The SMBH mass versus M_G sigma^2 relation: A comparison between real data and numerical models
位于宿主星系中心的超大质量黑洞的质量与相应的凸起随机运动的动能之间的关系可以重新解释为星系的年龄-温度图。该关系式比M_bh-M_G、M_bh-L_G和M_bh-sigma定律更符合实验数据。使用从不同星系目录中提取的三个样本证实了这一说法的有效性。在LambdaCDM宇宙学的框架下，我们的关系已经与基于千禧年模拟的两个星系形成模型的预测进行了比较。
2010-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for Supermassive Black Hole Binaries in the Sloan Digital Sky Survey Spectroscopic Sample
由于大多数（如果不是全部）大质量星系的中心都包含一个大质量黑洞，因此在Lambda CDM宇宙学中预计会有超大质量黑洞（SMBH）双星。然而，到目前为止，这种双星的直接证据还很难找到。利用Sloan数字巡天中的多个观测数据，利用互相关方法研究了0.36 < z < 2类星体的MgII宽发射线的时间速度变化。对于SMBH双星中的~ 10^9 Msun BH，我们对轨道周期为~100年的~ 0.1 pc的双星分离的速度漂移很敏感。我们找到了7个候选的亚pc-规模的二进制速度漂移> 3.4西格玛~ 280公里/秒，其中西格玛是我们的系统误差。比较SMBH双星的可探测性和候选双星的数量（N < 7），我们可以排除大多数10^9兆太阳黑洞存在于~ 0.03-0.2 pc尺度的双星中，在这种情况下，双星在亚pc尺度上停滞了一个哈勃时间。我们进一步限制，<三分之一的类星体主机SMBH双星后，考虑气体辅助的sub-pc演化的SMBH双星，虽然这个结果是非常敏感的宽线区域的假设大小。我们估计SMBH二进制与正在进行的或下一代的调查（例如，BOSS，斯巴鲁总理焦点摄谱仪），考虑到在环双星气体盘的亚秒差距的发展。这些未来的观测将为类似于我们的搜索提供更长的时间基线，并可能反过来限制SMBH二进制文件的进化场景。
2013-06-20 astro-ph.CO
Competitive feedback in galaxy formation
现在已经确定，许多星系都有核星团（NC），其总质量与星系球体的速度色散（sigma）相关，其方式与众所周知的超大质量黑洞（SMBH）M - sigma关系非常相似。先前的理论工作表明，这两种相关性都可以用动量反馈参数来解释。观测进一步表明，大多数已知的NC的质量小于10^8 Msun，而SMBH的质量经常大于10^8 Msun，这在以前的工作中仍然无法解释。我们在这里建议，这种转变反映了SMBH和核簇之间的竞争，在他们产生的反馈。当其中一个大质量物体达到其极限M σ值时，它会将气体赶走，从而切断自己的质量和“竞争对手”的质量。然后，后者相对于预期的M-σ质量（删节）重量不足。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Dynamics of the Globular Cluster Palomar 13
本文介绍了银河系球状星团Palomar 13的Keck/DEIMOS光谱和CFHT/MegaCam测光。我们将光谱确认的成员数量增加了两倍，包括许多重复的速度测量。Palomar 13是唯一已知的球状星团，可能有暗物质存在的证据，基于Keck/HIRES 21恒星速度色散为2.2+/-0.4 km/s。我们重现了这种测量，但证明它是由未解决的双星膨胀。对于我们的61颗恒星样本，速度色散为sigma=0.7（+0.6/-0.5）km/s。结合我们的DEIMOS数据与文献值，我们的最终速度色散是sigma=0.4（+0.4/-0.3）km/s。我们确定了[Fe/H]=-1.6+/-0.1 dex的光谱金属丰度，将σ_[Fe/H]~0.2 dex的1 σ上限置于任何内部金属丰度分布上。我们确定Palomar 13的总光度为M_V=-2.8+/-0.4，使其成为已知最不明亮的球状星团之一。光度学等照度线在半光半径范围内是规则的，在此半径范围外是轻微不规则的。外表面亮度剖面斜率比典型的球状星团要浅（eta=-2.8+/-0.3）。因此，在大半径，潮汐碎片可能会影响帕洛玛13的外观。结合我们的光度和内禀速度色散，我们得到了M_1/2=1.3（+2.7/-1.3 x10 ^3）M_sun的动力学质量和M/L_V=2.4（+5.0/-2.4）M_sun/L_sun的质光比。在我们的测量误差范围内，…
2013-07-15 astro-ph.CO
The M_BH - sigma relation for intermediate-mass black holes in globular clusters
对于存在超大质量黑洞（SMBHs）的星系，观测到中心黑洞的质量（M_BH）与宿主星系的有效或中心速度色散（σ）密切相关。这种M_BH -σ标度关系的起源被认为是星系的合并历史，但关于它的起源和在不同质量范围内的行为仍有许多悬而未决的问题需要解决。本文的目标是研究低质量黑洞的黑洞标度关系，其中球状星团（GCs）中的中等质量黑洞（IMBH）进入制度。我们收集了所有现有的报告动态黑洞测量球状星团，提供黑洞质量或上限的14个候选人。我们绘制黑洞质量与不同的集群参数，包括总质量，速度色散，浓度和半质量半径。我们搜索趋势并测试相关性，以便使用一组不同的统计方法来量化其重要性。对于显示出较大显著性的相关性，我们执行线性拟合，考虑不确定性和上限。我们发现了IMBH的质量和球状星团的速度色散之间的一个明确的相关性。正如预期的那样，球状星团的总质量也与IMBH的质量相关。虽然M_BH -σ相关的斜率与SMBH观测到的有很大的不同，但其他标度关系M_BH - M_TOT和M_BH - L与星系中的相关相似。在本样本中没有发现黑洞质量与其他集群属性的显着相关性。
2013-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Accretion of Galaxies around Supermassive Black Holes and a Theoretical Model of the Tully-Fisher and M-Sigma Relations
本研究基于超大质量黑洞周围的星系吸积模型，解释了Tully-Fisher定律、Faber-Jackson定律及M-σ关系，并提出椭圆星系与盘星系的起源差异或与3D、2D吸积模式相关。
2024-01-31 astro-ph.CO
Multicolour Photometric Study of M31 Globular Clusters
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天观测到的M31存档CCD图像，在15个中波段滤光片上对30个球状星团（GC）和GC候选者进行测光，滤光片的波段范围从~3000到~10000 nm。我们将这些中间波段的光度数据转换为标准UBVRI宽波段的光度数据。这些M31 GC候选者是从修订的博洛尼亚星表（RBC V.3.5）中选出的，这些候选者中的大多数没有任何光度数据。因此，本光度数据是对RBC V.3.5的补充。我们发现RBC V.3.5中61个GC和GC候选者中有4个在其位置的BATC图像上不显示任何信号。通过使用RBC V.3.5的数据对蓝色GC和GC候选者的颜色-幅度图中的分布进行线性拟合，并且在本研究中，我们发现蓝色M31 GC的“蓝色倾斜”对于确认的GC具有99.95%或3.47 sigma的高置信度，并且对于GC和GC候选者具有>99.99%或4.87 sigma。
2009-06-08 astro-ph.CO
Possible $ν$ Source Class: 3-sigma Detection of High-Energy Neutrinos from Supermassive Black Hole Binary Candidates
Indian Institute of Science（印度科学学院）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究首次探测到超大质量黑洞双星可能作为高能中微子发射源，通过分析SMBHB候选者和IceCube数据，发现3σ显著性证据。
2025-12-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
The effect of bars on the M-sigma relation: offset, scatter and residuals correlations
我们分析了一组无碰撞盘状星系的模拟，以研究棒的形成和演化对超大质量黑洞的M-σ关系的影响。由杆驱动的角动量的重新分布导致中心区域内的质量增加，使凸起的速度分散平均提高~12%和高达~ 20%。如果一个盘星系的SMBH满足M-sigma关系，形成一个棒，并且SMBH在这个过程中没有增长，那么sigma的增加使星系脱离M-sigma关系。我们探讨了各种影响，可以影响这一结果，包括污染的光盘和各向异性。单个模型棒星系的M-sigma关系的位移与凸起有效半径内测量的M（B）/M（B+D）和beta_phi（B+D）相关。总的来说，这一过程导致了一个M-西格玛的棒星系从无棒星系偏移，以及增加其散射。我们组装样本的unbarbed和酒吧的星系与经典的凸起，并找到试探性的暗示，两者之间的偏移与预测一致。包括所有的棒星系，而不仅仅是那些具有经典凸起的星系，会导致明显更大的偏移。
2013-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cosmological Impacts of Black Hole Mergers: No Relief in Sight for the Hubble Tension
Vanderbilt University（范德堡大学）；Fisk University（菲斯克大学）
本文研究了通过黑洞并合将物质转化为引力辐射能否缓解哈勃张力，发现无论是超大质量黑洞还是恒星质量黑洞并合，均无法缓解该张力，且 Integrated Sachs-Wolfe 效应也无法有效约束相关机制。
2025-11-05 astro-ph.CO
A Displaced Supermassive Black Hole in M87
利用高级巡天照相机的数据对M87进行等光分析，发现核点源（推测是超大质量黑洞SMBH的位置）和星系的光心之间的投影位移为6.8 +/- 0.8 pc（~ 0.1 arcsec）。位移沿着307 +/-17度的位置角，并且与射流轴线一致。这表明M87中活跃的SMBH目前并不位于星系的质心，而是向反喷流方向移动。对位移的可能解释包括SMBH双星的轨道运动，由于大质量物体（例如，球状星团），加速由一个不对称的或内在的单侧喷流，和引力反冲造成的合并的SMBH的二进制。位移方向有利于后两种机制。然而，喷流的不对称性是唯一可行的，在所观察到的吸积率，喷流年龄>0.1 Gyr，如果星系回复力是可以忽略不计的。这可能是M87低密度核心的情况。一个大约100万年前的适度反冲可以解释核气体盘的扰动性质，可以与喷流轴对齐，并可以产生观察到的偏移。或者，位移可能是由于在最后1 Gyr的任何时间发生的主要合并之后的大反冲引起的残余振荡。
2010-06-16 astro-ph.CO
Infrared-Faint Radio Sources: A Cosmological View - AGN Number Counts, the Cosmic X-Ray Background and SMBH Formation
上下文红外弱射电源（Infrared Faint Radio Source，IFRS）是在射电波段可清楚侦测到的河外辐射源，但在光学和红外线段则几乎无法侦测到或无法侦测到，其5 sigma灵敏度低至1 uJy。目标。最近的SED模型和对它们的射电性质的分析表明，IFRS与3<z<6的高红移活动星系核（可能非常模糊）的种群是一致的。我们展示了一些天体物理的影响，这个人口和比较他们的预测模型的星系演化和结构形成。方法.我们从四次深河外调查中编制了一份IFRS列表，并将IFRS数密度外推至每平方度（30.8 +- 15.0）的独立调查值。我们计算了IFRS对宇宙活动星系核总数的贡献，以解释宇宙X射线背景。通过估算IFRS中包含的黑洞质量，我们给出了早期宇宙中SMBH质量密度的结论，并将其与大爆炸后结构形成的相关模拟进行了比较。结果根据IFRS密度计算出活动星系核的数密度约为310 deg^-2，这相当于红移范围3<z<6的SMBH质量密度为10^3 M_sun Mpc^-3。这产生了在0.5-2.0 keV波段为9 10^-16 W m^-2 deg^-2，在2.0-10 keV波段为3 10^-15 W m^-2 deg^-2的X射线通量，与宇宙X射线背景中缺失的未分辨成分一致。关于大爆炸后SMBH形成的问题，我们发现证据的情况下，涉及晕气体吸积和重大合并。
2011-04-04 astro-ph.CO
Dissipationless Formation and Evolution of the Milky Way Nuclear Star Cluster
摘要：在一个被广泛讨论的核星团（NSC）形成模型中，大质量的球状星团螺旋状进入星系中心并合并形成核心。现在我们知道，至少有一些NSC与超大质量黑洞（SBH）共存;例如，在银河系（MW）中就是这种情况。在本文中，我们研究了如何在MW的中心存在的SMBH影响合并假说的形成其NSC。从一个低密度核星盘和SMBH组成的模型出发，我们用N体模拟跟踪了球状星团的连续螺旋和合并过程。星系团开始于半径为20 pc的圆形轨道上，它们的初始质量和半径以这样一种方式设置，即与该半径处的银河潮汐场一致。10个星团的总质量约为1.5x10^7太阳质量。每个星团都被SMBH在大约1秒差距的距离上破坏。在最后一次内旋事件之后产生的密度剖面的特征是，核心的半径大致为这个半径，而包层的密度以1/r^2的形式下降。这些性质与MW NSC的性质相似，除了核心尺寸之外，MW中的核心尺寸稍小。但是，通过在最后的螺旋事件之后继续模型的演变，我们发现，随着恒星分布向Bahcall-Wolf尖点演变，核心在10 Gyr的时间（当缩放到MW时）内通过引力相遇大幅收缩。我们还表明，MW NSC的光度函数是一致的假设，大部分的质量来自（~ 10 Gyr）的老恒星，带来的球状星团。我们的结论是，一个模型中，大部分的MW NSC的质量产生的下落球状星团是符合现有的观测限制。
2012-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Globular Cluster System of NGC 4636 and Formation of Globular Clusters in Giant Elliptical Galaxies
本文对室女星系团中的巨型椭圆星系（gE）NGC 4636中的球状星团（GC）的金属丰度、年龄和α元素进行了光谱分析。线指数的GC测定从综合光谱获得的微弱对象相机和摄谱仪（FOCAS）的斯巴鲁8.2米望远镜。根据Brodie & Huchra方法计算了59个GC的[Fe/H]值，通过与单颗恒星星族模型的比较，计算了33个GC的[Z/H]、年龄和[a/Fe]值。NGC 4636 GC的金属丰度分布显示出双峰性的暗示，在[Fe/H]=-1.23（σ =0.32）和-0.35（σ =0.19）处具有两个峰。年龄跨度很大，从2 - 15岁不等，年龄< 5岁的年轻GC比例约为27%。GC的[a/Fe]呈宽分布，平均值约为0.14 dex。这些化学性质对银河中心半径的依赖性很弱。我们还利用与NGC 4636 GC相同的方法，从文献中的线指数数据中获得了其他附近gE（M87，M49，M60，NGC 5128，NGC 1399和NGC 1407）中GC的金属丰度，年龄和[a/Fe]值。发现包括NGC 4636在内的7个gE组合样本中GC的金属丰度分布呈双峰，KMM检验支持这一点，显着性水平> 99.9%。所有这些创业公司都有一些年龄小于5岁的年轻创业公司。富金属GC（[Fe/H] > -0.9）的平均年龄比贫金属GC年轻约3Gyr。gE GC的[a/Fe]平均值小于银河系GC。我们讨论了这些结果的背…
2012-09-18 astro-ph.CO
How important is the dark matter halo for black hole growth?
在这篇文章中，我们研究了星系核中心黑洞的性质是否与它们的宿主暗物质晕相关。我们分析了整个样本的星系，其中黑洞质量，速度色散，西格玛，和渐近圆速度，Vc，都被测量。我们适合M-西格玛和M-Vc的幂律，并发现，在这两种关系的散射和斜率是相似的。这种独立于模型的分析表明，尽管黑洞质量不是由暗物质晕质量唯一决定的，但当将当前样本作为一个整体考虑时，M-Vc相关性可能与M-sigma一样强（或一样弱）。虽然数据是稀疏的，似乎有更多的分散在相关性的西格玛和Vc在低质量端。考虑到我们目前对星系和黑洞组合的理解，这并不意外。事实上，有几个令人信服的原因可以解释这一点：（i）SMBH的形成可能在具有大角动量含量的低质量星系中效率较低;（ii）SMBH的增长在没有经历重大合并的低质量盘星系中效率较低;（iii）动力学效应，如引力反冲，优先增加低质量端的散射。因此，最近的观测声称没有中央SMBH在无凸起，低质量的星系，或偏离的相关性定义的大质量黑洞在今天的大星系，事实上，预测当前的黑洞增长模型。我们展示了这是如何产生的暗物质晕和中央黑洞在最早的时代之间的耦合的直接后果。
2011-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recoiling Black Holes in Merging Galaxies: Relationship to AGN Lifetimes, Starbursts, and the M-sigma Relation
合并超大质量黑洞的引力波反冲可能影响黑洞与宿主星系的协同演化。我们研究这种可能性，使用SPH/N-体模拟气体星系合并，合并BH接收反冲踢。这使我们能够遵循反冲BH在自我一致的，不断发展的合并残余。在最近的研究类似的主题，我们进行了大参数的研究，产生了一套超过200个模拟超过60个合并模型和一系列的反冲速度（vk）。我们的主要结果如下。(1)以接近中心逃逸速度（vesc）被踢出的黑洞可能会在大轨道上振荡长达一个哈勃时间，但在富含气体的合并中，由于气体阻力和陡峭的中心势，被踢出的黑洞可能会被限制在星系中心的几个kpc。(2)vesc在富含气体的合并可能会迅速增加，在最后的聚结，在这种情况下，轨迹可能取决于BH合并相对于潜在的井的形成的时间。(3)反冲事件通常会减少明亮的活动星系核（AGN）的寿命，但实际上可能会延长AGN的寿命在较低的光度。(4)运动学偏移的活动星系核（v > 800 km s^-1）在反冲之后或在通过富含气体的遗迹的近着丝粒通道期间，可以观测到长达1千万年的时间。(5)空间偏移的活动星系核（R > 1 kpc）通常光度较低，寿命约为1 - 1亿年。(6)快速反冲的黑洞可能比静止的黑洞小5倍。这降低了M-sigma关系的归一化，并有助于内在和整体分散。(7)最后，反冲事件后活动星系核反馈的位移提高了中心恒星的形成率，从而延长了合并的星爆阶段，并创造了一个更致密的恒星尖。…
2010-11-19 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
A correlation between the stellar and [Fe II] velocity dispersions in Active Galaxies
我们使用近红外光谱数据从内部几百秒差距的47个活动星系的样本，以探讨可能的相关性，恒星速度色散（sigma_star），以及由[SIII] 0.953 μ m，[Fe II] 1.257 μ m，[Fe Ⅱ]1.644um和H_2 2.122um。H_2和[SIII]与σ_star没有相关性，而两条[Fe II]发射谱线有很好的相关性，线性拟合σ_star = 95.4 \pm 16.1 +（0.25 \pm 0.08）σ_[Fe II]。从样本中排除禁止对象后，发现sigma_star和sigma_[FeII]之间有更好的相关性，相关系数R=0.80，并通过以下关系式拟合：sigma_ \star = 57.9 \pm 23.5 +（0.42 \pm 0.10）sigma_[FeII]。这种关联可以用来估计$σ_\star$的情况下，它不能直接测量和[Fe II]的发射线存在于光谱中，允许获得超大质量黑洞（SMBH）的质量从M-σ_ \star关系。对于我们的样品，从sigma_star和使用上述公式从sigma_[Fe II]导出的其值之间的一对一关系的散射为0.07dex，这小于先前研究中使用光学中的σ_[OIII]作为sigma_star的代理所获得的散射。用近红外的sigma_[Fe\，II]代替光学的sigma_[OIII]，对于许多活动星系核的光谱不可用或被遮蔽的情况…
2012-12-03 astro-ph.CO
The most massive galaxies with large depleted cores: structural parameter relations and black hole masses
发光的球状体（M_V <-21.50 ± 0.75 mag）含有部分贫化的核，其大小（R_ b）通常为0.02 - 0.5 kpc。然而，R_b > 0.5kpc的星系是罕见的，人们对它的了解也很少。在这里，我们执行详细的分解的复合表面亮度轮廓，提取档案哈勃太空望远镜和地面的图像，12个非常明亮的“大核心”星系，具有R_b > 0.5千秒差距和M_V < -23.50 +- 0.10等，拟合核心Sérsic模型的星系球状体。使用28个“正常核”（即，R_b <0.5kpc）星系和1个“大核”（即，R_b > 0.5 kpc）星系的最后一个样本。我们发现，大核球状体（恒星质量M_* > 10^12 M_sun）并不是亮度较低的正常核球状体（M_* ~ 8 × 10^10 - 10^12 M_sun）的简单高质量扩展。而这两类天体的光度L_V和R_b之间有着同样强的关系（R_b prop L_V^（1.38 ± 0.13），椭球体的半光半径R_e（R_e prop L_V^（1.08 +-0.09），对于椭圆星系加上BCGs），我们发现在M_V ~ -23.50 +-0.10 mag.处出现了地核-Sérsic σ-L_V关系的一个突变。此外，我们发现，在直接测定SMBH质量M_BH的样本中，11个星系的R_b-M_BH关系是强对数线性的--3/11星系是大核星系--使得R_b-M_B…
2019-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Globular Cluster System of the Virgo Giant Elliptical Galaxy NGC 4636: II. Kinematics of the Globular Cluster System
本文对室女星系团中的巨型椭圆星系NGC 4636中的球状星团系统进行了运动学分析。利用238个气相色谱的光度和光谱数据库，我们研究了气相色谱系统的运动学。NGC 4636 GC系统整体旋转较弱，主要由红色GC组成。然而，蓝色GC和红色GC在R<4.3 '的内部区域中均显示出一些旋转。所有GC的速度频散被导出为sigma_p = 225{+12-9} km/s。蓝色GC的速度色散（sig=251 km/s）略大于红色GC的速度色散（sig=205 km/s）。蓝色GC在平均速度和最佳拟合旋转曲线附近的速度离散度随银河系中心半径的变化而显著变化。观测到的恒星和GC速度色散曲线与从恒星质量分布计算的速度色散曲线的比较表明，质光比应增加的银河系的距离增加，表明存在一个扩展的暗物质晕。通过比较观测到的GC速度色散分布和文献中计算的X射线质量分布的速度色散分布，我们发现GC系统的轨道是切向的，而红色GC的轨道比蓝色GC的轨道略切向。我们将NGC 4636的GC运动学与其他6个星系的GC运动学进行了比较，发现GCs的运动学性质在星系间是不同的。我们发现几个GC的运动学和它们的宿主星系的全球参数之间的相关性。我们讨论的结果的GC系统的形成模式的gEs的含义，并提出了一个混合方案的GCs在gEs的起源。
2009-12-09 astro-ph.CO
The Variable Star Population of the Globular Cluster B514 in the Andromeda Galaxy
B514是仙女座星系（M31）中的一个贫金属（[Fe/H] = 1.95 +/- 0.10 dex）球状星团，利用哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2和巡天高级照相机的时间序列观测，首次发现了大量的天琴座RR型恒星。我们已经检测和推导出的周期89 RR天琴座恒星（82基本模式RRab和7个第一泛音RRc的，分别）在161个候选变量中确定的集群。RR天琴座变星的平均周期（RRab和RRc变星的平均周期分别为<Pab>= 0.58天和<Pc>= 0.35天）和周期-振幅图中的位置都表明B514可能是奥斯特霍夫I型星团。这似乎与银河系中贫金属球状星团的一般行为不一致，后者显示出奥斯特霍夫II型脉动特性。天琴座RR型恒星的平均视星等将星团水平分支的平均水平设定为<V（RR）> = 25.18 +/- 0.02（sigma=0.16等，在81颗恒星上）。通过采用上述金属丰度的红化E（B-V）= 0.07 +/- 0.02 mag和该金属丰度的RR型Lyrics变量的M_V=0.44 +/- 0.05 mag，我们得出距离模数为mu_0=24.52 +/- 0.08 mag，对应于约800 +/- 30 kpc的距离，基于设置mu_0（LMC）=18.52的M_V的值。
2009-09-17 astro-ph.CO
Radially Extended Kinematics in the S0 Galaxy NGC 2768 from Planetary Nebulae, Globular Clusters and Starlight
只有少数示踪剂可用于探测超过一个有效半径的单个早期星系的运动学。在这里，我们直接比较了行星状星云（PNe），球状星团（GC）和星系星光速度的样本~4有效半径，在S 0星系NGC 2768。使用一个凸起到磁盘分解的K波段图像，我们分配PNe和星光的磁盘或凸起。我们发现，球核PNe和球核星光遵循相同的径向密度分布的红色亚群的GC，而磁盘PNe和磁盘星光是不同的组件。我们发现好的运动学协议之间的三个示踪剂几个有效半径（和恒星数据的内部区域）。我们的运动学分析进一步支持了这两个星系组成部分的不同性质。在分离示踪剂成凸起和磁盘组件，我们发现凸起是一个缓慢旋转的压力支持系统，而磁盘揭示了一个快速上升的旋转曲线与下降的速度色散曲线。由此产生的盘的V/sigma比类似于螺旋星系，并暗示NGC 2768的起源是一个转变的晚型星系。一个两个组件的运动学分析的S 0的样本将有助于阐明这类星系的性质。
2012-08-08 astro-ph.CO
No Evidence for Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters: Strong Constraints from the JVLA
以寻找吸积中等质量黑洞为目标，我们报道了对银河系三个球状星团：M15，M19和M22核心的超深Jansky VLA射电连续谱观测结果。在6 GHz的平均频率下，我们达到了1.5-2.1 μ J/梁的均方根噪声水平。在任何集群的中心都没有观察到源。对于一组关于吸积性质的保守假设，我们将IMBH的3-sigma上限设置为360-980 M_sun。这些极限是对任何球状星团所得到的最严格的极限之一。他们补充了越来越多的工作，表明（a）IMBH ~> 1000 M_sun在球状星团中是罕见的，或者（b）当存在时，IMBH以非常低效的方式吸积。
2012-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Indirect Probes of Dark Matter and Globular Cluster Properties From Dark Matter Annihilation within the Coolest White Dwarfs
白矮星（WD）在其宿主晕内的轨道上捕获暗物质（DM）。这些被捕获的粒子可能随后湮灭，加热恒星核心并阻止WD冷却。与主序星相比，WD的势阱更深，核心温度更低。因此，DM蒸发是不太重要的WD和DM与质量$M_χ \gtrsim 100\, \kev$和湮灭截面的数量级低于典型的热截面（$\sigmav \gtrsim 10^{-46}\, \cm^3$ /s）可以显着改变WD冷却在特定的天体物理环境。我们考虑球状星团（GC）和矮星系中的WD。如果DM粒子的参数是已知的，那么GC中最冷的WD的温度可以用来限制星系团晕的DM密度（如果推断的密度是周围银河系的密度，甚至可能排除晕的存在）。最近，几个直接检测实验已经看到的信号，其起源可能是由于低质量DM。在本文中，我们表明，如果CRESST，DAMA，CDMS-Si和CoGeNT的这些主张可以解释为DM，那么NGC 6397的观测将该星团中DM的分数限制为$f_{\mathrm{DM}} \lesssim 10^{-3}$。这将是对现有3个数量级的限制的改进，并明确排除了该集群的显著DM光环。
2015-05-19 astro-ph.CO
Evidence for the disky origin of luminous Virgo dwarf ellipticals from the kinematics of their globular cluster systems
我们报告的证据动态显着旋转的球状星团系统的两个明亮的室女座矮椭圆星系，VCC 1261和VCC 1528。包括以前的结果VCC 1087，所有三个室女座矮椭圆星系的球状星团系统的详细研究，到目前为止表现出v_rot/sigma > 1。以球状星团中的旋转作为最大圆盘旋转，我们发现这三个dE都满足r带Tully-Fisher关系。我们认为，这些数据支持的假设，即明亮的dEs是改造后的盘星系的残余物。我们还获得了VCC 1261和VCC 1528中恒星的深长缝数据。这两个星系都在其内部区域显示出快速的旋转，空间尺度约为0.5 kpc。这些旋转速度与GC系统中看到的旋转速度相似。由于室女座dEs的长缝数据延伸到1-2个有效半径（典型的深空观测），而球状星团延伸到4- 7个有效半径，我们得出结论，在许多明亮的dEs中没有检测到旋转可能仅仅是由于恒星数据中缺乏径向覆盖，而球状星团代表了dEs动力学的异常敏感的探针。基于这些数据，我们认为气体盘是早期宇宙中球状星团形成的重要场所。
2009-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster absolute ages from cooling brown dwarfs
球状星团是我们银河系中最古老的恒星聚集体，可以成为测试从恒星演化到宇宙学理论的有用实验室。本文提出了一种利用棕矮星的观测资料估算球状星团绝对年龄的新方法。在主序末端和褐矮星区域之间的过渡区域，其特征是缺乏作为星等函数的天体。最亮的冷却棕矮星很容易通过颜色-星等图中的密度增加来识别，因为你的星等变暗，这些最亮的棕矮星随着年龄的增长而变暗。通过识别最亮的棕矮星，就有可能在1 Gyr的精度内确定球状星团的年龄，并具有4 σ的置信度。这种新方法独立于目前的年龄估计方法，也不依赖于星团与地球距离的知识，由于詹姆斯韦伯太空望远镜的高空间分辨率和令人难以置信的红外灵敏度，这种方法将变得可行。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation and multiple stellar population in globular clusters
本文研究了第一代恒星（FG）气态喷出物形成球状星团（GC）过程中形成的第二代恒星（SG）的结构和运动学。我们认为SG可以由FG的AGB星的气体喷出物形成，初始总质量为10^6-10^8 M_sun，以解释银河系GC的现在质量。我们对恒星形成的三维流体动力学模拟表明，在FG中心区域形成的SG可以有显著的旋转量（V/sigma ~0.8-2.5）。SG的旋转幅度强烈依赖于FG的初始运动学。因此，我们建议，一些GC组成的FG和SG有一个显着的旋转量时，他们形成。我们还认为，虽然后来的长期（~10 Gyr）的恒星动力学演化可以平滑FG和SG之间的初始结构和运动学差异在很大程度上，初始扁平结构和旋转运动学的SG可以印在形状和内部旋转的本GC。我们讨论这些结果中观察到的银河系GC的内部旋转。
2010-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide-Field Hubble Space Telescope Observations of the Globular Cluster System in NGC1399
我们提出了一个全面的高空间分辨率成像研究的球状星团（GC）在NGC1399，中央巨椭圆cD星系在天炉座星系团，进行与HST/ACS。使用一种新的技术来构建毛毛雨PSF库HST/ACS数据，我们准确地确定从详细的人工星团实验的GC结构参数测量的保真度。对NGC1399 GC系统主要组分的相对湿度的测量揭示了相对湿度随银河系距离Rgal增加的趋势，约为10 kpc，超过10 kpc后呈平坦关系。蓝色和红色GC的这种趋势非常相似，它们的平均尺寸比rh（红色）/rh（蓝色）= 0.82 +/-0.11，从星系核心区域到~40 kpc的所有银河系中心半径。这表明，蓝色和红色GC之间的大小差异是由于与其组成恒星星族演化相关的内部机制。对NGC1399质量密度分布的模拟表明，需要额外的外部动力学机制才能将星系晕区的GC大小限制在rh~2pc。我们认为，这可能是实现了一个外来的GC轨道分布函数，一个扩展的暗物质晕，和/或潮汐应力引起的随机性增加的矮晕子结构在较大的Rgal。我们将我们的GC rh测量结果与文献中的径向速度数据相匹配，发现紧凑型GC显示出明显更小的视线速度色散，<sigma（cmp）>= 225 +/-25 km/s，而扩展的对应物<sigma（ext）>= 317 +/-21 km/s。考虑到较弱的统计相关性在GC的rh-color和GC的rh-Rgal的关系，更显着的GC尺寸动力…
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Wavelength, Optical (VI) and Near-Infrared (JHK) Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Method based on Milky Way Globular Clusters
利用46个低红化银河系球状星团的高精度地基测光，结合Gaia DR 2自行选择成员星，在两个光学（$VI$）和三个近红外（$JHK$）波长上标定了红巨星分支（TRGB）方法的零点。在这样做的过程中，我们利用这些集群的sharpen定义的零年龄水平分支（ZAHB）将我们的集群样本相对校准到一个跨越广泛金属丰度的复合色星等图中，然后使用几何分离食双星距离设置这个复合物的绝对零点到半人马座PDMATHAMO。我们测量的$I-$带零点[ $M_I = -4.056 \pm 0.02 \text{ (stat}) \pm 0.10 \text{ (sys)} $ ]与之前发表的两个独立校准值的一个sigma一致，使用的是LMC [ $M_I = $ -4.047 mag; Freedman et al. 2019，2020]和脉泽星系NGC 4258 [ $M_{F814W} = $ -4.051 mag; Jang et al. 2020]中的TRGB星。我们还发现我们的$J,H,K$零点与几个文献研究非常一致。
2020-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
