The Millennium Galaxy Catalogue: The nearby supermassive black hole mass function
我们强调星系的超大质量黑洞质量和主机球体或凸起组件的Sersic指数之间的相关性。从我们的10095星系的膨胀盘分解，从千年星系表，我们构建的本地（z < 0.18）质量函数的超大质量黑洞。我们将我们的结果与McLure & Dunlop（2004）的结果进行了比较，并得出结论，超大质量黑洞的质量密度可能略高于先前的假设。这种增加主要是由于包含低质量和后期类型的凸起。更多细节将在即将发表的论文中介绍。
2005-09-23 astro-ph
Radiation drag driven mass accretion in clumpy interstellar medium: implications for the supermassive black hole-to-bulge relation
我们定量地研究了辐射拖曳的影响所产生的辐射场在银河系的隆起，以检查的可能性，辐射拖曳可能是一个有效的机制，提取角动量在一个球状系统，如一个隆起，并允许大量的气体吸积到银河系的中心。为此，我们数值求解耦合精确辐射转移的相对论辐射流体动力学方程，并定量评估辐射阻力效率。结果表明，在光学厚区，辐射拖曳效率敏感地依赖于星际介质（ISM）的密度分布。在光学厚的{ \it均匀} ISM中，效率根据$τ_{\rm T}^{-2}$下降，其中$τ_{\rm T}$是灰尘ISM的总光学深度，而如果ISM是{ \it均匀}，则效率几乎保持在高水平恒定。因此，如果球核的形成是从一个恒星形成事件开始的，那么辐射拖曳将有效地消除角动量，吸积的气体可能形成一个超大质量黑洞。作为一个自然的结果，这种机制再现了一个假定的线性关系之间的质量的超大质量黑洞和质量的星系隆起，虽然进一步详细的恒星演化模型需要更精确的预测。
2001-11-22 astro-ph
Galaxy Bulge Formation: Interplay with Dark Matter Halo and Central Supermassive Black Hole
我们提出了一个简单的方案，银河系隆起的形成是由暗晕引力调节和调节的中心超大质量黑洞的增长。假设角动量较低，我们认为，一旦中心气体密度或压力超过一定阈值，由于“重力热”不稳定性，在失控坍缩中形成凸起（Xu & Zhao 2007）。我们强调，阈值几乎是普遍的，由背景NFW暗物质重力$g_{DM} \sim 1.2 \times 10^{-8}{\rm cm} {\rm sec}^{-2}$在中央尖的晕。与已知的阈值逐渐形成的星系盘，我们表明，通用的“晕调节”的恒星形成的球体阈值相匹配的非常高的恒星形成率和恒星形成效率在高红移观测中心星暴地区。恒星暴的反馈也在坍缩后不久建立了一个压力。这种巨大的压力既可以向外作用以阻止更大尺度的气体进一步流入，也可以向内作用以对抗从爱丁顿吸积中心黑洞发射的康普顿厚风。假设反馈平衡向内和向外的力，我们的方案自然会产生在本地宇宙中观察到的黑洞-凸起的关系。
2007-01-29 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
M33: A Galaxy with No Supermassive Black Hole
包含凸起的星系似乎包含中心黑洞，其质量与凸起的速度色散相关。我们发现，没有对应关系适用于纯盘星系M33。当中心黑洞质量为零时，三积分动力学模型最适合哈勃空间望远镜WFPC 2测光和STIS光谱。上限为1500 M_sun。这是显着低于预期的质量从速度分散的核心和远低于任何质量预测的磁盘运动学。我们的研究结果表明，超大质量黑洞只与星系凸起有关，而与它们的盘无关。
2001-07-19 astro-ph
A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies
超大质量黑洞的质量几乎与其宿主膨胀的速度色散完全相关，M（BH）~ sigma^alpha，其中alpha =4.8 +/- 0.5$。这种关系比M（BH）和球核光度之间的关系紧密得多，散射不大于仅基于测量误差的预期。Magorrian等人（1998）估计的黑洞质量系统地高于由更精确的质量估计定义的M（BH）-sigma关系，有些甚至高出两个数量级。M（BH）-sigma关系的紧密性意味着黑洞的形成和恒星核球的性质之间有很强的联系。
2000-08-09 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
Formation of Supermassive Black Holes in Galactic Bulges: A Rotating Collapse Model Consistent with the $\mbh-σ$ Relation
基于观测到的黑洞质量$\mbh$和宿主星系速度色散$σ$之间的相关性，我们建立了一个星系核球中黑洞形成的理论模型（本文概括了早期的ApJ Letter）。该模型假设由均匀旋转速率$Ω$和$ρ= \aeff^2 / 2 πG r^2$形式的密度分布指定的初始状态（因此$\aeff$是有效传输速度）。当坍缩流的离心半径超过中心黑洞的捕获半径（对于史瓦西几何）时，黑洞的质量就被确定了。该模型再现了观测到的估计黑洞质量与星系凸起速度分散之间的相关性，即，$\mbh \approx 10^8 M_\odot (σ/200 {\rm km s^{-1}})^4$，其中$σ= \sqrt{2} \aeff$。为了获得这种归一化，旋转速率$Ω\approx 2 \times 10^{15}$ rad/s.该模型还定义了凸出质量比例$M_B$。如果我们将尺度$M_B$与膨胀质量等同起来，模型就确定了黑洞质量与宿主质量的比值$\mrat$：$\mrat$ $\approx$ 0.0024 $(σ/200 {\rm km s^{-1}})$，这也与观测值相当吻合。在这种情况下，超大质量黑洞迅速形成（在$\sim10^5$年），并迅速旋转（与$a/M \sim 0.9$）。本文还表明，这些结果如何依赖于假设的初始条件，最重要的量是在预塌缩状态的初始分布的特定角动量。
2003-03-31 astro-ph
Supermassive Black Holes in Disk Galaxies
动力学搜索在至少34个星系中发现了中心暗天体-候选超大质量黑洞（BH）。这些天体的人口统计数据导致了以下结论：（1）BH质量与宿主星系的隆起部分的光度相关，尽管有相当大的散射。BH质量分数中值为凸起质量的0.15%。四分位数为0.09%和0.7%。(2)BH质量与其有效半径内的凸起分量的平均速度分散相关，即，膨胀恒星之间的引力束缚有多强对于最佳BH质量测定，散射与测量误差一致。(3)BH质量与盘星系中高密度中心部分的光度相关，而与这是一个真正的凸起（一个小椭圆形）还是一个“伪凸起”（相信是通过盘物质的向内传输形成的）无关。(4)黑洞的质量与星系盘的光度无关。如果纯盘包含BH（对活动核的观察表明有些确实如此），那么它们的BH质量分数远小于凸起的0.15%。这些结果导致了以下结论：（A）目前的观测表明，BH质量不依赖于BH喂养是否发生在崩溃期间或缓慢通过长期的磁盘演化的细节。(B)上述结果越来越支持这样一种假设，即形成一个隆起或椭圆星系的主要事件和其BH的主要增长阶段-当它作为一个活动的核发光时-是相同的事件。
2000-07-26 astro-ph
A Correlation between Galaxy Light Concentration and Supermassive Black Hole Mass
我们提出了一个很强的相关性的证据，其中心的超大质量黑洞（M_bh）-更集中的凸起有更多的质量黑洞的浓度。使用Trujillo，Graham & Caon（2001 b）的C_{r_e}（1/3）作为凸起浓度的度量，我们发现log（M_bh/M_sun）= 6.81（+/-0.95）C_{r_e}（1/3）+ 5.03（+/-0.41）。这种相关性被证明是略强（Spearman's r_s=0.91）比恒星速度色散的对数与log M_bh之间的关系更好（Spearman's r_s=0.86），并具有可比或更小的分散性（0.31 dex in log M_bh），当我们只使用那些其超大质量黑洞的影响半径被解析并去除一个很好理解的外围数据点的星系时，它降低到0.19 dex）。
2001-11-09 astro-ph
An Observed Fundamental Plane Relation for Supermassive Black Holes
我们研究了观测到的超大质量黑洞（BH）与其宿主星系性质之间的相关性，并表明观测定义了一个BH“基本面”（BHFP），其形式为M_BH σ ^（3.0+-0.3）*R_e^（0.43+-0.19）或M_BH M_bulge^（0.54+-0.17）* σ ^（2.2+-0.5），类似于椭圆星系的FP。BHFP优于M_BH与σ、M_bulge、M_dyn或R_e中的任何一个之间的简单关系，显著性>99.9%。这个BHFP的存在对于超大质量黑洞的形成和最大黑洞的质量有着重要的意义，并立即解决了M_BH-sigma和M_BH-M_bulge关系中异常值的预期和测量的BH质量之间的几个明显的冲突。
2007-07-26 astro-ph
A photometric method to determine supermassive black hole masses
我们报告了一个很强的相关性之间的形状的一个隆起的光剖面和其中央的超大质量黑洞（M_{bh}）的质量的发现。我们发现log（M_{bh} / M_{sun}）= 2.91（+/-0.38）log（n）+ 6.37（+/-0.21），其中“n”是凸起的Sersic r^{1/n}形状指数。这种相关性略强于恒星速度色散的对数和log（M_{bh}）之间的关系，并具有可比的散射。因此，它提供了一个便宜的（就望远镜时间而言）替代估计超大质量黑洞的质量。
2002-06-14 astro-ph
Absorption of dark matter by a supermassive black hole at the Galactic center: role of boundary conditions
分析了银河系核球星的引力散射和核球中心超大质量黑洞的吸收共同作用导致的银河系中心暗物质分布的演化。注意力集中在黑洞的边界条件。结果表明，它的形式取决于暗物质粒子的能量。计算了修正后的暗物质粒子到黑洞上的通量。对吸收的暗物质数量的估计表明，暗物质在黑洞总质量中所占的比例可能很大。计算了核球中心部分的暗物质密度。它表明，最近观察到的伽马辐射从银河系中心可以归因于湮灭的暗物质与此密度。
2005-03-31 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
Galaxy bulges and their black holes: a requirement for the quenching of star formation
过去80亿到100亿年宇宙历史的核心特征之一是出现了一个人口稠密的红色非恒星形成星系序列。人们设计了许多星系形成和演化的模型来试图解释这种行为。目前的大多数模型都需要来自超大质量黑洞的反馈（AGN反馈）来抑制星系中暗物质晕中心（中央星系）的恒星形成。这样的模型做出了强有力的预测，所有的淬灭中心星系都必须有一个巨大的超大质量黑洞（并且，通过关联，一个突出的凸起部分）。我使用斯隆数字巡天的数据表明，观测结果与这一预测一致。超过99.5%的恒星质量超过10^{10} M_{\sun}的红序星系都有一个突出的凸起部分（定义为Sersic指数n大于1.5）。那些非常罕见的几乎没有或没有凸起的红色序列中央星系（n<1.5）通常具有可检测到的恒星形成或活动星系核活动;真正猝灭的无凸起中央星系的比例<0.1%总红色序列人口。我的结论是，一个隆起，并暗示一个超大质量黑洞，是一个绝对的要求，充分淬火的恒星形成在中央星系。这与活动星系核反馈范式的最基本预测是一致的。
2008-04-24 astro-ph
The local supermassive black hole mass density: corrections for dependencies on the Hubble constant
我们研究了过去对局部超大质量黑洞质量密度的测量，修正了迄今为止未知的对哈勃常数的依赖性，在某些情况下，这种依赖性导致质量密度被低估了~2倍。修正后，我们注意到，过去的大多数研究得出的局部超大质量黑洞的质量密度范围是4.4-5.9 x 10^5 f（H_0）M_Sun /Mpc ^3（当使用H_0 = 70 km/s/Mpc时）。此外，我们还讨论了进一步发展这些过去的估计的一些方法。特别是，我们制表现实的凸起，总流量比，可用于估计的光度凸起，随后其中心黑洞质量。
2007-05-31 astro-ph
The Self-Regulated Growth of Supermassive Black Holes
本文模拟了星系中超大质量黑洞通过主合并、次合并和盘不稳定三种不同的加燃料机制的自我调节生长。在所有三种情况下的SMBH遵循相同的黑洞基本平面（BHFP）和相关的主要合并模拟中看到的凸起结合能，并在本地观察。此外，如果总的气体供应量明显大于SMBH的质量，则其极限质量不受可用气体量或黑洞生长效率的影响。这支持了SMBH吸积直到它们达到临界质量的断言，在临界质量处反馈足以局部地解除气体束缚，终止流入并阻止进一步增长。与此同时，虽然次要和主要合并遵循相同的预测相关性（例如，$M_{BH}-σ$和Magorrian关系），而由于宿主凸起之间的结构差异，通过盘不稳定性生长的SMBH则不会。这一发现是支持最近的观察SMBHs在pseudobulges和bulges在禁止系统，相比，那些托管的经典bulges。两者合计，这为BHFP和结合能相关性提供了支持，因为它们比其他提出的相关性更“根本”，因为它们反映了驱动SMBH和球状体共同进化的物理机制。
2008-07-02 astro-ph
SuperMassive Black Holes in Bulges
我们提出了空间扩展的气体运动学在秒差距尺度分辨率的核区域附近的四个磁盘星系，并将其建模为旋转的气体盘的联合潜力的恒星球和一个假定的中央黑洞。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。它们代表了（24个中的）4个星系，它们显示出与旋转盘一致的对称气体速度曲线。我们推导出恒星质量分布从STIS采集图像采用恒星质量光比归一化，以匹配地面的速度色散测量在一个大口径。随后，我们约束质量的一个假定的黑洞匹配气体旋转曲线，以下两个不同的方法。在最一般的情况下，我们探索所有可能的磁盘取向，或者我们约束的气体磁盘的方向，从在类似的半径的尘埃带形态。在后一种情况下，运动学数据表明，四个天体中有三个存在中心黑洞，质量为10^7 - 10^8太阳质量，占宿主核球质量的0.025%。对于一个对象（NGC 2787）的运动学数据单独提供了明确的证据，即使没有外部约束的磁盘方向的存在，中央黑洞。这些结果直接说明了需要确定黑洞质量的不同方法，为大量的对象，证明了在黑洞/凸起质量的变化是远远大于以前声称的，并加强了最近的发现，黑洞质量是密切相关的凸起恒星速度色散。
2000-10-12 astro-ph
A log-quadratic relation for predicting supermassive black hole masses from the host bulge Sersic index
我们重新研究了黑洞质量和核团浓度之间的关系。随着星系样本的增加，星系距离，黑洞质量和Sersic指数“n”的更新估计-浓度的测量-我们进行最小二乘回归分析，以获得一个关系适合预测其他星系中的黑洞质量的目的。除线性关系外，log（M_bh）= 7.81（+/-0.08）+2.69（+/-0.28）[log（n/3）]，其中n_（intrin）=0.31 dex，我们研究了高阶M_bh-n关系的可能性，发现所述最佳拟合二次关系中的所述二阶项在大于所述99.99%时与零值不一致，置信水平最佳关系式为log（M_bh）= 7.98（+/-0.09）+ 3.70（+/-0.46）[log（n/3）] - 3.10（+/-0.84）[log（n/3）]^2，其中内含子=0.18 dex，总绝对离散度为0.31 dex。外推二次关系，它预言在n=0.5的矮椭圆星系中质量为~10^3 Msun的黑洞，而线性关系中的质量为~10^5 Msun，并预言局域宇宙中最大黑洞质量的上限为1.2^{+2.6}_{-0.4 x10 ^9 Msun}.此外，我们发现，在低光度椭圆星系中心的核星团遵循同样的二次关系的外推。此外，我们推测两个这样的有核星系的合并，伴随着合并和失控的碰撞，它们的中央星团，可能会导致一些超大质量黑洞的后期形成。最后，我们预测的存在，并提供方程，之间的关系M_bh和中央表面亮度的主机隆起。
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
Origin of Correlations between Central Black Holes Masses and Galactic Bulge Velocity Dispersions
我们认为，观测到的中心黑洞质量M_{BH}和星系核球速度色散σ_e之间的相关性（形式为M_{BH} \propto σ_e ^[4]）可以证明大质量黑洞的星系前起源。原始的黑洞可能是成长中的原星系的中心，这些原星系经历了与普通星系的多次合并。这个过程伴随着星系核中黑洞的合并。
2002-09-17 astro-ph
Supermassive Black Holes in Nuclei of Galaxies
本文综述了星系中超大质量黑洞（BH）的研究动机和寻找方法。高能核活动为BH发动机提供了间接但令人信服的证据。Kormendy & Richstone（1995，ARA&A，33，581）综述了对中心暗天体的地面动力学搜索。在这里，我们提供了HST结果的更新。截至2001年3月，至少有37个星系的动态BH检测。这些天体的人口统计数据得出以下结论：（1）BH质量与宿主星系的隆起部分的光度相关。BH质量分数的中位数为凸起质量的0.13%。(2)BH质量与其有效半径内的凸起的平均速度分散相关。对于最佳质量测定，散射与测量误差一致。(3)BH质量与盘星系中高密度中心部分的光度相关，而与这是否是一个真正的凸起（一个迷你椭圆形，被认为是通过合并引起的耗散坍缩和星暴形成的）或“伪凸起”（被认为是通过盘物质的向内运输形成的）无关。(4)黑洞的质量与星系盘的光度无关。如果纯圆盘包含BH，那么它们的质量远小于圆盘质量的0.13%。我们的结论是，目前的观察表明，BH质量的细节，无论是BH喂养迅速发生在崩溃或缓慢通过长期的磁盘演变没有依赖。上述结果越来越支持这样一个假设，即形成一个凸起或椭圆星系的主要事件和其BH的主要增长阶段-当它像类星体一样发光时-是相同的事件。
2001-05-14 astro-ph
Proper Motion Dispersions of Red Clump Giants in the Galactic Bulge: Observations and Model Comparisons
银河系核球中的红团巨星近似于标准烛光，因此它们可以用作距离指示器。我们计算的自行分散的RCG星在银河系的隆起使用自行目录从第二阶段的光学引力微透镜实验（OGLE-II，Sumi等。2004年）的45个字段。自行分散测量到百分之几的精度，由于大量的恒星在外地。观测样本由577736颗恒星组成。这些观测到的数据进行比较，以国家的最先进的粒子模拟的银河系的隆起区域。的预测是在粗略的协议与观测，但似乎是太各向异性的速度椭球。我们注意到，有显着的字段到字段的变化，所观察到的自行分散。这可能是一个真实的特征，也可能是由于某种未知的系统效应。
2007-04-12 astro-ph
Stellar Population Gradients in Bulges along the Hubble Sequence: II. Relations with Galaxy Properties
我们提出了分析的径向梯度的恒星吸收线的样本中的32个凸起的边缘上的螺旋星系，跨越几乎完整的哈勃序列（从S 0到Sc型），和一个大范围的速度色散（约60至300公里/秒）。不同的诊断，如指数指数，梯度梯度图，和简单的恒星星族模型被用来解决的起源的变化的隆起恒星星族。我们发现，绝大多数的凸起显示出较老的年龄，较低的金属丰度和较高的[α/Fe]在其外部区域比在其中心部分。[Fe/H]中的径向梯度比Log（年龄）中的径向梯度大2 - 3倍。梯度和隆起速度弥散之间的关系被解释为梯度平均值和它们的弥散从高到低的速度弥散的逐渐建立，而不是一个纯粹的相关性。球的有效半径和哈勃类型的母星系似乎发挥更小的作用，导致观察到的空间分布。在给定的速度色散下，凸起和椭圆具有共同的性质。
2007-07-04 astro-ph
Stochastic Correlation Model of Galactic Bulge Velocity Dispersions and Central Black Holes Masses
我们考虑这样一个宇宙模型，其中宇宙的一部分是质量为\sim 10^-5 M_ \odot的原始黑洞。这些原始的黑洞将是成长中的原星系的中心，这些原星系经历了与普通星系的多次合并。这个星系形成的过程伴随着星系核中心黑洞的合并。结果表明，最近发现的中央黑洞和星系的凸起之间的相关性自然再现在这种情况下。
2002-02-01 astro-ph
Probing the Coevolution of Supermassive Black Holes and Galaxies Using Gravitationally Lensed Quasar Hosts
在现今的宇宙中，超大质量黑洞的质量（MBH）似乎与其星系的隆起光度以及其他性质密切相关。在本研究中，我们探索了用维里方法导出的MBH与恒星R波段球核光度（Lr）或球核质量（M*）在1 <z1.7< 4.5 using a sample of 31 gravitationally lensed AGNs and 20 non-lensed AGNs. At redshifts z >历元（10- 12 Gyrs前）的类似关系，发现观测到的MBH-Lr关系与今天的几乎相同（在~0.3等以内）。当观测到的Lr被校正为光度演化时，这意味着黑洞的质量增长速度比它们的宿主更快，MBH/M* 质量比在z > 1.7时比现在大4（+2）（-1）倍。在红移范围1<z<1.7（8-10 Gyrs前），MBH/M* 比最多比今天高出两倍，但它可能与没有演化一致。结合这些结果，我们得出结论，MBH/M* 的比值随着回看时间的增加而上升，尽管它可能在局部值的约6倍处饱和。在这种情况下，中等亮度的类星体宿主在z>1.7是完全形成的凸起，被动地褪色到现在的时代被排除在外。
2006-05-27 astro-ph
Supermassive black holes (SMBH) and formation of galaxies
最近证实的SMBH的质量和星系的膨胀（和他们的中心速度色散）之间的相关性，提出了一个共同的星系和他们的中央黑洞的形成方案。共同的燃料可以通过内部动力学过程，外部吸积和结构的层次合并来调用。回顾了近年来有关理论的成功进展，包括对球状核和SMBH的自我调节生长、AGN的预测统计、吸积和合并触发活动的情况、SMBH双星的预测频率及其后果。特别是，现在可以修正SMBH增长问题，将中等质量黑洞（IMBH）视为早期宇宙中的BH种子。作为一个副产品，合并的双SMBH有助于加热和破坏中央恒星的尖端。提到了仍然存在的问题。
2003-07-31 astro-ph
Joint Formation of Supermassive Black Holes and Galaxies
黑洞质量与星系核球速度色散之间的紧密相关性是星系形成与超大质量黑洞密切相关的有力证据。我回顾了联合形成的星系和他们的中央超大质量黑洞的层次结构形成范式的背景下建模。
2003-07-22 astro-ph
Comment on: A SuperMassive Black Hole Fundamental Plane for Ellipticals
利用Barway & Kembhavi（arXiv：0705.1508）的数据，对由主球的有效半径和平均有效表面亮度预测超大质量黑洞质量进行了简单的回归分析。在对数M_bh方向的散射是0.32 dex，大于报告和可比的值使用一个单一的预测量，如光度，速度色散或Sersic指数。
2007-05-24 astro-ph
The Growth of Supermassive Black Holes and QSO Formation
提出了一种建立超大质量黑洞（SMBH）的新机制。在这里，从银河系尺度到地平线尺度考虑相对论辐射流体动力学过程。在本方案中，SMBH的质量被预测为与凸起质量成比例，并且结果表明SMBH与凸起质量比基本上由从氢到氦的核能转换效率$ε=0.007$决定。BH的等级也涉及到在球状星团的BH形成。最后，在现有的SMBH形成假设的基础上，提出了一种新的类星体形成图像。据预测，主机光度占主导地位的“原类星体阶段”存在之前的类星体阶段，和原类星体阶段之前的光学厚超亮红外星系（ULIRG）阶段。
2003-04-10 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
Relations between Massive Black Holes in AGN and their Host Galaxies
在许多邻近星系中心发现的大质量黑洞与主核球的光度呈线性相关，黑洞质量约为核球质量的0.1%。黑洞质量（Mbh）和主球中恒星速度色散之间存在更强的关系。我们发现，大规模的BH的活动星系核（混响映射测量）和他们的凸起光度（通过使用凸起/磁盘分解测量）遵循相同的关系，普通（不活跃）星系，与例外的窄线活动星系核，显然有显着较低的BH/凸起比。窄线活动星系核似乎也是杰出的兆赫兹速度色散关系：少数塞弗特星系与测量速度色散似乎表明，窄线塞弗特1星系有一个较小的BH质量/速度色散比比静止的星系和宽线塞弗特。用Faber-Jackson关系从球核光度估计速度色散，使样本增加一倍以上，并支持这些结果。
2003-05-01 astro-ph
Growth of supermassive black holes and metallicity in quasars
在某些星系和类星体中，中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与核球之间的强相关性意味着黑洞的形成与核球有某种联系。用NV/CIV或NV/HeII测量类星体的金属丰度，可以讨论黑洞形成的可能途径。在这封信中，我们沿着里斯图中可能的路线追踪金属丰度，以测试SMBH形成的方式。通过对星团演化过程的数值模拟，导出了SMBH的金属丰度与质量之间的关系式为$Z\propto M_{BH}$。这与用NV/CIV或NV/HeII测定的Hamann & Ferland样品中金属丰度的关系符合得很好。这为通过R4或R5路线形成SMBH提供了观测支持，即致密星团的演化。
2001-07-31 astro-ph
The black hole mass -- stellar velocity dispersion correlation: bulges versus pseudobulges
研究了两类宿主星系中超大质量黑洞质量（$M_{\rm bh}$）与恒星速度色散（$σ_*$）之间的相关性，这两类宿主星系分别是早期型星系核（具有经典星系核的盘状星系或椭圆星系）和伪星系核.在形式$\log (M_{\rm bh}/{\rm M_\odot})=α+β\log(σ_*/200 {\rm km s^{-1}})$中，39个早期型隆起的最佳拟合结果为斜率$β=4.06\pm0.28$和归一化$α=8.28\pm0.05$ ; 9个假隆起的最佳拟合结果为$β=4.5\pm1.3$、$α=7.50\pm0.18$。在$\lesssim$ 0.27 dex的$\log M_{\rm bh}$中，两种关系都具有内在的分散性。在3个$σ$显著性水平上，假隆起的$M_{\rm bh}$ - $σ_*$关系与早期型隆起的关系不同。对比关系表明SMBHs的形成和生长历史取决于它们的宿主类型。不同速度色散定义下的$M_{\rm bh}$ - $σ_*$关系斜率的差异在我们的样本中消失了，一致的斜率将更有效地约束SMBH与其宿主星系的共同演化理论。我们还发现，“核心”椭圆星系在高质量范围内的关系似乎陡峭（$β\simeq$ 5-6），这可能是他们的起源无耗散合并的印记。
2008-03-04 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
Formation and Evolution of Supermassive Black Holes
星系核中的超大质量黑洞的质量与星系球状体或凸起的质量（或者更准确地说，它们的中心速度色散）之间的相关性表明，星系和它们的中心黑洞有一个共同的形成过程。膨胀和黑洞的生长通常可以通过外部气体吸积或等级合并来进行，并且都与恒星暴增有关。内部动力学过程控制和调节质量吸积的速率。自我调节和反馈是这种关联的关键。有可能是一个分量的增长（BH或凸起）占据了主导地位，破坏了相关性，就像窄线塞弗特1对象一样。超大质量黑洞的形成可以在宇宙早期开始，从第三星族坍缩开始，然后通过气体吸积。活跃的黑洞可以在宇宙的再电离中发挥重要作用。现在，核活动经常被用作星系中恒星形成的反馈，在冷却流中甚至更为罕见。SMBH的增长当然是自我调节的。SMBH扰动了它们的局部环境，并且SMBH的合并有助于加热和破坏中央恒星尖点。对X射线背景的解释对活动星系核的活动和遮蔽的历史产生了重要的限制，对活动星系核在低红移和高红移的普查揭示了已经观察到的恒星形成的缩小效应。明亮的类星体和低光度活动星系核的历史似乎完全不同：前者在高z时迅速增长，然后数密度急剧下降，而低光度天体的密度最近达到峰值，然后平稳下降。
2005-05-22 astro-ph
Multiple black holes in galactic bulges
我们研究了星系核球中超大质量黑洞的数量和相互作用率，这是由星系的球状组成部分通过合并形成的星系形成的分级模型预测的。在明亮的椭圆星系中，可以喷射出中心超大质量双星黑洞的事件数量很大。因此，中央双星必须在不到一个哈勃时间内合并-否则在M-sigma关系中会有太多的散射和太多偏离中心的星系核。我们提出，在触发星系中类星体活动的主要气体吸积事件中，二元黑洞能够合并。如果是这样的话，只有不到10%的暗椭圆星系和40%的亮椭圆星系被预测在它们的中心拥有质量几乎相等的双黑洞。这种双星可能会从星系中心被弹射出去，甚至在最明亮的椭圆星系中有20%会进入星系际空间。可以与中心物体相互作用的低质量黑洞的数量被预测为星系光度的一个强函数。在大多数微弱的椭圆星系中，在最后一次主要的气体吸积事件之后，没有黑洞落入星系中心，但在最明亮的椭圆星系中，平均有10个低质量黑洞在这段时间之后与中心超大质量物体相互作用。据估计，当这些低质量比的双星变硬时，恒星将从星系核心中喷出。因此，星系凸起中的多个黑洞为观测到的椭圆星系中心密度分布随光度变化的强烈系统性趋势提供了一个自然的解释。
2002-08-10 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
The influence of dark matter halo onto the evolution of a supermassive black hole
研究了星系中暗物质对超大质量黑洞生长的影响。结果表明，DM粒子在核球星上的引力散射导致DM粒子在相空间{m，m_z，I}中的扩散（m表示角动量，I表示径向作用量）。计算了不同鼓包模型下的扩散系数，指出沿m轴方向的扩散是最主要的影响。结果表明，这一过程导致了DM向黑洞（BH）的显著流动，并导致其幂律增长：M_{bh} ~ t^{9/16}.与观测数据的比较表明，原则上，这种效应可以解释观测到的SMBH质量。特别注意与BH引力影响的最内层区域和沿I轴的扩散有关的修正。它们对BH生长规律的影响在大多数情况下可以忽略不计。
2005-03-26 astro-ph
A new, cleaner colour-magnitude diagram for the metal-rich globular cluster NGC 6528 - Velocity dispersion in the Bulge, age and proper motion of NGC 6528
利用两个时期的HST/WFPC 2图像的富金属球状星团NGC 6528，我们得到的自行的恒星，并使用它们来分离的恒星属于NGC 6528从银河系的隆起。由此产生的星团颜色星等图中的恒星序列比以前公布的数据更好地确定。通过比较色星等图与Zoccali等人（2001）的NGC 6553的基准线，我们得出结论，这两个球状星团具有相同的年龄。此外，使用α增强的恒星等时线，发现NGC 6528的年龄为11+-2 Gyr。等时线的拟合还表明该星团距离我们7.2kpc。由观测到的速度，我们得到了星系团的自行和星系核内的速度色散，发现NGC 6528相对于星系核的自行为mu_l=0.006/100，mu_b=0.044/100。使用14<V_555<19的恒星（即红巨星分支和水平分支），我们发现银河系核球的sigma_l= 0.33+-0.03和sigma_{b} = 0.25+-0.02角秒/世纪。这使得sigma_l/sigma_b=1.32+-0.16，与之前对银河系核球中K巨星自行的研究以及核球恒星运动学模型的预测一致。
2002-01-22 astro-ph
HST/WFPC2 proper motions in two bulge fields: kinematics and stellar population of the Galactic bulge
我们报告自行分散的恒星在两个领域的银河系隆起的方向，使用HST/WFPC 2图像相隔六年。我们的两个字段是Baade窗口（l，b）=（1.13，-3.77）和Sgr I（l，b）=（1.25，-2.65）。我们的自行色散与先前的地面和空间为基础的自行研究在凸起领域，但在一些以前的研究相比，我们不排除任何子集的恒星从我们的研究。在Baade窗中，我们发现$l$和$b$自行色散分别为2.9和2.5 mas/yr，而在Sgr I中，它们分别为3.3和2.7 mas/yr。这是第一次，我们可以清楚地将前景盘星从球核中分离出来，因为它们的平均视自行很大。人口与非磁盘运动（我们得出的结论是隆起）有一个旧的主序的转折点，类似于那些发现在旧的，金属丰富的隆起球状星团，而那些恒星选择有磁盘运动谎言在一个完全人口的主序。分离主序星的光度，我们发现了强有力的证据表明，隆起人口旋转，在很大程度上解释了观测的自行各向异性在隆起领域。因为我们已经在凸起中分离出了如此纯净的恒星样本，所以我们最清楚地证明了内部凸起/棒的旧恒星星族实际上正在旋转。
2002-07-08 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
Stellar Populations in Bulges
我们目前的线强度的38个星系在本地宇宙中的凸起和内部磁盘，包括几个星系的凸起以前被确定为是盘状的颜色或运动学，看看他们的光谱特性揭示长期演化的证据。我们发现，所有哈勃类型的红色凸起都类似于其中心恒星星族的发光椭圆星系。它们具有大的光度加权年龄、金属丰度和α/Fe比值。蓝色凸起可以分为贫金属类和年轻的富金属类，贫金属类仅限于速度色散小的晚期类型，而年轻的富金属类包括所有哈勃类型和速度色散。亮度加权金属丰度和α/Fe比是敏感的中心速度分散和最大磁盘旋转速度。红色凸起和椭圆星系遵循相同的比例关系。我们看到了蓝色和红色凸起之间以及有棒星系和无棒星系凸起之间的标度关系的差异。大多数核球的金属丰度随半径的增加而降低;中心金属丰度较大的星系有较陡的梯度。在正年龄梯度（中心区域更年轻）存在的地方，它们总是在棒星系中。凸起的金属丰度与其盘的金属丰度相关。虽然这和酒吧和unbarred星系之间的差异表明，长期的演变不能被忽视，我们的研究结果是一致的假设，合并一直是主要的机制负责隆起形成。
2005-12-13 astro-ph
Minor axis kinematics of 19 S0-Sbc bulges
我们提出的短轴运动学配置文件的一个很好的研究样本的19个早期到中期型盘星系。首次介绍了利用单次爆发恒星星族（SSP）模型从近红外Ca II三重态区的星系光谱中获得恒星速度、速度色散和高阶Gauss-Hermite矩（h3，h4）的方法。SSP模型，采用Vazdekis等人2003年的合成光谱，提供了一种手段来解决模板不匹配的问题，并显示出提供良好的或更好的适合作为传统的恒星模板。我们预计该技术将特别用于高红移星系运动学。我们给出了最近定义的CaT* 指数Cenarro等2001 a的测量，并描述了来自运动学轮廓的凸起运动学的全局属性。我们检测到小幅度的短轴旋转，通常是由于内部等照度线扭曲的结果，轻微的三轴凸起或错位的内部磁盘，这样的内部功能不显示特殊的颜色或不同的CaT* 指数值。速度弥散分布，以及延伸到磁盘区域，显示了广泛的斜率。平坦的凸起倾向于具有较浅的速度分散剖面。推断的相似性的凸起和磁盘径向速度分散支持这些凸起加厚磁盘的解释。
2003-03-31 astro-ph
Observational Constraints on the Self Interacting Dark Matter Scenario and the Growth of Supermassive Black Holes
我们考虑的后果SIDM的速度依赖于每单位质量的截面。SIDM在种子黑洞上的吸积可以产生超大质量黑洞，这些黑洞对于某些参数组合来说太大了，这被用来获得对暗物质相互作用的新约束。由于其他因素的限制和以前的一般化。黑洞约束对暗晕内部密度剖面的斜率α极为敏感。对于α=1.3的最可能值，在参数空间中存在一个狭窄的范围，使得满足所有约束。然而，在正常星系中，重子在冷却和收缩时对暗晕的绝热压缩产生了一个更陡的尖点，α=1.7。这给出了一个更严格的约束，这将排除SIDM作为一个可能的解决方案，在没有其他动态过程的情况下，与CDM的所谓的问题。然而，SIDM的参数与这个更强的约束一致，可以解释星系中心超大质量黑洞的普遍存在。一个"最佳拟合“模型再现了超大质量黑洞的质量和它们与宿主膨胀速度色散的相关性。具体地说，黑洞质量对速度色散的四次方依赖性是指数n=-2的功率谱的直接结果。虽然这个模型的暗物质碰撞率太小，不能直接解决CDM的问题，但在高红移下隐藏着超大质量黑洞的暗晕之间的合并可以改善尖晕问题。这种情况也解释了在像M33这样的无球星系中缺乏类似的超大质量黑洞。
2001-12-27 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
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
Galactic Bulges from HST NICMOS Observations: Global Scaling Relations
我们调查膨胀和磁盘的比例关系使用体积校正的样本早期到中期型盘星系，其中，重要的是，从额外的核组件的偏置通量已建模和删除。结构参数是从一个看到卷积，凸起+磁盘+核组件分解适用于近红外表面亮度分布跨越~10 pc的外盘。膨胀和磁盘的参数，和膨胀磁盘的比率，作为一个函数的膨胀光度，磁盘光度，星系中心速度色散，和星系哈勃类型进行了分析。给出了较强关系的数学表达式，可用于检验和约束星系形成模型。光度参数的凸起和磁盘的观测与凸起光度和中心速度色散。相比之下，对于样本所涵盖的无棒，早期到中期类型，哈勃类型与凸起和磁盘组件无关，也没有它们的各种比例。在这个意义上，早期到中期的螺旋哈勃序列是无标度的。然而，星系本身并不是无标度的，临界标度是球核的光度。膨胀光度影响盘的参数，如中心表面亮度变暗，尺度长度变大，与膨胀光度。缺乏显着的相关性之间的鼓包参数（大小，光度或密度）的磁盘光度，仍然是一个挑战的长期演化模型的鼓包增长。
2007-05-05 astro-ph
The Black Hole-Bulge Relationship in Luminous Broad-Line Active Galactic Nuclei and Host Galaxies
本文对斯隆数字巡天观测到的900多个宽线活动星系核（AGN）进行了恒星速度色散（σ_*）测量和中心黑洞（BH）质量估算。样本包括红移z=0.452的天体，高质量的光谱，以及由早期类型（凸起）成分主导的宿主星系光谱。AGN和宿主星系的光谱成分分解使用本征谱技术。BH质量（M_BH）由AGN宽线宽估算，速度色散由宿主星系的恒星吸收光谱测量。样本覆盖的黑洞质量范围约为10^6 < M_BH < 10^9 M_Sun。宿主星系的光度-速度色散关系遵循早型星系著名的Faber-Jackson关系，斜率为4.33 ± 0.21。估计的BH质量与宿主光度（L_{H}）和恒星速度色散（σ_*）相关，类似于在低红移、膨胀主导星系中发现的关系。相关性中的内在分散性很大（~0.4 dex），但非常大的样本量允许对平均值关系进行严格约束：M_BH ~ L_H^{0.73+-0.05}和M_BH ~ σ_*^{3.34+-0.24}。M_BH-σ_* 关系的振幅依赖于估计的爱丁顿比，使得具有较大爱丁顿比的物体在给定速度色散下具有比预期小的黑洞质量。
2007-12-11 astro-ph
Evolution of supermassive black holes
超大质量黑洞（SMBH）现在被认为存在于大多数本地星系中，现有的数据显示了膨胀光度（或恒星速度色散）和黑洞质量之间的经验相关性，这表明黑洞的组装和星系晕中球状体的形成是单一机制。因此，证据支持星系、黑洞和类星体之间的共同演化。在冷的暗物质宇宙演化中，小质量的次星系系统首先形成，然后合并成越来越大的结构。在这个范例中，星系晕在其一生中经历多次合并。如果每一个星系的中心都有一个SMBH，并且一个局部星系是由多次合并组成的，那么黑洞双星就是一个自然的演化阶段。超大质量黑洞种群的演化显然必须考虑到宇宙学框架和SMBH及其宿主的动力学演化。SMBH的种子必须在早期宇宙中寻找，因为非常明亮的类星体被检测到红移高于z=6。然后，这些黑洞按照它们的宿主晕的合并层次，以层次化的方式演化。气体的吸积，由类星体活动追踪，在确定定义黑洞的两个参数：质量和自旋方面起着根本性的作用。一个特别有趣的时期是SMBH增长的初始阶段。这是非常具有挑战性的，以满足在z=6的观测约束条件，如果BH没有在他们的婴儿期非常高的利率。
2006-02-28 astro-ph
Populating the galaxy velocity dispersion - supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (M_bh, sigma) values
提供了一个更新的76个星系的目录，直接超大质量黑洞质量测量（M_bh）加上，如果可用的话，他们的主机球的中心速度色散（σ_0）。这些质量测量中有50个被认为是可靠的，而其他的在这个时候仍然有些不确定。另外八个恒星系统，包括一个星团和三个球状星团，被列为潜在的中等质量黑洞的宿主<10^6 M_太阳。利用这个较大的数据集，简要探讨了M_bh-sigma_0图中的人口统计学。许多棒星系偏离了非棒星系定义的M_bh-sigma_0关系，即它们的速度色散太大。此外，包括88个活动星系核与黑洞质量估计的混响映射研究，我们推测，禁止活动星系核可能遵循同样的一般趋势。我们还指出，某些σ 0 <100 km/s的活动星系核倾向于在"无棒" M_bh-σ 0关系之上驻留0.6 dex。最后，它表明，"核心星系"似乎没有定义一个额外的细分的M_bh-sigma_0图，虽然改进的方法测量sigma_0值将是有价值的。
2008-07-16 astro-ph
QSO Formation under Coevolution of SMBH and Bulge
本文讨论了与核球有物理联系的超大质量黑洞的形成和生长。我们专注于辐射流体动力学过程的SMBH的增长在光学厚星爆阶段，来自核球星的辐射驱动的质量吸积到银河系中心通过辐射拖曳效应。在目前的情况下，活动星系核的亮度主导阶段（类星体阶段）之前的主机亮度主导阶段，这是所谓的“原类星体阶段”。在这一阶段，年轻的凸起中存在着巨大的尘埃盘。此外，原类星体阶段是预期的光学厚超亮红外星系（ULIRG）阶段。此外，这种辐射流体动力学模型也被应用于盘星系。事实证明，即使在盘星系中，SMBH的质量也主要与凸起成分相关。因此，通过类比原始类星体，盘星系中的BH生长阶段可能在年轻的凸起中有大量的尘埃盘。
2005-04-08 astro-ph
Black Hole Growth & the M_BH--Bulge Relations
本文给出了75个软X射线选定活动星系核完整样本的黑洞质量-核球速度色散关系。我们发现相对于爱丁顿吸积速率最高的活动星系核位于宽线Seyfert 1的\mbh-\sig \关系之下，证实了Mathur等（2001）的结果。统计结果是稳健的，并且不是由于任何系统测量误差。这对我们理解黑洞的形成和增长有着重要的影响：黑洞通过在良好形成的凸起中吸积而增长。随着它们的生长，它们越来越接近正常星系的\mbh- \sig关系。增长在开始时最高，随着时间的推移而减少。我们的结果不支持\mbh - \sig关系的理论，其中黑洞的质量是一个恒定的分数的隆起质量/速度色散{ \it在所有的时间}或那些隆起的增长是由活动星系核反馈控制。
2004-05-05 astro-ph
The Relationship Between Black Hole Mass and Velocity Dispersion in Seyfert 1 Galaxies
活动星系核（AGN）中的黑洞质量很难用传统的动力学方法测量，但可以用混响映射技术确定。然而，重要的是要验证这些不同方法的结果是等效的。这可以通过黑洞和宿主星系球状体之间的比例关系间接实现。为此，我们已经获得了新的测量的球恒星速度色散，西格玛，在塞弗特1星系。这些被用来与M_bh -西格玛关系，以验证核黑洞质量，M_bh，在活动星系通过混响映射确定。我们发现Seyfert星系和非活动星系一样遵循M_bh -σ关系，这表明M_bh的混响映射测量结果与其它方法得到的结果一致。我们还重新考虑了球的绝对星等、M_bulge和黑洞质量之间的关系。我们发现，塞弗特星系是从非活动星系偏移，但偏差可以完全理解为一个不同的隆起光度，而不是黑洞质量;塞弗特主机比正常星系的速度色散的一个给定的值，可能是由于年轻的恒星星族。
2004-07-18 astro-ph
