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
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
Observational evidence for a connection between SMBHs and dark matter haloes
基于文献资料和新的光谱观测，我们研究了旋涡星系圆速度vc与核球速度色散σ之间的关系。我们发现一个强大的，几乎线性的vc-sigma相关性与一个可以忽略不计的内在散射，和一个惊人的协议与椭圆星系的相应关系。质量最小的星系（sigma < 80 km/s）明显偏离这个关系。我们结合这种vc-sigma相关性与著名的MBH-sigma关系，以获得圆速度和超大质量黑洞质量之间的紧密相关性，并将其解释为超大质量黑洞和它们可能形成的暗物质晕之间密切联系的观测证据。MBH和圆速度之间的关系不仅是星系形成和演化理论模型的重要组成部分，而且有可能成为估算螺旋星系中超大质量黑洞质量的重要实用工具。
2004-04-23 astro-ph
The growth of supermassive black holes in pseudo-bulges, classical bulges and elliptical galaxies
利用Sloan数字巡天的近1000个本星系的结构分析结果，估算了椭圆星系、经典星系球和伪星系球中中心黑洞的质量分布，并研究了它们的恒星质量与中心恒星速度色散σ之间的关系.假设椭圆星系/核球质量M_Bulge与中心黑洞质量M_BH之间存在单一关系，我们发现局域宇宙中黑洞的质量有55^{+8}-4} %在椭圆星系中心，经典核球和伪核球的质量分别占41^{+4}-2} %和4^{+0.9}-0.4} %.我们发现椭圆星系、经典星系核球和伪星系核球的质量与σ之间存在着不同的关系，而最显著的偏移发生在棒星系中的伪星系核球。这种结构上的不相似性导致了采用单一M_BH-M_Bulge和M_BH-sigma关系时黑洞质量的不一致。从文献中采用的关系，我们发现，M_BH-西格玛关系产生的总质量密度估计在黑洞，大约是55%以上，如果M_BH-M_Bulge关系被使用。
2009-06-30 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
Fate of Supermassive Black Holes and Evolution of the M(BH)-sigma Relation in Merging Galaxies: The Effect of Gaseous Dissipation
利用高分辨率自洽气体动力学方法模拟了盘状星系的等质量和不等质量合并过程，分析了耗散对超大质量黑洞轨道演化的影响.星系模型是一致的LCDM范式的结构形成和模拟包括辐射冷却和恒星形成的影响。我们发现，等质量合并总是会导致在残余物中心形成一个紧密的SMBH对，其分离仅受到所采用的~100 pc的力分辨率的限制。相反，不等质量合并中的最终SMBH分离敏感地取决于合并星系的中心结构如何被耗散修改。在没有耗散的情况下，卫星星系可以在合并完成之前完全分裂，留下它的SMBH在距离残骸中心太远的地方徘徊，无法形成一个紧密的对。相比之下，我们表明，气体冷却促进配对过程中增加的弹性的同伴星系潮汐破坏。此外，我们证明了合并盘星系构造服从M（BH）-西格玛关系，移动相对于它取决于他们是否经历耗散或碰撞合并，无论合并系统的质量比。无碰撞模拟表明，残余物往往远离平均值的关系，突出的作用，气体贫乏的合并作为一个可能的来源的散射。在耗散合并中，与大质量核盘形成相关的强烈气体流入与恒星形成所消耗的气体之间的相互作用为SMBH提供了必要的燃料，并使合并残余物满足该关系。
2005-03-08 astro-ph
Measuring supermassive black holes with gas kinematics - II. The LINERs IC 989, NGC 5077, and NGC 6500
我们目前的结果从一个运动学研究的气体在一个样本的三个LINER星系的核，从档案HST/STIS长缝光谱。我们发现，虽然对于椭圆星系NGC 5077，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，但其余两个物体的情况并非如此。通过对NGC 5077的表面亮度分布和自转曲线的模拟，我们发现在恒星质量分量中加入一个质量为M_bh = 6.8的黑洞，可以精确地再现环核气体的运动学（-2.8，+4.3）10**8 M_sun（1 sigma水平的不确定性）;其影响范围的半径（R_sph ~ 0-.34）在HST分辨率下得到很好的分辨。NGC 5077的BH质量估计值与M_bh-M_bul（向上离散度约为0.4 dex）和M_bh-sigma相关性（在Tremaine等人的形式中向上散射为0.5 dex，而在Ferrarese等人的形式中基本上没有散射），并进一步支持了M_bh-σ相关性和凸起有效半径。这表明存在一个黑洞的“基本面”，在这个意义上，至少西格玛和R_e的组合驱动M_bh和主机凸起属性之间的相关性。
2007-12-29 astro-ph
Self-Regulated Growth of Supermassive Black Holes in Galaxies as the Origin of the Optical and X-ray Luminosity Functions of Quasars
我们假设，超大质量黑洞在星系中心生长，直到它们与供给它们的星系气体分离。我们证明了相应的自调节条件产生了黑洞质量（Mbh）和星系速度色散（sigma）之间的相关性，并基于Lambda-CDM宇宙学中星系晕的层次演化恢复了观测到的红移至z~6的类星体的光学和X射线光度函数.我们的模型仅用一个自由参数和一个简单的算法，就给出了观测到的2<z<6的光学亮或X射线暗类星体在3个数量级的热光度和3个数量级的共动密度/光度对数范围内的数密度演化。自我调节条件确定的动力学时间的星系盘在高峰期类星体活动（z~2.5）的起源推断的特征类星体的寿命约为1000万年。由于寿命变得可比的Salpeter e-折叠时间在这个时代，该模型还意味着Mbh-西格玛关系是一个产品的反馈调节吸积在类星体活动的高峰期。那时吸积的黑洞的质量密度与我们通过结合Mbh-σ关系和SDSS星系测量的速度色散函数计算出的局部黑洞质量密度（每立方Mpc约为10^5太阳质量的0.8-6.3倍）是一致的（Sheth et al. 2003年）。将类似的自调节原理应用于恒星爆发中的超新星驱动风，我们发现黑洞质量与星系球状体的恒星质量之比随红移的增加而增加，为（1+z）^1.5，尽管Mbh-σ关系与红移无关。
2003-04-09 astro-ph
Supermassive Black Holes in Active Galactic Nuclei. I. The Consistency of Black Hole Masses in Quiescent and Active Galaxies
我们报告的第一个结果的一个程序，以测量准确的恒星速度色散的活动星系核（AGN）的准确的黑洞（BH）的质量已确定通过混响映射的宿主星系的凸起。我们发现从混响映射获得的BH质量之间有很好的一致性，从M（BH）- sigma关系定义的静止星系，表明活动和静止的黑洞和它们的大尺度环境之间的共同关系。
2001-04-23 astro-ph
The relation between circular velocity and central velocity dispersion in low surface brightness galaxies
我们分析了高和低表面亮度（HSB和LSB）盘星系和椭圆星系的样本，以研究圆速度（Vc）和中心速度色散（sigma）之间的相关性。我们更好地定义了HSB和椭圆星系，特别是在较低的西格玛值的VC西格玛相关性。基于动力学模型或直接从HI旋转曲线导出的具有Vc的椭圆星系在V-sigma平面上遵循与HSB星系相同的关系。相反，LSB星系遵循不同的关系，因为它们中的大多数相对于HSB星系表现出更高的Vc（或更低的sigma）。这反对在LSB星系的暗物质晕的径向密度剖面中重子坍缩的相关性。此外，如果Vc-西格玛关系相当于暗物质晕和超大质量黑洞的质量之间的关系，这些结果表明，LSB星系的主机超大质量黑洞与质量较小的HSB星系相比，相等的暗物质晕。另一方面，如果SMBH质量的基本相关性是与晕Vc，那么LSB应该有更大的黑洞质量为给定的凸起西格玛。
2005-12-29 astro-ph
The supermassive black hole of Fornax A
射电星系天炉座A（NGC 1316）是天炉座星系团外围的一个突出的合并遗迹。它巨大的射电瓣表明存在一个强大的活动星系核，因此存在一个中心超大质量黑洞（SMBH）。我们提出了高分辨率的自适应光学辅助的天炉座A的积分场数据，在甚大望远镜在K波段与SINFONI。我们使用轴对称轨道模型来确定天炉座A中心SMBH的质量。我们的数据的三维性质提供了可能性，直接测试的数据与轴对称的一致性，分别模拟的四个象限。根据我们的动力学模型，得到了一致的SMBH质量和动力学Ks带质光比，<M_BH>其中M_ \odot = 1.3 × 10^8（rms（M_BH）= 0.4 × 10^8 Msun），<M/L>=0.68（rms（M/L）=0.03），证实了轴对称的假设.对于折叠和平均数据，我们发现M_BH=（1.5+0.75-0.8）x10^8 Msun，M/L=（0.65+0.075-0.05）（3 σ误差）。因此，天炉座A的黑洞质量与Tremaine（2002）的M-sigma关系在误差范围内是一致的，但比它的膨胀质量和Marconi&Hunt（2003）关系的预期小4倍。
2008-09-03 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 Cosmic Density of Massive Black Holes from Galaxy Velocity Dispersions
超大质量黑洞被认为是类星体的遗迹，因此它们的数量和质量与类星体的光度函数及其随红移的演化有关。本文利用黑洞质量与球核速度色散之间的关系（M_bullet - sigma关系）对超大质量黑洞的质量密度和质量谱作了改进的估计。M_bullet -σ关系中的不确定性对质量密度的影响很小.我们发现质量密度为（4.8 +/- 1.6）h^2 × 10^5 M_sun Mpc^-3。在已发表的密度估计中，一些差异来自于使用不同的哈勃常数值。
2002-10-25 astro-ph
The M-sigma Relation for Nucleated Galaxies
超爱丁顿吸积的动量反馈对观测到的超大质量黑洞（SMBH）与其宿主星系球状体之间的M-σ和M- M_{spheroid}关系提供了一个简单的解释。最近，费拉雷泽等人和韦纳和哈里斯观察到中央星团和它们的宿主之间的类似关系。我们表明，恒星风和超新星从这样的核集群（NC）给出类似的反馈解释这种情况下也，我们讨论了连接到Faber-Jackson关系的球体本身。
2006-09-27 astro-ph
No Supermassive Black Hole in M33?
我们分析了哈勃太空望远镜上的空间望远镜成像光谱仪获得的M33核的光学长缝光谱。在超大质量黑洞的影响半径内，速度色散并没有像预期的那样急剧上升，而是在内部秒差距内显著下降。动力学模型产生的估计上限为3000太阳质量的中心紧凑的对象的质量。然而，这个上限在不确定性范围内与M-西格玛关系预测的质量一致，即在2000和20，000太阳质量之间。因此，我们不能得出这样的结论：在M33的核心中存在一个大质量黑洞，需要一种与在具有更明亮凸起的星系中检测到的黑洞不同的形成机制。
2001-07-20 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 M-Sigma Project
超大质量黑洞（SMBH）的质量（M）与主球的恒星速度色散（σ）之间存在着密切的联系。这对我们理解星系和SMBH的形成和演化有着根本性的影响。然而，该关系的分散、斜率和零点是一些争论的主题。为了在这个关系上取得任何进展，M和sigma的既定值必须是稳健的。目前超过50%的M估计已经使用恒星动力学技术。然而，人们对这种方法表示严重关切，这促使对它们进行重新评价。此外，还不清楚如何最好地定义sigma。M-Sigma项目的目的是使用STIS长缝光谱学、积分场光谱学和最新的恒星模型，尽可能多地估计M和sigma的值。该项目将确定M-Sigma关系本身的最合适的属性。
2008-11-04 astro-ph
A Search for Molecular Gas in the Nucleus of M87 and Implications for the Fueling of Supermassive Black Holes
在巨大椭圆星系中的超大质量黑洞，由于其预期的吸积率，是非常微弱的。这激发了辐射效率低下的吸积模型，由于离子-电子热去耦，产生抑制吸积的外流，或气体沉降到引力不稳定的磁盘，形成恒星，而不是喂养黑洞。后一种模型预测了在黑洞周围的薄盘中存在冷分子气体。在这里，我们报告的亚毫米波阵列观测的巨椭圆星系M87的核探测230 GHz的连续谱和CO（J=2- 1）线的发射。连续辐射是从喷流的核心和几个结中检测到的，包括一个一直在燃烧的行为。我们估计了一个保守的上限，分子气体质量在~ 100 pc和+-400 km/s的视线速度的中心黑洞的~ 8 × 10^6 Msun，其中包括可能的系统误差与扣除的连续。忽略这些误差，我们的3 σ灵敏度约为3 × 10^6Msun。事实上，连续减去的频谱显示出弱发射特征，其延伸到无线通道的RMS色散以上高达4西格玛。这些可能是连续减法过程的伪影。或者，如果将它们解释为CO排放，那么在700 km/s的速度范围内，隐含的分子气体质量约为5 × 10^6 Msun。这些对分子气体质量的限制接近于由Bondi吸积提供的自引力、恒星形成吸积盘模型的预测（Tan & Blackman 2005）。
2008-08-28 astro-ph
Observational evidence for a connection between supermassive black holes and dark matter haloes
我们提出了新的速度色散测量样品的12个旋涡星系的扩展旋转曲线。这些数据被用来完善最近发现的螺旋星系的圆速度和中心速度色散之间的相关性。我们发现一个稍微陡峭的斜率为我们的较大的样本，我们确认可以忽略不计的内在散射这种相关性，我们发现一个惊人的协议与椭圆星系的相应关系。我们结合这种相关性与著名的MBH-西格玛关系，以获得一个紧密的星系的圆周速度和质量的超大质量黑洞，他们的主机之间的相关性。这种相关性是暗物质晕和超大质量黑洞之间存在密切联系的观测证据。MBH和圆速度之间的关系除了是星系形成和演化的理论模型的重要组成部分之外，还可以作为估算螺旋星系中黑洞质量的实用工具。
2003-04-08 astro-ph
Did Galaxy Assembly and Supermassive Black-Hole Growth go hand-in-hand?
在这篇文章中，我们讨论了超大质量黑洞的生长是否与星系的聚集过程保持同步。为此，我们首先在哈勃超深空（HUDF）中搜索“蝌蚪星系”，这种星系的一端有一个结，尾部延伸。它们看起来动态不松弛-可能是早期合并-并占场星系人口的6%。它们的红移分布遵循场星系的红移分布，这表明--如果蝌蚪星系确实是动态年轻的--星系组装的过程通常与场星系的储存库保持一致，作为时代的函数。接下来，我们提出了一个搜索的HUDF对象与点源组件的光学可变（在>~3.0西格玛水平）的时间尺度上的周-月。在4644个i_AB=28.0 mag（10 sigma）的天体中，有45个具有变点状成分，它们可能是弱活动星系核。大约有1%的场天体显示出0.1 < z < 4.5的变化，它们的红移分布与场星系相似。因此，弱活动星系核中的超大质量黑洞的增长也可能与星系的聚集过程保持一致。然而，微弱的活动星系核样品几乎没有重叠的蝌蚪样品，这是最近的流体动力学数值模拟预测。这表明，蝌蚪星系是早期合并，这可能先于活动星系核成分的“开启”和可见点源变化的开始>~1 Gyr。
2006-01-10 astro-ph
How rapidly do supermassive black hole "seeds" grow at early times?
我们调查的物理条件的中间质量的种子黑洞的增长假定已形成的残余物的第一代大质量的恒星。在标准LCDM模型中，我们使用宇宙学的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟跟踪Tvir > 1 e4 K的高σ晕的崩溃。在母晕崩溃的过程中，种子洞通过合并合并成更大的系统，并从周围的气体中吸积质量。我们包括恒星形成，黑洞吸积和相关的反馈过程的自洽处理。即使在种子黑洞质量和有效合并率的乐观假设下，我们发现晕M<1 e10 Msun中的种子洞永远不会达到临界爱丁顿增长的条件。该区域中的大部分黑洞生长取决于初始质量和合并率。对于M~ 1 e ~（11）Msun的3-4 σ晕，在坍缩时达到临界吸积率（z~7），虽然只是经过一个显著的延迟。我们的结果表明，坍缩时的M_BH = 5e 6 Msun（M_halo/1 e11 Msun）^0.78。因此，z>6的斯隆类星体所暗示的解释超大质量黑洞（~ 1 e9 Msun）形成的爱丁顿增长的必要条件，在这样的情况下很难满足。如果没有“跳跃启动”，这些条件可能只在极罕见的晕中实现，其中M_halo > 1 e13 Msun，在z~6之前崩溃。黑洞在早期吸积的亚爱丁顿区意味着小类星体对再电离的贡献很小，但仍然足以在z<15-18时引起IGM的明显加热。
2007-03-29 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
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
Radiative Feedback from Quasars and the Growth of Supermassive Black Holes
讨论了反馈光电离和康普顿加热在球状星系中心大质量黑洞及其恒星和气体成分的共同演化中的作用。我们首先评估了一个典型的类星体对周围星际气体的辐射反馈的能量学。然后，我们证明，所观察到的Mbh-西格玛关系可以建立在一个相对较早的时代在星系演化时，形成的恒星隆起几乎完成，气体与恒星的质量比降低到一个较低的水平~0.01，这样的冷却不能跟上辐射加热。当时有相当数量的气体被排出，此后黑洞的吸积速度就大大降低了。
2004-11-02 astro-ph
Massive Black Holes as Population III Remnants
最近的数值模拟表明，在等级宇宙演化中，最初的恒星（所谓的星族III）可能相当大。在这里，我们指出，大量的大质量黑洞（MBH）-质量介于恒星和超大质量黑洞之间-可能是这样一个星系前恒星形成事件的最终产物。如果在z=20时，每个“迷你晕”中只有一个m > 150 msun的MBH由3-sigma涨落坍缩而成，那么Pop III MBH的质量密度将与在星系核中观察到的超大质量MBH相当。由于它们形成于高sigma罕见的密度峰值，因此当它们通过一系列合并成为越来越大的系统时，遗留的MBH被预测会聚集在现今星系的凸起中。动力摩擦力会使50（m/150 msun）^{1/2}以上的天体向中心下沉。在星系核中存在一个小的MBH集群可能会产生几个有趣的后果，这些后果与普通恒星的潮汐捕获（可能随后发生破裂）、中央超大质量黑洞捕获MBH以及来自这种聚结的引力波辐射有关。吸积的银河系前MBH可以作为超发光的非核X射线源被探测到。
2001-03-09 astro-ph
Beyond the Bulge: a Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and Dark Matter Halos
利用16个旋涡星系和20个椭圆星系的样本，研究了超大质量黑洞（SBH）的质量与其宿主星系的总引力质量或它们可能形成的暗物质晕质量之间的关系。膨胀速度色散通常定义在小于0.5千秒差距的孔径内，被发现与星系的圆速度密切相关，后者是在距离银河系中心20至80千秒差距的距离处测量的，在该距离处旋转曲线是平坦的。通过使用众所周知的SBH的M-sigma关系，以及在标准CDM宇宙学中将圆速度与暗物质晕的质量相关联的处方，速度色散与圆速度之间的相关性等价于SBH与晕质量之间的相关性。我们发现这种相关性是非线性的，两个质量之间的比值从10^14太阳质量的晕的2 × 10 ^-4减小到10^12太阳质量的晕的10^-5。初步证据表明，小于5 × 10^11太阳质量的晕形成SBH的效率越来越低，甚至可能无法形成SBH。
2002-07-01 astro-ph
The Evolution of the M-sigma Relation
（节略）我们研究的黑洞质量-恒星速度色散（M-sigma）的关系，在宇宙时间的星系合并，包括反馈的模拟从超大质量黑洞增长的演变。我们认为合并星系的不同性质的祖先，以配合预期的红移z=0-6。我们发现，由此产生的M-西格玛关系的斜率是相同的，在所有的红移考虑。对于相同的反馈效率，再现所观察到的振幅的M-西格玛关系在z=0，有一个弱的红移依赖的归一化，从一个给定的银河系恒星质量的速度色散增加的结果。我们开发了一种形式主义连接红移的M-西格玛关系的本地关系在z=0的散射的演变。我们发现，分散在当地的关系放置在严重的约束红移的发展的归一化和斜率的M-西格玛关系。此外，我们证明了宇宙缩小引入了一个黑洞的质量依赖的色散的M-西格玛关系和当地观察到的M-西格玛关系的分布的偏度是敏感的红移演化的归一化和斜率。原则上，这些不同的诊断提供了一种方法，用于区分产生M-sigma关系的理论。在现有的限制协议，我们的模拟意味着，层次结构的形成应产生的关系与小的内在分散。
2005-12-19 astro-ph
QSO Host Galaxy Luminosity and [OIII] Line Width as a Surrogate for Stellar Velocity Distribution
星系核中的超大质量黑洞显示了黑洞质量、光度和宿主星系球的恒星速度色散（sigma_*）之间的密切关系。在高红移下探索这些关系可能会揭示星系核球的形成和中心黑洞之间的联系，但是在高红移下直接测量恒星的速度色散是困难的。我们发现[OIII]线宽提供了一个有用的替代sigma_* 通过比较sigma_[OIII]与由Faber-Jackson关系预测的类星体与测量的宿主星系光度的值。在活动星系核的光度变化范围很广的情况下，sigma_[OIII]跟踪sigma_*，尽管有相当大的散射. [OIII]谱线宽度在射电强的类星体中比在射电静的类星体中窄约0.1 dex。在低红移类星体中，恒星形成速率与黑洞增长速率之比远小于典型的核球质量与黑洞质量之比。
2005-06-23 astro-ph
Supermassive Black Holes in BCGs
我们使用太空望远镜上的高级巡天相机（ACS）和成像光谱仪（STIS）观测了三个最亮星系团（BCGs）的样本：Abell 1836-BCG、Abell 2052-BCG和Abell 3565-BCG。对于每个目标星系，我们获得了高分辨率的光谱的Halpha和[NII]的6583发射线在三个狭缝的位置，以测量中央电离气体的运动学。使用三种不同滤波器（F435 W，F625 W和FR 656 N）的ACS图像已被用于确定尘埃的光学深度，核附近的恒星质量分布和强度图。本文给出了两个星系的超大质量黑洞（SBH）质量估计，其中两个星系的自转曲线规则，中心速度梯度大，第三个星系的SBH质量也有上限。对于Abell 1836-BCG和Abell 3565-BCG的SBH，在1 sigma置信水平下，我们分别推导出M_bh=4.8（-0.7，+0.8）10**9 M_sun和M_bh=1.3（-0.4，+0.3）10**9 M_sun。对于Abell 2052-BCG的SBH，我们发现M_bh < 7.3 × 10**9 M_sun。
2006-10-24 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
Tracing the relation between black holes and dark haloes
本文给出了一组12个旋涡星系的新的速度色散测量结果，并利用它们导出了一个更精确的V_c-sigma关系，它适用于广泛的星系形态。结合M_BH - sigma关系式，该关系式可作为一种工具，利用渐近圆速度估算超大质量黑洞（SMBH）的质量。它与Tully-Fisher关系一起成为星系形成和演化模型的约束条件。
2003-11-26 astro-ph
The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation
我们评估模型的组装超大质量黑洞（SMBHs）在星系的中心，跟踪其层次建设远在黑暗的晕“合并树”。我们假设，第一个“种子”黑洞（BH）形成的（迷你）晕崩溃在z=20从高西格玛密度波动。当这些星系前黑洞通过一系列的合并合并成越来越大的晕时，它们由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一小部分气体成为超大质量，形成一个双星系统，并最终合并。合并历史的暗物质晕和相关的黑洞其次是宇宙学蒙特卡罗实现的合并层次。一个简单的模型，其中类星体活动是由主要的合并和SMBH在爱丁顿速率吸积的质量与速度色散的五次方的比例，被证明重现的光学LF类星体的红移范围1<z<4。在我们的合并树中遵循二元和三元BH相互作用。基于我们的假设，我们预测在目前的时代，大质量黑洞的人口在星系晕和星系际介质中游荡，并对总黑洞质量密度的贡献<10%。在所有的历元中，星系核中的双星SMBH的比例都在10%的数量级，而双星类星体的比例小于0.3%
2002-09-10 astro-ph
The sigma - L correlation in Nearby Early-Type Galaxies
早期型星系的速度色散和光度相关。在局部样本（< 100 Mpc）中估计的相关性与最近在SDSS中测量的相关性不同。这是真的，即使在SDSS光度和光谱参数的系统学已经占。我们表明，这也是真实的ENERGY样本，如果星系光度估计使用的距离已被纠正的奇特的运动。然后，我们表明，由于“真实”距离的估计是来自与速度色散的相关性，在这种情况下，D_n-西格玛关系，使用它在sigma-L关系导致一个人为的紧密关系与偏斜率。不对特殊速度进行校正，导致与SDSS非常相似的σ-L关系，尽管具有更大的散射。我们还测量sigma-L的相关性在一个模拟ENERGY目录中，其中底层的星系样本具有相同的sigma-L的相关性在SDSS中看到的。模拟星表产生的D_n-sigma关系与实际数据一致，当用D_n-sigma距离估算光度时，模拟星表产生的偏差斜率与实际数据一致，当用红移作为距离指示时，模拟星表产生的偏差斜率与实际输入的sigma-L关系一致。这进一步证明了ENDENTAL星系的σ-L关系与SDSS早期型星系的σ-L关系非常相似。我们的研究结果表明，当地的sigma-L关系的基础上基本平面的距离也应该重新评估。我们的发现对黑洞的人口统计也有重要的影响;对超大质量黑洞质量的最佳直接估计来自于本地星系，因此使用Mbh-sigma相关性比使用Mbh-L更安全地估计黑洞质量函数。
2007-01-03 astro-ph
How Special are Brightest Cluster Galaxies? The Impact of Near-Infrared Luminosities on Scaling Relations for BCGs
利用2 MASS数据库提供的扩展J、H和K星等，我们考虑了最亮星系团（BCGs）在观测到的超大质量黑洞（SMBH）质量与宿主星系性质关系中的位置，以及它们在恒星速度色散和光度（sigma-L）关系中的位置，并与E和S 0星系进行了比较。我们发现，SMBH的质量（M）来自近红外（NIR）的幅度不超过10e9.5Msol，这些质量同意以及从西格玛的预测。在近红外光谱中，没有证据表明BCGs离开了由亮度较低的星系定义的sigma-L关系。从V波段光度（M~10e10.5Msol）预测的较高SMBH质量归因于BCGs周围存在扩展的包络，然而，这需要使用更深的多波长成像来确认。
2007-05-29 astro-ph
An Upper Limit to the Degree of Evolution Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies
我们描述了一个独立于模型的积分约束，它定义了一个上限，允许的演化程度的比率黑洞（BH）的质量，主机星系的光度或质量，作为红移的函数。本质上，如果BH/主体比在红移z处过大，那么这将意味着高于某个M_BH（min）的BH中的总质量密度在该红移处大于z=0处，这是不可能的。这个论证不需要宿主或BH性质的知识，只需要在某个z上观测到的最亮星系的光度密度的下限。我们从红移z=0-2的不同波段的各种光度和质量函数计算这个上限。我们表明，这是一致的被动演化的球体人口（与一个固定的M_BH/M_host关系）在所有情况下，并提供更严格的限制比一般以前得到的，排除在>6西格玛观测和理论估计表明，M_BH/M_host是显着大于在高红移比本地，虽然相对较弱（因子~2 z=2）的演化仍然是允许的。我们讨论了各种可能的“漏洞”或BH/主机人口和相关性的变化，并表明他们通常会降低上限，加强我们的结论。
2006-08-03 astro-ph
Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre
大多数星系的核心被认为是超大质量黑洞的庇护所，它通过将吸积物质的引力能转化为辐射来为星系核提供能量（参考文献1）。人马座A* 是银河系中心的射电、红外线和X射线发射源，是最接近这一现象的例子，估计其黑洞质量是太阳的400万倍（参考文献110）。2、3）。一个长期的天文学目标是解决围绕Sgr A* 的最内部吸积流中的结构，其中强引力场将扭曲黑洞附近发射的辐射的外观。在3.5毫米和7毫米波长的射电观测已经探测到了Sgr A* 的内在结构，但是在这些波长的观测的空间分辨率受到星际散射的限制（参考文献10）。4-7）。在这里，我们报告的观测波长为1.3毫米，设置了37（+16，-10; 3-西格玛）微弧秒的内禀直径的Sgr A*。这小于假定的黑洞的事件视界的预期表观尺寸，表明大部分SgrA* 发射可能不是集中在黑洞上，而是在周围的吸积流中产生的。
2008-09-15 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
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
Feeding black holes at galactic centres by capture from isothermal cusps
我们估计了恒星被膨胀星系和椭圆星系中心的超大质量黑洞（BH）捕获的速率，假设这些星系最初有一个等温尖点（rho ~ r^{-2}，速度色散σ_*）。如果径向轨道可以得到充分的补充，黑洞可以通过捕获恒星和暗晕粒子而显着增长;后者可以达到捕获总质量的20- 40%。如果黑洞主要通过吞噬恒星而生长，那么黑洞质量和恒星速度色散之间的紧密关系M_bh 10^8（sigma_*/200 \kms）^[5]在高质量端M_bh >= 10^8 M_sun处出现。对于较小的质量，由于恒星的潮汐破裂，预计这种关系会逐渐变平，散射会增加。在中等红移时，当明亮的星系可能仍然具有等温尖点时，潮汐破裂耀斑的频率可能高达每个星系10^{-4} - 10^{-2}年^{-1}，仅为超新星速率的百分之几。有效的随机化的轨道可以发生时，密集的核心坠落的卫星下沉的影响范围的BH的动力摩擦。径向轨道的损失锥的有效补充也可以解释为什么超大质量的二进制BH预计在分层合并星系一般合并，建议BH质量和推断的质量从等温尖点喷出的恒星之间的关系。
2002-05-29 astro-ph
The Evolution of the M_BH-sigma relation Inferred from the Age Distribution of Local Early-Type Galaxies and AGN Evolution
我们利用球状体的局部速度色散函数（VDF），结合它们的年龄分布，在假设（i）每个球状体附近的大多数恒星都是在一个事件中形成的，（ii）速度色散σ在事件发生后几乎保持不变的情况下，预测了较高红移（0<z<6）的VDF。我们进一步假设，在椭球体势阱形成的~1 Gyr内，超大质量黑洞（BH）与恒星同时形成，黑洞质量与宿主速度色散之间的关系保持M_BH ~ sigma^{beta}的形式，其中beta~4，但允许归一化随红移演化为~（1+z）^{alpha}。我们计算BH质量函数与VDF在每个红移，并比较累计总BH质量密度与推断的综合类星体光度函数（LF，所谓的索尔坦参数）。这种比较对假设的占空比或类星体活动的爱丁顿比不敏感，我们发现两个BH质量密度之间的匹配有利于相对温和的红移演化，α约为0.26，在99%的置信水平下排除了α>1.3的正演化。基于VDF和类星体LF的BH质量函数中的特征BH质量之间的直接匹配也产生了λ ~ 0.5-1的平均爱丁顿比，该比在0<z<3内大致恒定。由于耗散过程，如果星系自形成之时起平均速度色散增加，则M_BH-σ关系仍有很强的正向演化。如果我们假设宿主星系的平均速度色散按照sigma（z）=sigma（0）*（1+z）^{-gamma}演化，我们发现当α>1.5时，gamma>0.23的下限。删节
2008-06-20 astro-ph
Radio continuum observations of the candidate supermassive black hole in the dwarf elliptical VCC128
在矮椭圆星系（dEs）中心存在黑洞（BHs），这在理论上和观测上都有争议。利用HST/WFPC 2的存档数据，我们发现室女星系团矮椭圆星系VCC 128拥有一个双星核，这一特征通常被解释为围绕中心大质量黑洞运行的恒星盘的可观测特征。Debattista等人在2006年估计其质量为M sim 6 10^6 - 5 10^7 Msun。验证BH存在的最可靠的方法之一是无线电连续谱和/或X射线发射，但是由于dEs中气体的缺乏，无线电连续谱发射形成了这里的最佳选择。我们试图探测到VCC 128中假定的黑洞吸积周围ISM气体时发出的X波段射电辐射。虽然我们对双星核西南4.63“处的点源进行了正4西格玛检测，但没有检测到与原子核本身相关的发射的统计学显著证据。这意味着，要么VCC 128没有大质量的中心黑洞，这使得二元核的性质难以解释，或者，如果它有一个中心黑洞，ISM的物理条件（主要是它的密度和温度）和/或周围吸积盘的密度和温度不允许有效的气体吸积到黑洞上，使得静止的黑洞很难在无线电波段被探测到。
2008-06-25 astro-ph
Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits
我们报告我们的银河系的超大质量黑洞的属性的新的精确测量。根据1995-2007年的天体测量和2000-2007年的径向速度测量，M.在凯克10米望远镜下，短周期恒星S 0 -2的完全不受约束的开普勒轨道提供了Ro为8.0+-0.6 kpc，M_bh为4.1+-0.6x10^6 Mo，黑洞的径向速度为零，不确定性为30 km/s。如果假设黑洞相对于银河系是静止的，我们可以进一步限制拟合，得到Ro = 8.4+-0.4 kpc和M_bh = 4.5+-0.4x10^6 Mo。更复杂的模型将扩展的暗物质分布限制在0.01秒差距内小于3-4x10^5 Mo，比恒星和恒星残骸模型的预测高出约100倍。对于所有的模型，我们确定瞬态天体测量的变化，从源混淆和假设有关的黑洞的径向运动，以前未被认识到的轨道精度和有用的微弱的恒星的限制。未来的天体测量和RV观测将弥补这些影响。我们对Ro和银河系局部旋转速度的估计是通过将Ro与Sgr A* 的视自行相结合而得出的（theta 0 = 229+-18 km/s），与使用其他方法进行的测量兼容。在这项研究中发现的增加黑洞的质量相比，使用投影质量估计确定，意味着更长的周期的最内层的稳定轨道，更长的共振弛豫时间尺度的恒星附近的黑洞和更好的协议与M_bh-西格玛关系。
2008-08-21 astro-ph
High redshift quasars and the supermassive black hole mass budget: constraints on quasar formation models
研究了最近两个观测进展对超大质量黑洞（SMBH）和类星体形成模型的限制：z~6发光类星体的发现和SMBH局域质量密度的估计.如果这个质量的90%是在红移z<3时吸积的，正如观测到的类星体光度函数所表明的那样，这些联合约束对模型提出了挑战，模型必须在非常有限的“质量偏差”内解释观测到的z~6处的发光类星体种群。我们调查一类模型的基础上的层次结构的形成的情况下，主要合并导致黑洞的形成和燃料，和由此产生的类星体闪耀在他们的爱丁顿限制率，直到他们的燃料耗尽。我们发现，最简单的这种模型，其中一个恒定的分数的气体内的晕吸积在每个主要的合并，不能同时满足这两个约束。当这个模型被归一化以再现z~6处的发光类星体的数密度时，由于低质量SMBH的过剩，质量预算被严重超过。我们探讨了一系列的修改，以克服这个问题的简单模型。我们表明，这两个约束条件都可以满足，如果气体吸积分数尺度作为函数的晕维里速度。类似的缩放已被提出，以重现当地的M-西格玛关系。成功的模型也可以通过将种子黑洞的形成限制在z~11.5以上的红移或速度阈值~55 km/s以上的晕，或者假设只有一小部分主要合并导致种子SMBH的形成来构建。（节略）
2004-01-22 astro-ph
Black Hole Masses in Three Seyfert Galaxies
我们分析了三个Seyfert星系（NGC 3227，NGC 3516和NGC 4593）的混响映射数据，以改进每个物体中心的超大质量黑洞的质量估计。以与其他此类质量的大型汇编更一致的方式处理数据，使我们能够更安全地将我们的结果与更广泛的数据样本进行比较，例如，在研究活动星系和静止星系的M_bh-sigma关系中的应用。
2002-12-04 astro-ph
Galaxy Formation in Triaxial Halos: Black Hole-Bulge-Dark Halo Correlation
超大质量黑洞的质量与盘星系和椭圆星系中的核球性质存在相关性。我们研究了银河系结构的形成内的平芯三轴晕，并表明，这些相关性可以理解的框架内的重子组件修改的轨道结构的潜在的。特别是，我们发现，终端性能的凸起和他们的中央SBHs的盒子轨道的破坏暗晕的谐波核心和出现的偏心环轨道有限制。如果晕的M_H-sigma_H关系存在显著的离散，那么与观测结果相一致，SBH质量M_SBH与隆起速度离散σ_B的相关性应比与隆起质量M_B的相关性更紧密。在这个模型的上下文中，观察到的M_SBH-sigma_B关系意味着晕应该表现出Faber-Jackson型的质量和速度色散之间的关系。我们的模型最重要的预测是晕属性决定的凸起和SBH参数。该模型也有重要的影响星系形态和磁盘形成的过程。
2003-01-16 astro-ph
The supermassive black hole in Centaurus A: a benchmark for gas kinematical measurements
我们提出了新的HST/STIS观测半人马座A。[SIII] 9533 A用于以0.1”空间分辨率研究核区域的运动学。STIS数据和Marconi等人（2001）的VLT/ISAAC光谱提供了BH质量的独立和一致的测量，这与我们先前仅基于ISAAC数据的估计一致：MBH=（1.1+/-0.1）10^8 Msun（对于盘倾角i= 25度）或MBH=（6.5+/-0.7）10^7 Msun（对于i= 35度），这是数据允许的最大i值。我们发现，选择的固有表面亮度分布，在建模中的一个关键因素，MBH没有影响，但有很大的影响气体速度分散。观测到的速度色散和模型速度色散之间的不匹配并不一定是非圆形运动或运动学上的热气的指示，但很容易是由于模型网格太过粗糙或采用了过于平滑的固有亮度分布而引起的计算不准确。观测到的速度色散、谱线轮廓和厄米展开式中的高阶矩h_3和h_4与旋转圆盘的辐射一致。气体运动学估计的结果与最近的恒星动力学估计的MBH符合得很好。在半人马座A的BH质量同意与红外光度和质量的主机球体的相关性，但不是在与恒星速度色散不一致，如果考虑到MBH-西格玛相关性的内在散射。最后，使用HST数据，我们可以将任何暗天体簇的大小限制在r<0.035”（~0.6pc）。因此半人马座A是星系核中超大质量黑洞的最佳例子之一。（简略）
2005-11-10 astro-ph
Modeling the Counts of Faint Radio Loud Quasars: Constraints on the Supermassive Black Hole Population and Predictions for High Redshift
我们使用一个物理驱动的半解析模型，基于质量函数的暗物质晕，预测的无线电响亮类星体的数量作为红移和光度的函数。在一些简单的模型中，中心BH质量与其宿主晕的速度色散成比例，即M（bh）σ（晕）^[5]，这些模型先前已经被发现与许多观测结果相一致，包括光学和X射线类星体光度函数。我们发现，类似的模型，当增加了经验处方的无线电发射，高估了1-2个数量级的微弱（10微焦耳）的无线电源的数量。这就转化为对类星体黑洞质量函数的低质量端的更严格的约束，而不是哈勃和钱德拉深场。我们将这种差异解释为质量低于10^7 Msun的黑洞要么是罕见的，要么是没有它们更大质量的对应物那么大声。排除质量低于10^7 Msun的黑洞的模型与最深处的射电观测结果一致，但仍然产生了一个明显的高红移天体尾部。在1- 10 GHz频段，在10 μ J的灵敏度下，我们发现位于z>6、10和15处的源的表面密度分别为100、10和0.3 deg^-2。这些源的发现与仪器，如艾伦望远镜阵列（ATA），扩展甚大阵列（EVLA），和平方公里阵列（SKA）将打开一个新的窗口，研究超大质量黑洞在高红移。我们还发现在z > 6时，mJy源的表面密度为0.1 deg^-2，可用于研究再电离时期的21 cm吸收。我们认为，尽管还没有光学上的识别，但第一次巡天可能已经探测到了10^3-10^4个这样的源。
2004-03-03 astro-ph
Evidence of a Supermassive Black Hole in the Galaxy NGC 1023 from the Nuclear Stellar Dynamics
我们分析了SB 0星系NGC 1023的核恒星动力学，利用哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪和地面的观测数据。从这些长缝光谱测量的恒星运动学显示出快速的旋转（在距离核心0.1弧秒= 4.9秒差距时，V = 70 km/s）和向核心方向增加的速度色散（其中σ = 295 +/- 30 km/s）。我们所观察到的恒星运动学模型假设一个轴对称的质量分布与两个和三个积分的运动。这两种建模技术都指出了中心黑暗致密物质的存在（可能是一个超大质量黑洞），置信度> 99%。各向同性双积分模型得出的最佳拟合黑洞质量为（6.0 +/- 1.4）× 10^7 M_sun，质光比（M/L_V）为5.38 +/- 0.08，拟合优度（chi ^2）对星系倾角的合理值不敏感。三积分模型非参数化地拟合了观测到的视速度分布，视速度分布是星系位置的函数，它表明黑洞的质量为（3.9 +/- 0.4）× 10^7太阳质量，M/L_V为5.56 +/- 0.02（内部误差），而边缘模型的拟合效果远远优于其他倾角的模型。NGC 1023的内部动力学由我们的最佳拟合的三积分模型表明，在核的速度分布函数是切向各向异性的，这表明存在一个核恒星盘。核视线速度分布在速度大于等于600 km/s时有增强的翅膀，这表明我们可能已经探测到一组非常接近中央暗物质的恒星。
2000-11-09 astro-ph
Relationship of Black Holes to Bulges
超大质量黑洞似乎与银河系凸起有着独特的联系。直到最近，黑洞质量与膨胀质量的平均比率还很不确定，地面恒星运动学数据给出的值比其他技术大约大一个数量级。这个矛盾随着M-sigma关系的发现而得到解决，它同时建立了黑洞质量和膨胀速度色散之间的紧密相关性，并证实了由于未能解决黑洞的影响范围，恒星运动学质量的估计系统性地过大。现在有很好的协议之间的各种技术估计平均黑洞质量，包括在静止星系的动态质量估计;混响映射在活跃的星系和类星体;和计算的平均密度紧凑的对象的基础上集成类星体光。讨论了M-σ关系对黑洞形成的影响。
2001-07-08 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
Reconstructing the Cosmic Evolution of Quasars from the Age Distribution of Local Early-Type Galaxies
本文利用斯隆数字巡天（SDSS）提供的22，000个邻近早型星系的光谱，确定了这些星系的年龄分布，它们是速度色散σ_v在100 km/s <σ_v < 280 km/s范围内的函数。然后，我们结合推断的年龄分布与当地丰富的球状体，包括早型星系和晚型凸起，预测的类星体光度函数（LF）的红移范围0<z<6的演变。我们作了以下简单的假设：（i）在平均质量加权恒星年龄所确定的时期，每个星系中恒星的形成都伴随着核超大质量黑洞（SMBH）的迅速聚集：（ii）SMBH的质量服从在邻近星系中观测到的M_bh-sigma_v关联;（iii）SMBH在固定持续时间t_Q内以埃丁顿极限的分数f_Edd辐射，并在此时期被识别为发光类星体，（iv）爱丁顿比和M_bh-sigma_v关系中的本征色散产生了δ（log L_Q）在固定sigma_v时围绕平均对数类星体光度的组合散射<log L_Q>。v.这些假设要求辐射光度低于L_bol=10^{12.5} f_Edd L_sun的类星体的SMBH残余主要存在于晚型星系的凸起中。我们发现，在这个简单的模型中，0<z<6，Delta（log L_Q）=0.6-0.9，t_Q=（6-8）x10^7 yr，t_Q =0.3-0.5，观测到的类星体LF的演化可以在整个红移范围内拟合<f_Edd>。我们没有发现任何证据表明，任何的模型参数的红移的演变，支持恒星…
2006-10-24 astro-ph
HST STIS spectroscopy of the triple nucleus of M31: two nested disks in Keplerian rotation around a Supermassive Black Hole
本文介绍了用STIS获得的M31核的HST谱。在8500度的CaT线附近拍摄的光谱只能看到红巨星的双峰P1和P2。相比之下，在3600-5100 A处拍摄的光谱对嵌入P2中的微小蓝色核敏感，即较低表面亮度的红色核。P2具有K型光谱，但嵌入的蓝核具有A型光谱，具有强巴耳末吸收线。考虑到恒星碰撞的可能性很小，一个2亿年前的星暴似乎是蓝核最合理的起源。在恒星星族、大小和速度色散方面，蓝核与P1和P2非常不同，我们称之为P3。P1+P2区红星的视向速度分布加强了对Tremaine偏心盘模型的支持。P3的运动学与围绕M_bh = 1.4 x 10^8 M_sun的超大质量黑洞进行开普勒旋转的圆形恒星盘一致。P3和P1+P2盘以相同的方向旋转，并且几乎共面。观测到的P3的速度色散是由于旋转模糊造成的，最大值为sigma = 1183 ± 201 km/s。在0.05”= 0.19 pc半径处观测到的P3的峰值自转速度为V = 618+-81 km/s，对应于该半径处的圆自转速度约为1700 km/s。任何替代黑洞的暗星团都必须有一个半质量半径<= 0.03”= 0.11 pc。我们表明，这不包括集群的褐矮星或死星的天体物理的理由。
2005-09-28 astro-ph
Revised Rates of Stellar Disruption in Galactic Nuclei
我们计算率的潮汐恒星的星系核中的超大质量黑洞的破坏，使用向下修订的黑洞质量的M-西格玛关系。在星系陡峭的核密度分布，这占主导地位的整体事件率，中断频率与假设的黑洞质量成反比。我们计算出的非矮星系的总速率比早期的研究高出约10倍。假设有核矮星系中含有黑洞，那么有核矮星系的破裂率预计是最高的。对一个丰富的星系团进行几年的监测可以排除矮星系中存在中等质量黑洞的可能性。
2003-06-26 astro-ph
Spatially-Resolved Narrow Line Region Kinematics in Active Galactic Nuclei
我们分析了24个邻近活动星系核的HST光谱，以研究窄线区（NLR）的空间分辨气体运动学。这些观测有效地隔离了小于100 pc尺度上的核线轮廓，并用于研究强NLR线宽度与宿主星系的恒星速度色散σ_* 之间的实质性散射的起源，该数量与中心超大质量黑洞的质量的实质性较小散射有关，并且更一般地表征NLR速度场随半径的变化。我们发现，STIS测量的线宽在一定的空间尺度范围内系统地低估了sigma_* 和从地面观测测量的线宽，尽管它们确实有很大的分散地面NLR线宽和sigma_* 之间的关系。有没有明显的趋势时，与宿主星系和核属性的范围内的残差。[OIII] 5007和[SII] 6716、6731的宽度和不对称性作为半径的函数表现出宽范围的行为。一些最常见的现象是从STIS到大尺度地面孔径的宽度大幅增加，以及未分辨核谱和地面测量之间的谱线轮廓几乎没有变化。我们确定的不对称性在一个令人惊讶的大部分低电离[SII]线的轮廓和大量的红色不对称性在[OIII]和[SII]的几个例子。这些结果强调了构成NLR的核周物质的复杂性，并表明NLR宽度和sigma_* 相关性的分散性不能用一组简单的经验关系实质上减少。
2005-09-19 astro-ph
