Massive black hole factories: Supermassive and quasi-star formation in primordial halos
超大质量恒星和类恒星（具有中心黑洞的大质量恒星）都被认为是形成超大质量黑洞的潜在祖先。它们预计是由大量原始晕中快速吸积的原恒星形成的。我们探讨如何快速吸积原恒星保持在Hayashi轨道，这意味着大的原恒星半径和弱吸积光度反馈。我们评估的潜在作用，能源生产的核心，并确定是什么调节这种原恒星的演化成准恒星或超大质量恒星。我们遵循收缩的特征质量尺度在快速吸积原恒星，并推断它们达到核密度的时间尺度。我们比较核燃烧的特征时间尺度与那些扩展的原恒星信封可以保持。我们发现扩展包层可以维持到3.6 × 10 ^8 \dot{m}^3太阳质量的原恒星质量，其中\dot{m}表示每年太阳质量的吸积率。我们预计核芯将在7 × 10^6年内耗尽其氢含量，如果此时吸积率\dot{m} >>0.14仍能保持，则在吸积包层内可能会形成一个黑洞，从而形成一颗准恒星。或者，吸积的物体会因引力收缩而成为主序星。由于质量为10^7太阳质量的暗物质晕中的气体储量有限，中心天体的吸积速率可能会在后期下降，这意味着超大质量恒星的形成是直接坍缩的典型结果。然而，如果维持高的吸积率，一个内部有黑洞的准恒星可能会形成。
2013-05-25 astro-ph.CO
Gas infall into atomic cooling haloes: on the formation of protogalactic disks and supermassive black holes at z > 10
利用RAMSES程序对z=10、质量为5E 7 Msun <~M<~ 2 E9 Msun的原子冷却晕进行了宇宙水模拟。我们假设原始气体和H2冷却和先前的恒星形成已经被抑制。我们分析了19晕（气体和DM）的分辨率为10（适当）pc，从总体积的~ 2 E3（共动）Mpc 3。这是最大的统计水模拟。到目前为止，在z>10的ACH研究。我们检查这些晕的形态，角动量（AM），热力学和湍流，以评估磁盘和超大质量黑洞（SMBHs）的流行。我们发现，无论是幅度或方向的AM的气体和它的父母DM晕之间没有相关性。只有3个晕形成旋转支撑的核心。两个最大的晕形成了巨大的、紧凑的、过密的斑点。这些斑点的吸积速率约为0.5 Msun/yr（距离为100 pc），可能是SMBH形成的地点。我们的研究结果表明，旋转支持的程度和晕中气体的命运是由其大规模的环境和合并的历史。特别是，形成斑点的两个晕位于宇宙网的结处，很早就冷却了，并经历了多次合并。在这些晕中的气体是强烈的，高度湍流的，马赫数为N。>~ 5.相比之下，形成旋转支撑核心的晕相对更加孤立，位于沿灯丝的中途，最近冷却，并经历了较少的合并。因此，在这些晕中的气体是不太明亮和不太湍流的（马赫数<~ 4），并且可以保留其大部分AM。其余14个晕具有中间性质。如果在更大的晕样本和额外的物理验证，我们的结果将有影响的最高红移星系和类星体的观测与JWST。
2013-01-23 astro-ph.CO
Dark matter haloes determine the masses of supermassive black holes
几乎所有星系中心的超大质量黑洞，在吸积辐射作用下所积累的能量和动量，都可以阻止甚至逆转气体的流入，这就为超大质量黑洞提供了一种自然的机制来调节它们的生长，并将它们的性质与宿主星系的性质结合起来。然而，目前还不清楚这种自我调节是否发生在黑洞引力占主导地位的尺度上，在恒星核球、星系或整个暗物质晕的尺度上。为了回答这个问题，我们使用黑洞和星系群协同进化的自洽模拟，重现了黑洞质量与其宿主星系性质之间观察到的相关性。我们首先明确地确认，BH调节它们的增长：BH注入到周围环境中的能量的量保持不变时，吸积的静止质量的能量注入的分数，是由四个数量级的变化。黑洞只是简单地调整它们的质量，以便注入相同数量的能量。然后，我们使用人工降低恒星形成率的模拟来明确证明BH质量不是由恒星质量决定的。相反，我们发现，它是由暗物质晕的质量与晕浓度的第二个依赖关系，如果晕结合能是控制BH质量的基本属性的话，这种形式是可以预期的。我们预测，暗物质晕质量与黑洞质量之间的关系的对数斜率为1.55+/-0.05，并且平均值关系周围的分散部分地反映了晕浓度-质量关系中的分散。
2010-02-16 astro-ph.CO
The SLUGGS survey: Probing the supermassive black hole connection with bulges and haloes using red and blue globular cluster systems
了解是隆起还是晕提供了超大质量黑洞生长的主要联系，对星系演化和超大质量黑洞形成本身具有重要意义。在本文中，我们探讨这个问题，通过调查河外球状星团（GC）系统，它可以用来探测物理的球和晕的宿主星系。利用更新和改进的21个星系样本研究了超大质量黑洞质量M_BH与球状星团系统速度色散σ_GC之间的关系。我们利用球状星团系统颜色的二分法，测试蓝色和红色球状星团是否与黑洞质量有不同的相关性。如果它们分别追踪晕和主星系凸起的可能不同的形成历史，这是可以预期的。我们发现，M_BH与总GC系统的速度色散相关，虽然不像Sadoun和Colin最近的工作所声称的那样强烈。我们还研究了棒星系/无棒星系和核星系/非核星系的M_BH - sigma_GC关系，发现没有显著差异，并首次定量分析了GC系统速度色散剖面中径向梯度对M_BH - sigma_GC关系的影响。此外，我们还预测了包括矮椭圆星系和cD星系NGC 3311在内的13个星系的M_BH。我们的结论是，我们目前的结果不能区分凸起/晕的情况。虽然有迹象表明红色GC速度色散可能比蓝色GC速度色散更好地与M_BH相关，但数字统计仍然太低而无法确定。
2013-04-24 astro-ph.CO
Direct detection of galaxy stellar halos : NGC 3957 as a test case
我们提出了一个直接检测的S 0星系NGC 3957的边缘上的恒星晕，使用超深VLT/VIMOS V和R图像。这是通过基于红外技术的天空相减策略来实现的。这些观测使我们能够达到前所未有的高信噪比高达15千秒差距远离星系中心，使光子噪声可以忽略不计。1西格玛的检测限为R = 30.6 mag/arcsec^2，V = 31.4 mag/arcsec^2。我们进行了彻底的分析可能影响数据的系统误差的可能来源：平场，CCD响应的差异，天空背景的缩放，扩展光晕本身，和PSF机翼。我们得出的结论是，V-R色的NGC 3957晕，计算5和8千秒差距以上的盘平面的系统误差是适度的，是一致的老的，优先贫金属的正常恒星星族，就像在附近的星系晕，从他们的解决恒星内容的研究揭示。我们没有发现支持的极端红色的颜色在早期的研究中发现的扩散晕发射，我们认为这可能是由于残留的系统误差。
2010-02-03 astro-ph.CO
Do globular clusters possess Dark Matter halos? A case study in NGC 2419
我们使用最近发表的测量球状星团NGC 2419的运动学，表面亮度和恒星的质光比检查的可能性，这星系晕卫星是嵌入在低质量的暗物质晕。NGC 2419是一个很有希望的研究目标，因为它的极端银河系中心距离和大质量将大大促进暗物质的保留。用马尔可夫链蒙特卡罗方法研究了包含恒星和暗物质组分的复合动力学模型。我们发现，不太可能有大量的暗物质（少于约1000个）。如果恒星遵循各向异性的Michie模型，而暗物质遵循双幂律模型，那么星团潮汐极限内的发光质量的6%）就可以存在。然而，我们发现，更一般的模型，使用一种新的技术，我们已经开发出计算非参数的解决方案的球形Jeans方程，建议存在一个显着的暗物质部分（约两倍的恒星质量）。因此，目前还不能完全排除NGC 2419周围存在暗物质晕的可能性，但在10弧分可见范围内的任何暗物质都必须高度集中，不能超过1.1x10^6太阳质量（99%置信度），这与对该结构可能存在前身晕的预期形成了鲜明对比。
2012-10-30 astro-ph.CO
Are small-scale sub-structures a universal property of galaxy halos? The case of the giant elliptical NGC~5128
我们提出了一个远程晕场的空间和化学的子结构分析在附近的巨型椭圆星系半人马座A（NGC~5128），位于约38千秒差距的星系中心。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机拍摄的，并向下到达水平分支。在这个相对较小的3.8千秒差距的3.8千秒差距的领域，校正泊松噪声后，我们没有发现任何统计上的强有力的证据，在恒星的空间分布的尺度大于100秒差距的小规模的子结构的存在。然而，我们确实检测到存在显着的小的空间尺度的不均匀性在恒星的中位数金属在调查领域。我们认为，这些本地化的化学亚结构可能与不完全混合的碎片从低质量系统的破坏。NGC 5128加入了晚型螺旋星系的行列，银河系的恒星晕似乎是由小尺度的空间子结构所主导，而NGC~891则在内部的面外区域检测到了局部的金属丰度变化。这表明小尺度子结构的存在可能是大星系恒星晕的一种普遍性质。
2011-01-12 astro-ph.CO
Feeding compact bulges and supermassive black holes with low angular-momentum cosmic gas at high redshift
我们使用宇宙流体动力学模拟表明，一个显着的一部分气体在高红移罕见的大质量晕几乎径向下降到他们的中心在极短的时间尺度。这一过程导致了非常致密的膨胀的形成，其特定的角动量是5-30 $smaller than the average angular momentum of the baryons in the whole halo. Such low angular momentum originates both from segregation and effective cancellation when the gas flows to the centre of the halo along well defined cold filamentary streams. These filaments penetrate deep inside the halo and connect to the bulge from multiple rapidly changing directions. Structures falling in along the filaments (satellite galaxies) or formed by gravitational instabilities triggered by the inflow (star clusters)…
2012-04-23 astro-ph.CO
Recoiling Supermassive Black Hole Escape Velocities from Dark Matter Halos
我们模拟反冲黑洞轨迹从$z=20$ $z=0$在暗物质晕，量化参数的选择如何影响逃逸速度。这些选择包括动力学摩擦的强度，恒星和气体的存在，宇宙的加速膨胀（哈勃加速），宿主晕吸积和运动，以及种子黑洞质量。$Λ$ CDM晕吸积增加逃逸速度高达0.6德克斯和显着缩短返回的时间尺度相比，非吸积的情况下。其他参数改变轨道阻尼率，但对逃逸速度有次要影响;动态摩擦在晕逃逸速度是弱的，即使是极端的参数值。本文给出了黑洞逃逸速度与宿主晕质量和红移的函数关系式。最后，我们讨论了这些发现如何影响黑洞质量大会以及最低恒星和晕质量保留超大质量黑洞。
2018-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter and no dark matter: On the halo mass of NGC 1052
NGC 1052星系群，特别是两个内部速度色散非常低的超弥散星系的发现，最近一直是备受关注的主题。在这里，我们提出了一个样本的77个球状星团与NGC 1052上获得的凯克望远镜的径向速度。它们的平均速度和速度色散与宿主星系一致。利用一个简单的示踪剂质量估计器，我们推断了NGC 1052的封闭动力学质量和暗物质分数。外推我们的测量与NFW质量配置文件，我们推断总晕质量为6.2（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$。这一质量与恒星质量-晕质量关系的预期完全一致，表明NGC 1052具有正常的暗物质晕质量（也就是说，它并不缺乏暗物质，与该星系群中的两个超弥散星系相比）。我们提出了一个相空间图显示的星系，位于投影维里半径（390千秒差距）的NGC 1052。最后，我们简要地讨论了两个暗物质缺乏星系（NGC 1052-DF和DF 4），并考虑MOND是否可以解释其低观测到的内部速度色散。
2019-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Old Massive Globular Clusters and the Stellar Halo of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4449
我们使用哈勃太空望远镜的图像显示，附近的矮星暴星系NGC 4449有一个不寻常的丰富的发光红色星团。综合测光、低分辨率光谱、动态质光比和分辨色星等图的联合约束提供了证据，证明其中一些星团是古老的球状星团。两个大质量星系团的光谱数据显示中间金属丰度（[Fe/H] ~ -1）和日下Mg增强（[Mg/Fe] ~ -0.1 ~-0.2）。其中一个星团可能是潮汐扰动矮星系的核心;另一个质量非常大（~ 3 x 10^6 M_sun）。我们还发现了一群遥远的晕状球状星团。NGC 4449与矮星系中普遍存在恒星晕的新图像相一致，对其球状星团的研究可能有助于区分吸积和这种晕的原位情景。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core mass -- halo mass relation of bosonic and fermionic dark matter halos harbouring a supermassive black hole
研究了具有超大质量黑洞的玻色-爱因斯坦凝聚体中玻色暗物质晕的核质量-晕质量关系。我们利用"速度色散跟踪“关系，根据这个关系，核$v_c^2\sim GM_c/R_c$中的速度色散与晕$v_h^2\sim GM_h/r_h$中的速度色散具有相同的量级（这个关系可以从理论论证中得到证明），以及我们在前一篇文章[P.H.沙瓦尼斯Phys. J. Plus 134，352（2019）]。对于由观测确定的给定最小晕质量$(M_h)_{\rm min}\sim 10^8\, M_{\odot}$，我们模型的唯一自由参数是玻色子的散射长度$a_s$（它们的质量$m$由最小晕的特性确定）。对于非相互作用玻色子和具有排斥自相互作用的玻色子，我们发现核心质量$M_c$随晕质量$M_h$的增加而增加，并在某一晕质量$(M_h)_{*}$处达到最大值$(M_c)_{\rm max}$，然后减小。整个系列的均衡都是稳定的。对于具有吸引自相互作用的玻色子，我们发现在质量为$(M_h)_{*}$的某个晕质量处，核质量达到最大值$(M_c)_{\rm max}$，然后再减小。在最大晕质量$(M_h)_{\rm max}\ge (M_h)_{*}$以上，这一系列平衡变得不稳定。在没有黑洞$(M_h)_{\rm max}=(M_h)_{*}$的情况下。在这一点上，量子核心（类似于稀释的轴子星）坍缩。我们对费米子暗物质…
2019-11-05 astro-ph.CO gr-qc
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elliptical galaxies with rapidly decreasing velocity dispersion profiles: NMAGIC models and dark halo parameter estimates for NGC 4494
NGC 4494是几个中等光度的椭圆星系之一，被推测有一个异常弥散的暗物质晕。我们使用chi^2-made-to-measure粒子代码NMAGIC，根据光度学和各种运动学数据构建NGC 4494的轴对称模型。扩展的运动学模型包括多个狭缝中的光谱，最大可达3.5 R_e，以及数百个行星状星云的速度，最大可达~7 R_e，从而使我们能够探测晕中的暗物质含量和轨道结构。我们使用蒙特卡罗模拟来估计置信边界的晕参数，我们的数据和建模设置。我们发现暗物质晕的真实势能在70%置信水平（C.L.）下恢复到Δ G（优值函数）<26（Δ χ ^2 <59），在90% C. L.时，Δ G <32（Δ χ ^2 <70）。这些数值远大于通常假设的70%（90%）C. L.的Δ χ ^2 = 2.3（4.6）。对于两个自由参数，也许情况依赖，但质疑的一般有效性的标准假设用于晕和黑洞质量测定。NGC 4494的最佳拟合模型在5R_e（70% C.L.）处的暗物质分数约为0.6 \pm 0.1，并嵌入在圆速度约为200 km/s的暗物质晕中。在~0.5R_e外，总圆速度曲线（CVC）在v_c = 220 km/s处近似平坦。恒星的轨道各向异性是中等径向的。这些结果是独立的假设星系的倾角，和边缘上的模型是首选。与NGC 3379和NGC 4697的速度分布也是从中心向外迅速减小相比，外CVC和暗物质晕的速度分…
2013-03-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Probing the mass relation between supermassive black holes and dark matter halos at high redshifts by gravitational wave experiments
本文通过引力波实验（LISA和PTAs）探测高红移处超大质量黑洞与暗物质晕的质量关系，基于共演化模型研究并合产生的引力波信号，为揭示黑洞演化提供新途径。
2025-09-25 astro-ph.CO gr-qc
Constraints on Individual Supermassive Black Hole Binaries from Pulsar Timing Array Limits on Continuous Gravitational Waves
脉冲星计时阵列（PTAs）对亚秒差距尺度上超大质量黑洞双星发射的连续引力波的应变振幅施加了越来越严格的限制。在本文中，我们将在特定的星系在已知的距离超大质量黑洞的动力学质量$M_{bh}$的独立信息，并使用这些额外的信息，以进一步限制这些星系是否可以主机可检测的超大质量黑洞二进制。我们估计的应变振幅从个别双星作为一个函数的二进制质量比附近的两个样本的星系：（1）直接动力学测量的$M_{bh}$在文献中，和（2）116个最大的早期型星系（因此可能主机的最大质量的黑洞）在108 Mpc的大规模调查。我们的探索性分析表明，目前的PTA上限的连续波（作为在天空中的角位置的函数）已经可以约束质量比的假设黑洞双星在我们的样本中的许多星系。对于具有较大$M_{bh}$和较小距离的星系，这种约束更强。对于在NGC 1600、NGC 4889、NGC 4486（M87）和NGC 4649（M60）中心有$M_{bh} \gtrsim 5\times 10^9 M_\odot$的黑洞，任何在PTA频带内的轨道上的双星伴星的质量比必须是百分之几或更少。
2016-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
High-redshift supermassive black hole population from core-collapse in self-interacting dark matter halos
Indian Institute of Science Education and Research Berhampur（印度科学教育研究学院贝尔汉普尔分校）
本研究提出自相互作用暗物质晕核心坍缩可产生高红移超大质量黑洞种子，通过半解析模型预测并与观测对比，给出速度依赖的暗物质参数空间。
2026-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Analytical models of supermassive black holes in galaxies surrounded by dark matter halos
本研究提出五种闭合形式的解析模型，描述被暗物质晕环绕的星系中心的超大质量黑洞，其密度分布满足相关能量条件、时空渐近平坦，含尖点与核两类模型，可通过（广义）Newman-Janis算法构建带暗物质晕的旋转超大质量黑洞。
2024-06-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A geometric distance to the supermassive black Hole of NGC 3783
利用VLTI/GRAVITY卫星的观测资料，对邻近的活动星系核（AGN）NGC 3783的宽线区（BLR）的角尺度进行了空间分辨。混响映射（RM）活动最近也获得了高质量的光变曲线，并以与重力测量互补的方式测量了BLR的线性尺寸。BLR的大小和运动学可以通过结合重力和RM数据的联合分析来更好地约束。这反过来又使我们能够获得NGC 3783中超大质量黑洞的质量，其准确度比仅从重力数据推断的准确度高出两倍。我们导出了$M_\mathrm{BH}=2.54_{-0.72}^{+0.90}\times 10^7\,M_\odot$。最后，也许是最值得注意的，我们能够测量到NGC 3783的几何距离为$39.9^{+14.5}_{-11.9}$ Mpc。我们能够测试的鲁棒性的BLR为基础的几何距离与测量的基础上的塔利-费舍尔关系和其他间接的方法。我们发现，几何距离是一致的，与其他方法在其分散性。我们探索潜在的BLR为基础的几何距离直接约束哈勃常数，$H_0$，并确定差分相位不确定性作为当前的主要限制的$H_0$测量精度为个人来源。
2021-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive black holes do not correlate with dark matter halos of galaxies
当观测到的星系足够近，使得搜索可行时，在所有含有凸起成分的星系中都探测到了超大质量黑洞。再加上观察到更大的黑洞生活在更大的凸起中，这导致了黑洞的生长和凸起的形成相互调节的信念。也就是说，黑洞和凸起“共同进化”。因此，关于黑洞和可见星系所处的暗物质晕之间存在类似相关性的报道具有深远的意义。暗物质很可能是非重子物质，因此这些报告表明，未知的奇异物理控制着黑洞的生长。在这里，我们表明-部分基于最近对无凸起星系的测量-暗物质和测量黑洞的参数之间几乎没有相关性，除非星系也包含凸起。我们的结论是黑洞与暗物质没有直接的关联。它们也与星系盘无关。因此，黑洞只与凸起共同演化。这简化了它们共同演化的谜团，因为它把注意力集中在星系合并中产生膨胀的纯重子过程上。
2011-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Resolved Stellar Halo of NGC 253
我们已经获得了麦哲伦/IMACS和HST/ACS的成像数据，解决红巨星分支恒星的恒星晕的星暴星系NGC 253。HST数据覆盖的区域很小，使我们能够准确地解释地面数据，这些数据覆盖了30%的晕，距离为30 kpc，使我们能够对本星系群之外的恒星晕的全球性质和结构进行详细的定量测量。晕的几何形状与盘的几何形状相同，非常平坦，投影轴比为b/a ~ 0.35 +/- 0.1。晕的总恒星质量估计为M_halo ~ 2.5 +/- 1.5 x 10^9 M_sun，或星系总恒星质量的6%，并具有投影径向依赖性，遵循指数为-2.8 +/- 0.6的幂律，对应于三维幂律指数~-4。我们测量的NGC 253的总光度和轮廓形状比银河系和M31的等效值要大一些，也更陡一些，但在宇宙学背景下建立的恒星晕属性的模型预测的分散范围内。晕内的结构可以在不同的尺度上看到：有一个小的kpc尺度的密度变化和一个大的架子状特征靠近中场。已经开发的技术将是必不可少的定量比较我们即将观测到的恒星晕的更大样本的晕形成的模型。
2011-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Bayesian approach to the halo galaxy - supermassive black hole connection through cosmic time
使用经验星系演化模型研究暗物质晕、星系与超大质量黑洞的共同演化，通过贝叶斯方法校准重子过程规则，重现了关键观测结果并预测了JWST和Euclid巡天的预期源数量上限。
2024-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
HALOGAS: HI Observations and Modeling of the Nearby Edge-on Spiral Galaxy NGC 4565
我们提出了21厘米的观测和模型的中性氢在NGC 4565，附近的一个边缘上的螺旋星系，作为Westerbork氢吸积在LOcal GALAXIES（HALOGAS）调查的一部分。这些模型提供洞察力的形态和运动学HI以上，以及内，磁盘。NGC 4565具有明显的翘曲和不对称的圆盘，并带有一个外展层。我们的模型提供了一个大规模的，扩展HI晕的证据。我们看到了一个酒吧和相关的径向运动的证据。此外，有迹象表明，在磁盘的径向运动，可能与一个环的密度较高。我们看到旋转速度随着盘平面以上的高度（滞后）而显著降低，在接近和后退的一半中分别为-40 +5/-20 km/s/kpc和-30 +5/-30 km/s/kpc。这种滞后只在靠近的一半的内部~4.75'（14.9 kpc）和远离的一半的内部~4.25'（13.4 kpc）中看到，这使得它成为一个径向变浅的滞后，现在在几个星系的HI层中可以看到。当比较NGC 4565和其他星系的结果时，有初步迹象表明单位面积的高恒星形成率与晕的存在有关。最后，HI在两个伴星系中被发现，其中一个明显与NGC 4565相互作用。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hunting A Wandering Supermassive Black Hole in M31 Halo -- Hermitage of Black Hole
在等级结构的形成方案中，星系通过与质量较小的星系的多次合并事件而扩大。此外，Magorrian关系表明，几乎所有的星系都被一个中心的超大质量黑洞（SMBH）占据，其质量为球体分量的$10^{-3}$。因此，SMBH预计会在星系碰撞后在其宿主星系的晕中徘徊，尽管目前缺乏这种活动的证据。我们调查了一个在仙女座星系（M31）晕中游荡的SMBH的当前合理位置。根据对$N$ -天体模拟的理论研究，M31晕中的许多子结构中的一些是大约1 Gyr前发生的一次小合并的残余。首先，要评估可能的参数空间的落轨道的祖，我们使用图形处理单元（GPU）集群进行大量的参数研究。为了减少在预期SMBH的预测位置的不确定性，然后，我们计算的SMBH的时间演化的祖先矮星系从$N$体模拟使用合理的参数集。我们的结果表明，SMBH位于晕内（距离M31中心$\sim$ 20- 50 kpc），比M31盘更靠近银河系。此外，预测的SMBH当前位置仅限于M31晕东北区域的$0\degr.6 \times 0\degr.7$观测场。我们还讨论了卫星星系下降轨道的起源及其与最近在M31周围发现的巨大薄盘状卫星星系的关系。
2014-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the Bondi Accretion Flow toward the Supermassive Black Hole of NGC 3115 with Chandra
气体在超大质量黑洞（SMBH）上进行Bondi吸积时，半径越小，温度越高。我们通过钱德拉对NGC 3115中的热气体的观测来寻找这个特征，光学观测表明它具有非常大的SMBH。我们的分析表明，我们正在解决，为第一次，吸积流动内的邦迪半径的SMBH。我们表明，温度上升对星系中心的预期在所有的吸积模型中，黑洞是引力捕获周围的气体。没有一个硬中心点源能引起如此明显的温度上升。这些数据支持邦迪半径约为4角秒~ 5角秒（188-235秒差距），表明SMBH为2 × 10^9太阳质量，这与光学结果的上限一致。Bondi半径内的密度分布具有幂律指数1.03^{+0.23}-0.21}，这与气体从周围介质的过渡和吸积流相一致。Bondi半径处的吸积速率为{ \dot M}_B = 2.2 × 10^{-2} M_sun_yr^{-1}。因此，在Bondi半径（10^{44} erg s^{-1}）处具有10%辐射效率的吸积光度比原子核的X射线光度上限高出约6个数量级。
2011-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A fast and long-lived outflow from the supermassive black hole in NGC 5548
活跃星系核中的超大质量黑洞通过强大的电离气体风排出大量物质。原型活跃星系NGC 5548已经被研究了几十年，高分辨率的X射线和紫外线观测先前已经显示出持续的电离外流。2013年，六个太空观测站的观测活动显示，原子核被一种前所未见的持久的电离气体所掩盖。它阻挡了90%的软X射线发射，并同时引起深，宽的紫外线吸收槽。这种气体的外流速度比持续外流的速度快5倍，而且在离核只有几个光日的距离处，它很可能起源于吸积盘。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
