Mass and Mean Velocity Dispersion Relations for Supermassive Black Holes in Galactic Bulges
越来越多的证据表明，$M_{\rm BH}$ $\sim 10^6-10^{10}M_{\odot}$质量范围内的超大质量黑洞（SMBH）潜伏在许多星系的中央隆起中。大量的观测揭示了$M_{\rm BH}$与主核球的平均恒星速度色散$σ$的相当紧密的幂律关系。一个隆起的动态演化和中央SMBH的形成应该通过各种观测线索在物理上联系起来。在这方面的贡献，我们重现的经验$M_{\rm BH}-σ$幂律的基础上，一个自相似的一般多变的准静态隆起的演变和形成一个SMBH周围的一般奇异多变球（SPS）\cite{loujiang2008}的中心密度奇异性的明智的标准。主机凸起和中央SMBHs的其他属性也进行了检查。基于我们的模型，我们讨论了内在的分散性的$M_{\rm BH}-σ$关系和一个方案的演变SMBH在不同的主机凸起。
2008-11-03 astro-ph
Host Galaxy Bulge Predictors of Supermassive Black Hole Mass
各种宿主星系（隆起）的参数进行检查，以确定其预测能力，在确定质量的超大质量黑洞（SMBH）在星系中心。基于一个23个邻近星系的样本，包括椭圆星系和螺旋/透镜状凸起，我们确定了一个强烈的相关性之间的凸起引力结合能（$E_g$），跟踪的恒星光剖面，和SMBH质量（$M_{\bullet}$），这样$M_{\bullet} \propto E_g^{0.6}$。这种关系的离散性表明，对于椭圆星系子样本，这与速度色散（$σ$）一样是$M_{\bullet}$的强预测因子。改进的质光比，获得与IFU光谱学和I波段测光的SAURON集团，被用于这些样本星系在可用的地方，导致在能量预测具有相同的斜率，但减少了散射。替代$M_{\bullet}$预测，如引力势和隆起的质量也进行了探讨，但这些被发现是劣质的隆起的引力结合能和隆起的速度色散预测相比，为整个星系的样本。
2007-05-08 astro-ph
A SuperMassive Black Hole Fundamental Plane for Ellipticals
我们得到了椭圆星系中心超大质量黑洞的一个新的基本平面的系数，包括测量的中心黑洞质量和定义光分布的光度参数。星系紧密地分布在这个质量基本平面周围，与从$\mbh-σ$和$\mbh-L$关系中获得的均方根残差相比有了改进。这意味着一个强大的多维联系的中央大质量黑洞的形成和全球光度特性的椭圆星系，并提供了一个改进的估计黑洞质量从星系数据。
2007-05-10 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 Millennium Galaxy Catalogue: The luminosity functions of bulges and discs and their implied stellar mass densities
本文从10,095个星系的结构星表中导出了椭圆星系、星系球、星系伪球和星系盘的光度函数。此外，我们还计算了它们的光度和恒星质量密度。我们表明，（椭圆星系和盘状星系的凸起）表现出强烈的颜色双峰性，表明两种不同类型的椭球体被（u-r）~的核色分开我们认为，红色椭圆和红色凸起光度函数的相似性支持我们以前的论点，他们有一个共同的起源，并令人惊讶地发现，同样的蓝色椭圆和蓝色凸起，后者我们称之为伪凸起。在恒星质量收支方面，我们发现$58\pm6$的百分之目前是盘的形式，39+/-6%的形式的红色球状体（13+/-4%的椭圆，26+/-4%的凸起）和其余的形式的蓝色球状系统（~ 1.5%的蓝色椭圆和~ 1.5%的伪凸起）。在星系形成方面，我们认为，我们的数据星系组件的概念，强烈支持一个两阶段的形成过程（球状体第一，光盘后），但与额外的复杂性发生在静止的光盘引起两种不同的凸起类型：真正的“经典”凸起和伪凸起。因此，我们主张有三个重要的结构支撑星系的演化：经典的球状体（老）;伪凸起（年轻）和光盘（中间）。明亮的邻近星系群是这三种结构类型的混合体。[abridged].
2007-01-25 astro-ph
Supermassive Black Holes in Galactic Bulges
越来越多的证据表明，$M_{\rm BH}$ $\sim 106-10^{10}M_{\odot}$质量范围内的超大质量黑洞（SMBH）潜伏在星系中央恒星凸起中。广泛的观察揭示了$M_{\rm BH}$与宿主恒星凸起的平均恒星速度色散$σ$之间相当严格的幂律关系。加上$M_{\rm BH}$与宿主凸起其他性质之间相关性的证据，隆起的动态演化和中央SMBH的形成应该联系起来。在这封信中，我们再现了经验$M_{\rm BH}-σ$幂律的基础上，我们最近的理论分析（娄&王;王&娄;娄，江&金）的一个自相似的一般多方准静态动态演化的自引力和球对称的隆起，并提出了一个明智的标准，形成一个中心SMBH。关键结果是$M_{\rm BH}={\cal L}σ^{1/(1-n)}$，其中$2/3<n<1$和${\cal L}$是不同类别的宿主凸起的比例系数特征。通过拟合和比较几种经验$M_{\rm BH}-σ$幂律，我们得出结论：SMBH和星系核球的生长和演化是同时代的，很可能存在几类星系核球系统的准静态自相似演化，将它们混合在一起会导致不切实际的拟合。基于我们的膨胀SMBH模型，我们提供了内在的散射的关系和统一的方案SMBH在不同类别的主机凸起的形成和演变的解释。
2008-09-06 astro-ph
Elliptical galaxies from mergers of discs
我们分析了涉及盘星系的N体星系合并实验。合并的盘鼓晕模型相比，鼓少，盘晕模型的合并动力学和结构上的残留物的中央隆起的影响进行量化。我们的模型探索星系质量比1：1到3：1，并使用比以前的研究更高的凸起质量分数。结构和动力学性质的观测进行了充分的比较。中央隆起的存在导致较长的潮汐尾，扁圆形的最终内在形状，表面亮度剖面具有较高的Sersic指数，陡峭的旋转曲线，和扁圆形转子内部动力学。无膨胀星系的合并不会产生持久的潮汐尾，它们强烈的三轴性似乎与观测不一致;这些残余物显示了壳，我们在包括中央膨胀的模型中没有发现。具有方形等照度线和各向异性动力学的巨型椭圆星系不能由这里模拟的合并产生;它们可能是低光度椭圆星系之间合并的结果，它们本身可能形成于盘-盘合并中。
2004-11-23 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
Colors and color gradients in bulges of galaxies
我们对45个早型旋涡星系的完整光选样品进行了U、B、R和I波段的表面测光，以研究旋涡星系球的颜色和颜色梯度。在短轴上的楔形开口中确定了U-R、B-R、U-B和R-I中的颜色分布。基于几个标准，我们定义了一个18个物体的子样本，其颜色基本上不受灰尘的影响。我们发现，突出的颜色主要是蓝色比椭圆。这个结果甚至在将球拱与相同光度的椭圆星系比较时也成立，并且表明球拱比椭圆星系更年轻和/或更贫金属。大多数的凸起都达不到太阳的金属丰度。凸起主要显示负的颜色梯度（向外变蓝），其随着凸起亮度的增加而增加。与椭圆星系的相似性表明，盘的形成并没有以主要的方式影响凸起的恒星星族。
1993-11-01 astro-ph
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
How to form bulges/ellipticals in dark halos as fast as central black holes?
引力在北大西洋流星系晕的尖端几乎是一个普适常数。在这个外部场内部，如果超过临界中心压力，等温气体球将坍缩并引发星爆。这样形成的球状恒星系统具有Sersic轮廓，满足Faber-Jackson关系。这一过程与观测到的星爆相一致。当气体坍缩受到中心BH辐射反馈的调节或抑制时，我们还恢复了M_BH与速度色散的关系。
2007-09-27 astro-ph
Spiral Galaxies with HST - Near Infrared Properties of Bulges
在H波段获得了72个邻近旋涡星系球的HST_NICMOS图像。这些数据表明，星系与规则的隆起有陡峭的核尖比星系与不规则的隆起。我们还表明，具有规则的凸起的星系落在（<γ>，星等）图的同一部分作为椭圆星系。这意味着早期型螺旋星系凸起有一个与椭圆星系相同的形成过程。
1999-08-18 astro-ph
Correlations Between Central Massive Objects And Their Host Galaxies: From Bulgeless Spirals to Ellipticals
Ferrarese et al.（2006）和Wehner et al.（2006）最近的观测表明，大多数星系都包含一个中心大质量天体（CMO），无论星系的质量或形态类型如何，都可能是一个超大质量黑洞（SMBH）或一个致密的恒星核，并且CMO的质量与宿主星系的质量之间存在着紧密的关系。最近的几项研究表明，来自黑洞的反馈可以成功地解释包含SMBH的大质量椭圆星系中的$\msigma$相关性。然而，谜题仍然存在于螺旋或矮球体中，这些球体似乎没有黑洞，而是拥有一个紧凑的中央星团。在这里，我们使用三维，光滑粒子流体动力学模拟孤立星系研究的形成和演化的CMO在无球盘星系，和合并星系的模拟研究的CMO-主机质量关系从晚型无球螺旋早期型椭圆星系的过渡。我们的研究结果表明，所观察到的相关性可能主要是建立在吸积和恒星形成的中心区域的气体耗尽，并可能适用于所有类型的星系。对无球盘星系核中的CMO进行系统的搜索将为这一结论提供一个测试。（节录）
2007-06-26 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
Evidence for an outer disk in the Prototype `Compact Elliptical' Galaxy M32
M32是相对罕见的被称为“紧凑椭圆星系”的星系的原型。有人认为M32可能是一个潮汐扰动的r^（1/4）椭圆星系，或者是一个盘状剥离的早期型旋涡星系的残余隆起。这篇论文揭示了M32的表面亮度剖面、速度色散测量和估计的超大质量黑洞质量与该星系具有、而且可能曾经具有r^（1/4）光剖面的说法不一致。相反，M32的径向表面亮度分布类似于一个几乎完美的（凸起+指数盘）的轮廓，这是伴随着一个显着的增加，在椭圆度轮廓和相关的变化的位置角轮廓的“盘”开始占主导地位。最佳拟合的r^（1/n）凸起模型提供了令人信服的证据，证明这种凸起/盘的解释是准确的，该模型的Sersic指数n=1.5，与最近发现的凸起的Sersic指数与其超大质量黑洞质量之间的关系一致。指数n>4也与M32的恒星速度色散不一致。球盘大小比r_e /h = 0.20，球盘光度比log（B/D）的对数= 0.22，是典型的透镜星系。隆起的有效半径为27”（~100秒差距），而盘的尺度长度不太确定：由于可能的潮汐剥离的外部轮廓超过220-250”，尺度长度可能高达1.3千秒差距。M32是一个相对正面的有核矮星系，有一个低表面亮度的盘和一个高表面亮度的凸起。这一发现使人们对致密椭圆星系的存在产生了疑问。
2002-02-15 astro-ph
Supermassive black holes, star formation and downsizing of elliptical galaxies
在明亮的椭圆星系的核中观察到Mg相对于Fe的过量，并且它随着星系质量的增加而增加，这对所有当前的星系形成模型提出了一个严重的问题。在这里，我们改进的单区化学演化模型的椭圆星系，考虑到在超大质量中心黑洞生长的早期阶段产生的正反馈。我们可以解释所观察到的相关性和分散性，如果所观察到的反层次行为的活动星系核人口耦合到星系大会，并导致在增强的恒星形成效率，这是成正比的星系质量。然而，在低质量和中等质量的星系中，恒星形成的较慢模式足以解释观测特性。
2008-10-11 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
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$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
The Binary Nucleus in VCC 128: A Candidate Supermassive Black Hole in a Dwarf Elliptical Galaxy
{ \it哈勃太空望远镜}（\hst）宽视场行星照相机2（{ \it WFPC 2}）拍摄的室女星系团矮椭圆星系VCC 128的图像显示了一个明显的双核。投影中由$\sim 32$ pc分隔的两个分量具有相同的量值和颜色。我们提出了一个光谱的双核，并表明，它是不一致的一个或两个组件是发射线背景物体或前景恒星。最有可能的解释是，正如\citet{lauer_etal_96}对NGC 4486 B中的双核所提出的那样，我们看到的是一个围绕着超大质量黑洞的核盘。这是第二次有早期型矮星系（dE/dSph）被认为是SMBH的宿主。
2006-09-28 astro-ph
An investigation into the prominence of spiral galaxy bulges
从一个直径有限的样本86 '面对'的螺旋星系，膨胀盘的大小和光度比，以及其他定量测量的突出的隆起。已经使用视宁度卷积Sersic r^（1/n）凸起和视宁度卷积指数盘估计了凸起和盘参数。一般来说，早期型螺旋星系的球核的Sersic值n>1，晚期型螺旋星系的球核的Sersic值n<1。在B波段，只有8个星系的形状参数n符合指数值1，而在K波段，只有5个星系的形状参数n符合指数值1。应用r^（1/n）核球模型得到早型旋涡星系的平均r_e/h比大于晚型旋涡星系。尽管如此，该结果显示不具有统计学显著性。然而，早型螺旋的平均B/D光度比明显大于晚型螺旋（> 3-sigma）。这种与r_e/h值的明显矛盾可以用类似冰山的情况来解释，在这种情况下，晚型旋涡星系中的凸起相对地淹没在它们的盘中。这可以通过改变相对的凸起/盘恒星密度，同时保持相同的有效凸起-盘尺寸比来实现。绝对核球星等- log（n）图被用来作为诊断工具，与矮椭圆星系和普通椭圆星系进行比较研究。至少在B波段，这些物体占据了这个参数空间的明显不同的区域。虽然矮椭圆星系似乎是较亮椭圆星系的微弱延伸，但螺旋星系的凸起却不是。
2000-11-14 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
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
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
Integrated Spectroscopy of Bulge Globular Clusters and Fields. II. Implications for stellar population models and elliptical galaxies
综合Lick指数（如Mg_2、Fe等）首次用银河系球状星团（GCs）样本（其中包括银河系球核的富金属GCs）对简单恒星星族（SSP）模型进行了太阳金属丰度的标定。这个金属丰度范围与椭圆星系有关。它示出的凸出GC和集成的光遵循相同的相关性镁和铁指数的椭圆星系，在给定的镁指数相对于模型，假设太阳尺度的丰度显示较弱的铁指数。这种相似性是椭圆星系中恒星星族α/Fe比增强的有力经验证据，因为球状星团是独立已知的α增强。这个阿尔法过剩的解决方案的唯一性检查探索整个范围内的模型成分。我们认为，标准模型再现镁铁相关性在低金属丰度，因为在合成中使用的恒星模板是α增强的恒星的星系晕。然而，这些相同的模型，无法恢复镁铁图案的膨胀团和椭圆星系在高金属丰度，因为高金属丰度的模板是盘星，这是不是阿尔法增强。Thomas，Maraston & Bender（2002）的新SSP模型包含了对α/Fe的依赖性，重现了所有金属丰度下GC的Mg和Fe指数，α/Fe=+0.3，这与光谱丰度测定结果一致。巴尔末指数（Hbeta，Hdelta，Hgamma）是非常好的校准，提供水平分支形态考虑在内。特别是，我们重现了NGC 6388和NGC 6441的巴耳末线，它们是富含金属的GC，尾部是温暖的水平分支恒星。【摘要】
2002-12-20 astro-ph
The DEEP Groth Strip Galaxy Redshift Survey. VIII. The Evolution of Luminous Field Bulges at Redshift z ~ 1
我们给出了在Groth Strip Survey（GSS）中发现的50多个光场凸起（包括椭圆星系）的样本，0.73< z < 1.04，凸起星等I <= 23。通过使用GIM 2D分解HST图像来去除指数盘光。我们发现，85%的这些凸起几乎是红色的当地E/S 0的，并有一个浅的斜率和一个小的颜色色散的颜色-光度关系，这表明大致同时代的形成。这些凸起的表面亮度比局部凸起高约1等。这些结果解释采用“毛毛雨”的情况下，富含金属的早期形成，后来被少量的额外的恒星形成污染。正如半解析分层星系形成模型所预期的那样，几乎所有盘都具有与其伴随的凸起相同或更蓝的颜色，无论凸起盘比和凸起亮度如何。我们提出的证据表明，少数蓝色隆起候选者不太可能是真正的蓝色椭圆或隆起。我们更深入，更广泛，更少的磁盘污染的观察挑战先前的说法，即30%至50%的场凸起或椭圆星系处于蓝色，恒星形成阶段，z < 1。我们的结论是，在z ~ 1的场球和椭圆星系，像在相同的红移明亮的早型星系团星系，已经占主导地位的金属丰富，老恒星星族，已经从一个形成时代早于z ~ 1.5衰落。（节略）
2004-11-30 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
Constraining the Star Formation Histories of Spiral Bulges
本文报道了四个螺旋球短轴方向的长缝光谱观测。并将螺旋凸起中心线强度与其它形态的中心线强度进行了比较。的凸起被发现有中心线强度相当于那些单一的恒星星族（SSP）的太阳丰度或以上。在线强度中观察到负的径向梯度，类似于椭圆星系中的那些。膨胀的数据是一致的Mg 2之间的相关性，并在椭圆星系中观察到的中心速度色散。与椭圆星系相反，中心线强度位于<Fe>Worthey（1994）太阳丰度比（SSP）确定的Mg 2和Mg 2范围内。太阳丰度比的含义表明螺旋星系和椭圆星系的恒星形成历史的差异。利用Worthey（1994）的SSPs，我们用一个星系化学演化的“单带下降”模型来约束样本中可能的恒星形成历史。我们发现，<Fe>Mg 2和H β线强度在这些凸起中观察到的不能复制使用原始塌陷模型的形成，但可以复制的模型与扩展的气体和恒星形成（2-17 Gyr）在该地区建模。其中一个星系（NGC 5689）的中心星群的光度加权平均年龄约为5 Gyr，支持恒星形成期延长的观点。在Sa星系NGC 3623的中心观察到运动学子结构，可能与金属丰度的中心尖峰有关。
1999-08-26 astro-ph
The Luminosity-Metallicity Relation for Bulges of Spiral Galaxies
获得了28个旋涡星系球核的光学积分谱。通过对每个星系应用适当的孔径大小，盘星光的不可避免的污染已经被小心地最小化，并设置为总恒星光的$\sim$ 1/7。该样品涵盖了广泛的隆起光度和形态。Mg $_2$指数显示出与球丘内禀光度的紧密相关性，类似于椭圆星系已知的关系，并且在较暗的星等上有所扩展。其他特征如CaIIK、CN、G带和TiO也显示出与隆起光度相似的变化趋势。相反，Fe 5270和Fe 5335铁线显示出恒定的等效宽度-在一定的分散度内-对于所有凸起。一个简单的应用程序的恒星星族合成模型表明，镁应该是最增强相对于铁在最明亮的凸起。就结构参数而言，凸起确实与椭圆在基本平面上占据相同的区域。总之，目前的研究倾向于这样一种观点，即大部分恒星在形成时只受到盘材料的中等或可忽略的影响，可能是通过与驱动椭圆星系形成的过程非常相似的过程。
1996-04-23 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
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
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
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
Integrated Stellar Populations of Bulges: First Results
我们目前的第一个结果，从一个正在进行的调查的恒星星族的凸起和内部磁盘的螺旋在不同的点沿哈勃序列。特别是，我们正在研究的假设，早期型螺旋的凸起类似于（事实上可能最初是）中等光度的椭圆形，而后期型螺旋的凸起是由动力学不稳定性形成的。Sa-Sd螺旋中心区域的吸收线光谱与恒星星族模型相结合，以确定综合平均年龄和金属丰度。这些年龄和金属丰度被用来调查恒星星族之间的差异，这些螺旋的凸起和内盘之间的凸起和椭圆，试图把观测的限制螺旋凸起的形成机制。
1998-10-22 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
Bulges on the Fundamental Plane of Early-Type Galaxies
在一个正在进行的努力，以研究银河系隆起的形成和演化，我们已经调查了19个隆起的基本平面（FP）上的S 0-Sbc型的位置。我们发现，无论是在B和K波段的凸起，谎言接近，但略低于由椭圆和S 0定义的FP，即稍亮。有迹象表明，后来形态类型的隆起位于我们样品中其他隆起的下方。FP的结果是一致的图片，从我们最近的分析HST的颜色，即凸起是老的，除了Sbc星系。事实上，隆起如此接近椭圆星系和S 0 s的FP，这意味着它们的形成时代一定是相似的，最多比星系团Es和S 0 s早2.5 Gyr，而且周围的盘不会显著影响它们的结构。
2002-05-13 astro-ph
Line Strengths and Line Strength Gradients in Bulges along the Hubble Sequence
我们提出的第一个结果的全面调查深长缝光谱沿短轴的边缘上的旋涡星系的凸起。我们的研究结果表明，在凸起的恒星星族是相当古老的，包括一系列的金属丰度。隆起的光度加权年龄范围从椭圆星系团到轻微的“膨胀”（不过只有几个Gyr）。它们的$α$ /Fe元素比是典型的超日型，与在巨型椭圆星系中发现的一致。球丘的径向线强度梯度与球丘的光度有关。一般来说，这些发现更符合“耗散结构”模型的预测，而不是“长期进化”模型。
1999-10-01 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
From Supermassive Black Holes to Dwarf Elliptical Nuclei: a Mass Continuum
相当多的证据表明，超大质量黑洞存在于大质量星系凸起的中心。在较低的星系质量范围内，许多矮星系包含极其致密的核，结构上类似于大质量的球状星团。我们发现，这两种类型的中央大质量天体（CMO）定义一个单一的CMO质量和它们的宿主星系球状体的光度之间的关系。等效地，M_CMO在4个数量级上与宿主球体质量成正比。我们注意到，Cote et al.（2006）同时独立地确认了这一结果，另见Ferrarese et al.（2006）。因此，我们认为dE，N核可能是超大质量黑洞的低质量类似物，并且这两类CMO可能都是从相似的初始形成过程发展起来的.这两种CMO的重叠质量间隔很小，这表明当M_CMO > 10^7 M_sun时，黑洞的形成是非常有利的，这可能是因为初始气体向中心的流入太快太猛烈，以至于恒星的形成无法有效地发生。
2006-04-03 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
Bulge/Disk Segregation in the Universe
本文综述了宇宙中球盘分离的观测结果，重点讨论了在星系团中观测到的分离是局部的还是全局的，以及在大尺度上是否存在球盘分离。在星系团的核心中，高密度的富膨胀星系可以用几个流行的物理过程来解释：1）偏置的早期椭圆形形成，2）由于潮汐破坏了为盘提供燃料的气体库，盘的形成失败，3）星系际气体对盘中气体的冲压压力剥离，（4）旋涡星系合并为椭圆星系（这是本文的重点）。概述了一个全球设想方案，其中包括每一个进程。
1993-10-28 astro-ph
On the Formation of Bulges and Elliptical Galaxies in the Cosmological Context
我们研究了热球状系统的形成框架内的情况下，星系形成和演化是有关的温和的质量聚集的历史和原始的角动量的原星系，都定义的宇宙学初始条件。我们探讨两种情况：（1）热球状系统是由恒星盘的动力学不稳定性形成的;（2）球状系统是在气体在离心平衡下落入盘之前的耗散坍缩过程中形成的。在前一种情况下，我们发现它与晚型星系的观测符合得很好，而在后一种情况下，与最近的说法相反，我们发现潮汐稳定性判据并不容易达到。在暗物质晕中耗散坍缩的气体应该是非常致密的，而且团块应该非常致密，以避免恒星形成单位的潮汐破坏。
1998-08-17 astro-ph
Spheroid and disk signatures in galaxy bulges
本文综述了近年来在鼓包结构和动力学方面的研究进展。这些方面的链接星系的膨胀要么扁球体类似于椭圆星系或快速旋转，扁平的系统更接近的产品磁盘内部的转换，突出显示。本文回顾了对由HST数据得到的表面亮度轮廓的分析，指出HST探测到的未分辨的核成分使从地面得到的表面亮度轮廓的确定产生了偏差;在星系凸起中实际上不存在r^1/4轮廓。讨论了吸积N体模型对表面亮度轮廓形状的预测。本文研究了椭圆星系基本面上核球的位置，以推断核球粒子年龄和核球动力学结构的线索。凸起的内部动力学的运动学诊断检查。最后，本文提出了一种新的星系运动学分析方法，即用单个恒星星族模型的合成光谱代替标准恒星模板。
2003-01-31 astro-ph
Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies: Switching from Very Bright to Very Dim
相对论流出（主要在射电中观测到）是银河系恒星质量黑洞和超大质量黑洞（SMBH）的一个特征。同时对银河系源的射电和X射线观测表明，在低吸积率下外流很强，但在高吸积率下外流急剧减弱或完全消失，表明吸积流的结构变化。可以合理地假设SMBH遵循相同的趋势。对于附近椭圆星系和星系团中的低光度SMBH，最近的观测强烈表明，外流在保持气体热（机械反馈）方面发挥着核心作用。如果流出物在SMBHs中以类似于银河系源的行为的高吸积率被淬灭，那么直接的结果是快速吸积SMBHs的相对较弱的反馈。我们认为，椭圆星系和他们的中央引擎，然后应通过两个阶段的演变。早期，中央SMBH通过以近爱丁顿速率吸积冷却气体而快速增长，具有高辐射效率，但对下落气体的反馈较弱。当黑洞已经成长到足够大的质量，其反馈（辐射和/或机械），尽管气体加热效率低，能够抑制气体冷却时，这个阶段结束。在此之后，系统切换到一个稳定的状态，对应于被动演变的椭圆，当吸积率和辐射效率非常低，但气体加热效率高，能量输入从相对论流出保持气体热。
2005-08-23 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
Structural properties of discs and bulges of early-type galaxies
我们用星系的EFAR样本研究了早型星系的光分布。我们将星系的二维光分布分解为具有Sersic径向光分布的扁平球状分量和具有指数光分布的倾斜盘分量。我们发现，最明亮的，隆起占主导地位的椭圆星系有一个相当广泛的分布在Sersic轮廓形状参数n_B，中值约为3.7和σ ~0.9。其他星系有较小的n_B值，这意味着球状体通常比n_B=4的德沃库勒定律轮廓更不集中。我们的光分解结果是可靠的，即使没有运动学信息，我们不能证明球状体和盘确实是压力和旋转支持的恒星系统。如果我们假设所探测到的球状体和盘确实是分离的成分，我们可以得出以下结论：1）球状体和盘的尺度大小是相关的：2）球球与总光度比、球球有效半径和球球nB值都是正相关的; 3）椭圆星系的二维空间密度分布（光度，尺度尺寸）平面可用Schechter光度函数和对数正态尺度尺寸分布来描述; 4）在最亮光度处，椭圆星系的尺度分布与亮旋涡星系相似;在较暗的光度下，椭圆尺度尺寸分布的峰值明显小于螺旋星系分布的尺寸;和5）早期星系的核球部分通常比旋涡星系的盘小1.5到2.5倍，而早期星系的盘部分通常是旋涡星系盘的两倍大。[删节]
2004-10-05 astro-ph
The Importance of Dry and Mixed Mergers for Early-Type Galaxy Formation
我们使用半解析建模技术来研究当今椭圆星系的祖先形态。我们发现，独立的环境，合并的核球为主的星系（早期类型）的分数随时间的增加。明亮的现今椭圆星系与$M_{B} \lesssim -21$的最后一次主要合并优先发生在隆起主导星系之间，而那些与$ M_{B} \sim -20$的椭圆星系主要经历了隆起主导星系和盘主导星系之间的最后一次主要合并。独立于特定的模型假设，超过50%的现今椭圆形的集群与$M_B \lesssim -18$有最后一个主要的合并，而不是通常预期的螺旋在标准的合并方案。
2003-03-24 astro-ph
