Self-Regulated Star Formation and the Black Hole-Galaxy Bulge Relation
我们证明了星系核球中恒星的形成是通过动量反馈进行自我调节的，将恒星核球的质量限制在M_b ~ σ ^[4]。再加上活动星系核动量反馈设定的黑洞质量M_BH ~ σ ^[4]，这就产生了一个线性的M_BH - M_b关系。在低红移时，M_BH/M_b约为0.001，接近观测值。我们发现，活动星系核的反馈可以删除任何剩余的气体从隆起和终止恒星形成，一旦中央黑洞达到M_BH -西格玛值，与先前的索赔。我们发现在较高的红移和较高的σ时，σ ^4定律有轻微的向上偏离。
2011-03-09 astro-ph.CO
The limited role of mergers in the black hole to bulge mass relation
我们研究了黑洞质量和它们的宿主凸起质量之间的相关性的内在散射，发现它不能单独由合并来解释。一个简单的合并方案的小星系导致的比例关系之间的晚期黑洞和隆起的质量，与内在的散射（在线性尺度）增加沿脊线的关系作为质量的平方根。通过检查一个样本的86个星系，以及测量黑洞质量，我们发现，内在的散射增加的质量比预期的更迅速地从合并的情况。我们讨论的可能性，反馈机制，在星系形成涉及的冷却流的存在。
2012-04-05 astro-ph.CO
Accounting for selection effects in the BH-bulge relations: No evidence for cosmological evolution
黑洞-核球关系的红移演化是黑洞-星系协同演化模型的一个重要观测约束。除了这些研究的观察挑战外，选择效应的影响使结论变得复杂。我们表明，目前没有统计学上的显着证据宇宙演化的黑洞，球的关系，一旦这些选择效应被考虑在内，并纠正。本文提出了一种基于黑洞质量和星系性质的二元分布的拟合方法，该方法考虑了拟合中的选择函数，因此能够无偏地恢复固有的黑洞-球核关系。虽然先验知识被限制到最低限度，我们至少需要的知识，无论是样本选择函数和质量依赖的活性分数，或球体分布函数和内在的散射在黑洞的膨胀关系。我们采用我们的拟合例程，现有的研究黑洞的膨胀关系在z~1.5和z~6，使用我们目前最好的知识的分布函数。没有统计学显著证据表明MBH-M* 比向z~2外的正演变。在z~6的电流约束不太强，但我们证明，在z~6的本地黑洞-凸起关系的大观测表观偏移是完全一致的，没有内在的偏移。该方法为将来获得更可靠的黑洞-星系协同演化约束条件提供了一种工具。
2014-01-30 astro-ph.CO
Do black hole masses scale with classical bulge luminosities only? The case of the two composite pseudobulge galaxies NGC3368 and NGC3489
现在已经确定，所有具有大质量凸起成分的星系都有一个中心超大质量黑洞（SMBH）。SMBH的质量与星系的膨胀性质（如膨胀质量和速度色散）相关，这意味着星系的膨胀和SMBH在形成过程中一起生长。螺旋星系NGC 3368和S 0星系NGC 3489都有一个伪核球和一个小得多的经典核球。我们提出了高分辨率，近红外IFU这两个星系的数据，采取与SINFONI在VLT，并使用轴对称轨道模型来确定SMBHs的质量。NGC 3368的SMBH质量为M_BH= 7.5 × 10^6 M_sun，误差为1.5 × 10^6 M_sun，这主要是由于数据中的非轴对称性。对于NGC 3489，当单独模拟SINFONI数据时，不能排除没有黑洞的解，但当模拟SINFONI、OASIS和SAURON数据的组合时，可以清楚地排除这种解，我们得到M_BH=6.00^{+0.56}_{-0.54}（stat）+/- 0.64（sys）x 10^6 M_sun。虽然这两个星系似乎都符合M_BH-sigma关系，但从表面上看，当总的凸起幅度（即，包括经典凸起和伪凸起）;当仅考虑小的经典凸起分量时，一致性更好。然而，考虑到恒星星族的年龄可能会改变这一结论。
2009-12-14 astro-ph.CO
Redshift Evolution in Black Hole-Bulge Relations: Testing CIV-based Black Hole Masses
我们重新审视基于透镜类星体的黑洞-核球标度关系中红移演化的主张。特别是，我们完善的黑洞质量估计使用测量的近红外光谱与Triplespec在阿帕奇点天文台获得的巴耳末线。为了支持以前的工作，我们发现一个大的分散之间的巴耳末和紫外线的线宽，MgII 2796，2803和CIV 1548，1550。有初步的证据表明，CIII] 1909，尽管是多个跃迁的混合物，可能与MgII很好地相关，尽管需要更大的样品进行真正的校准。最重要的是，我们发现没有系统的变化，估计BH质量的透镜样品的基础上的巴耳末线，提供额外的支持解释，黑洞过于庞大相比，他们的宿主星系在高红移。
2009-11-03 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
Correlation of Black Hole-Bulge Masses by AGN Jets
我提出了一个反馈模型来解释超大质量黑洞（SMBH）质量和宿主星系核球质量之间的相关性。反馈是基于由中央SMBH发射的窄射流，并将大量质量排出到很远的距离。条件是射流不穿透流入的气体，使得它们可以将其能量沉积在形成凸起的内部区域中。为此，SMBH必须相对于流入的气体移动，使得射流连续地遇到新鲜气体。考虑到SMBH和流入气体的相对运动，我推导出SMBH吸积的质量与未排出的质量之间的关系，并假设形成凸起。这种关系不是线性的，而是SMBH与凸起质量比随着质量缓慢增加。同样的机制被应用于抑制冷却流团中的恒星形成，使星系形成的反馈与冷却流之间的联系更加紧密。
2009-06-19 astro-ph.CO
The origin of the relationship between black hole mass and host galaxy bulge luminosity
随着光度的增加，黑洞质量与球核光度的关系中的散射有很大的减少，对于最明亮的星系，散射很小。它表明，这是一个自然的结果，大量的初始分散的比例黑洞质量，总恒星质量和随后的星系增长，通过分级合并。通过黑洞增长和膨胀增长之间的反馈进行“微调”既不必要也不可取。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The Impact of the Uncertainty in Single-Epoch Virial Black Hole Mass Estimates on the Observed Evolution of the Black Hole - Bulge Scaling Relations
最近的观测黑洞（BH）的球标度关系通常报告正的红移演化，与高红移星系窝藏更多的质量黑洞比预期的本地关系。所有这些研究都集中在宽线类星体的BH质量估计维里估计的基础上单历元谱。由于样本的选择主要基于类星体的光度，黑洞-球丘关系中的宇宙散射引入了一个统计偏差，导致平均而言，在高红移的星系属性下，更大质量的黑洞（Lauer et al. 2007）。我们在这里强调了以前未被充分认识的统计偏差，这是由单历元维里BH质量估计值的不确定性和潜在的（真实的）BH质量函数的形状造成的，这导致平均高估了高质量端的真实BH质量（Shen et al. 2008）。我们证明，后者维里质量偏差可以贡献大量的BH质量在固定的凸起属性，可与劳尔等人观察到的过剩。维里质量偏置与劳尔等人的偏置无关，因此如果这两种偏置都起作用，它们可以在很大程度上（甚至完全）解释在高红移下观测到的BH质量过剩。
2010-04-01 astro-ph.CO
Correlation of Black Hole and Bulge Masses: Driven by Energy but Correlated with Momentum
我们用最近的49个星系的样本证明了黑洞质量M_BH与质量μ=M_G*σ/c之间存在比例关系，其中M_G是球状恒星分量的质量，σ是恒星速度色散。μ被称为动量参数，比值为M_BH/μ~3.3。这一结果适用于穿透射流反馈模型，认为相关性，持有的动量参数，虽然这种反馈机制是基于能量平衡。
2010-10-05 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
The Host Galaxies of Low-mass Black Holes
利用HST对147个低质量黑洞（BH）宿主星系的观测，系统地研究了这些活动星系的结构和标度关系。我们选择的样本具有维里质量约为10^5-10^6太阳质量的中心黑洞。宿主星系的I带总星等为-23.2<M_I<-18.8等，而星系的凸起星等为-22.9<M_I<-16.1等。用GALFIT对凸起-盘-棒的详细分解表明，在我们观测的极限范围内，93%的星系有扩展盘，39%有棒，5%没有凸起。基于Sersic指数和膨胀比，我们得出结论，大多数的星系盘可能包含pseudobulges和这些低质量的黑洞很少生活在经典的凸起。我们的样品的基本平面是从经典的凸起和椭圆的方式，是一致的pseudobulges的标度关系偏移。在Faber-Jackson平面内，与经典的星系团和椭圆星系相比，该样品在固定光度下具有较小的速度色散。根据它们在基本平面上的位置，特别是Faber-Jackson投影，没有盘的星系在结构上更类似于球状体而不是经典的凸起。总的来说，我们认为质量小于10^6太阳质量的黑洞生活在星系中，这些星系在其历史的大部分时间里都是长期演化的。一个经典的核球并不是黑洞存在的先决条件。
2011-07-22 astro-ph.CO
Properties of Disks and Bulges of Spiral and Lenticular Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
对从SDSS星系样本中提取的737个螺旋星系和透镜状星系进行了膨胀盘分解，并对其形态类型进行了估计。我们使用生长曲线拟合的方法进行鼓盘分解。结果发现，隆起的性质，有效半径，有效表面亮度，也绝对星等，系统地改变与形态序列;从早期到晚期的类型，尺寸变得有点大，表面亮度和光度变暗。相比之下，磁盘几乎是普遍的，它们的属性保持相似的盘星系之间的详细形态从S 0到Sc。虽然这些趋势经常在以前的研究中讨论，本研究证实了它们的基础上一个大的均匀的星等限制场星系样本的形态类型估计。因此，沿形态序列的隆起与总光度比（$B/T$）的系统变化不是由盘引起的，而主要是由隆起引起的。椭圆星系和旋涡星系的核球不可能在一个序列中。我们推断出球状体的恒星质量密度（以临界质量密度为单位）为$Ω=$ 0.0021，即，椭圆星系加上螺旋星系的凸起，和$Ω=$ 0.00081的磁盘。
2009-08-29 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
The supermassive black hole mass - Sérsic index relations for bulges and elliptical galaxies
超大质量黑洞质量、M_BH和宿主星系性质之间的标度关系是研究它们共同演化的有力工具。一个完整的图片涉及所有的黑洞标度关系，其中每一个关系是一致的，与其他人，是必要的，以充分了解黑洞星系的联系。M_BH和周围隆起的中心光密度之间的关系，由Sérsic指数n量化，可能是最简单和最强的关系之一，只需要未经校准的星系图像。我们用直接测量的M_BH值对54个本星系的Sérsic指数测量进行了文献普查。我们发现一个明确的M_BH - n关系，尽管由于数据的异质性的分散程度可观。给定当前的M_BH-L_sph和L_sph-n关系，我们还导出了预期的M_BH-n关系，它在2 σ水平上与观察到的关系勉强一致。由于Sérsic/core-Sérsic分界，椭圆星系和盘状星系的核球都遵循两种不同的弯曲M_BH - n关系。对于相同的中心光密度，我们预言，如果盘星系的Sérsic凸起遵循相同的M_BH-L_sph关系，则它们的M_BH比Sérsic椭圆星系的高一个数量级。
2013-06-12 astro-ph.CO
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
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
Selection effects in the black hole-bulge relation and its evolution
我们研究了影响观察到的黑洞-凸起关系及其随红移的演化的样本选择效应。我们提供了一个共同的框架中，各种选择的BH-凸起关系的影响可以进行调查，但我们的主要重点是使用宽线活动星系核和它们的宿主星系的BH-凸起关系的演变搜索的后果。我们确定了迄今为止文献中未讨论的相关偏倚来源。一个特别重要的影响是由以下事实引起的：SMBH中的活性分数随BH质量而变化很大，在这个意义上，高质量的BH不太可能比低质量的BH更活跃。在与BH-凸起关系的内在散射的连接中，这种效应意味着在给定的凸起性质下偏向于低BH质量。这种效应增加了其他人已经讨论过的光度或通量限制样本所引起的偏差。这些偏差的定量预测需要（i）样本选择函数的现实模型，以及（ii）相关基础分布函数的知识。对于低红移的活动星系核样品，我们可以自然地再现在一些研究中观察到的关系的平坦化。当我们的分析扩展到更高的红移样本，我们显然受到各种相关的分布函数有限的经验约束。使用最佳猜测的方法，这些分布，我们估计的预期幅度的样本选择偏差的一些最近的观测尝试研究BH凸起的演变。在任何情况下，我们都没有发现统计学上显着的证据来证明BH-凸起关系的演变。我们提出了一种可行的方法来规避与活动星系核选择有关的几个最有问题的问题，这可能成为未来研究的一个强有力的诊断。
2011-09-13 astro-ph.CO
Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies - I. Bulge luminosities from dedicated near-infrared data
为了保证、完善和补充中心超大质量黑洞质量（Mbh）与其宿主星系的核球光度（Lbul）之间的关系，我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的宽视场WIRCam成像仪，获得了35个具有可靠测量的Mbh的邻近星系的深、高空间分辨率K波段图像。采用专用的数据缩减和天空相减策略来估计天空的亮度和结构，这是在近红外中跟踪扩展物体的光分布时的关键步骤。从最终的图像产品中，通过二维轮廓拟合提取凸起和总幅度。作为一级近似，所有星系的模型使用一个简单的Sersic-bulge + exponential-disk分解。然而，我们发现，这样的模型并没有充分描述的结构，我们观察到在我们的样本星系的大部分，其中通常包括核心，酒吧，核，内盘，旋臂，环和信封。在这种情况下，我们采用了轮廓修改和/或带有额外组件的更复杂的模型。导出的膨胀幅度是非常敏感的细节和模型中使用的组件的数量，虽然总的幅度几乎保持不受影响。通常，但并不总是，当采用简单的凸起+盘分解代替更复杂的模型时，凸起的光度和大小被高估。此外，我们还发现，当Sersic模型的椭圆率保持不变时，有些椭球体并不很好地拟合。本文介绍了图像处理和分析的细节，而在配套文件中，我们讨论了如何模型引起的偏见和系统的隆起幅度影响的Mbh-Lbul关系。
2013-11-06 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
The Spitzer/IRAC view of black hole - bulge scaling relations
利用中红外光谱研究了局域星系中超大质量黑洞质量（MBH）与宿主球状体结构参数之间的标度关系。这项工作是基于二维膨胀盘分解的Spitzer/IRAC 3.6 μ m图像的57个星系MBH估计。我们估计的有效半径（Re）和表面亮度，结合速度色散（西格玛）从文献中，定义一个FP关系与以前的测定一致，但增加一倍的Re观察到的范围。我们的星系中没有一个是FP的离群值，这证明了我们的膨胀盘分解的准确性，这也使我们能够独立地识别样本中的伪膨胀。我们校准M/L在3.6微米，通过使用紧密的Mdyn-Lbul关系（~0.1倍的rms），发现不需要颜色校正估计恒星质量。因此，3.6 μ m的光度是迄今为止研究的最好的Mstar示踪剂。然后，我们探讨MBH和球的结构参数（光度，质量，有效半径）之间的联系。我们发现MBH与3.6 μ m的球核光度和动力学质量（MBH/Mdyn~1/1000）有紧密的相关性，均方根值为~0.35 dex，类似于MBH-σ关系。我们的结果与以前在较短波长下的测定结果一致。通过使用我们校准的M/L，我们重新标度MBH-Lbul获得MBH-Mstar关系，它可以用作高z研究的本地参考，探测宇宙演化的MBH星系的关系和恒星质量直接从光度测量推断。伪凸起的分析表明，4出9谎言的尺度关系内观察到的散射，而那些与小MBH显着位移。我们探讨了这种行为的不同起源，同时考虑到我们的二维分解不再现…
2011-03-03 astro-ph.CO
Mergers in Galaxy Groups - I. Structure and Properties of Elliptical Remnants
我们提出了无碰撞的模拟干合并在3至25个星系的集团，以测试的假设，椭圆星系形成在这样的群体的中心。对中央残留物的模拟观测证实了它们与椭圆星系的相似性，尽管没有耗散成分。我们改变了原来的螺旋的凸起的轮廓，并发现从螺旋指数凸起形成的椭圆星系有太低的Sersic指数。与德沃库勒（de Vaucouleurs）（经典）隆起合并的螺旋星系产生了与光度相关的较大Sersic指数的残留物，就像SDSS椭圆星系一样。指数膨胀合并更适合暗椭圆星系，而经典膨胀合并更适合亮椭圆星系。类似地，明亮的椭圆星系在经历多次（>5次）合并的残留物中能更好地再现，而较暗的椭圆星系在合并较少的残留物中能更好地再现。残留物遵循紧密的尺寸-光度和速度色散-光度（Faber-Jackson）关系（<0.12 dex散射），表明如果合并星系也遵循紧密的标度关系，随机合并可以产生紧密的标度关系。大小-光度关系和Faber-Jackson关系的斜率与观测值接近，但前者的斜率略浅。这两个关系的截距都是偏移的-残余物太大，但在固定光度下色散太低。一些残留物显示出大量的（v/σ> 0.1）旋转支持，尽管大多数是慢旋转的，很少是非常快的旋转的（v/σ> 0.5）。这些研究结果与以往的研究结论，耗散必要的产生椭圆从二进制合并的螺旋。多个，大多是小的和干的合并可以产生明亮的椭圆星系，而显着的耗散可能需要产生微弱的，快速旋转的椭圆星系。
2013-09-16 astro-ph.CO
Relation Between Globular Clusters and Supermassive Black Holes in Ellipticals as a Manifestation of the Black Hole Fundamental Plane
分析了椭圆星系和作为黑洞基面分支的球核中中心超大质量黑洞质量与球状星团数的关系，以及理论预测和观测到的中心超大质量黑洞质量与球核结合能之间的多变量关联.虽然Mbh-Ngc相关性的紧密性表明超大质量黑洞和球状星团之间不太可能存在因果关系，但即使物理关系是间接的，这种对应关系也可能表现出很小的离散性。我们发现，相对较小的散射的Mbh-Ngc关系归因于相互剩余相关的Mbh和Ngc与恒星质量时，速度色散是固定的。因此，目前的观察提供证据的反馈调节模型中，凸起的结合能是最重要的，他们并不一定意味着任何“特殊”的球状星团和Mbh之间的连接。这就提出了一个问题，为什么Ngc能够很好地追踪椭圆星系和膨胀星系的形成，并与结合能相关联。
2011-01-06 astro-ph.CO
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
Massive Galaxies in COSMOS: Evolution of Black hole versus bulge mass but not versus total stellar mass over the last 9 Gyrs?
我们将COSMOS巡天中第1类活动星系核的黑洞质量与恒星总质量之比限制在1<z<2。对于平均红移z~1.4的10个活动星系核，利用HST/ACS和HST/NICMOS的成像数据，我们能够根据限制质光比的主星系的紫外-光学颜色的重构框架，计算出恒星的总质量M_（*，total）。所有天体都有可从COSMOS Magellan/IMACS和zCOSMOS巡天获得的维里BH质量估计。我们发现在z~1.4处的M_BH-M_（*，total）-关系与局域宇宙中的M_BH-M_（*，bulge）-关系之间没有差别。我们的解释是：（a）如果我们的对象是纯凸支配的，那么M_BH-M_（*，bulge）-关系自z~1.4以来没有演化。然而，（b）由于我们有证据表明存在大量的盘成分，大质量星系（logM_（*，total）=11.1+-0.25或logM_BH~8.3+-0.2）的膨胀在过去的9个Gyr中主要是通过盘-到膨胀质量的再分配而增长的。由于所有必要的恒星质量都存在于z=1.4的星系中，因此不需要恒星形成或外部恒星物质的增加，只需要重新分配，例如由次要和主要合并或通过盘不稳定性引起的。合并，除了重新分配星系的质量，将增加BH和恒星/球质量，但不改变总的最终M_BH/M_（*，球）比。由于整个宇宙恒星和BH质量的积累随着时间的推移相互紧密跟踪，我们的大质量星系中的膨胀形成的情况是独立于任何强烈的…
2009-11-18 astro-ph.CO
The Luminosity Profile and Structural Parameters of the Andromeda Galaxy
我们构造了仙女座星系M31的扩展合成光度剖面，并将其分解为三个基本的发光结构成分：凸起、盘和晕。无尘斯皮策/IRAC成像和扩展的空间覆盖范围的地面光学成像和深恒星计数使我们能够映射M31的结构，从它的中心到22千秒差距沿主轴。我们采用不同的分解方法的1D光度分布和2D图像。这些方法包括非线性最小二乘法和贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链分析。M31的基本光度模型是形状指数n = 2.2 ± 0.3，有效半径Re = 1.0 ± 0.2kpc的Sersic球，标度长度Rd = 5.3 ± 0.5kpc的无尘指数盘，参数误差反映了各种分解方法之间的范围。的凸起参数，n，是相当不敏感的带通效应和它的值表明，第一个快速形成通过合并，然后从磁盘的长期增长。M31晕的二维幂律指数约为-2.5 +/- 0.2。我们发现，在R_minor <1.2kpc的范围内，M31的凸起光占主导地位。在1.2 kpc < R_minor < 9 kpc的范围内，圆盘占据主导地位，而在R_minor > 9 kpc时，晕占主导地位。恒星核、球丘、盘和晕的分量分别贡献了M31短轴200 kpc范围内总光的0.05%、23%、73%和4%。对M31核球、盘和晕结构参数的标称误差为20%。如果M31和银河系是典型的，那么在μ i ~ 27 mag/arcsec以下的星系巡天中应该可以经常检测到微弱的恒星晕^[2]。我们强调，我…
2011-06-17 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
Black Hole - Bulge Relationship of Post-Starburst Quasars at z \sim 0.3
MBH - σ \ast关系在局部星系中已经得到了广泛的研究，但迄今为止，对局部宇宙以外系统的恒星速度色散的直接测量很少。我们研究了z \sim 0.3的六个“星暴后类星体”的黑洞和宿主星系性质。这些天体的光谱同时显示了活跃核的特征，包括宽发射线和宿主星系巴尔末吸收系列，表明了星暴后的恒星星族。这些是此类物体中的σ \ast的首次测量，并且我们显着增加了MBH - σ \ast图上直接测量的非局部物体的数量。我们样本中的“后星爆类星体”落在或高于局部定义的MBH - σ \ast关系，这一结果与之前对z > 0.1样本的MBH - σ \ast研究一致。然而，它们通常与MBH-Lbulge关系一致。然而，它们在费伯-杰克逊关系上的位置表明，有些凸起可能是动力学上特有的。
2012-07-20 astro-ph.CO
Shaping the relation between the mass of supermassive black holes and the velocity dispersion of galactic bulges
我利用超大质量黑洞吸积盘发出的辐射可以加热原星系中周围的气体，从而在星系形成过程中达到流体静力平衡。因此，黑洞质量M_BH和速度色散σ之间的相关性自然出现。即使用M_BH \leq 10^6 M_sun，结果也与观测数据的经验拟合基本一致。这个模型提供了一个清晰的图像，银河系超大质量黑洞的属性是如何与银河系隆起的动力学性质。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Improved Black Hole Mass - Bulge Luminosity Relationship for AGNs
两种效应显著地增加了由SDSS谱导出的活动星系核黑洞质量-宿主星系核球光度关系中的散射。第一个是，在一个固定的黑洞质量，SDSS光谱强烈地依赖于红移，因为SDSS光纤看到更遥远星系的总光的更大部分。第二个是，在一个给定的红移，光纤中的宿主星系光的比例随着星系光度的降低而增加。我们使用Kormendy等人（2009）室女座椭圆星系的光剖面来说明后一种效应。考虑到这两种效应，我们得到了质量散射仅为+/-0.23 dex的活动星系核的黑洞质量-核球光度关系。这比不活跃星系的散射小，并且与测量误差一致。结果表明，活动星系核光谱中宿主星系光的分量与爱丁顿比之间存在着相应的线性关系。这种线性关系意味着在给定的黑洞质量下，高吸积率活动星系核（NLS 1）和低吸积率活动星系核的宿主光度是相似的。主星系光的分数和爱丁顿比之间的关系提供了一个简单的方法来估计主星系光的AGN光谱的分数。这意味着低吸积率活动星系核的实际变化幅度相对于NLS 1是增加的。
2009-07-09 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
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
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
Powerful Radio Emission From Low-mass Supermassive Black Holes Favors Disk-like Bulges
低质量超大质量黑洞自旋的起源目前仍是一个谜。本文报道了对一个BH质量为$10^{6-7} M_\odot$的射电选择邻近（$z<0.05$）Seyfert 2星系样本的宿主星系的研究。通过模拟的SDSS $r$波段图像的这些星系通过2维凸起+磁盘分解，我们确定了一个新的依赖SMBH的无线电功率的主机凸起表面亮度轮廓，其中更强大的无线电发射来自SMBH与更盘状凸起。这一结果意味着低质量和高质量的SMBH是由两种完全不同的模式旋转起来的，对应于两种不同的进化路径。在长期演化中，低质量的SMBH是由宿主星系的气体吸积产生的，具有显着的盘状旋转动力学，而在合并演化中，高质量的SMBH是由BH-BH合并产生的。
2016-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near-infrared bulge-disc correlations of lenticular galaxies
研究了透镜星系近红外K波段结构参数的光度和环境依赖性。利用二维星系图像分解技术，我们在K波段观测到的36个透镜状星系的样本，提取了星系核球和星系盘的结构参数。通过结合我们的数据，从文献中的字段和集群望远镜的数据，我们研究的参数之间的相关性，作为光度和环境的函数的膨胀和磁盘。我们发现，标度关系，如柯门迪关系，光度平面和其他相关性，涉及鼓和磁盘参数显示光度依赖性。这种依赖性可以用星系形成模型来解释，在该模型中，暗淡的星云（M_T > -24.5）是通过长期形成过程形成的，很可能形成了晚型盘星系的伪隆起，而较亮的星云（M_T < -24.5）则是通过不同的形成机制形成的，很可能涉及到大的合并。在探测透镜状特性随环境变化的过程中，我们发现微弱的星团望远镜与微弱的视场望远镜有系统的差异。这些差异支持了这样一种观点，即星系落入星系团后，凸起和盘的成分逐渐消失，同时经历了从螺旋形到透镜状形态的转变。
2010-06-02 astro-ph astro-ph.CO
Model for common growth of supermassive black holes, bulges and globular star clusters: ripping off Jeans clusters
假设一个星系开始时是一个由几百万个金斯星系团（JC）组成的暗晕，每个星系团都由近万亿个微型褐矮星组成，这些微型褐矮星是地球质量的MACHO。星系中心的JC通过潮汐力加热它们的MACHO，使它们膨胀，从而发生凝聚和恒星形成。由于不断地从绕过JCs的物质中获得能量，中心恒星可能会变成一个超大质量的黑洞。它在最初的百万年期间具有快速的$t^3$增长，而在千兆年期间具有缓慢的$t^{1/3}$增长。与这个黑洞的近距离接触所破坏的JC可以为凸起提供物质。那些幸存下来的恒星可能会非常激动，以至于它们在内部形成恒星并成为球状星团。因此，黑洞大多数是在它们自己的环境中与银河系的凸起一起出现的，并且与最古老的球状星团一样古老。恒星HE 1523 - 0901的年龄为13.2 Gyr，这表明星系晕在那一刻已经充分聚集。恒星的形成速率在黑洞质量$\sim4 \ 10^7M_\odot$和球核质量$\sim5\,10^{10}M_\odot$处有一个最大值。在合并超大质量黑洞的情况下，通过银河系中心附近的JC提供了理想的帮助，以克服最后的秒差距。
2013-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
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
