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
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
Detection of a Pseudobulge Hidden Inside the "Box-Shaped Bulge" of NGC 4565
数值模拟结果表明，边向星系的盒状凸起不是凸起，而是从侧面看的棒状凸起，因此，在NGC 4565这样的边向Sb星系中看到的两个组成部分是盘状凸起和棒状凸起。但是面对SBb星系总是显示出一个盘，一个酒吧，和一个（假）隆起。NGC 4565中的（伪）凸起在哪里？我们使用哈勃空间望远镜H波段和斯皮策空间望远镜3.6微米波长的图像，都校准到2 MASS K_s波段，穿透NGC 4565中的主要尘埃带。我们发现了一个高表面亮度，中央恒星组成部分，这是明显有别于四方形酒吧和磁盘。它的亮度分布是一个Sersic函数，沿长轴的指数n = 1.55 ± 0.07，沿短轴的指数n = 1.33 ± 0.12。因此，它是一个伪凸起。它的亮度比方形棒小得多，因此星系的真实假膨胀与总光度之比为PB/T = 0.06 +- 0.01，比之前认为的方形膨胀的B/T = 0.4小得多。我们推断，已公布的B/T光度比的边缘上的星系与盒状凸起被高估。因此，更多的星系比我们想象的包含很少或根本没有证据的合并建立的经典隆起。从形成的角度来看，NGC 4565是一个巨大的纯盘星系。这对我们的星系形成的层次聚类图提出了挑战：很难在不产生大的经典凸起的情况下生长像NGC 4565这样大的星系。
2010-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Peanut-shaped bulges in face-on disk galaxies
本文介绍了NGC 98、NGC 600和NGC 1703三个正面星系的高分辨率吸收线光谱，目的是寻找盒状/花生状（B/P）凸起。这些观测结果验证并证实了Debattista等人（2005）的预测，即正面B/P形凸起可以通过四阶高斯-埃尔米特矩h_4的轮廓中的双极小值来识别。在NGC 1703中，这是一个无棒控制星系，我们没有发现B/P隆起的证据。在NGC 98中，h_4的一个明显的双极小值出现在棒的长轴上和棒的末端之前，正如预测的那样。相比之下，在NGC 600中，它也是一个棒星系，但缺乏实质性的凸起，我们没有发现明显的B/P形状。
2010-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Discovery of a Large Population of Ultraluminous X-ray Sources in the Bulge-less Galaxies NGC 337 and ESO 501-23
我们利用Chandra对8个无膨胀盘星系的观测，识别了新的超亮X射线源（ULX）候选者，研究了它们的高质量X射线双星（HMXB）的总体，并寻找了低光度活动星系核（AGN）。我们报告了在我们的星系样本中发现的16个新的ULX候选者。其中八个在恒星形成星系NGC 337中发现，预计没有一个是背景污染物。NGC 337的HMXB光度函数意味着恒星形成率（SFR）为6.8 $^{+4.4}_{-3.5}$ \msun \ yr $^{-1}$，与最新的SFR测定结果一致，为1.5 $σ$。我们还报告了在ESO 501-23中发现的明亮ULX候选者（X-1）。X-1的光谱符合吸收功率定律，$Γ= 1.18^{+0.19}_{-0.11}$和$\rm{_H}$ = 1.13 $^{+7.07}_{-1.13} \times 10^{20}$ cm $^{-2}$，表明$1.08^{+0.05}_{-0.07} \times 10^{-12}$ \esc的能量为0.3-8 keV。它的X射线光度（L $_X$）是不好的约束，由于宿主星系的距离的不确定性，但我们认为，它的光谱意味着L $_X > 10^{40}$ \es。在HST成像中可能存在与该对象对应的光学对应物。我们还在IC 1291、PGC 3853、NGC 5964和NGC 2805中发现了ULX候选者。在我们的样本中，我们没有发现星系…
2013-04-01 astro-ph.CO
Constraining the formation of inner bars. Photometry, kinematics and stellar populations in NGC 357
双棒星系在本地宇宙中很常见，大约三分之一的棒旋星系拥有一个较小的内部棒。嵌套的棒被认为是一种将气体输送到星系中心区域的机制，触发了恒星的形成，并有助于凸起的增长。为了验证这一观点，我们首次对一个双棒星系NGC 357的光度学、运动学和恒星星族进行了详细的分析。我们发现，这个星系要么是主办一个pseudoclull或经典的鼓与一个内盘。我们比较了（假）隆凸、内坝和外坝的相对平均亮度加权年龄、金属丰度和α增强，发现这三个结构几乎是同时代的和古老的。此外，凸起和内部酒吧呈现相同的金属丰度和过剩，而外部酒吧往往是少金属丰富和更多的α增强。这些结果指出，与气体和恒星形成起主要作用的经典长期情景不同，现有恒星的重新分布正在推动内部结构的形成。
2011-11-07 astro-ph.CO
The Bulgeless Seyfert/LINER Galaxy NGC 3367: Disk, Bar, Lopsidedness and Environment
NGC 3367是附近一个孤立的活跃星系，显示出射电喷流，一个强大的酒吧和不平衡的证据。我们提出了一个定量分析的恒星和气体结构的星系盘和最近的相互作用的证据的基础上，新的UBVRI Halpha和JHK图像和档案Halpha法布里-珀罗和HI VLA数据搜索。从一个耦合的1D/2D GALFIT凸起/酒吧/磁盘分解推断（B/D ~ 0.07-0.1）指数pseudoblugge在所有观察到的带。棒强度的近红外估计值<Q_T{max}（R）> = 0.44，将NGC 3367棒置于最强棒之列。利用光学和近红外CAS指数、星（NIR）和气体（H α，HI）A_1傅立叶模振幅和HI积分轮廓及HI平均强度分布研究了非对称性。虽然平均恒星组件显示接近本地宇宙中孤立星系的平均值的不对称值，年轻的恒星组件和气体的值在很大程度上去耦显示显着较大的A_1模式振幅表明气体最近受到扰动。我们对（1）外围区域（u_R ~ 26 mag arcsec^{-2}）的微弱恒星结构、（2）（Halfa）恒星形成卫星星系和（3）沿盘的不同颜色区域（恒星星族）的搜索都失败了。这种情况下解释使用最近的数值模拟约束潮汐事件与LMC一样的星系在过去的一些动态时间或目前的质量非常低，气体丰富的吸积。我们的结论是，冷吸积模式（气体和小/暗星系）可能是负责的核活动和特殊的（年轻的恒星和气体）形态，无论高度孤立的环境。无凸星系中的…
2011-04-26 astro-ph.CO
Synchronous Evolution of Galaxies in Groups: NGC 524 Group
利用SAO RAS BTA望远镜的全景光谱，我们研究了NGC 524星系群中五个早型星系中心区的恒星星族的性质。星系中心区域的演化看起来是同步的：所有五个星系凸出部分的恒星平均年龄在3- 6 Gyr之间。五个星系中的四个在1- 2 Gyr前揭示了核中恒星形成的同步爆发。唯一一个星系，其中的恒星星族的年龄在核和在隆起重合（即恒星形成的核爆发没有发生）是NGC 502，离中心的所有星系群的研究。
2012-08-27 astro-ph.CO
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
NGC 6340: an old S0 galaxy with a young polar disc. Clues from morphology, internal kinematics and stellar populations
透镜状星系被认为是由环境效应和长期演化的结合形成的。我们研究了附近的盘状星系NGC 6340的光度和光谱，以了解S 0的形成和演化的机制在群体。我们使用SDSS图像来构建NGC 6340的颜色图和光分布图，我们使用包括Sersic和两个指数分布图的三分量模型来分解NGC 6340。我们还使用斯皮策图像来研究包含温暖的ISM和灰尘的区域的形态。在此基础上，我们对NGC 6340的深源长缝光谱数据进行了重新处理和分析，利用NBursts全谱拟合恢复了它的恒星和气体运动学、年龄分布和金属丰度。我们获得了内部运动学，年龄和金属丰度的配置文件，以>2半光半径。发现NGC 6340的三个结构组分具有不同的运动学和恒星星族性质。我们看到星系内部和外部区域之间的运动学错位。我们确认旧的金属丰富的中心和一个包裹的内部气体极盘（r~1千秒差距）有弱正在进行的恒星形成，反向旋转的投影相对于恒星。NGC 6340的中央致密伪隆起看起来非常类似于致密的椭圆星系。根据数值模拟的结果，我们得出结论，NGC 6340的性质可以解释为早型星系和旋涡星系的主要合并发生在大约12 Gyr前的结果。中间指数构造可能是过去的条带状构造形成的三轴假隆起。内部致密的凸起可能是由合并引发的核星爆的结果。内极盘是最近出现的，大约在1/3-1/2 Gyr之前，是另一次小合并或冷气体吸积的结果。
2009-04-29 astro-ph.CO
Probing the X-Ray Binary Populations of the Ring Galaxy NGC 1291
我们提出了钱德拉研究的X射线二（XRB）人口的环状星系NGC 1291的凸起和环区域。我们检测到169个X射线点源的星系，75个在凸起和71个在环，利用四个可用的钱德拉观测总计有效曝光179 KS。我们报告的光度特性，这些来源的点源目录。约40%的核球源和约25%的环源的X射线计数率显示出>3σ的长期变异性。X射线的颜色表明，一个显着的部分（~75%）和环（~65%）的来源可能是低质量的X射线双星（LMXB）。核源的光谱表明，它是一个低光度活动星系核，具有中等的遮蔽度;在个别观测之间观察到光谱的变化。我们构造了0.3-8.0 keV的X射线光度函数（XLF）的隆起和环XRB人口，考虑到检测的不完整性和背景活动星系核污染。对于凸起和环形群体，我们分别达到~1.5 \times 10^{37}和~2.2 \times 10^{37} erg/s的90%完整性极限。两个XLF都可以用破幂律模型拟合，并且形状与LMXB占主导地位的种群的预期形状一致。我们在NGC 1291中对XRB种群进行了详细的种群合成建模，这表明所观察到的合并XLF由旧的LMXB种群主导。我们比较了膨胀和环XRB人口，并认为，环XRB与年轻的恒星星族比膨胀源，根据相对过密的X射线源在环中，一般硬X射线颜色的环源，在合并XLF的发光源过剩，和平坦的形状的环XLF。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Searching for Non-axisymmetries in NGC 6503: A Weak End-on Bar
邻近的螺旋星系NGC 6503的孤立、简单的视结构和低光度使其成为深入运动学和光度学研究的理想候选者。我们引入了一个新的公开代码，ESPFIT，实现非轴对称拟合的运动学或光度数据的程序。我们使用NGC Fit来分析新的Halpha和CO速度场数据以及Greisen等人的HI运动学，以搜索NGC 6503圆盘中的非圆运动。我们发现NGC 6503具有非常规则的气体运动学，仅用旋转就能很好地描述。我们还使用了NGC 6503的Ks波段图像来约束圆盘、棒和凸起的光度模型。我们发现星系在光度上受圆盘支配。我们发现NGC 6503包含一个微弱的酒吧和一个指数隆起，共同贡献只有~5%的总星系光。结合我们的运动学和光度学的拟合模型表明，NGC 6503包含一个弱的，端部的酒吧，可能已经产生了它的II型表面亮度轮廓，但不太可能是负责其强大的西格玛下降。
2012-09-20 astro-ph.CO
The Chandra View of NGC 4178: The Lowest Mass Black Hole in a Bulgeless Disk Galaxy?
使用高分辨率的钱德拉数据，我们报告了一个弱的X射线点源的存在符合NGC 4178，一个晚型无鼓盘星系的核，已知具有高电离中红外线（中红外线）线通常与活动星系核（AGN）。虽然这个源的模糊排除了直接的光谱分析，我们能够推断其基本光谱特性使用硬度比。X射线模型结合核中红外特征表明，NGC 4178可能拥有一个高吸收的活动星系核，它以高速率吸积，辐射光度为10^43尔格/秒。根据我们的钱德拉数据和VLA档案数据，使用最新的基本平面关系，估计黑洞质量为\sim 10^4 - 10^5 M \odot，可能是目前已知的最低质量核黑洞。还有三个非核源，其中两个与核源的亮度相似，距离中心36英寸和32英寸。与核源一样，硬度比用于估计这两个源的光谱，并且两者都与具有吸收的简单幂律模型一致。这两个源的X射线光度大约为\sim 10 ^38尔格/秒，这使它们处于X射线双星和超亮X射线源（ULX）之间的阈值。第三个非核源位于距中心49”处，是探测到的最亮的源，X射线光度为\sim 10^40尔格/秒。它的光谱与吸收的幂律模型很好地拟合，表明它是ULX。我们还用体运动康普顿化（BMC）模型拟合了它的光谱，并认为这个源与质量为（6 \times 2）\times 10^3 M \odot的中等质量黑洞（IMBH）是一致的。
2012-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Secular evolution and cylindrical rotation in boxy/peanut bulges: impact of initially rotating classical bulges
Boxy/peanut bulge被认为是通过长期过程起源于银河系盘。一个小的探索问题是，如果最初的圆盘是围绕着一个预先存在的经典凸起组装的，那么这种进化将如何改变。以前，我们表明，一个低质量的初始经典隆起（ICB），可能已经存在于银河系般的星系，可以通过获得角动量从一个酒吧通过盘不稳定性显着旋转。在这里，我们调查如何光盘的不稳定性和运动学的最终盒状/花生（BP）隆起依赖于这样一个低质量的ICB的角动量。我们表明，一个强大的酒吧形式和转移角动量的ICB在我们所有的模型。然而，ICB的旋转限制了棒的角动量的发射，这反过来又改变了棒的大小和生长，以及从盘形成的BP凸起。在这些模型中，最终的BP凸起是通过屈曲不稳定性和旋转起来的ICB形成的BP凸起的叠加。我们发现，在我们的模拟中的复合BP凸起的长期运动学是独立的旋转的ICB，总是由圆柱旋转。然而，作为鼓包和酒吧之间的共同演变的结果，偏离圆柱形旋转的长期演变的早期阶段，并可能对应于类似的偏差，在一些鼓包。我们提供了一个简单的标准来量化偏离纯圆柱旋转，将其应用到我们所有的模型凸起，并说明其用于两个星系：NGC 7332和NGC 4570。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polar-bulge galaxies
基于SDSS数据，我们选择了一个样本的9个边缘上的旋涡星系与隆起的主轴显示出一个高的倾角盘平面。这样的天体被称为极球星系。它们在形态上与极环星系相似，但它们的中心物体体积小，光度低。我们在g和r波段对星系进行了光度分析，确定了它们的凸起和盘的主要特征。我们表明，磁盘的星系是典型的晚形态类型的螺旋星系的磁盘。其鼓包的综合特征与正常鼓包的参数相似。极球星系的恒星盘经常表现出大尺度的翘曲，这可以用它们与邻近星系的相互作用或来自外部的外部吸积来解释。
2015-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar kinematics and populations of boxy bulges: cylindrical rotation and vertical gradients
在大约一半的边缘盘星系中可以看到长方形和花生形的凸起。这些凸起的测光和长轴气体和恒星运动学的酒吧的形成和演化的模拟比较表明，他们被视为酒吧的投影。如果方形凸起的性质可以完全通过假设它们是棒来解释，那么这可能意味着它们的宿主是没有经典凸起的纯盘星系。少数这些凸起，包括银河系的凸起，已经被观察到以圆柱形旋转，即平均恒星速度与盘上方的高度无关。为了评估这种行为是否是普遍存在的四四方方的凸起，以及是否一个纯粹的光盘解释是一致的恒星星族，我们分析了恒星的运动学和人口的四四方方的或花生形的凸起在一个样本的五个边缘星系。我们沿着每个星系的主轴放置了狭缝，并在三个平行但偏移的位置建立了空间覆盖范围。NGC 3390的方形凸起在数据的空间范围和不确定性内完美地旋转。这与凸起的金属丰度和α元素增强一致，这与盘中相同。因此，这个星系是一个纯粹的盘状星系。ESO 311-G 012的方形凸起也非常接近圆柱形地旋转。NGC 1381的四方形凸起既不是明显的圆柱形旋转，也不是非圆柱形旋转，但它具有负的垂直金属丰度梯度，并且相对于其盘体呈阿尔法增强，表明它是由经典凸起和棒组成的复合凸起（可能还有一个圆盘状的假隆起）[摘要]即使这个相对较小的样本也足以证明方形隆起显示出一系列的旋转和种群特性，这表明它们并不形成同类的对象。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structures of Local Galaxies Compared to High Redshift Star-forming Galaxies
利用GOODS-ACS场观测到的8个邻近相互作用星系和星暴星系（Arp 269，M 82，Mrk 8，NGC 520，NGC 1068，NGC 3079，NGC 3310，NGC 7673）的静止坐标系远紫外（FUV）形态，与54个z ~ 1.5星系和46个z ~ 4星系进行了比较.附近的样品被人为地红移到z ~ 1.5和4。我们比较模拟的星系形态，真正的z ~ 1.5和4紫外明亮的星系形态。我们计算了Gini系数（G），最亮的20%星系流量的二阶矩（M_20）和Sersic指数（n）。我们探索了使用非参数方法与二维轮廓拟合，并发现M_20与n的组合是一种有效的方法来分类星系合并，指数盘，或隆起状的形态。当按G和M_20分类时，z ~ 1.5和z ~ 4的真实/模拟星系中分别有20/30%和37/12%的星系具有类鼓包结构。其余的都是类似合并或中间分布。另外，当根据Sersic指数分类时，70%的z ~ 1.5和z ~ 4真实星系是指数盘或膨胀状，n > 0.8，约30%的真实星系被分类为合并星系。人工红移星系的n值在z ~ 1.5和4处具有~35%的膨胀或指数。因此，约20-30%的莱曼破裂星系（LBG）具有类似于局部星暴合并的结构，并且可能受到类似过程的驱动。我们假设GOODS场中的类并合星系或类星团恒星形成星系具有n值为-1.7的形态结构< 0.8 and M_20 >。我们…
2009-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
