A low-luminosity type-1 QSO sample: I. Overluminous host spheroidals or undermassive black holes?
认识类星体（QSO）的宿主星系的性质对于理解中心超大质量黑洞（BH）及其宿主星系的共同演化是至关重要的。我们选择了汉堡/ESO调查明亮的紫外线过量类星体的子样本，只包含99个最近的类星体，红移z<=0.06，这些类星体足够接近，可以进行详细的结构分析。我们利用BUDDA对20个星系进行了近红外J、H、K波段的孔径测光和球盘棒活动星系核分解。从这20个天体的光度分解和对另外26个天体图像的目视检查中，我们发现约50%的宿主是盘星系，其中大多数（86%）是棒星系。恒星的质量，根据不活跃星系的颜色，从参数模型计算，范围从2x10^9 M_sun到2x10^11 M_sun。单历元光谱测量的黑洞质量范围从1 × 10^6 M_sun到5 × 10^8 M_sun。与光度较高的类星体样本相比，低亮度类星体的恒星质量和BH质量往往较低。此外，在有效半径与基本平面的平均表面亮度投影，它们位于明亮的类星体和“正常”星系之间的过渡区。这可以被看作是进一步的证据，他们可以被描绘成一个“桥梁”之间的本地塞弗特人口和发光类星体在更高的红移。11个低光度类星体，我们有可靠的形态分解和BH质量估计低于公布的BH质量与不活跃星系的隆起光度关系。这可以部分地解释为活动星系的凸起比不活动星系的凸起包含更年轻的恒星星族。此外，人们可能会怀疑它们的黑洞质量不足。这可能暗示宿主球状体的生长先于BH的生长。
2013-12-17 astro-ph.CO
Empirical Constraints on the Coevolution of Supermassive Black Holes and their Host Spheroids
通过考察MBH-σ关系中的内禀散射与星系辐射热核光度之间的关系，研究了MBH-σ关系的演化，后者是探测黑洞吸积率的一种方法.我们的样本是由星系的经典隆起时，可能的，其中38个动态测量的黑洞质量，和17个黑洞质量测量混响映射。为了得到低核光度星系的辐射热核光度，我们将Chandra测量的X射线核光度转换为辐射热光度。我们发现MBH-σ关系中的散射与核光度在7个数量级以上不相关，高光度端接近爱丁顿光度。这表明，在目前的时代，星系的发展沿MBH-σ关系。这一结论与黑洞与其宿主恒星球状体同时生长的标准范式是一致的。
2011-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation history, structure and dynamics of discs and spheroids in simulated Milky Way mass galaxies
我们研究了恒星盘和球状体在八个模拟的星系形成银河系质量晕在一个拉姆达冷暗物质宇宙学。本系列的第一篇论文集中在光盘的性能。在这里，我们扩展这种分析，以研究如何形成的历史，结构和动态的磁盘和球状体的组装历史和结构的晕。我们发现圆盘一般都很年轻，恒星的年龄跨度很大：最年轻的恒星形成薄圆盘，轨道接近圆形，而最古老的恒星形成较厚的圆盘，旋转速度比薄组件慢2倍，速度色散大2 - 3倍。与圆盘不同，球状体形成较早，时间尺度较短，并且主要由速度弥散控制。我们发现它们的结构多种多样。内部区域是棒状或隆起状的，而扩展的外部晕则富含复杂的非平衡结构，如恒星流、壳和团块。我们的星盘具有非常高的原位分数，即大多数恒星都是在星盘本身形成的。然而，有一个不可忽略的贡献（~15%）来自几乎共面轨道上的卫星。球状体的内部区域也有相对较高的原位分数，但其外部恒星星族的65 - 85%是吸积的。我们分析的圆周速度，旋转速度和速度色散的磁盘和球状体，无论是气体和恒星，显示的动力学结构是复杂的，作为一个结果的非平凡的相互作用之间的冷却和SN加热。
2011-05-03 astro-ph.CO
A possible physical connection between helium-rich stellar populations of massive globular clusters and the UV upturn of galactic spheroids
利用解析模型和数值模型讨论了大质量球状星团中的富氦（Y > 0.35）恒星星族与银河系球状体紫外线（UV）上转之间可能存在的物理联系。在我们的模型中，所有的恒星最初都是由巨分子云（GMC）形成的束缚或非束缚星团（SC），SC最终可以成为GMC，疏散星团和场星取决于其宿主GMC的物理性质。该模型的一个重要组成部分是，富氦恒星几乎完全由大质量渐近巨星分支（AGB）恒星喷出的气体形成。富氦恒星的形成被认为是发生在大规模的SC，如果祖GMC的质量大于阈值质量（M_thres）。这些大质量的SC最终可以成为大质量的GC或富氦的场星，这取决于它们是否被分解。利用这个模型，我们证明了如果银河系球状体的初始质量函数（IMF）是轻微的头重脚轻，那么当M_thres=10^7 M_sun时，富氦主序星的质量分数（F_He）可以达到~ 0.1。发现F_He依赖于IMF和M_thres，使得对于较浅的IMF和较小的M_thres，F_He可以较大。在几乎所有的模型中，银河系球状体的内部区域都显示出较大的F_He。基于这些结果，我们认为，如果椭圆星系的紫外线向上翻转是由于较大比例的富氦恒星，那么起源可以密切相关的头重脚轻的IMF的星系。
2011-12-22 astro-ph.CO
A Method for Measuring (Slopes of) the Mass Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了一种直接从恒星光谱数据测量矮球状（dSph）星系内质量分布斜率的方法，而不采用暗物质晕模型。我们的方法结合了两个最近的结果：1）球对称，平衡牛仔裤模型意味着halflight半径和（平方）恒星速度色散的产品提供了一个估计的质量内halflight半径的dSphs恒星组件，和2）一些dSphs有化学动力学不同的恒星\textit{sub}组件，独立跟踪相同的引力势。我们设计了一种统计方法，使用恒星的位置，速度和光谱指数的测量来区分两个dSph恒星子组件，并估计其各自的halflight半径和速度色散。对于一个dSph与两个检测到的恒星子组件，我们得到的估计封闭在两个离散点在同一质量分布，立即定义一个斜率。应用到已发表的光谱数据，我们的方法区分恒星的子组件在天炉座和玉夫座dSphs，我们测量的斜率$Γ\equiv Δ\log M / Δ\log r=2.61_{-0.37}^{+0.43}$和$Γ=2.95_{-0.39}^{+0.51}$，分别。这些值与每个星系中心几百秒差距内密度恒定的“核心”一致，并排除了“尖形”纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）轮廓（所有半径的$d\log M/d\log r \leq 2$），分别具有$\ga 96%$和$\ga 99%$的意义。合成数据的测试表明，我们的方法倾向于系统地高估的内部恒星子组件的质量比外部恒星子组件的更大的程度，因此低估的斜率$…
2011-09-07 astro-ph.CO
Size Evolution of Spheroids in a Hierarchical Universe
我们提出了慕尼黑半解析层次星系形成模型的更新版本的基本预测，通过合并和磁盘的不稳定性增长膨胀。总的来说，我们发现，低于Ms ~ 10^11 Msun的球状体通过盘不稳定性和合并的混合作用来增大它们的尺寸，而高于Ms ~ 10^11 Msun的星系主要通过合并来演化。在主要合并中包括气体耗散，有效地缩小了星系，特别是那些最终质量Ms < 10^11 Msun的最富气体的星系，改善了与不同观测值的匹配。我们发现，在固定恒星质量下，预测的散射尺寸仍然比观测到的大40%以下。平均而言，在固定恒星质量的情况下，更高红移的球状体更紧凑，而在固定红移和恒星质量的情况下，更大的星系往往更容易形成恒星。更具体地说，虽然对于膨胀主导的星系，该模型设想了一个几乎与质量无关的尺寸减小，但预测的中等质量星系的尺寸演化更为复杂。z=2的大质量星系的祖先，质量在Ms附近，在z=0时B/T>0.7，被发现大多是盘状主导星系，中值B/T约为0.3，只有约20%的星系仍然是膨胀主导的。该模型还预测，生活在更大质量晕中的中心球状体在固定恒星质量下往往具有更大的尺寸。包括主机晕质量依赖计算速度色散，允许模型正确地再现与恒星质量的相关性。我们还讨论了基本面，与星系年龄的相关性，伪凸起的结构特性，以及与中心黑洞的相关性。
2012-09-15 astro-ph.CO
A Herschel-ATLAS study of dusty spheroids: probing the minor-merger process in the local Universe
我们使用来自Herschel-ATLAS、WISE、UKIDSS、SDSS和GALEX的多波长（0.12 - 500微米）光度计，研究了23个附近具有显著尘埃带（DLSG）的球状星系。DLSG被认为是最近的小合并的残余物，使它们成为研究球状体的星际介质和附近宇宙中小合并驱动的恒星形成的理想实验室。DLSG的恒星形成率（SFR）在0.01 ~ 10 MSun yr^-1之间，中值为0.26 MSun yr^-1（比平均SG大3.5倍）。这些星系中的尘埃质量中值、尘埃与恒星质量比和尘埃温度分别约为10^7.6 MSun yr^-1、~0.05%和~19.5 K。尘埃质量至少是恒星质量损失的50倍，并且像SFR一样，与星系光度没有相关性，这表明ISM和恒星形成都有外部驱动因素。采用文献中的气体尘埃比和恒星形成的历史，从适合全色测光，我们估计，在这些系统中的中值电流和初始气体-恒星质量比分别为~4%和~7%。如果像最近的工作所指出的，在球状体中驱动恒星形成的小合并（NUV-r）>3.8（我们的DLSG的颜色范围）具有1：6和1：10之间的恒星质量比，那么卫星气体分数可能> 50%。
2013-07-30 astro-ph.CO
Morphology and star formation in IllustrisTNG: the build-up of spheroids and discs
使用IllustrisTNG模拟，我们调查的星系形态和恒星形成之间的联系，在中央星系的恒星质量范围$10^9-10^{11.5}~\mathrm{M}_{\odot}$。我们量化星系形态的恒星组件的运动学分解成一个球状体和光盘组件（球状体总比，S/T）和恒星质量密度分布（$C_{82}$）的浓度。S/T与恒星质量和恒星形成活动相关，而$C_{82}$只与恒星质量相关。总体而言，我们发现S/T和$C_{82}$的观测估计值具有良好的一致性。低质量和高质量星系主要是由随机恒星运动，而只有中等质量星系（$M_{\star}\approx10^{10}-10^{10.5}~\mathrm{M}_{\odot}$）主要是由有序旋转。高质量星系是典型的高浓度球状体，而低质量星系的浓度较低，这表明它们的形成通道不同。尽管我们发现S/T与恒星形成活动之间存在相关性，但在TNG模型中，当星系穿过绿谷或停止恒星形成时，星系并不一定会改变其形态，这取决于星系恒星质量和形态估计。相反，形态（S/T和$C_{82}$）通常是在星系的恒星形成阶段设定的。S/T和恒星形成之间的明显相关性是因为早期形成的星系在给定的恒星质量下平均具有更高的S/T。此外，我们还发现，合并驱动了中等质量星系中的核球形成，并导致了大质量星系中最近的球状质量组装与$M_{\star}>10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}…
2019-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early formation of massive, compact, spheroidal galaxies with classical profiles by violent disc instability or mergers
我们使用一套AMR流体宇宙学模拟解决了红移$z=4$和1之间的大质量恒星球状体的形成。球状体形成为凸起，球状体质量的增长部分是由剧烈的盘不稳定性（VIM）和部分合并驱动的。对圆盘和球体的运动学分解得出，球体中的质量分数在50%到90%之间，并且在时间上大致恒定，这与从宇宙网连续馈送的圆盘的宇宙学稳态一致。球状体的密度分布通常是“经典的”，具有Sersic指数$n = 4.5\pm 1$，与其是否通过合并或合并生长无关，也与反馈强度无关。圆盘的特征是$n=1.5\pm 0.5$，整个星系的特征是$n=3\pm 1$。由于气体的耗散流入和高的宇宙密度，高红移椭球体是紧凑的。在每个星系的有效半径内，恒星的表面密度在其演化过程中在第一次增长后大致保持不变。对于恒星质量固定的星系，表面密度在红移越高时越高。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-phase galaxy evolution: the cosmic star-formation histories of spheroids and discs
从两个非常简单的公理：（1）活动星系核活动跟踪球状体的形成，（2）宇宙恒星的形成历史主要是在高红移处球状体的形成，我们导出了球状体和盘状体的恒星形成历史及其隐含的金属富集历史的简单表达式。采用Baldry-Glazebrook初始质量函数，我们使用这些关系，并应用PEGASE.2来预测z=0宇宙光谱能量分布（CSED）的球体和光盘。该模型的预测比较有利的尘埃校正CSED最近报告的银河和质量大会（GAMA）的团队从FUV通过K波段。该模型还提供了一个合理的拟合包含在球状体和光盘结构的总恒星质量最近报告的千年星系目录团队。根据我们的公理可以做出三个有趣的推论：（1）在z ~ 1.7处有一个跃迁红移，在这一点上宇宙从我们所说的“热模演化”（即，通过合并和/或坍缩的球状体形成/生长）到我们称之为“冷模演化”（即，（2）在恒星形成的主要阶段之前，几乎不需要或不需要任何预富集;（3）在目前的宇宙中，质量损失与恒星形成相当均衡，使恒星的综合质量密度接近恒定值。该模型提供了一个简单的预测的能量输出从球体和盘projenitors，球体和盘质量的积累，和宇宙的平均金属丰度富集。
2015-11-20 astro-ph.CO
The SPLASH Survey: Kinematics of Andromeda's Inner Spheroid
仙女座星系（M31）的球状组成部分在R_proj ~ 20 kpc范围内具有大尺寸、高恒星密度、高金属丰度和表面辉度分布的特征，表明它不同于银河系的任何子组成部分。在这项工作中，我们利用我们的接近和M31的外部视图来探测这个“内球体”的运动学特性。“我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析了5651颗红巨星分支恒星的Keck/DEIMOS光谱的恒星运动学，以解开M31的内部球体与恒星盘的纠缠。我们测量的平均速度和分散的球体在每一个五个空间仓后，占一个本地冷的恒星盘，以及巨大的南流和相关的潮汐碎片。这是第一次，我们检测到显着的球体旋转（v_rot ~ 50公里/秒）超过R_proj ~ 5千秒差距。速度色散从R_proj = 7 kpc时的约140 km/s减小到R_proj = 14 kpc时的120 km/s，与现有测量和模型的2 sigma一致。我们计算的概率，一个给定的恒星是一个成员的球体，并发现球体有一个显着的存在，在整个空间范围内，我们的样本。最后，我们表明，扁平的球体是由于速度各向异性，除了旋转。虽然这表明M31的内部球状体更像一个椭圆星系，而不是一个典型的螺旋星系凸起，但应该注意的是，我们的测量结果比比较样本要远得多（2 - 14 r_eff）。
2012-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star formation history of CALIFA galaxies: Radial structures
我们研究的径向结构的恒星质量表面密度（$μ$）和恒星星族年龄的函数的总恒星质量和形态的一个样本的107个星系的CALIFA调查。利用化石记录恢复了质量从10 $^9$到10 $^{12}$ M $_\odot$的球状和盘状星系的恒星形成历史。我们推导出半质量半径，我们发现星系的质量平均比光密度小15%。对于盘状星系，HMR/HMR随质量的增加而减小，但在球状星系中几乎是常数。我们发现，星系平均恒星星族年龄，恒星灭绝，和$μ$是很好的代表，他们的值在1。恒星星族年龄的负径向梯度支持由内而外的形成。较大的内部年龄梯度出现在最大质量的盘状星系中，这些星系具有最突出的凸起;较小的年龄梯度出现在类似质量的球状体中。盘状和球状星系显示出负的$μ$梯度，随着恒星质量的增加而变陡。在球状星系中，$μ$饱和在一个临界值，这是独立的星系质量。因此，所有的大质量球状星系在相同的半径（单位为）上都有相似的局部$μ$。超过1光年区域的SFH与其本地的$μ$有很好的相关性，并遵循与星系平均年龄和$μ$相同的关系，这表明本地恒星质量表面密度保持了盘的SFH。然而，球状核的SFH与恒星总质量的关系更为密切，因为尽管所有的球状体星系在$μ$中都具有相似的径向结构，但恒星年龄的径向结构随星系质量的变化而变化。因此，星系质量是一个更基本的性质在球状系统，而当地的恒星质量表面密度是更重要的磁盘。
2013-10-21 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
Nuclear Star Clusters and the Stellar Spheroids of their Host Galaxies
我们结合已发表的测光的核星团（NSC）和恒星球状体的51个低质量，早期类型的星系在室女星系团星系团的经验质光比，以补充以前的研究，探讨NSC的质量（M_{NSC}）的依赖于其宿主星系的各种属性。我们确认了M_{NSC}和发光的宿主球体质量（M_{Sph}）之间的大致线性关系，尽管具有相当大的散射（0.57 dex）。我们估计速度色散的维里定理，假设我们的样本中的所有星系共享一个共同的DM分数和动态放松。然后我们发现，M_{NSC} \sim σ^{2.73 \pm 0.29}，具有0.54 dex的略微减小的散射。这证实了最近的结果，M_{CMO} - σ关系的形状是不同的NSC和超大质量黑洞（SMBH）。我们讨论了这一结果的背景下，广义的“中心大质量物体”（CMO）的想法。为了评估哪些物理参数驱动所观察到的NSC质量，我们还进行了联合多变量幂律拟合的数据。在这一点上，我们允许M_{NSC}依赖于M_{Sph}和R_{Sph}（因此隐含地依赖于σ），以及球状星团储存器的大小。当一起考虑时，对M_{Sph}和R_{Sph}的依赖性与维里定理大致一致，因此是M_{NSC} \propto σ^2。然而，唯一具有统计学意义的相关性是M_{NSC}和M_{Sph}之间的线性比例。我们比较M_{NSC}与两个流行的模型预测NSC的形成，即i）球状星团因动力学摩擦，和ii）原位形成过程中的早期…
2012-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. V. The Relation Between Black Hole Mass and Host Galaxy Luminosity for a Sample of 79 Active Galaxies
我们利用位于$z \sim 0.36$和$z \sim 0.57$的52个活动星系的样本，在$10^{7.4-9.1} M_{\odot}$的BH质量范围内，研究了黑洞（BH）质量-球核光度关系的宇宙演化.通过一致地应用多组分光谱和结构分解的高质量凯克光谱和高分辨率的HST图像，BH质量（$M_{\rm BH}$）估计使用H $β$宽发射线结合5100流明的核光度，和隆起光度（$L_{\rm bul}$）来自表面光度。比较由此产生的$M_{\rm BH}-L_{\rm bul}$的本地活动星系的关系，并考虑到选择的影响，我们发现的形式$M_{\rm BH} / L_{\rm bul} \propto (1+z)^γ$与$γ=1.8\pm0.7$的演化，与BH增长之前的宿主星系。包括一个额外的样本27个活跃的星系与$0.5<z<1.9$采取的文献和测量的一致的方式，我们得到$γ=0.9\pm0.7$的$M_{\rm BH}-L_{\rm bul}$关系和$γ=0.4\pm0.5$的$M_{\rm BH}$-总宿主星系光度（$L_{\rm host}$）的关系。这些结果加强了我们以前的研究结果，并提供了额外的证据，为主机星系的膨胀增长主要是通过轻微的合并和/或磁盘不稳定性的磁盘到膨胀的转变。
2014-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of the formation of the stellar haloes around disc galaxies
我们使用星系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙学流体动力学模拟套件来研究银河系质量盘状星系的恒星球状体的形成。这些模拟包含了对金属依赖的辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和化学动力学的精确处理，并且已经模拟的大体积产生了前所未有的大样本~400个模拟的L_* 盘星系。模拟的星系被低质量、低表面亮度的恒星晕所包围，这些恒星晕延伸到~100 kpc甚至更远。在质量密度、表面亮度和金属丰度分布方面，弥漫的恒星分布与银河系、M31和其他附近星系的观测结果有着显著的相似之处。我们发现，在现场恒星形成通常占主导地位的恒星球状体的质量在半径r < 30千秒差距，而吸积的恒星占主导地位，在更大的半径和这种变化的起源引起的变化，在斜率的表面亮度和金属丰度轮廓，这也是目前在观测数据。然而，在球体的原位质量分数中的系统到系统的散射是大的并且跨越4倍。因此，在r < 30 kpc内，球状体密度分布的形状和归一化存在很大程度的分散（例如，当通过球形幂律分布拟合时，折射率范围为-2.6至-3.4）。我们表明，在原位的质量分数的球体是链接到系统的形成时代。平均而言，动力学上较老的系统对原位恒星形成的贡献较大，尽管这种关系中存在显着的系统间分散。因此，原位恒星形成可能代表了纯吸积模型长期失败的解决方案，以重现观察到的内球体的属性。
2011-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global structure and kinematics of stellar haloes in cosmological hydrodynamic simulations
我们使用银河系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙流体动力学模拟套件，研究银河系质量盘星系的恒星球状体的全球结构和运动学。Font等人最近证明，这些模拟能够成功地再现银河系和M31球状体的卫星光度函数以及金属丰度和表面亮度轮廓。模拟成功的一个关键是来自原位形成的恒星对球体的重大贡献。虽然外晕主要由吸积恒星组成，但在星系的主要祖先中形成的恒星在r < ~30 kpc时占主导地位。在目前的研究中，我们表明，这一组成部分主要是在原光盘在高红移，随后从光盘释放的动态加热与质量吸积。作为其起源的结果，球体的原位组件具有不同的运动学（即相对于盘的净旋转），而不是从卫星的破坏中构建的球体组件。此外，原位组分具有平坦的分布，这部分是由于其旋转。我们比较了本地星系的形状和运动学的测量，包括银河系和M31，以及更遥远星系的叠加观测。我们发现模拟的盘状星系有正确形状的球状体（在半径< ~30 kpc时，中位轴比为~0.6的扁圆形，但注意到这个数量有显著的系统间散射），并且运动学显示出两个分量的证据（由于原位与吸积），正如观察到的那样。因此，我们的研究结果增加了相当大的重量的重要性，耗散过程中形成的恒星晕和“双恒星晕”的概念。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tailored mass estimators for Milky Way dwarf Spheroidals
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本文通过拟合灵活的恒星密度模型，揭示了银河系dSph卫星在结构多样性上的影响，指出传统动态质量估计器存在高达10倍的系统性误差，并展示了对动态缩放关系的改变。
2026-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Breaking the law: the M_{bh}-M_{spheroid} mass relations for core-Sersic and Sersic galaxies
超大质量黑洞质量M_bh与宿主椭球体动力学质量M_sph之间的对数线性关系需要进行显著的修正。核心星系，通常M_bh > 2 × 10^8 M_Sun，被认为是在干合并事件中形成的，被证明可以用线性关系很好地描述，其中黑洞质量的中位数是0.36% --大约是旧的恒常值的两倍。更有意义的是，在（非伪隆起）低质量系统中，M_bh ~（M_sph）^2：具体地说，log[M_bh/M_Sun] =（1.92+/-0.38）log[M_sph/7 × 10 ^{10}M_Sun] +（8.38+/-0.17）。容纳10^6 M_Sun黑洞的“经典”球状体的M_bh/M_sph约为0.025%。这些新的关系式（i）使关系式M_bh ~ sigma ^5和L ~ sigma^x（对于明亮的，指数x等于5和2）具有一致性（M_B < -20.5等）和微弱的球状体，分别，（ii）模仿非-（iii）证明了M_bh-（Sersic n）图中的（对数线性）行为，（iii）证明了Sersic存在一个以前忽略的M_bh ~ L^{2.5}关系（即\非核心Sersic）星系，以及（iv）解决过去的冲突（在质量预测）与M_bh-sigma关系在低质量端。此外，“经典”球状体的M_bh-M_sph关系的弯曲性质将具有许多重要的含义，涉及（i）星系/黑洞形成理论，（ii）寻找基本的黑洞标度关系，（iii）其他星系中…
2012-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hiding in plain sight: An abundance of compact massive spheroids in the local Universe
人们普遍认为，紧凑、大质量、椭圆状的星系在高红移下非常丰富，但在今天的宇宙中非常罕见，这意味着它们在z ~ 2+/-0.6处的大小增加了3到6倍，成为今天的大质量椭圆星系。这些说法是基于测量星系的半光半径的研究，就好像它们都是单组分系统一样。在这里，我们确定了21个在90 Mpc以内的球状恒星系统，它们具有半光，长轴半径R_e < ~2 kpc，恒星质量0.7x10^{11} < M_*/M_Sun < 1.4x10^{11}，Sersic指数通常在n=2到3之间。在我们自己的后院里，有大量致密、巨大的球状体--其数密度为6.9 × 10 ^{-6} /Mpc ^3（或每单位恒星质量dex为3.5 × 10 ^{-5} / Mpc^3）--并且具有与高红移星系相同的物理性质，由于它们被包裹在恒星盘中，通常导致“星系”的大小明显大于2千秒差距，因此被忽视了。此外，该数密度是下限，因为它不是来自体积有限的样品。实际的密度可能更接近10^{-4} / Mpc^3，但需要进一步的工作来证实这一点。因此，我们得出结论，并不是所有的大规模的“球体”经历了戏剧性的结构和大小的演变，因为z ~ 2+/-0.6。由于早期盘状星系的膨胀主要由z ~ 2的老恒星组成，因此一些观测到的高红移球状体并没有像通常所主张的那样通过构建（3D）三轴包络来增加尺寸，并且（2D）盘的生长在过去的90 - 110亿年中…
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Millennium Galaxy Catalogue: The $M_{bh}$--$L_{spheroid}$ derived supermassive black hole mass function
利用最近修正的超大质量黑洞质量与宿主椭球体光度之间的经验关系，对千年星系表中的1743个星系进行了超大质量黑洞质量的估算. MGC球状体光度是基于$R^{1/n}$ -凸起加指数圆盘分解。大多数黑洞质量位于$10^6 M_{\odot}$和$2\times10^9 M_{\odot}$的上限之间。使用先前确定的空间密度权重，我们推导出SMBH质量函数，我们适合与Schechter函数。在$10^6< M_{bh}/ M_{\odot} < 10^{10}$上积分黑洞质量函数，得到早型星系的超大质量黑洞质量密度为（$3.8 \pm 0.6) \times 10^5 h^{3}_{70} M_{\odot}$ Mpc $^{-3}$，晚型星系的质量密度为（$0.96 \pm 0.2) \times10^5 h^{3}_{70} M_{\odot}$ Mpc $^{-3}$.误差估计从Monte Carlo模拟，其中包括在$M_{bh}$ - $L$关系的不确定性，宿主球体的光度和内在的$M_{bh}$ - $L$关系的散射。假设超大质量黑洞是通过重子吸积形成的，我们发现（$0.008\pm0.002) h_{70}^{3}$ %）的宇宙重子目前被锁定在超大质量黑洞中。这一结果与我们先前基于$M_{bh}$-$n$（S{é}rsic index）关系的估计一致。
2009-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of Black Holes in Local Dwarf Spheroidal Galaxies on Gamma-Ray Constraints on Dark Matter Annihilation
最近在矮星系中发现的黑洞的光学特征表明，低质量星系确实可以容纳中等质量的黑洞。这激发了对宿主暗物质密度分布的影响的评估，以及对暗物质湮灭截面与质量的平面上的约束的后果，源于费米大面积望远镜对来自当地矮椭球体的伽马射线的非观测。我们计算的密度分布使用三种不同的处方黑洞质量与一个给定的球状星系，并考虑到截止到密度从暗物质对湮灭。我们发现，从个别矮星的观测暗物质湮灭率的限制增强了几个高达$10^6$的因素，这取决于特定的星系，黑洞质量处方，和暗物质粒子质量。我们估计的限制，从一个样本的15个矮星，各种假设的矮黑洞的质量和暗物质密度分布绝热收缩前的综合观测。我们发现，如果局部矮椭球体中确实存在黑洞，那么，与假设无关，（i）银河系中心伽马射线过量的暗物质解释将被最终排除，（ii）将被排除的维诺暗物质质量约为3 TeV，（iii）香草热遗迹WIMPs必须重于100 GeV。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
