Accurate AGN black hole masses and the scatter in the M_{bh} - L_{bulge} relationship
本文给出了一个由H β速度色散和5100埃连续光度估算活动星系核中黑洞质量的新的经验公式。它被校准到混响映射和黑洞质量的恒星动力学估计。由此产生的质量估计与混响映射和恒星动力学估计一样准确。新的质量估计表明，在高光度星系的M_{bh} - L_{bulge}关系中，散射非常小，而在低质量星系中，散射大大增加。
2010-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 astro-ph.CO
A catalog of bulge, disk, and total stellar mass estimates for the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个目录的凸起，磁盘，和总恒星质量的估计约660,000个星系的遗产地区的斯隆数字巡天数据发布7。这些质量是基于Simard等人（2011）描述的g-和r-波段测光的均匀目录，我们在这里扩展了SDSS u，i和z波段的bulge+disk和Sersic轮廓光度分解。我们讨论的方法来获得恒星质量从这些数据通过拟合宽带光谱能量分布（SED），并表明，典型的统计不确定性的总，凸起，和磁盘恒星质量是~0.15 dex。尽管相对较小的正式的不确定性，我们认为，SED建模假设，包括选择的合成模型，消光定律，初始质量函数，和细节的恒星演化可能会贡献额外的60%的系统不确定性，在任何质量估计的基础上宽带SED拟合。我们讨论了几种方法来识别真正的凸起+磁盘系统的基础上，他们的统计可能性和分析的一维表面亮度分布，并包括这些指标的目录。对正常和无尘模型的总质量、核球质量和盘状恒星质量的估计及其不确定性在这里公开提供。
2013-11-01 astro-ph.CO
Galaxy Zoo: Bulgeless Galaxies With Growing Black Holes
超大质量黑洞的增长似乎是由星系合并、剧烈的无合并过程和/或“长期”过程驱动的。为了量化长期演化对黑洞生长的影响，我们研究了一个样本的活动星系核（AGN）的星系与一个平静的形成历史的重大合并，人口，迄今为止一直难以定位。在这里，我们提出了一个初始样本的13个活动星系核的大质量（M_* >~ 1 e10 M_sun）的无球星系-缺乏经典的凸起认为不可避免地导致合并-选择从斯隆数字巡天使用视觉分类银河动物园。参数形态学拟合证实了宿主星系缺乏经典的凸起;任何来自伪凸起的贡献都非常小（通常< 5%）。我们计算黑洞质量的两个宽线对象的样本（4.2e6和1.2e7 M_sun）和地方的下限黑洞质量的剩余样本（通常M_BH >~ 1 e6 M_sun），表明显着的黑洞增长必须是可能的合并或暴力磁盘不稳定性的情况下。黑洞的质量系统性地高于根据已建立的凸起-黑洞关系所预期的。然而，如果系统的平均Eddington比（L/LEdd = 0.065）是典型的，那么13个源中有10个与黑洞质量和恒星总质量的相关性是一致的。纯盘星系和它们中心的黑洞可能与椭圆星系和膨胀星系的形成历史非常不同的关系相一致，这意味着恒星星系演化和动力学的细节可能不是星系和黑洞共同演化的基础。
2012-12-05 astro-ph.CO
Precise Black Hole Masses From Megamaser Disks: Black Hole-Bulge Relations at Low Mass
黑洞与核球的相关性极大地影响了过去十年来对星系演化的研究。目前对这些相关性的了解主要局限于高BH质量（M_BH> 10^8 M_sun），这可以通过直接的恒星、气体和脉泽运动学来测量。然而，这些物体并不代表更典型的L< L* 星系的人口统计。本研究超越了以往的局限性，探测BH是一个数量级的质量低，使用BH质量测量来自动力学的H_2O超脉泽在环核盘。脉泽跟踪开普勒旋转的环核分子盘开始在半径的零点几个pc从中央BH。Kuo et al.（2010）提出的旋转曲线模型，以极高的精度产生BH质量。我们提出了恒星速度色散测量的样本的9兆脉泽盘星系的基础上长缝观测使用的B&C光谱仪的杜邦望远镜和DIS光谱仪的3.5米望远镜在阿帕奇点。我们还执行膨胀到磁盘分解的一个子集的五个这些星系的SDSS成像。脉泽星系作为一个星系群低于椭圆星系定义的M_BH-σ关系。我们表明，现在非常精确的BH质量测量，低散射的幂律关系M_BH和sigma* 在椭圆星系中看到的是不普遍的。椭圆星系M_BH-sigma ~* 关系式不能用于推导低质量的BH质量函数或活动BH质量的零点。在高质量下运行的过程（可能是BH自调节或小合并）在低质量区域没有有效地建立M_BH-σ * 关系。
2010-07-16 astro-ph.CO
Bulges Of Nearby Galaxies With Spitzer: The Growth Of Pseudobulges In Disk Galaxies And Its Connection To Outer Disks
我们研究恒星形成率（SFR）和恒星质量在附近的盘状星系的凸起，使用SFR和恒星质量来自斯皮策和GALEX数据。在现今的SFR中，中位假球可能在8 Gyr内增加了现今的恒星质量。在我们的样本中，几乎所有星系的特定SFR（每单位恒星质量的SFR）的隆起高于外盘，这表明几乎所有星系都通过内部恒星形成来增加它们的B/T。在伪膨胀中，SFR密度与质量密度正相关，这与恒星质量是由中等的、扩展的恒星形成过程形成的相一致。此外，SFR密度和恒星质量的pseudobulges被证明是与恒星质量的外盘。经典的凸起具有最低的特定SFR，这意味着生长时间比哈勃时间更长。我们确定了一类具有核形态类似于pseudobulges，比pseudobulges显着降低特定的SFR，并更接近经典的结构参数相关性的凸起。我们的研究结果是一致的情况下，通过内部恒星形成的凸起增长是一种自然的，几乎无处不在的现象在盘星系。一些盘星系没有一个大的经典球，经过长时间的恒星形成，能够增长一个伪球。在这个意义上，具有伪球的星系很可能是无球（或“准无球”）星系，而具有经典球的星系是内部演化和等级合并的星系，它们的球质量在不同星系之间有所不同。[删节]
2009-02-18 astro-ph.CO
The Coexistence of Classical Bulges, Pseudobulges, and Supermassive Black Holes
一些S 0和早期类型的螺旋星系拥有“复合凸起”;在这些星系中，光度凸起-超过盘光的中央恒星光-由“（盘状）伪凸起”组成，具有扁平的盘状形态和相对较冷的恒星运动学，以及嵌入其中的圆形，运动学热的“经典凸起”。我推测，在这样的星系中的超大质量黑洞（SMBH）可能只与经典的凸起组件，而不是与pseudoclull组件;与SMBH质量的初步比较似乎支持这一假设。
2010-02-07 astro-ph.CO
Bulges Of Nearby Galaxies With Spitzer: Scaling Relations in Pseudobulges and Classical Bulges
我们调查的标度关系的膨胀使用膨胀盘分解在3.6微米和目前的膨胀分类为173 E-Sd星系在20 Mpc。伪凸起和经典的凸起被确定使用Sersic指数，HST形态，和恒星形成活动（跟踪8微米发射）。在近红外赝凸中，n_b = <2 and classical bulges have n_b>2，与光学中的结果相同. Sersic指数和形态学对于隆起分类目的而言是基本上等同的性质。我们确认，使用一个更强大的样本，Sersic指数的pseudobulges是不相关的与其他凸起的结构特性，不像经典的凸起和椭圆星系。此外，伪凸起的半光半径与任何其他凸起性质无关。我们还发现了一个新的表面亮度和pseudobulge光度之间的相关性，pseudobulges变得更加明亮，因为它们变得更加密集。经典的星系核球遵循众所周知的椭圆星系表面亮度、光度和半光半径之间的比例关系。我们发现，这些pseudoclugges（如所示的Sersic指数和核形态），具有较低的特定的恒星形成率是非常相似的星系模型，其中既存在一个pseudoclugges和经典的凸起。因此，仅依赖于结构指标的伪隆凸识别是不完整的。我们的研究结果，特别是那些标度关系，意味着pseudobulges是非常不同类型的对象比椭圆星系。
2010-04-29 astro-ph.CO
On the BH-galaxy relation of AGN and Narrow Line Seyfert 1 Galaxies
大质量黑洞（BH）在许多邻近星系的中心被检测到，它们与主球（球状体）的光度呈线性相关，黑洞质量约为恒星质量的0.1%。在活动星系中，BH质量最好通过反射映射（光回波）技术来测量。我们和其他人已经表明，在活动星系核的BH质量遵循相同的关系，在普通（不活跃）的星系，除了窄线活动星系核，显然有显着较低的值的BH/隆起质量（或BH/隆起光度）的比率与宿主星系的光度。BH/凸起比也被发现是强烈相关的宽线发射气体在活动核的速度色散。然而，在BH-恒星速度关系中，宽线和窄线活动星系核（特别是NLS 1）之间的差异似乎不那么明显。我们回顾了这个主题，并添加了最近的更新和建议。
2011-07-21 astro-ph.CO
The bulge masses of TDE host galaxies and their scaling with black hole mass
潮汐破裂事件（TDE）提供了一种探测超大质量黑洞（SMBH）质量分布低端的方法，因为它们只能在希尔斯质量（$\lesssim 10^8$ M $_\odot$）以下观察到。在这里，我们试图校准的缩放SMBH质量与宿主星系的隆起质量，使SMBH质量估计大TDE样本，而不需要后续的观察或外推的关系的基础上，高质量的样本。我们推导出主机星系质量使用探矿者适合的紫外-中红外光谱能量分布的主机29个观测良好的TDE BH质量估计MOSFiT。然后，我们使用SDSS和PanSTARRS成像进行详细的隆起/盘分解，并提供了一个隆起肿块的目录。对于TDE样本，我们测量SMBH和隆起质量之间的正相关性，幂律斜率为0.28，显著性为$p=0.06$（Spearmans）和$p=0.05$（Pearsons），内在分散度为0.2 dex。应用MC回归和Bootstrapping，我们发现斜率的更保守的估计是$0.18\pm0.11$，由Prospector和MOSFiT的系统误差控制。这比高SMBH质量时的斜率要浅，这可能是由于TDE样本偏向于较低质量的BH，这更容易破坏事件视界外的低质量恒星。当结合的TDE样本的高质量制度，我们发现，TDE是成功的扩展SMBH -恒星质量的关系进一步下降的质谱，并提供了一个关系在整个范围内的SMBH质量。
2022-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The black hole - bulge mass relation of Active Galactic Nuclei in the Extended Chandra Deep Field - South Survey
我们目前的研究结果，以确定是否关系，建立在当地的宇宙，质量之间的超大质量黑洞（SMBHs）和他们的宿主星系是在更高的红移。我们在扩展的钱德拉深场南巡天中建立了一个结构良好的18个X射线选择的宽线活动星系核（AGN）样本，其中0.5 < z < 1.2。这个红移范围的选择，以确保HST成像是可用的，至少有两个过滤器，括号中的4000埃的休息，从而提供可靠的恒星质量估计的主机星系占年轻和年老的恒星星族。我们计算单历元，维里黑洞质量的光谱使用广泛的镁II发射线。基本上所有的星系在我们的样本中，它们的总恒星质量的内容同意非常好，考虑到他们的BH质量，与当地的关系，不活跃的星系和活跃的SMBH。我们进一步分解成凸起和磁盘组件分别与HST点扩散函数的充分知识的总恒星质量。我们发现，约80%的样本是符合本地的M_BH-M_Bulge关系，即使72%的宿主星系显示出盘的存在。特别是，凸起为主的主机更符合当地的关系比那些突出的磁盘。我们进一步讨论了可能的物理机制，能够建立从一个扩展的磁盘的恒星在随后的八个Gyrs的凸起的恒星质量。
2012-12-12 astro-ph.CO
Transformation from spirals into S0s with bulge growth in groups of galaxies
最近的观测表明，在中等和高红移（0.2<z<0.8）的S 0数分数的时间演化在星系群中比在星系团中更显着。为了了解起源的S 0的群体，我们调查数字的形态转换的螺旋到S 0的通过组相关的物理过程。我们的化学动力学模拟表明，在群体环境中的螺旋可以强烈地影响重复缓慢遇到的群体成员星系，使那些薄磁盘和突出的螺旋臂结构可以转化为S 0的厚磁盘和没有突出的螺旋臂结构。这样的潮汐相互作用也会在螺旋星系的凸起内引发重复的星爆，从而显著增加其凸起的质量。由于在膨胀生长期间，最初以螺旋方式快速消耗气体，S 0可以变得贫气体。以这种方式由螺旋形转变而来的S 0，在其凸起的内部区域拥有年轻且富含金属的恒星星族。模拟的S 0 s有较低的最大旋转速度和平坦的径向视线速度色散曲线相比，他们的祖先螺旋。由于潮汐相互作用而形成的S 0的形成过程不仅取决于祖螺旋的质量和轨道，而且还取决于群质量。在这个螺旋形到S 0的形态转变过程中，相当一部分（10-30%）的恒星和气体可以被剥离，这样就可以形成群内恒星和气体。在此基础上，我们讨论了群中S_0的结构、运动学、化学性质和Tully-Fisher关系。
2011-05-03 astro-ph.CO
On the Correlations between Galaxy Properties and Supermassive Black Hole Mass
我们使用一个大样本的上限和准确估计的超大质量黑洞质量加上图书馆的主机星系速度色散，旋转速度和光度参数提取斯隆数字巡天i波段图像建立SMBH和主机星系参数之间的相关性。我们测试是否质量的黑洞，MBH，从根本上是由本地或全球星系的属性。我们探讨了MBH与恒星速度色散σ、星系球光度、星系球质量Sersic指数、星系球平均有效表面亮度、星系光度、星系恒星质量、最大圆速度Vc、星系动力学和有效质量之间的相关性。我们验证的MBH-西格玛关系的紧密性，并发现与其他星系参数的相关性不产生更紧密的趋势。我们没有发现的MBH-西格玛关系的酒吧和unbarred星系的差异。伪凸起的MBH-sigma关系也是粗糙的，并且具有与涉及经典凸起的MBH-sigma关系不同的斜率。MBH-凸起质量不像MBH-sigma关系那么紧密，尽管凸起质量被证明是比凸起光度更好的MBH代理。我们发现MBH和Sersic指数之间的相关性相当差，这表明MBH与凸起光浓度无关。MBH和星系光度或质量之间的相关性并没有比MBH sigma关系有明显的改善。如果Vc是暗物质晕质量的替代物，那么MBH-Vc关系的大离散度表明MBH与重子的耦合程度更高，而不是与暗物质的耦合程度更高。我们已经测试了MBH标度关系中的第三个参数的需要，通过各种线性相关的凸起和星系参数，只确认SMBH的基本平面主要是由西格玛驱动，由于有效半径的小倾斜。（节录）
2011-10-30 astro-ph.CO
Study of stellar populations in the bulges of barred galaxies
我们获得了20个早型棒星系的长缝光谱，研究了棒星系在星系球形成中的影响。通过与恒星星族模型的比较，测量了线强度指数，并将其用于推导球核区的年龄和金属丰度梯度。还对文献中无棒星系的类似数据进行了相同的分析。在给定的速度色散（σ）下，棒星系的凸起似乎比无棒星系的凸起更富含金属，这是由一些金属丰度敏感指数测量的。有迹象表明，α-元素相对于铁的相对丰度比，[E/Fe]，来自于有棒星系的凸出部分，在给定的σ下，倾向于高于无棒星系的值。大多数凸起的金属丰度梯度是负的，朝向凸起的端部的金属丰度较低。梯度值显示了一个大的分散与西格玛低于150公里/秒的星系。年龄分布与核环或内盘等隆突亚结构的存在有关。凸起和酒吧的金属丰度是非常好的相关性，表明两个组件之间的富集历史的密切联系。与具有相同形态类型、相同中心速度色散和低倾角的无棒星系相比，早型棒星系的核球可能经历了不同的化学富集。暗示的恒星星族差异将有棒星系和无棒星系的凸起分开，凸起的金属丰度和棒的存在之间存在着强烈的联系，这表明它们都是在导致快速和大规模恒星形成的过程中同时形成的，可能与棒的形成有关。
2011-01-11 astro-ph.CO
Characterization of a sample of intermediate-type AGN. II. Host Bulge Properties and Black Hole Mass Estimates
研究了10个中间型活动星系核（AGN）的主核球性质及其与黑洞质量的关系。我们的样本主要由早期类型的螺旋，其中四个托管一个酒吧。对于其中的70个$^{+10}_{-17}%$星系，我们已经能够确定核球的类型，并发现这些天体可能具有一个假核球或经典核球/假核球的组合，这表明假核球可能在中间型活动星系核中很常见。在我们的样本中，50个\pm 14%的物体显示双峰发射线。因此，狭窄的双峰发射线似乎是经常在星系窝藏一个pseudoclull或经典的隆起/pseudoclull的组合。根据隆起类型，我们使用相应的$M_{BH} - {σ*}$关系估计了黑洞的质量，并发现它们的范围为：5.69 $\pm$ 0.21 $<$ $\log M_{BH}^{σ*}$ $<$ 8.09 $\pm$ 0.24。将这些$M_{BH}^{σ*}$值与从H $β$的半高宽得到的质量和从它们的SDSS-DR 7光谱（$M_{BH}$）得到的5100 nm处的连续光度进行比较，我们发现10个星系中有8个（80 $^{+7}_{-17}$ %）的黑洞质量在3倍以内是相容的。这一结果支持了中间型活动星系核的$M_{BH}$和$M_{BH}^{σ*}$与1型活动星系核相同的观点。然而，当考虑凸起的类型时，样本的7个（43个$^{+18}_{-15}%$）对象中只有3个对象的$M_{BH}^{σ*}$和$M_{BH}$在3…
2012-12-06 astro-ph.CO
Times, environments and channels of bulge formation in a LambdaCDM cosmology
我们分析了两个独立开发的星系形成模型的预测，研究的机制，环境和特征时间的隆起形成的Lambda CDM宇宙演化。对于每个模型，我们测试了不同的凸起形成处方，以量化不同渠道的相对重要性。结果表明，星系质量与晕质量之间的强相关性，以及大质量星系更丰富的合并历史，自然会导致星系质量与形态之间以及晕质量与中央星系形态类型之间的强相关性。大部分的核球质量是通过大小合并获得的，但盘的不稳定性起着重要的作用，特别是对于中等质量的星系。我们发现，磁盘不稳定事件的建模，以及星系合并的时间，可以显着影响的时间膨胀形成，不同的渠道的相对重要性。膨胀主导的星系通过主要的合并获得它们的形态，但这可以通过冷却周围热晕的气体来改变。我们发现，光盘再生是一个不可忽视的组成部分的鼓包占主导地位的星系的演化，特别是低到中等质量，在高红移。
2011-02-15 astro-ph.CO
Masses and Accretion Rates of Supermassive Black Holes in Active Galactic Nuclei from the INTEGRAL Survey
本文对INTEGRAL天文台在银道面外（|b| > 5度）硬X射线能带（17-60 keV）观测到的活动星系核（z<0.15）附近的68个超大质量黑洞（SMBH）的质量进行了估算。SMBH质量与（1）恒星核球的红外光度（来自2 MASS数据）和（2）宽发射线的特征（来自RTT-150数据）之间的众所周知的关系已经被使用。与更准确的SMBH质量估计的混响映射技术和直接的动态测量的比较也取得了几个对象。从与隆起光度的相关性中得到的SMBH质量比其他方法的估计要系统地高。对所有活动星系核，都发现了辐射光度与临界爱丁顿光度的比值。对于绝大多数对象，它的范围从1%到100%。
2012-10-23 astro-ph.CO
Discovery of an active supermassive black hole in the bulge-less galaxy NGC 4561
本文介绍了对NGC 4561中钱德拉探测到的核X射线源的XMM-牛顿观测。硬X射线能谱可用一个由吸收的幂律组成的模型来描述，其中γ = 2.5^{+0.4}-0.3}，柱密度N_H=1.9^{+0.1}-0.2} × 10^{22}原子cm^{-2}。该源的吸收校正光度为L（0.2 - 10.0 keV）= 2.5 × 10^{41}尔格·秒^{-1}，测热光度超过3 \times 10^{42}尔格·秒^{-1}。根据光谱和光度，我们确定NGC 4561的核X射线源是活动星系核，其质量M_BH > 20，000太阳质量的黑洞。在这个无膨胀星系的中心存在一个超大质量黑洞，这表明黑洞的质量与膨胀特性并不必然相关，这与一般的看法相反。诸如此类的观测结果对BH的几个理论模型提出了质疑-星系共同进化是基于合并驱动的BH增长;长期过程显然起着重要作用。在软X射线光谱的源，可以很好地参数化的吸收与非太阳的一些重元素丰度的扩散热等离子体中检测到几条发射线。类似的软X射线发射观测光谱的塞弗特2星系和低光度活动星系核，表明起源于环核等离子体。
2012-09-06 astro-ph.CO
What Do Statistics Reveal About the Black Hole versus the Bulge Mass Correlation and Co-evolution?
观测数据表明，超大质量黑洞（MBH）和星系核球（Mbulge）质量之间的相关性遵循近似线性的趋势，并且与核球而不是恒星总质量（Mgal）的相关性最强。随着红移的增加，当MBH >~ 10^{8.5} Msol时，相对于z=0的Gamma=MBH/Mbulge比值似乎也更大。这项研究更密切地关注统计数据，以更好地理解MBH-Mbulge相关性的创建和观察。有可能表明，如果星系合并统计数据可以驱动相关性，那么较小的合并会导致“线性收敛”，在高质量时最为明显，而较大的合并则具有中心极限收敛，更强烈地“减少了分散”。这种统计推理对星系形态是不可知的。因此，将统计预测（更多的主要合并==>更紧密的相关性）与观察（凸起=最紧密的相关性）相结合，将导致人们得出结论，更多的主要合并（贯穿整个合并树，而不仅仅是主要分支）会产生更突出的凸起。关于有争议的发现，伽玛增加红移，这项研究表明，为什么光度函数（LF）偏置参数，采取正确的面值，加强而不是削弱的结果。然而，校正LF偏差是没有必要的，因为类星体的BH质量标度是自举到z=0的正常星系中的MBH-Sigma* 相关性，并且类星体-类星体的比较是内部一致的。在蒙特卡罗模拟中，高伽马天体是“欠合并”的星系，通过较小的合并需要更长的时间才能收敛到线性。另一个证明星系在z >~ 2时质量不足的证据是类星体宿主对于它们的预期质量来说非常紧凑。
2010-02-13 astro-ph.CO
Astrophysically Motivated Bulge-Disk Decompositions of SDSS Galaxies
我们给出了一组在红移范围0.003<z<0.05的71，825个SDSS主样本星系的膨胀盘分解。我们给每个星系都配上了de Vaucouleurs（“经典”）或指数（“伪”）凸起和指数盘。当2分量拟合不具有统计学显著性或拟合较差时，即使在存在高信噪比的情况下，也进行二维Sersic拟合。我们通过研究一个明亮的星系子样本来研究我们的2-分量拟合的鲁棒性，并且我们研究了这些拟合随分辨率和信噪比降低的系统学。我们的样本中只有30%采用两个分量拟合，其中两个分量都不为零。使用从r带模型导出的线性模板来确定双组分模型的每个组分的g-r和g-i颜色。我们尝试了一个物理分类的类型适合盘星系，伪凸起，经典的凸起，和椭圆。我们的星系分类与以前的大B+D分解样本吻合得很好。使用我们的星系分类，我们发现，彼得罗斯浓度是一个很好的指标B/T，而整体Sersic指数不是。此外，我们发现大多数的绿谷星系是核球+盘星系。此外，在从绿色到红色B+D星系的过渡中，星系的总颜色与盘颜色的相关性最强。
2012-01-03 astro-ph.CO
Surprises in Image Decomposition of Edge-on Galaxies: does Sombrero have a (classical) bulge?
草帽星系的球状体NGC 4594被认为是经典的合并形成的凸起的原型。我们使用斯皮策，IRAC 3.6微米图像来对这个星系进行详细的结构分析。如果我们只把球和盘的成分与这幅图像相吻合，那么球在质量-尺寸关系中所占的位置就接近椭圆星系。当一个外部的恒星球体被加入以改善拟合时，球状体的Sersic指数下降了约2倍，如果从表面上看，可能意味着这个球状体实际上是一个盘状的假球状体，或者从端部看是一个棒状体。球状体的有效半径和球状体与总球状体的比值也急剧下降，使球状体在质量-尺寸关系中的位置更接近球状体。我们讨论了这些发现的影响，包括在黑洞质量与凸起质量关系的草帽凸起的轨迹。有了这个新的凸起质量估计，如果只考虑凸起质量，目前对松边帽中心黑洞质量的动力学估计比预期的大10倍以上。一个更好的协议被发现，如果被认为是隆起和外球体质量的总和。此外，残留图像显示了一个恒星环和一个恒星，内环或光盘的存在，具有前所未有的清晰度。我们还表明，草帽是一个离群的盘星系的标度关系，涉及盘，球状体和球状星团系统，但不是这样，当它的结构组件被认为是独立的。在这种情况下，草帽星系的球状星团系统可能不是盘星系的代表。最后，我们讨论的可能性，草帽形成一个椭圆星系，但吸积了一个巨大的磁盘，它本身已经世俗的演变，导致在一个复杂而独特的系统。
2012-03-13 astro-ph.CO
The SAMI Galaxy Survey: flipping of the spin-filament alignment correlates most strongly with growth of the bulge
我们研究了星系的自旋轴相对于宇宙网丝的各种属性的函数的星系和它们的组成凸起和光盘的对齐。我们利用SAMI星系巡天从空间分辨的恒星运动学中识别3D自旋轴，并将星系分解为运动学凸起和盘成分。GAMA巡天被用来重建宇宙细丝。球的质量，定义为恒星质量和球与总流量之比M_bulge=M_star x（B/T）的乘积，是与自旋丝排列相关的主要参数：球质量较低的星系倾向于使它们的自旋平行于最近的丝，而球质量较高的星系则更垂直地排列。M_star和B/T分别显示了相关性，但它们并没有完全解开自旋丝排列。其他星系的性质，如视觉形态，恒星年龄，恒星形成活动，运动学参数和局部环境，是次要的示踪剂。专注于S 0星系，我们发现优先垂直对齐，与高质量的S 0星系占主导地位的信号。分别研究凸起和盘旋丝排列揭示了有关相应星系形成路径的额外信息：凸起倾向于具有更多的垂直排列，而盘根据其运动学特征和相关凸起的质量显示出不同的趋势。所观察到的自旋丝排列的翻转和凸起的增长之间的相关性可以解释为合并，这驱动两个对齐翻转和凸起的形成。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the unusually high black hole-to-bulge mass ratios in NGC4342 and NGC4291: the asynchronous growth of bulges and black holes
我们研究了两个邻近的早期星系，NGC 4342和NGC 4291，它们拥有相对于其低恒星质量而言异常巨大的黑洞。观测到的NGC 4342和NGC 4291的黑洞-凸起质量比分别为~6.9%和~ 1.9%，显著超过了典型观测到的~ 0.2%的比值。由于黑洞与凸起的质量比非常大，NGC 4342和NGC 4291分别是M_BH - M_凸起标度关系的~5.1 sigma和~3.4 sigma异常值。在本文中，我们探讨异常高的黑洞-凸起质量比的起源。基于钱德拉X射线观测的NGC 4342和NGC 4291的热气体含量，我们计算引力质量分布，并得出结论，这两个星系居住在大规模的暗物质晕，这远远超出了恒星光。NGC 4342和NGC 4291周围暗物质晕的存在，以及NGC 4342环境的深层光学图像表明，潮汐剥离，其中>90%的恒星质量损失，无法解释观测到的高黑洞-凸起质量比。因此，我们得出结论，这些星系形成的恒星质量较低，这意味着凸起和黑洞并没有同步增长。我们还发现，黑洞的质量与暗物质晕的性质有很好的相关性，这表明暗物质晕可能在调节超大质量黑洞的生长中起着重要作用。
2012-06-06 astro-ph.CO
The Atlas3D project - XX. Mass-size and mass-sigma distributions of early-type galaxies: bulge fraction drives kinematics, mass-to-light ratio, molecular gas fraction and stellar initial mass function
我们研究了薄质量面（MP）（M，sigma，Re）的（M，sigma）和（M，Re）投影，它描述了星系人口的分布。银河系性质在MP上的分布特征为：（i）一个由两个幂律组成的排斥区，在M 3e 10 Msun处有一个间断。这导致平均M-σ关系在小σ和大σ时分别与M σ ^[2.3]和M σ ^[4.7]发生断裂;（ii）质量为M 2 e11 Msun的星系将以具有盘和螺旋星系的扁平快旋星系为主的低质量星系群与以相当圆的慢旋星系为主的大质量星系群分开;（iii）低于该质量，ETG的性质分布趋于沿恒定σ线恒定;（iv）它与旋涡星系的分布形成平行序列;（v）在更低的质量下，快旋ETG和晚旋ETG的分布自然地分别扩展到矮ETG（Sph）和矮不规则星（Im）。我们通过动力学模型表明，西格玛跟踪凸起分数，这将推动观察到的趋势M/L，Hbeta，颜色，IMF和分子气体分数。我们解释这是由于两个主要效应的结合：（i）增加的凸起分数，增加西格玛，大大提高了星系的恒星形成淬火的可能性，（ii）干合并，增加星系质量沿着几乎恒定的西格玛线，同时保持人口不变。[删节]
2013-04-15 astro-ph.CO
Massive black holes in central cluster galaxies
我们探讨如何共同进化的大规模黑洞（MBH）和星系的环境效应的影响，特别是解决MBH托管在中央星系的集群（我们将这些星系一般称为“CG”）。最近，在CG中的MBH的样本与动态测量的质量有所增加，它已被建议，这些MBH质量（M_BH）偏离预期的相关性与速度色散（西格玛）和质量的凸起（M_bulge）的宿主星系：在CG中的MBH似乎是“过度膨胀”。当考虑M_BH-sigma关系时，这种差异比考虑M_BH-M_bulge关系时更明显。我们表明，这种行为源于两个自然因素的结合，（i）CG经历更多的合并涉及球状星系和他们的MBH，（ii）这种合并优先气体贫乏。我们使用分析和半分析模型的组合来研究不同环境中MBH-星系的协同进化，并发现这两个因素的组合解释了当前数据集中观察到的趋势。
2013-03-07 astro-ph.CO
Nearby Galaxies in the 2micron All Sky Survey I. K-band Luminosity Functions
差分K波段光度函数（LF）的完整样本的1613个附近的明亮星系分离的可见形态。晚型螺旋的LF遵循幂律，在低光度时上升，而椭圆形、椭圆形和膨胀主导的螺旋的LF在高光度和低光度时都达到峰值并下降。每种形态类型（E，S 0，S 0/a-Sab，Sb-Sbc，Sc-Scd）对局部宇宙中星系的整体K波段光度密度的贡献大致相等。类型平均的凸起/磁盘的比率被用来减去磁盘组件导致的预测，K-波段LF的凸起是双峰与椭圆形为主的高光度峰值，包括60%的凸起光度密度在本地宇宙与其余40%的贡献由望远镜和螺旋的凸起。总的来说，在局部宇宙中，膨胀贡献了K处星系光度密度的30%，螺旋盘构成了其余部分。如果隆起光度指示中心黑洞质量，那么我们的结果预测，黑洞质量函数也是双峰的。
2009-05-23 astro-ph.CO
2MASS photometry of edge-on spiral galaxies. I. Sample and general results
本文介绍了一个边对旋涡星系的样品，目的是研究早期和晚期边对星系的主要结构和光度参数。数据取自J、H和K_s滤波器中的2 MASS。该样本由175个K_s滤片、169个H滤片和165个J滤片组成。我们提出了每个星系图像的凸起和光盘分解。所有的星系都是用BUDDA v2.1软件包模拟的。对样品进行一般统计分析的主要结论是：（1）在n < 2的子样品中，表观隆起轴比q_b的分布可归因于从不同投影上看到的三轴向的近长球形隆起，而n > 2的隆起似乎是中等扁平的扁球体。(2)对于样本星系，球核r_{e,b}的有效半径、盘标度长度h和盘标度高度z_0具有很好的相关性。然而，比值r_{e,b} /h有明显的随n增加而增加的趋势。(3)有一个暗示，盘的基本平面，它只连接盘参数和气体的最大旋转速度，是不同的星系与不同的凸起。(4)对样品凸起的测光平面的研究表明，该平面不是平坦的，并且在n值较小时具有显著的曲率。对于凸起，这一事实以前没有注意到。(5)恒星盘的扁平度h/z_0与包括暗晕在内的球形分量的相对质量之间的明确关系，不是在无球星系中得到证实，而是在有大质量球的星系中得到证实。（节录）
2009-09-07 astro-ph.CO
The number of dwarf satellites of disk galaxies versus their bulge mass in the standard model of cosmology
本星系群中的三个主要星系，即M31、银河系（MW）和M33的球核质量与它们的矮球状星系数量之间存在着相关性。在LG之外具有类似光度的旋涡星系中也有类似的相关性。这些相关性似乎在标准的等级星系形成中并不存在。在这方面的贡献，并为第一次，我们提出了一个定量调查的期望的标准模型的宇宙学这种可能的关系使用星系目录的基础上千禧-II模拟。我们的主要样本由位于晕中心的盘星系组成，其维里质量范围与M33，MW和M31相似。对于这个样本，我们发现一个平均趋势（虽然非常大的分散）类似于在LG中观察到的一个;盘星系在较重的晕平均主机较重的凸起和大量的卫星。此外，我们研究了具有非常相似的恒星或晕质量的盘星系的子样本（但在凸起质量上跨越了2-3个数量级的范围），并没有发现卫星数量与凸起质量的明显趋势。我们的结论是，虽然对于一个广泛的星系质量范围的关系出现（这似乎是一个表现的卫星数晕质量相关性），对于一个狭窄的卫星数和膨胀质量之间没有关系的标准模型。需要进一步的研究来更好地理解标准模型对这种可能关系的期望。
2018-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive black holes do not correlate with galaxy disks or pseudobulges
已知超大质量黑洞的质量与其宿主星系的凸起部分的性质相关。相比之下，它们似乎与星系盘无关。晶体生长的假凸起在性质上介于凸起和盘之间。目前尚不清楚它们是否与黑洞以与凸起相同的方式相关，因为对伪凸起进行分类的数量太少，无法提供明确的结果。这关系到星系的哪些部分与黑洞共同进化的结论，可能是由黑洞的能量反馈调节的。在这里，我们报告的星系与动态检测到的黑洞的pseudobull分类，并结合它们与最近的测量速度分散在最大的无凸星系。这些数据证实了黑洞与盘没有关联，并且表明它们与伪凸起几乎没有关联或根本没有关联。我们认为有两种不同的黑洞进食模式。当合并驱动气体进入时，膨胀中的黑洞会迅速增长到高质量，从而产生类星体事件。相比之下，在无球星系和有伪球星系中的小黑洞则是以低能级的塞弗特星系的形式生长。前者的生长是由全局过程驱动的，因此最大的黑洞与凸起共同演化，但后者的生长是局部和随机驱动的，它们不与盘和伪凸起共同演化。
2011-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SWELLS survey - V. A Salpeter stellar initial mass function in the bulges of massive spiral galaxies
最近的工作表明，恒星初始质量函数（IMF）不是普适的，而是与星系恒星质量，恒星速度色散或形态类型相关。在本文中，我们调查个别星系内的IMF的变化。为了这个目的，我们使用强透镜和气体运动学独立测量的膨胀和磁盘组件的样本5大规模的螺旋星系与大量的膨胀组件采取的膨胀调查的IMF的归一化。我们发现，恒星质量的凸起是紧密约束的透镜和运动学数据。与质量的基础上的恒星星族合成模型拟合光学和近红外测光的比较，有利于萨尔彼得样的国际货币基金组织归一化。相反，由于与暗物质晕的简并，盘的质量不太好约束，但与以前的研究一致，与银河系型IMF一致。星系盘在2.2盘尺度长度处是次极大的，但由于凸起的贡献，星系在2.2盘尺度长度处是重子主导的。在全球范围内，我们推断的IMF标准化与恒星质量相当（> 10^11 M_sun）的早型星系的结果一致。我们的研究结果表明，一个非普遍的IMF内的不同组成部分的旋涡星系，增加了众所周知的差异，恒星星族之间的磁盘和凸起。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Selection bias in dynamically-measured super-massive black hole samples: dynamical masses and dependence on Sérsic index
我们扩展了一组本地星系之间的比较，动态测量黑洞与斯隆数字巡天（SDSS）中的星系。我们首先表明，最新的本地黑洞样本的早型星系的有效半径，光度和Sérsic指数的测量，其宿主星系的凸起，具有动力学质量和Sérsic指数分布与类似的恒星凸起质量的SDSS早型星系一致。因此，本地黑洞样本的宿主星系在结构上与SDSS星系没有区别，它们具有相似的动力学质量、光剖面和光分布。对残差的分析表明，在黑洞与星系的标度关系中，速度色散比Sérsic指数n更重要.实际上，具有Sérsic指数的残差可以归因于与隆起质量甚至速度弥散的（弱）相关性。最后，有针对性的蒙特卡罗模拟，包括影响的黑洞的影响范围的影响，并调整到再现观测到的残差和标度关系的速度色散和恒星质量，表明，至少对于星系与Mbulge > 1e10 Msun和n>5，观测到的平均黑洞质量在固定的Sérsic指数是有偏见的显着高于内在价值。
2017-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum evolution of bulge stars in disc galaxies in NIHAO
在NIHAO星系形成模拟中，我们研究了10个重子质量大于$10^{10}$ M $_\odot$的旋涡星系中球星的起源及其角动量演化。模拟的星系与观测到的特定AM和重子分量质量之间的关系和恒星膨胀与总比（$B/T$）是一致的。我们划分成光盘和凸起组件使用混合动力光度/运动学分解方法，确定所有的中心质量以上的指数盘配置文件的“凸起”的恒星粒子在$z=0$。通过对核球星粒子的追踪，我们发现平均95%的核球星形成{ \it in situ}，3%的核球星形成{ \it ex situ}，只有2%的核球星形成{ \it ex situ}在星系外.膨胀星的AM分布的演化描绘了一幅有趣的画面：最终的$B/T$比率越高，在膨胀形成过程中保留的特定AM就越多。在所有的情况下，核球星都显著地向中心区域迁移，使它们的平均银河系中心半径减小了大约2倍，与最终的$B/T$值无关。然而，在较高的$B/T$（$\gtrsim0.2$）的对象，膨胀星的速度增加和膨胀的AM几乎是保守的，而在较低的$B/T$值，膨胀星的速度降低和膨胀的AM减少。AM和$B/T$的演变之间的相关性表明，隆起和椎间盘的形成是密切相关的，不能被视为独立的过程。
2018-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulge mass is king: The dominant role of the bulge in determining the fraction of passive galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查星系双峰的起源，通过量化的内在和环境的驱动程序的相对作用，停止（或“淬火”）超过50万本地斯隆数字巡天（SDSS）星系的恒星形成。我们的样本包含z=0.02-0.2的各种星系，恒星质量为8 < log（M*/M_sun）< 12，跨越了从纯盘到球状体的整个形态范围，局部星系密度和晕质量超过四个数量级。我们利用公布的恒星形成率，并添加到我们小组最近的GIM 2D光度和恒星质量膨胀+磁盘分解。我们发现，星系的被动分数急剧增加恒星质量，晕质量，和隆起质量，与局部星系密度和隆起总恒星质量比（B/T）的依赖性不太陡峭。在内部性质固定的情况下，我们发现中心星系和卫星星系具有不同的被动分数关系。对于中心，我们得出结论，在固定的凸起质量的被动部分的变化较小，比任何其他变量，包括总恒星质量，晕质量，和B/T。这意味着猝灭机制必须与凸起最紧密地耦合。我们认为，无线电模式活动星系核反馈提供了最合理的解释所观察到的趋势。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulge-driven Fueling of Seed Black Holes
我们研究了辐射调节吸积到中等质量和大质量黑洞（BH）嵌入在一个凸起组件。利用球对称一维辐射流体动力学模拟，我们跟踪了从温度为10^4 K的冷中性气体库中吸积的黑洞的生长。我们发现包埋在球丘中的黑洞的吸积速率与r_{B,eff} /r_B成正比，其中r_{B,eff}是包含球丘引力势的有效Bondi半径，r_B是黑洞的Bondi半径.当不考虑膨胀时，来自黑洞的辐射反馈将冷吸积速率抑制到邦迪速率的约1%。然而，我们发现，BH燃料添加率迅速增加时，鼓包质量M_bulge大于临界值10^6 M_sun，并与M_bulge成正比。由于临界膨胀质量与BH中心质量M_{BH}无关，因此质量为10^2、10^4和10^6 M太阳的BH的增长率明显依赖于膨胀-BH质量比。我们的结果意味着，可能是Pop III星残余的光种子黑洞（<= 10^2 M_sun），在星系核达到临界质量之前，不能与宿主星系核球的早期组装同时通过吸积而生长。然而，可能通过直接坍缩形成的大质量BH种子（>= 10^5 M_sun）更有可能嵌入超临界核球中，因此可以有效地与宿主星系耦合并驱动M_{BH} - $σ$关系的早期演化。
2015-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of dissipation in the mass-size relation: are bulges simply spheroids wrapped in a disc?
恒星质量和星系结构子组件（如圆盘和球体）大小之间的关系是理解其形成过程的有力途径。使用非常大的星表的光度膨胀+光盘结构分解和恒星质量从斯隆数字巡天数据发布7，我们仔细定义了两个大型的子样本的球状体的定量方式，使两个样本具有相似的特性，一个重要的例外：“凸起”嵌入在一个光盘和“纯球状体”是一个单一的结构组成部分的星系。我们的膨胀和纯球体子样本量分别为76，012和171，243。当恒星质量大于~ $10^{10}$ M $_{\odot}$时，两个子样本的质量-尺寸关系相互平行，并且接近于表面质量密度恒定的线。然而，这种关系被抵消了1.4倍，这可以解释为在其形成过程中耗散的主导地位。而在光盘中的凸起的大小-质量关系是一致的气体丰富的合并，纯球体似乎已经形成了通过“干”和“湿”合并的组合。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black Hole Starvation and Bulge Evolution in a Milky Way-like Galaxy
我们提出了一个新的放大的流体动力学模拟，“Erisbh”，它遵循的宇宙演化和反馈效应的超大质量黑洞在银河系型星系的中心。ErisBH与接近银河系的类似物“Eris”共享相同的初始条件，分辨率，气体冷却，恒星形成和反馈的配方，但它也包括超大质量黑洞的形成，生长和反馈的处方。我们发现星系中心的黑洞主要是通过与来自坠落卫星星系的其他黑洞合并而增长的。气体吸积的增长是最小的，因为很少有气体达到千秒差距以下的尺度。最后一个黑洞，在z=0时，大约有260万太阳质量，它位于MBH-MBulge和MBH-sigma平面上SgrA* 的位置附近，与观测到的伪凸一致。考虑到气体吸积导致的有限增长，我们认为中心黑洞的质量在z~8时应该已经超过10^5个太阳质量。活动星系核反馈对宿主星系的影响仅限于非常中心的几百秒差距。尽管活动星系核的反馈很弱，但它的反馈似乎是造成中心隆起相对于原始厄里斯星的有限增长的原因，这导致了内部几千秒差距内的旋转曲线明显变平。此外，Eris BH的圆盘更容易不稳定，因为它的凸起较小，圆盘比Eris大。因此，ErisBH的磁盘经历了一个更强的动力学演化相对于厄里斯和z=0.3左右的弱酒吧成长为一个强大的酒吧的几个磁盘尺度长度的大小。这条磁棒在几百秒差距内引发了恒星形成的爆发，为中心的黑洞提供了适量的新燃料，并导致ErisBH的凸起在z=0时具有盒子/花生的形态。（节录）
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
