Quasar Hosts and the Black Hole-Spheroid Connection
我回顾了我们目前对类星体的宿主星系的结构和年龄的理解，以及它们中心黑洞的质量。在红移较低的情况下，主要由于哈勃太空望远镜的影响，现在有令人信服的证据表明，M_V < -24等的类星体的宿主实际上都是大质量的椭圆星系，其基本性质与静止的类星体所显示的性质没有区别。这些球状体的质量是预期的，因为黑洞和球状体质量之间的关系，现在建立了附近的星系，是越来越普遍的重要磁盘组件在主机的逐渐暗淡的活动核。事实上，通过对类星体中宽线区域速度的光谱测量，现在已经证明有可能获得一个独立的动力学估计，来估计类星体的黑洞的质量。总结了最近的一些结果，这些结果可以用来证明类星体中的黑洞-椭球体质量比与静止星系中的质量比相同，即M_bh = 0.0012 M_sph。这些结果提供了令人兴奋的前景，利用类星体及其宿主的观测，将黑洞-球体质量比的研究扩展到非常高的红移（z > 2）。此外，现在有很好的证据表明，某些紫外类星体的发射线可以提供可靠的估计黑洞质量从观测到的光谱的类星体到z > 2，甚至可能在z > 4。通过将这些信息与8米级望远镜上高红移类星体宿主的深，高分辨率红外成像相结合，现在有一个真正的前景来澄清宇宙学时间尺度上黑洞球体连接的演变。
2003-04-09 astro-ph
Towards a Comprehensive Fueling-Controlled Theory on the Growth of Massive Black Holes and Host Spheroids
研究了有核大质量黑洞与其宿主椭球引力势之间的关系。利用AMR数值模拟，我们分析了气体是如何在星系的核（中央kpc）区域的运输。我们研究气体燃料的内部吸积盘（次pc尺度）和恒星形成的大规模核盘一样，通常发现在原球状体（ULIRGs，SCUBA星系）。这些sub-pc分辨率模拟的气体燃料，主要是耗尽恒星形成自然满足'M_BH - $M_维里'的关系，与散射远小于观察到的。我们发现了一个广义的Kennicutt-Schmidt定律，其中总气体消耗率（dot{M}_gas = dot{M}_BH + dot{M}_SF）是M_gas/t_orbit的比例。我们还发现，在燃料控制的情况下，“M_BH -σ”关系是“M_BH - M_维里”关系的副产品。
2007-05-30 astro-ph
Effects of the galactic winds on the stellar metallicity distribution of dwarf spheroidal galaxies
为了研究星系风对天龙座和小熊座矮球状星系的恒星金属丰度分布和演化的影响，我们比较了几种化学演化模型的预测，采用不同的处方的星系风，光度导出的恒星金属丰度分布的两个星系。天龙座和小熊座的化学演化模型能够再现这两个星系的几个观测特征，如几个丰度比，考虑到中等质量恒星和这两种超新星的最新核合成，以及这些物体对系统能量的影响。对于这两个星系，最适合数据的模型包含强烈的连续星系风，其发生率与恒星形成率成正比。假设风速只与超新星速率成正比的模型也能重现观测到的SMD，但与气体质量不匹配，而没有星系风的模型则无法重现观测到的SMD。在小熊座的情况下，与以前的作品相同的模型再现了观测到的分布非常好，不需要修改模型的主要参数。另一方面，Draco的模型略有修改。观测到的SMD需要一个具有较低Ia型超新星热化效率的模型（$η_{SNeIa}$ = 0.5而不是$η_{SNeIa}$ = 1.0），以延迟银河风，而所有其他参数保持不变。与观测结果相比，模型结果强烈表明，强烈和连续的星系风在当地dSphs的演变中起着非常重要的作用。
2007-04-16 astro-ph
Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。
2007-11-29 astro-ph
The Growth of Black Holes and Their Host Spheroids in (Sub)mm-loud QSOs at High Redshift
利用几个毫米级的类星体样本研究了高红移椭球中黑洞的生长和恒星星族的分布。应用相同的标准建立在早期的工作中，我们发现，类似于红外类星体在低红移，远红外辐射的这些（分）毫米响亮的类星体主要来源于由恒星爆发加热的尘埃。结合低z红外类星体和高z（亚）mm高噪类星体，我们发现恒星形成率（$\Mstardot$）随吸积率（$\Mdot$）的增加而增加。我们比较了亚毫米发射星系、远红外超亮/超亮类星体和典型类星体的$\Mstardot/\Mdot$值，并为这些天体构造了一个可能的演化方案。（次）毫米级响亮的类星体过渡阶段具有高的$\Mdot$和$\Mstardot$，因此对于建立黑洞和球状体质量之间的相关性是很重要的。
2007-04-24 astro-ph
Host Galaxies of Hard X-ray Selected Type-2 Active Galactic Nuclei at Intermediate Redshifts
研究了15个硬X射线选择的2型活动星系核（AGN）在$ASCA$巡天中观测到的中等红移（0.05 $<z<$ 0.6）处的宿主星系的性质。经吸收校正的硬X射线亮度$L_{\rm 2-10 keV}$范围为10 $^{42}$ erg s $^{-1}$至$10^{45}$ erg s $^{-1}$。我们用夏威夷大学的2.2米望远镜拍摄了这些活动星系核的$R$波段图像。由于核光的内在遮蔽，我们可以将星系分解为球状分量和盘分量。由此产生的球状体光度与$L_{\rm 2-10 keV}$相关; X射线光度较高（较低）的活动星系核倾向于存在于发光（较不发光）的球状体中。发光活动星系核的主星系核具有较大的球盘光度比（$\sim$ 1），而不发光活动星系核的主星系核的球盘光度比分布在0和1之间。$L_{\rm 2-10keV}$与椭球体光度的相关性表明，在中等红移处，超大质量黑洞质量与椭球体光度之间存在BS关系。如果采用0.24的爱丁顿比，则BS-关系与局域宇宙中的BS-关系是一致的，这是从我们的$ASCA$-1型活动星系核样品中通过宽线宽和连续光度在类似的红移处确定的平均值。本研究表明，使用高红移的2型活动星系核来研究它们的宿主性质是有效的。
2006-05-03 astro-ph
3D Simulations of the ISM pollution by SNII and SNI in dwarf spheroidal galaxies
本文首次对矮球状星系恒星形成过程中的星际介质演化进行了三维流体模拟。恒星的形成被认为是发生在一个序列的瞬时爆发分离的静止期。不同的模型是通过改变爆发的数量和强度来制造的，这样形成的恒星的最终质量保持不变。我们遵循ISM的浓缩，同时考虑到Ia型和II型超新星的贡献。我们的模型的目的是找到一个恒星形成的历史兼容的恒星年龄和金属在这样的星系中观察到的传播，并重现所观察到的质量-金属丰度关系。
2005-05-02 astro-ph
A Near-Infrared Photometric Survey of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters and Nearby Bulge Fields
用J、H、K、2.2微米连续谱和CO滤光片记录了银河系内球状体中一个贫金属（[Fe/H] < -1.3）球状星团的图象。在（K，J-K）CMD上的上巨星分支的形状和颜色，结合RGB-尖端的K亮度，被用来估计每个星团的金属丰度，红化和距离。CO指数用于识别凸出星，如果不从数据中删除，它将使金属丰度和距离估计产生偏差。在每个簇附近也观察到凸出区域。虽然巴德窗和NGC 6273附近的低频比平均值要浅得多，但球巨星分支光度函数的斜率在大多数区域之间并没有变化。这些数据还表明，在整个凸起中，HB的含量可能并不均匀，从某种意义上说，在最接近银河系中心的区域中，可能会出现比平均数量更多的红HB星。
2000-08-25 astro-ph
The metallicity dependence of the long-duration GRB rate from host galaxy luminosities
我们研究了核心坍缩超新星和长持续时间伽马射线暴（LGRB）的宿主星系性质之间的差异，并量化了可能的金属丰度的生产LGRB的效率依赖。我们使用了Fruchter等人（2006）的16个CC SNe和16个LGRB样本，它们具有相似的红移分布，以消除星系演化的偏差。我们从恒星形成的总体宇宙金属丰度分布出发，对它们的宿主星系光度分布进行了正演预测。这一观点得到了LGRB宿主遵循恒星形成星系L-Z关系的发现的支持。然后，我们比较预测的金属性依赖的事件效率与观察到的主机数据。我们发现，基于UV的SFR估计预测的主机分布的CC SNe完美的金属独立的形式。相比之下，LGRB的宿主平均要暗一等，几乎和大麦云云一样暗。假设这是一个金属丰度效应，目前的数据是不足以区分一个尖锐的金属丰度截止和软下降的效率向更高的金属丰度。然而，对于一个尖锐的截止值，我们找到了截止金属丰度的最佳值，如氧丰度所反映的，12+log（O/H）_lim ~ 8.7+/-0.3，95%置信度，包括Kobulnicky & Kewley（2004）校准的系统不确定性。这个值比传统上引用的太阳氧丰度值稍低，但与修订后的太阳氧丰度相当（Asplund，Grevesse & Sauval 2005）。LGRB模型要求金属丰度截断值远低于修正后的太阳金属丰度的1/2，这似乎被有效地排除了（删节）。
2006-11-29 astro-ph
The Planetary Nebula population of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在人马座矮椭球星系中发现了两个新的行星状星云。这使总数达到四个。第一个，StWr 2-21，属于Sgr的主体。第二，晕PN BoBn 1，有一个位置，距离和速度与Sgr的领先的潮汐尾。我们估计，10%的星系晕由Sgr碎片组成。PNe的比频率表明Sgr的总光度（包括其潮汐尾）为M_V=-14.1。StWr 2-21显示出高丰度[O/H]=-0.23，这证实了Bonaficio等人（2004年）发现的Sgr中的高金属丰度群体。陡峭的金属丰度-年龄梯度在Sgr是由于ISM删除在银河系平面通道，ISM改造由于恒星质量损失，并可能吸积富含金属的气体从我们的银河系。由于恒星质量损失，Sgr的ISM再形成速率为5 × 10^-4 M_sun/年^-1，相当于每个轨道周期约10^6 M_sun。哈勃望远镜的图像显示了发达的双极形态，并提供了清晰的中心恒星的检测。所有三颗深光谱的恒星都显示出WR线，这表明祖先质量和金属丰度决定了PN中心恒星是否发展出WR光谱。其中一颗Sgr PN属于IR-[WC]星。膨胀速度被确定为三个星云。与流体动力学模型的比较表明，初始密度分布为rho ~ r^-3。这是AGB质量损失率增加的证据。质量损失率的峰值约为10^-4 M_sun/年^-1。IR-[WC] PN，He 2-436，提供了迄今为止唯一直接探测矮球状星系中尘埃的方法。
2006-03-16 astro-ph
A Physical Model for the Co-evolution of QSOs and of their Spheroidal Hosts
我们提出了一个物理动机的大质量球状星系和活动核在其中心的早期共同演化模型。在暗物质晕中，气体的演化是由重力、辐射冷却和来自超新星和不断增长的活动核的反馈加热控制的，其形成速度与规范的等级聚类情景预测的速度相同。随着结合能的降低，超新星加热在减缓恒星形成和驱动气体外流方面越来越有效。因此，在较早的时间里，更大质量的原星系是恒星形成速度更快的地方。相应地，更高的辐射阻力抵消了气体的角动量损失，导致中心黑洞的吸积速率更大。反过来，由活跃的原子核驱动的外流所携带的动能可以使残余气体脱离束缚，从而停止恒星的形成和黑洞的生长，对于较大的晕来说，时间也更短。对于质量最大的星系来说，气体解束缚的时间足够短，足以在Ia型超新星能够显著增加星际介质的$Fe$丰度之前完成大部分恒星的形成，从而解释了在最大的星系中看到的$α$增强。来自超新星和活动核的反馈也决定了黑洞质量与宿主星系质量或速度色散之间的关系，以及黑洞质量函数。这些和其他模型的预测是非常符合观察到的一些观测值，这被证明是非常具有挑战性的所有目前的半解析模型，包括亚毫米计数和相应的红移分布，以及时代依赖的K波段光度函数的球状星系。
2003-09-16 astro-ph
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 metal abundance distribution of the oldest stellar component in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
（略）：利用甚大望远镜（VLT）FORS 2获得的低分辨率光谱测量了107颗RR型天琴座星的单个金属丰度（[Fe/H]），并追踪了玉夫座矮球状星系中最古老恒星组分的金属分布。它们的金属丰度平均值为[Fe/H]=-1.83 +/- 0.03（r.m.s.）。0.26 dex），并涵盖金属量范围-2.40<[Fe/H]<-0.85（只有1颗星的[Fe/H]>-1）。星与星之间的散射大于单个金属丰度的典型误差（+/- 0.15-0.16 dex），表明金属丰度的真实分布。径向速度的色散为12.9 km/s，与Tolstoy等人（2004年）在Sculptor中得出的色散一致。这与金属丰度分布一起，表明大部分的RR Lyr's都来自于同一个恒星形成的爆发，产生了贫金属的成分，从而产生了星系蓝色水平分支，只有少数（如果有的话）来自集中的富含金属的红色水平分支人口。用光谱金属丰度和视光度研究了光度-金属丰度关系，得到了0.09 mag/dex的斜率。这一结果可能是由于该星系中天琴座RR星的零年龄水平分支的高水平演化，再次与它们来自蓝色水平分支的起源一致。
2005-08-03 astro-ph
A possible mechanism for the mass ratio limitation in early type galaxies
在最近的早型星系高分辨率HST测光和类星体宿主近红外图像中，发现了中心天体与宿主星系之间有趣的相关性。结果表明：a）这些非常明亮的类星体的宿主可能是早期类型的星系; b）中心黑洞（BH）与其宿主球状组分（$M_{bh}/M_{spheroid}$）的质量比是$\sim 0.002$的三倍。利用早型星系形成的分级星系演化方案，本文提出了一个通用的粘性吸积盘模型，用以追踪合并前后的恒星形成和中心引擎演化。在我们的模型中，恒星爆发和活动星系核共存;这两种活动竞争气体供应，相互作用，可能相互反馈并锁定最终状态。因此，它们将中心黑洞质量与其宿主球状体质量的比值限制在一个普适的$10^{-3}$量级。
1998-01-31 astro-ph
The ERO Host Galaxy of GRB 020127: Implications for the Metallicity of GRB Progenitors
我们目前的光学和近红外观测的宿主星系GRB 020127，我们测量R-K=6.2马格。这只是第二个GRB主机到目前为止，这是被归类为ERO。光谱能量分布是典型的尘埃星暴星系，红移z~1.9，光度L~5L*，推测恒星质量为~10^11-10^12 Msun，比典型的GRB宿主大两个数量级。与z~2质量-金属丰度（M-Z）关系的比较表明，寄主金属丰度约为0.5Zsun。这一结果表明，至少有一些伽玛暴发生在大质量的，金属富集的星系，并提出了低金属丰度的伽玛暴祖先的偏见是不严重的，如以前所声称的。相反，我们建议，蓝色的颜色和子L * 亮度的大多数伽玛射线暴主机反映他们年轻的星爆人口。这一点，以及在较低恒星质量下局部增加的星暴比例，实际上可能是z<0.2的GRB宿主金属丰度低的根本原因。因此，伽玛暴和它们的宿主星系可以作为宇宙恒星形成的可靠示踪剂，特别是在z>1时，那里的M-Z关系系统地较低，恒星形成率主要由亚L * 星系决定。
2006-09-07 astro-ph
The host galaxies of luminous quasars
我们目前的深HST/WFPC 2成像研究的17个类星体在z~0.4，旨在确定其宿主星系的属性。该样本由绝对星等在-24>M_V>-28范围内的类星体组成，使我们能够在类星体光度的十年内研究宿主星系的性质，但在单个红移。我们发现，所有的RLQ以及所有核光度M_V<-24的RLQ的宿主星系都是大质量的膨胀主导星系，证实并扩展了我们以前的研究结果。从最佳拟合模型的宿主星系，我们估计了球体和黑洞的质量，和效率（相对于爱丁顿光度），每个类星体是辐射。在我们的样本中，推断出的最大黑洞质量为3.10^9太阳质量，与M87和天鹅座A中心的质量相当。即使在最明亮的物体中，我们也没有发现超爱丁顿吸积的证据。我们调查的散射在黑洞的作用：球体质量关系中确定类星体的比主机星系的光度，通过产生模拟的类星体躺在主机与Schechter质量函数。在最高光度类星体的子样本中，观测到的核-宿主光度比的变化与黑洞-椭球体关系中散射的结果一致。具有高核-主比的类星体可以用亚爱丁顿吸积在黑洞高质量尾部的黑洞上来解释：椭球体关系。我们的研究结果意味着，由于Schechter截止，主机质量不应该继续线性增加类星体的光度，在非常高的光度。任何比M_V=-27更亮的类星体都应该存在于大质量的椭圆形宿主中，而这些宿主在今天的情况下M_V约为-24.5。
2004-11-30 astro-ph
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
Metal-Rich Globular Clusters: an Unaccounted Factor Responsible for Their Formation?
目前尚不清楚，但很可能是“化学因素”可能是负责形成老的富含金属的球状星团（MRGCs）的球状体，以及他们的对立面，年轻（中间年龄）的大质量星团（MSC）的不规则。它们的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在相同金属丰度Zsol/3（[Fe/H]~-0.5）附近宿主星系中SF活动的显著增加有关。在大质量的球状体中很快就能实现，稍后在质量较低的球状体中实现，而在不规则天体中实现的时间要晚得多。
2006-05-03 astro-ph
The Metallicity of Stars with Close Companions
我们研究了近距离伴星（轨道周期< 5年的恒星和行星伴星）的频率与其类太阳（~ FGK）宿主金属丰度之间的关系。我们确认和量化的~4西格玛主机金属丰度和行星同伴之间的正相关性。我们发现很少或没有依赖于光谱类型或距离在这种相关性。与行星伴星的金属丰度依赖性相反，恒星伴星往往在低金属丰度宿主周围更丰富。在~2 σ水平，我们发现主机金属丰度和恒星伴星的存在之间的反相关。在将我们的样本分成FG和K个子样本后，我们发现FG子样本中的反相关性可以忽略不计，而K子样本中的反相关性为3 sigma。运动学分析表明，这种反相关是由低金属丰度、高双星密度的厚盘星和高金属丰度、低双星密度的薄盘星的组合产生的。
2007-10-31 astro-ph
The Metallicity of Diffuse Intrahalo Light
我们对从小旋涡星系到丰富的星系团的系统中弥漫恒星成分的金属丰度进行了预测。我们扩展了Purcell et al.（2007）的形式，其中漫射恒星质量是通过星系破裂产生的，我们将这个结果与观测到的星系质量-金属丰度关系进行卷积，以分析维里质量为10^10.5 M_sun < M_host < 10^15 M_sun的宿主晕中晕内光（IHL）的化学丰度。我们预测，从小到大的螺旋星系的尺度，大约两个德克斯在IHL金属丰度急剧上升。根据所考虑的宿主系统的总动力学质量Mhost，我们预测漫射光金属丰度范围从Mhost ~ 10^11Msun的ZIHL < -2.5到Mhost ~ 10^12Msun的ZIHL ~ -1.0。在更大的系统中，我们预测这种趋势会逐渐变平，M_host ~ 10^13 M_sun的Z_IHL ~ -0.4，M_host ~ 10^15 M_sun的Z_IHL ~ 0.1。这种行为是一致的，随着主机质量的增加，内晕金属丰度分布的缩小。在估计具有多个起源的晕内种群的化学丰度时，旧的、贫金属的IHL恒星和更富金属的、动态更年轻的潮汐流之间的表面亮度的可观察到的区别是至关重要的。
2008-09-10 astro-ph
The Spheroid Luminosity and Mass Functions From HST Star Counts
我们分析了在哈勃空间望远镜的宽视场照相机观测的53个视场中发现的166个球状次矮星\it。该领域涵盖了221平方弧分在广泛的方向。球状体光度函数（LF）与Dahn等人的局部球状体LF在大约3 σ水平上不一致，即使后者的归一化被校正以考虑球状体运动学的最新数据。这种差异可能反映了两项研究之一中的系统误差或最简单模型中不包括的椭球体空间分布特征。质量函数没有明显的结构，可以用幂律dN/dln M ~ M^α来表示，在0.71 Msun > M >0.09 Msun的质量范围内，α=0.25 +/- 0.32。因此，除非质量函数在亚恒星范围内显著改变斜率，否则球体对微透镜没有显著贡献。球状恒星（包括残余恒星和看不见的伴星）的总局部质量密度为ρ~ 6.4 E-5 Msun/pc ^3，不确定度约为50%。球状星团的幂律指数α=0.25，盘状星团的幂律指数α=0.44（两者都未对双星进行校正）与中等至高金属丰度的球状星团相似。
1998-03-03 astro-ph
