒星星族的正常值相比是异常高的。我们构造动力学模型与各向同性的速度色散，并表明，他们再现黑洞（BH）的质量更详细的方法。我们还适合轴对称，三积分模型。各向同性模型暗示NGC 4486 B包含一个中心暗天体，可能是BH，质量M_BH = 6^{+3}_{-2} x 10^8 M_sun。然而，如果径向色散与方位角色散的比率在1”处为~ 2，则各向异性模型拟合没有BH的数据。因此，这是一个比M31，M32和NGC 3115中的BH探测更弱的BH探测。一个6 × 10^8的M_sun BH是恒星质量M_bulge的9%;即使M_BH小于各向同性值，M_BH/M_bulge也可能异常大。双核是一个谜，因为自引力星团在相互环绕的轨道上的动力学…
1997-03-28 astro-ph
Emission-Line Diagnostics of the Central Engines of Weak-Line Radio Galaxies
少数研究充分的弱线射电星系核（WLRGs）传统上被归类为低电离核发射线区（LINERs），这表明这两组活动星系核可能是相关的。在本文中，我们提出了新的光学发射线测量20弱线射电星系，我们补充测量另外四个文献。将这些物体按其发射线比率分类，我们发现50%的物体被稳健地分类为LINER，而另外的25%可能是LINER。光电离计算表明，对WLRG 3C 270（NGC 4261）的光谱能量分布的计算能够产生所观测到的发射线比，但前提是窄发射线气体所观测到的紫外发射明显高于所观测到的发射线比，这意味着沿我们的视线到原子核的A_V = 2.5-4.2等。通过光致电离计算，我们发现发射线气体的电离参数必须在10^-3.5和10^-4.0之间，并且氢密度必须在很宽的范围内（10^2-10^6 cm^-3），才能重现测量的发射线比率，这与LINER中发射线气体的性质相似。因此，我们发现，发射线气体的性质以及潜在的激发机制确实是相似的LINER和WLRG。推而广之，吸积动力LINER和WLRG的中心引擎，它们确实拥有一个吸积黑洞，可能在性质上是相似的。
2003-04-22 astro-ph
Evidence for a Supermassive Black Hole in the S0 Galaxy NGC 3245
S 0星系NGC 3245包含一个半径为1.1”（110 pc）的电离气体和尘埃的环核盘，使其成为哈勃太空望远镜动力学研究的理想目标。我们用空间望远镜成象摄谱仪在五个平行位置上用一个0.2”宽的狭缝获得了核盘的光谱。测量的H-α和[N II]发射线被用来绘制出前所未有的详细磁盘的运动学结构。数据揭示了一个旋转速度场，在最里面的0.4”处有一个陡峭的速度梯度。我们建立了薄气体盘在圆周旋转的动力学模型，使用HST光学图像映射出由于恒星的引力势。从HST窄带图像测量的H-α +[N II]表面亮度被折叠到模型中，我们证明了许多明显的小尺度的不规则性，在所观察到的速度曲线的补丁分布的发射线表面亮度的结果。模型需要一个（2.1+/-0.5 x10 ^8太阳质量）的中心暗质量来再现中心的陡峭速度梯度。中心质量的这个值与最近发现的黑洞质量和膨胀速度色散之间的相关性是一致的。
2001-03-05 astro-ph
Nuclear starburst-driven evolution of the central region in NGC 6764
我们研究了活动星系中的CO和射电连续辐射，分析了中心活动和分子气体之间的相互作用。我们提出了新的高分辨率观测CO（1-0）和CO（2-1）的发射线，和3.5厘米和20厘米的射电连续辐射在中央区域的LINER/星暴星系NGC 6764。该星系在射电连续谱中具有外流形态，在空间上与CO和H $α$发射一致，并且在LINER核处稍微偏离射电连续谱峰值。中心的总分子气体质量约为7 × 10^8 \msun，使用的CO光度与总分子气体的转换因子比标准转换因子低三倍。CO（1-0）辐射出现在射电连续辐射锥的边界附近。流出有一个预计的膨胀速度为25公里/秒，相对于系统的速度NGC 6764。在流出物中检测到约4 × 10^6 \msun分子气体。由转动曲线导出了动态内Lindblad共振的近似位置（~1 kpc）。CO发射的峰值与射电连续谱的峰值有轻微的偏移（< 200 pc）。分子气体很可能是由最近的星暴中的恒星风喷射出来的，但是CO谱线比率显示出与活动星系核相互作用的迹象。核爆发释放的能量足以解释观测到的外流，即使数据不能排除活动星系核是主要的能量来源。外流与流体动力学模拟的比较表明，核星爆是3- 7百万年的年龄和泡沫状流出仍然是有限的，而不是自由膨胀。
2007-07-09 astro-ph
