The NGC 404 Nucleus: Star Cluster and Possible Intermediate Mass Black Hole
利用自适应光学辅助的近红外积分场光谱、光学光谱和HST成像技术研究了S0星系NGC 404的核形态、运动学和恒星星族。这些观测使NGC 404核的研究能够达到只有在最近的星系中才能达到的细节水平。表面亮度剖面显示了三个组成部分的存在，一个凸起，一个核星团，和一个半径小于3 pc的星团中心光过剩。这些组成部分有不同的运动学，在核星团中看到适度的旋转，在中央多余部分中看到反向旋转。氢分子的放射追踪到一个圆盘，它的旋转方向几乎与恒星的旋转方向正交。三个组成部分的恒星星族也是不同的，其中一半质量的核星团的年龄约为1 Gyr（可能是星系合并的结果），而隆起部分则由更老的恒星组成。恒星运动学的动力学模型给出了一个总质量为1.1x10^7 Msol的核心星团。对可能存在的中等质量黑洞的动态探测受到中心恒星质量分布不确定性的阻碍。假设质光比恒定，恒星动力学模型表明黑洞的质量小于1x10^5 Msol，而分子氢气体运动学最适合质量为4.5x10^5 Msol的黑洞。在近红外和活动星系核的分子氢发射线比率中，未解析的和可能变化的尘埃发射确实表明在这个附近的LINER星系中存在一个吸积黑洞。
2010-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Intermediate Mass Black Hole Candidate in the Center of NGC 404: New Evidence from Radio Continuum Observations
我们呈现了对附近矮透镜状星系和中等质量黑洞候选者（M ~4.5 x 10^5 M_sun）NGC 404进行深度、高分辨率、5 GHz扩展甚大阵（EVLA）观测的结果。这是第一次在这个星系中探测到频率超过1.4 GHz的无线电发射。我们在NGC 404核中发现了一个中等分辨率的源，其总射电光度为7.6 +/- 0.7 x 10^17 W/Hz，频率为5 GHz，光谱指数为-0.88 +/- 0.30。NGC 404是第三个在射电区域以亚弧秒分辨率探测到的中心中等质量黑洞候选者。射电源的位置与星系的光学中心和已知的硬X射线点源（Lx ~1.2 x 10^37 erg/s）的位置一致。可以想象，微弱的无线电和X射线辐射可能是由X射线双星、恒星形成、超新星遗迹或中等质量黑洞驱动的低光度活动星系核产生的。根据我们新的EVLA观测结果，我们发现最有可能的情况是一个吸积的中等质量黑洞，其他解释与观测到的X射线和/或射电光度不一致或统计上不太可能。
2012-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Quintet of Black Hole Mass Determinations
我们报告五个新的测量中心黑洞质量的基础上STIS和WFPC 2观测与哈勃太空望远镜和轴对称，三积分，史瓦西轨道库运动学模型。我们选择了一个样本的星系在一个狭窄的范围内的速度色散，涵盖了一系列的星系参数（包括哈勃类型和核心/幂律表面密度分布），我们希望能够解决星系的影响范围的基础上预测值的黑洞质量的M-西格玛关系。我们发现以下星系的质量单位为10^8太阳质量：NGC 3585，M_BH = 3.4（+1.5，-0.6）; NGC 3607，M_BH = 1.2（+0.4，-0.4）; NGC 4026，M_BH = 2.1（+0.7，-0.4）;和NGC 5576，M_BH = 1.8（+0.3，-0.4），全部显著排除M_BH = 0。对于NGC 3945，M_BH = 0.09（+0.17，-0.21），这明显低于M-sigma和M-L关系的预测，并且与M_BH = 0一致，尽管该星系中双棒的存在可能会给我们的轴对称代码带来问题。
2009-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Dynamical Measurements of Black Hole Masses in Four Brightest Cluster Galaxies at 100 Mpc
我们提出了恒星运动学和轨道叠加模型的中心区域的四个Brilliant集群星系（BCGs），积分场光谱的基础上，在双子座，凯克和麦克唐纳天文台。我们的积分场数据范围从< 100 pc到数十kpc。我们报告了NGC 4889的黑洞质量M_BH为2.1 +/- 1.6 x 10^10 M_Sun，NGC 3842为9.7 + 3.0 - 2.6 x 10^9 M_Sun，NGC 7768为1.3 + 0.5 - 0.4 x 10^9 M_Sun。对于NGC 2832，我们报告的上限是M_BH < 9 x 10^9 M_Sun。每个星系中心附近的恒星轨道都是切向偏置的，在与星系光度核心相当的空间尺度上。我们发现可能的光度和运动学证据的偏心环面的恒星在NGC 4889，半径近1千秒差距。我们比较我们的测量M_BH预测的黑洞质量从各种适合M_BH和恒星速度色散，光度，或恒星质量之间的关系。NGC 4889和NGC 3842中的黑洞比所有基于色散的预测和大多数基于光度的预测都要大得多。NGC 7768中的黑洞与更广泛的预测一致。
2012-07-18 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
An Over-Massive Black Hole in the Compact Lenticular Galaxy NGC1277
所有大质量星系的中心都可能有超大质量黑洞，而已知黑洞的质量与宿主星系核球部分的性质有关。对于这些局部建立的经验关系的存在，已经提出了几种解释;它们包括星系-星系合并的非因果统计过程，黑洞与其宿主星系之间的直接反馈，或星系-星系合并以及随后的剧烈弛豫和耗散。因此，经验标度关系对于区分星系演化的各种理论模型非常重要，它们进一步构成了所有大距离黑洞质量测量的基础。特别是，观测表明，黑洞的质量通常是银河系恒星核球质量的0.1%。小星系NGC 4486 B目前在黑洞中的质量比例最大，为11%。在这里，我们报告了对NGC 1277恒星运动学的观测结果，它是一个致密的盘状星系，质量为1.2 x 10^11 M太阳。根据这些数据，我们确定中心黑洞的质量为1.7 × 10^10兆太阳，或者说是其膨胀质量的59%。另外五个致密星系具有类似于NGC 1277的性质，因此也可能包含超大型黑洞。目前还不知道这些星系是否代表分布的尾部，或者盘状星系是否不遵循正常的黑洞质量比例关系。
2012-11-27 astro-ph.CO
The Supermassive Black Hole and Dark Matter Halo of NGC 4649 (M60)
我们应用轴对称轨道叠加模型估算了NGC 4649的超大质量黑洞质量和暗物质晕轮廓。我们包括了哈勃太空望远镜、恒星和球状星团观测的数据集。我们的模型给出了黑洞质量= 4.5 \pm 1.0 10^9 \Msun和M/L = 8.7 \pm 1.0（或8.0 \pm 0.9后，前景银河系消光校正）。我们确认存在一个暗物质晕，但恒星质量占主导地位的有效半径内。由于大半径下球状星团数据的稀疏性，暗晕的参数受到的限制较少。我们发现，在NGC 4649的动力学质量剖面，从我们的建模是一致的大于从X射线数据在大多数的径向范围约60%至80%。这意味着，要么某些形式的非热压力需要包括在内，假设的流体静力平衡可能不是一个很好的近似在NGC 4649的X射线模型，或我们的假设中使用的动力学模型是有偏见的。我们的新黑洞质量大约是先前公布的值的两倍;早期的模型没有充分地对所需的轨道进行采样，以匹配星系中心的大切向各向异性。如果我们假设没有暗物质，黑洞质量和M/L的结果并没有显着变化，我们归因于包含HST光谱，稀疏的球状星团运动学和弥漫的暗物质晕。没有HST数据，黑洞探测的意义就大大降低。
2010-01-17 astro-ph.CO
Mass of the Southern Black Hole in NGC 6240 from Laser Guide Star Adaptive Optics
NGC 6240是一对碰撞的盘状星系，每个星系的核心都有一个黑洞。我们在Keck II望远镜上使用激光导星自适应光学获得了该星系合并南核中超大质量黑洞周围区域的高分辨率（$\sim 0.06$“）近红外积分场光谱。我们使用K波段CO吸收带头来追踪恒星运动学。我们获得了约20 pc的空间分辨率，从而直接解决了大质量黑洞的引力影响范围。我们探索了两种不同的方法来测量黑洞质量。利用Jeans轴对称多高斯质量模型，我们研究了弛豫质量分布产生所有测量速度色散的极限，并在$2.0 \pm 0.2 \times 10^9 M_{\sun}$处找到了黑洞质量的上限.当假设年轻的恒星，我们观察到的光谱保持在一个薄盘，我们比较开普勒速度场测量的二维速度场测量和拟合的质量分布包含一个黑洞点质量加上径向变化的球形分量，这表明黑洞质量的下限$8.7 \pm 0.3 \times 10^8 M_{\sun}$。我们对恒星速度色散的测量将活动星系核置于$M_{BH}$ - $σ_{*}$关系的散射范围内。由于NGC 6240是一个合并系统，这可能表明在合并过程中至少直到两个原子核的最终合并为止，这种关系是保持的。
2011-08-25 astro-ph.CO
A new globular cluster black hole in NGC 4472
本文讨论了椭圆星系NGC~4472中球状星团中的一个新的黑洞候选者CXD ~1229410+075744。通过比较钱德拉对该星系的两次观测，我们发现一个光源的变化至少是4倍，峰值亮度至少为$2\times10^{39}$尔格/秒。因此，该源的光度变化远大于单个中子星的爱丁顿光度，是球状星团黑洞的有力候选者。该源的X射线光谱也以一种与预期的单个吸积恒星质量黑洞一致的方式演化。我们认为这个源的主机集群和其他六个强黑洞X射线双星候选人的属性，并发现有暗示性的证据表明，黑洞X射线双星的形成有利于在明亮的和金属丰富的集群，就像是明亮的X射线源的情况下，一般。
2010-08-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The central black hole mass of the high-sigma but low-bulge-luminosity lenticular galaxy NGC 1332
用M_BH-σ关系和M_BH-光度关系对质量最大的超大质量黑洞（SMBH）的质量进行了预测，结果似乎是不一致的.这两种关系中哪一种更根本，仍然是一个悬而未决的问题。NGC 1332是一个很好的例子，代表了冲突的政权。它是一个巨大的透镜状星系，有一个高速色散σ ~320 km/s的凸起;凸起-盘分解表明只有44%的总光来自凸起。对NGC 1332中心黑洞质量的M_BH-σ和M_BH-光度预测相差近一个数量级。我们提出了一个恒星动力学测量SMBH质量的轴对称轨道叠加方法。我们对NGC 1332的SINFONI积分场单元（IFU）观测解决了SMBH的影响范围，其直径为~0.76 arcsec。0.2弧秒内的sigma达到~400 km/s。IFU数据允许我们通过分别对四个象限中的每一个进行建模来增加结果的统计显著性。我们测量到SMBH的质量为（1.45 \pm 0.20）× 10^9 M_sun，在R波段的隆起质光比为7.08 \pm 0.39。有了这个质量，NGC 1332的SMBH与M_BH-光度关系偏离了整整一个数量级，但与M_BH-sigma关系一致。
2010-09-02 astro-ph.CO
Constraints on the Cosmological Coupling of Black Holes from the Globular Cluster NGC 3201
本文利用球状星团 NGC 3201 中两个黑洞候选体的质量函数，对黑洞随宇宙膨胀增长的宇宙学耦合给出严格概率与质量约束。
2023-04-03 astro-ph.CO gr-qc
A black-hole mass measurement from molecular gas kinematics in NGC4526
在星系凸起中发现的超大质量黑洞的质量与星系的许多性质有关，这就暗示了星系和黑洞可能一起演化。可靠测量的黑洞质量很少，测量它们的方法也有限，阻碍了理解这种共同进化的尝试。直接测量黑洞的质量目前是可能的恒星运动学（在早期类型的星系），电离气体运动学（在一些螺旋和早期类型的星系）和罕见的对象，有中央脉泽发射。在这里，我们报告说，通过模拟分子气体的运动学上的黑洞的效果，它是可能的，以适应干涉观测CO排放，从而准确地估计黑洞质量。我们研究了早型星系NGC 4526中气体的动力学，并获得了一个最佳拟合，该拟合要求中心暗天体的存在为4.5（+4.2-3.0）× 10^8 Msun（3 sigma置信限）。使用下一代毫米干涉仪（例如ALMA），这些观测可以在不到5小时的观测时间内在75兆秒差距的星系中重现。因此，使用分子气体作为运动学示踪剂，应该可以估计出局部宇宙中数百个星系中的黑洞质量，这比现有技术所能估计的要多得多。
2013-01-30 astro-ph.CO
ALMA follows streaming of dense gas down to 40 pc from the supermassive black hole in NGC1097
我们提出了一个稠密的分子气体在中央200秒差距附近的星系NGC 1097的运动学分析，根据周期0的观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们利用HCN（4-3）线追踪稠密的星际分子气体，并量化其运动学，估计分子气体的流入速率。我们发现一个惊人的相似之处ALMA运动学数据和分析的螺旋流入模型，我们以前构建的基础上电离气体速度场在较大的尺度。我们能够追踪到距离这个塞弗特1星系中的超大质量黑洞40 pc的致密气体流。为了实现边际稳定性，我们推断，致密气体被限制在一个非常薄的磁盘，我们推导出致密气体流入率为0.09兆太阳/年，在40 pc半径。结合以前的值从哈和CO气体，我们计算出一个合并的分子和电离气体的流入率为0.2兆太阳/年在40 pc的距离从中央超大质量黑洞的NGC 1097。
2013-04-29 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
A Stellar Dynamical Mass Measurement of the Black Hole in NGC 3998 from Keck Adaptive Optics Observations
我们提出了一个新的恒星动力学质量测量的黑洞在附近，S 0星系NGC 3998。通过将凯克II望远镜上的OH抑制红外成像光谱仪与哈勃太空望远镜和凯克I望远镜的长缝光谱仪相结合，我们绘制了小空间尺度上的恒星运动学，以及在黑洞影响范围内，以及大尺度上。我们发现，该星系是快速旋转，并表现出尖锐的中心峰值的速度色散。利用运动学和成像观测得到的恒星光度密度，我们建立了三积分、基于轨道的三轴恒星动力学模型。我们发现该黑洞的质量为M_BH =（8.1_{-1.9}^{+2.0}）× 10^8 M_sun，I波段恒星质光比为M/L = 5.0_{-0.4}^{+0.3} M_sun/L_sun（3-sigma不确定度），星系的固有形状非常圆，但扁。通过这里介绍的工作，NGC 3998现在是极少数星系之一，这些星系的恒星和气体动力学模型都被用来测量黑洞的质量。恒星动力学质量几乎是以前气体动力学黑洞质量测量的四倍。鉴于这种交叉检查迄今为止只尝试了几个星系的混合结果，在其他物体进行类似的研究是必不可少的量化的大小和分布的宇宙散射在黑洞质量-宿主星系的关系。
2012-05-03 astro-ph.CO
A Close Nuclear Black Hole Pair in the Spiral Galaxy NGC 3393
目前的星系演化图景主张星系和它们的核质量黑洞（MBH）通过吸积和合并共同演化。类星体对（6，000 - 300，000光年的距离）是这种引力相互作用的第一阶段。最后阶段，通过双MBH和最后的引力波发射的崩溃，是一致的，从光学光谱和光变的两个类星体推断的亚光年分离MBH。少数邻近星系的双活动核具有破坏的形态和强烈的恒星形成（例如，NGC 6240和Mkn 463;分别相距约2，400和约12，000光年）证明了在这一演化过程中等质量螺旋的主要合并的重要性，导致椭圆星系，就像双射电核（相距约15光年）椭圆0402+379的情况一样。星系与较小伴星的微小合并应该是更常见的现象，演化成具有活跃MBH对的螺旋星系，但迄今为止还没有看到。在这里，我们报告了两个活跃的MBH的存在，相隔约430光年，在塞弗特星系NGC 3393。这个星系规则的螺旋形态和主要的古老的绕核恒星星族，以及嵌入在隆起中的MBH的接近性，表明了小合并演化的结果。
2011-09-02 astro-ph.CO
The Effect of Spatial Gradients in Stellar Mass-to-Light Ratio on Black Hole Mass Measurements
本文研究了恒星质光比（Y）的空间梯度对由恒星轨道叠加模型导出的黑洞质量（MBH）测量值的影响。这样的模型为星系和它的中心黑洞构建了一个静态的引力势，但通常假设空间均匀的Y。我们模拟了三个巨大的椭圆星系，梯度α = d（log Y）/d（log r）从-0.2到+0.1。颜色和线强度梯度表明这些星系中的α值为轻度负。在Y中引入负（正）梯度会增加（减少）星系中心附近的封闭恒星质量，并导致系统性较小（较大）MBH测量。对于α =-0.2的模型，MBH的最佳拟合值分别比NGC 3842、NGC 6086和NGC 7768中的恒定Y情况低28%、27%和17%。对于α =+0.1，MBH分别比三个星系的恒定Y情况高14%，22%和17%。对于NGC 3842和NGC 6086，该偏倚与单个建模试验的统计误差相当。在较大的半径上，Y的负（正）梯度导致恒星总质量减少（增加），而一个有效半径内的暗物质比例增加（减少）。
2013-03-18 astro-ph.CO
The aperiodic variability of the Ultraluminous X-ray source in NGC 5408
超亮X射线源正在吸积黑洞，这可能是中等质量黑洞（IMBH）存在的有力证据，理论研究提出存在，但迄今为止还没有确定的检测（作为一个类别）。本文分析了XMM-Newton提供的NGC 5408中ULX的最佳X射线定时和光谱数据。主要目的是研究声源的宽带噪声变化。我们发现了一个反相关的分数均方根变异性与强度的源，类似于黑洞双星在硬态。
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Chandra view of NGC 3621: a bulgeless galaxy hosting an AGN in its early phase?
我们报告检测到一个弱X射线点源符合核的无隆起盘星系NGC 3621，最近发现的斯皮策显示高电离中红外线通常与活动星系核。钱德拉的这些观测结果证实了这个星系中活动星系核的存在，为黑洞确实在孤立的无凸起盘星系中形成和生长提供了越来越多的证据。虽然X射线光谱的低信噪比使我们无法对核源进行详细的光谱分析，但X射线结果，结合红外光谱和光学光谱结果，表明NGC 3621拥有一个严重吸收的活动星系核，一个相对较小质量的超大质量黑洞以高速率吸积。钱德拉还揭示了两个明亮的光源，它们几乎对称地横跨在距离中心20英寸的原子核上。这两个源的X射线光谱都符合吸收幂律模型。假设它们位于NGC 3621的距离上，这两个源的光度大约为1.e39 erg/s，这使它们成为ULX，并表明它们是黑洞系统。根据X射线光谱分析和黑洞系统的标度律对黑洞质量的估计表明，这两个亮源可能是中等质量的黑洞，M_BH为几千个太阳质量。然而，更高质量的X射线数据结合多波长观测是必要的，以确认这些结论。
2009-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
