Black hole wind speeds and the M-sigma relation
本文导出了星系球中超大质量黑洞质量与恒星速度色散之间的M_bh-σ关系，它是由自调节的能量守恒反馈引起的.该关系式为M_bh v_w \propto σ ^[5]，其中v_w是由黑洞驱动的风的速度。我们采取了一个样本的静态早期类型的星系和凸起的测量黑洞质量和速度分散，并使用我们的模型来推断风速，他们会在一个活跃的阶段。这种方法实际上将观测到的M_bh-sigma关系中的分散转化为v_w的分布。我们得到的黑洞风速分布与在活动星系核中观测到的外流速度分布有一些显著的相似之处，包括一个可比较的中值v_w = 0.035 c。
2013-06-18 astro-ph.CO
Disk Assembly and the M_BH-sigma Relation of Supermassive Black Holes
最近的哈勃太空望远镜（HST）观测表明，大多数z ~ 1-3的活动星系核（AGN）都存在于孤立的盘状星系中，这与通常认为活动星系核是由星系合并引发的观点相反。在这里，我们发展了一个新的测试的宇宙演化的超大质量黑洞（SMBH）在盘星系考虑本地人口的SMBH。我们表明，当盘组装时，螺旋星系中需要大量的SMBH增长。SMBH的质量与其所在椭球体的速度色散之间存在着密切的关系，即M_BH-σ关系。在盘状星系中，球状体是我们感兴趣的部分。我们探讨了当在M_BH-sigma关系上的凸起与SMBH一起形成，然后在它们周围慢慢地重新形成一个盘时，M_BH-sigma关系的演化。盘的形成压缩了凸起，提高了它的σ。我们提出的证据，这种压缩的形式更大的速度色散的经典凸起相比，在相同质量的椭圆星系。如果不伴随增加的M_BH，则该压缩导致M_BH-西格玛关系中的偏移。我们根据光度数据量化了预期的偏移，并表明，平均而言，SMBH必须增长约50-65%才能保持M_BH-sigma关系。我们没有发现经典的凸起和椭圆星系的M_BH-σ关系有明显的偏移，这意味着SMBH一直与盘一起生长。我们的模拟表明，SMBH增长是必要的本地人口的盘星系保持在M_BH-西格玛关系。
2013-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Exploring the unusually high black hole-to-bulge mass ratios in NGC4342 and NGC4291: the asynchronous growth of bulges and black holes
我们研究了两个邻近的早期星系，NGC 4342和NGC 4291，它们拥有相对于其低恒星质量而言异常巨大的黑洞。观测到的NGC 4342和NGC 4291的黑洞-凸起质量比分别为~6.9%和~ 1.9%，显著超过了典型观测到的~ 0.2%的比值。由于黑洞与凸起的质量比非常大，NGC 4342和NGC 4291分别是M_BH - M_凸起标度关系的~5.1 sigma和~3.4 sigma异常值。在本文中，我们探讨异常高的黑洞-凸起质量比的起源。基于钱德拉X射线观测的NGC 4342和NGC 4291的热气体含量，我们计算引力质量分布，并得出结论，这两个星系居住在大规模的暗物质晕，这远远超出了恒星光。NGC 4342和NGC 4291周围暗物质晕的存在，以及NGC 4342环境的深层光学图像表明，潮汐剥离，其中>90%的恒星质量损失，无法解释观测到的高黑洞-凸起质量比。因此，我们得出结论，这些星系形成的恒星质量较低，这意味着凸起和黑洞并没有同步增长。我们还发现，黑洞的质量与暗物质晕的性质有很好的相关性，这表明暗物质晕可能在调节超大质量黑洞的生长中起着重要作用。
2012-06-06 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
Precise Black Hole Masses From Megamaser Disks: Black Hole-Bulge Relations at Low Mass
黑洞与核球的相关性极大地影响了过去十年来对星系演化的研究。目前对这些相关性的了解主要局限于高BH质量（M_BH> 10^8 M_sun），这可以通过直接的恒星、气体和脉泽运动学来测量。然而，这些物体并不代表更典型的L< L* 星系的人口统计。本研究超越了以往的局限性，探测BH是一个数量级的质量低，使用BH质量测量来自动力学的H_2O超脉泽在环核盘。脉泽跟踪开普勒旋转的环核分子盘开始在半径的零点几个pc从中央BH。Kuo et al.（2010）提出的旋转曲线模型，以极高的精度产生BH质量。我们提出了恒星速度色散测量的样本的9兆脉泽盘星系的基础上长缝观测使用的B&C光谱仪的杜邦望远镜和DIS光谱仪的3.5米望远镜在阿帕奇点。我们还执行膨胀到磁盘分解的一个子集的五个这些星系的SDSS成像。脉泽星系作为一个星系群低于椭圆星系定义的M_BH-σ关系。我们表明，现在非常精确的BH质量测量，低散射的幂律关系M_BH和sigma* 在椭圆星系中看到的是不普遍的。椭圆星系M_BH-sigma ~* 关系式不能用于推导低质量的BH质量函数或活动BH质量的零点。在高质量下运行的过程（可能是BH自调节或小合并）在低质量区域没有有效地建立M_BH-σ * 关系。
2010-07-16 astro-ph.CO
The strong environmental dependence of black hole scaling relations
我们研究了中心黑洞质量（Mbh）和宿主星系性质（速度色散、球核恒星质量和球核光度）之间的标度关系如何依赖于大尺度环境。对于每个样本的69个星系的动态黑洞测量，我们编译四个环境措施（最近邻距离，固定孔径数密度，总晕质量，和中央/卫星）。我们发现，中央星系和卫星星系遵循明显不同的标度在每一个我们已经检查过的三个关系。中央星系的Mbh - sigma关系比卫星星系的Mbh-sigma关系（6.38 +/- 0.49）陡峭得多（4.91 +/- 0.49），但截距相似。这种行为仍然存在，即使在限制到只有早期类型的星系样本或删除8个最明亮的星系团星系后。当基于其他环境指标分割样本时，Mbh - sigma关系显示出更适度的差异，这表明它们是由底层卫星/中心分数驱动的。在黑洞质量和膨胀恒星质量或膨胀光度之间的幂律标度中也可以看到中心和卫星的单独关系。我们认为，富含气体的低质量星系在成为卫星星系的过程中，会经历一个黑洞快速增长的时期。如果中心星系在当前的Mbh - sigma关系是卫星人口的代表性祖先，观测意味着sigma = 120 km/s的星系必须接近其中心黑洞质量的三倍。大质量中心星系的黑洞质量升高，是卫星星系吸积的自然结果。
2013-09-18 astro-ph.CO
The M-sigma and M-L Relations in Galactic Bulges and Determinations of their Intrinsic Scatter
基于49个超大质量黑洞的质量测量值和19个上限值，我们推导了超大质量黑洞质量（M_BH）与主星系核球速度色散（sigma）和光度（L）之间关系的改进版本（M-sigma和M-L关系）。特别注意的是恢复的内在散射（ε_0）在这两个关系。我们找到了log（M_BH/M_sun）= alpha + beta * log（sigma/200 km/s），（alpha，beta，epsilon_0）=（8.12 +/-0.08，4.24 +/-0.41，0.44 +/-0.06）对于所有星系和（alpha，beta，epsilon_0）=（8.23 +/-0.08，3.96 +/-0.42，0.31 +/-0.06）对于椭圆星系。椭圆的结果与以前的研究是一致的，但螺旋恢复的内在散射显着更大。推断的散射加强了需要考虑时，计算本地黑洞质量函数的基础上的M-西格玛关系，并进一步暗示，可能有大量的选择偏差的研究中的M-西格玛关系的演变。我们将M-L关系估计为log（M_BH/M_sun）= alpha + beta * log（L_V/10^11 L_sun，V）of（alpha，beta，epsil_0）=（8.95 +/-0.11，1.11 +/-0.18，0.38 +/-0.09）;仅使用早型星系。这些结果似乎是不敏感的测量误差和分布的固有散射的广泛的假设。我们发现，根据黑洞的影响范围的分辨率…
2009-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The M-sigma Relation of Super Massive Black Holes from the Scalar Field Dark Matter
在标量场或玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质模型下，我们解释了星系中超大质量黑洞的质量与其球的速度色散之间的M-σ关系.中心黑洞的引力改变了星系中心标量场的边界条件。由于暗物质的波动性质，即使黑洞比凸起轻得多，也会显著改变星系晕的轮廓。结果是，黑洞越重，凸起就越紧密，因此速度色散也就越大。数值研究证实了这一趋势。用暗物质粒子质量$m\simeq 5\times 10^{-22} eV$很好地再现了M-σ关系。
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Properties of Bulgeless Disk Galaxies II. Star Formation as a Function of Circular Velocity
利用IRAM 30 m望远镜的CO（1-0）数据、VLA/EVLA的HI谱线数据、MDM天文台的H α谱线数据和Spitzer IRAC的PAH谱线数据，研究了20个中等倾斜、无球盘星系（Sd-Sdm哈勃型）的气体面密度与恒星形成率之间的关系。我们专门研究了恒星形成的效率作为圆周速度（v_circ）的函数。以前的工作发现，边缘朝上的无凸起盘状星系的垂直尘埃结构和盘稳定性从具有大尺度高度和引力稳定盘的弥散尘埃带（v_circ < 120 km/s（M_star <~ 10^10 M_sun））过渡到具有小尺度高度和引力不稳定盘的狭窄尘埃带（v_circ > 120 km/s）。我们发现在v_circ = 120 km/s或我们的样本探测到的任何其他圆速度（v_circ = 46 - 190 km/s）下，恒星形成效率（Sigma_SFR/Sigma_HI+H2）没有转变。与以前的工作相反，我们发现在我们的样本中，在任何圆速度下，盘稳定性没有转变。假设我们的样品有相同的尘埃结构过渡的边缘上的样品，我们的研究结果表明，在冷星际介质的无球盘星系的尺度高度差异不显着影响分子分数或恒星形成效率。这可能表明，恒星的形成主要是受物理过程的影响，这些物理过程作用于比尘埃尺度高度更小的尺度上，这为当地的恒星形成模型提供了支持。
2012-04-06 astro-ph.CO
Massive black holes in central cluster galaxies
我们探讨如何共同进化的大规模黑洞（MBH）和星系的环境效应的影响，特别是解决MBH托管在中央星系的集群（我们将这些星系一般称为“CG”）。最近，在CG中的MBH的样本与动态测量的质量有所增加，它已被建议，这些MBH质量（M_BH）偏离预期的相关性与速度色散（西格玛）和质量的凸起（M_bulge）的宿主星系：在CG中的MBH似乎是“过度膨胀”。当考虑M_BH-sigma关系时，这种差异比考虑M_BH-M_bulge关系时更明显。我们表明，这种行为源于两个自然因素的结合，（i）CG经历更多的合并涉及球状星系和他们的MBH，（ii）这种合并优先气体贫乏。我们使用分析和半分析模型的组合来研究不同环境中MBH-星系的协同进化，并发现这两个因素的组合解释了当前数据集中观察到的趋势。
2013-03-07 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
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
Accurate Black Hole Mass Measurements for Thermal AGNs and the Origin of the Correlations Between Black Hole Mass and Bulge Properties
本文对用于确定第一类热活动星系核中黑洞质量的Dibai方法提出了一个简单的改进。与混响映射黑洞质量和宿主星系凸起属性的比较表明，该方法的精确度为+/- 0.15 dex。与最初发现黑洞质量-恒星速度色散（“M - sigma”）关系时的想法相反，它并不具有比黑洞质量-凸起光度（“M - L”）关系更低的色散。随着黑洞质量或核球光度的增加，活动星系核的M - L关系中的色散强烈地减小.这很自然地被解释为黑洞-凸起关系是由于合并而平均的结果。模拟结果表明，随着质量的增加，M-L关系中的色散减小与合并驱动的定性一致。活动星系核黑洞质量在较低质量时的大散射排除了活动星系核的显著反馈。黑洞和星系核球之间的相关性的非因果起源解释了晚型星系中经常缺乏超大质量黑洞，以及黑洞质量与伪星系核球之间缺乏相关性。
2011-11-08 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
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
Are black holes big enough to quench cooling in cluster cool cores?
总能量参数（例如，Fabian等人（2002年）提出，黑洞的质量需要大大超过经典黑洞质量-速度弥散关系（M-sigma）的预测，以便抵消巨大冷核心星系团中的冷却损失。这表明黑洞可能太小，无法为这样的星系团提供能量。然而，Lauer等人（2007）认为，黑洞质量-膨胀光度关系是高光度星系中黑洞质量的更好预测，并且这种关系预测了BCGs中更高的质量。他们发现，与亮度较低的星系相比，BCGs中的速度色散随着亮度的增加而缓慢增加，有效半径随着亮度的增加而迅速增加。受这些结果和Boylan-Kolchin等人（2006）关于孤立合并的理论工作的启发，我们对千禧年运行中确定的大质量星系团中的干合并进行了高分辨率的宇宙学模拟，包括合并星系的暗物质晕和恒星隆起。我们证明了BCG明显地偏离了由较小星系定义的大小-光度关系（即，关系弯曲），并且我们还看到亮度-σ关系中的弯曲。由于黑洞质量与BCGs（如果它们主要是在无耗散合并中形成的）的恒星隆起的质量和光度成正比，我们的发现与Lauer等人（2007）在定性水平上的结果一致，并表明BCGs中的黑洞可能确实比标准M-sigma关系预测的质量更大。
2009-11-27 astro-ph.CO
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Refining the M_BH-V_c scaling relation with HI rotation curves of water megamaser galaxies
黑洞-星系标度关系提供了关于超大质量黑洞和其宿主星系共同演化的信息。我们比较了黑洞质量-圆速度（MBH - Vc）关系和黑洞质量-膨胀恒星速度色散（MBH - sigma）关系，看看标度关系是否可以被动地从大量的合并中产生，或者需要一个物理机制，例如来自活动核的反馈。我们对五个星系（包括三个水巨泽星系）进行了VLA H I观测，以测量圆周速度。使用22个星系，通过动态MBH测量和延伸到大半径的Vc测量，我们的最佳拟合MBH - Vc关系式log MBH = alpha + beta log（Vc /200 km s^-1）得出alpha = 7.43+/-0.13，beta = 3.68+1.23/-1.20，内禀散射λ_int = 0.51+0.11/-0.09。内禀散射很可能高于0.51，因为我们非常小心地归因于保守的大观测误差。我们在MBH - sigma关系中发现了类似的散射，λ_int = 0.48+0.10/-0.08，而纯粹的合并情况可能会导致比重子（sigma）性质更紧密的暗晕标度（如Vc所示）。相反，来自活动核的反馈可以作用于凸出尺度以相对于MBH-Vc关系收紧MBH-sigma关系，如所观察到的。
2013-09-20 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
Uncovering Drivers of Disk Assembly: Bulgeless Galaxies and the Stellar Mass Tully-Fisher Relation
为了确定什么过程管理的装配历史的星系旋转盘，我们研究了恒星质量塔利-费舍尔关系在很宽的范围内的红移分区根据星系是否包含一个突出的隆起。使用我们早期的Keck光谱样本，从HST图像的分析中可以获得凸起/总参数，我们发现z > 0.8的无凸起盘星系与局部Tully-Fisher关系存在显著的偏移，而在所有探测的红移中，那些有显著凸起的星系沿着局部关系下降。我们的研究结果支持的建议，隆起的增长可能会以某种方式加快成熟的盘星系到塔利-费舍尔关系。我们讨论了各种物理假设，可以解释这一结果的背景下，恒星形成星系的红移z = 0和z > 2的运动学观测。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies
我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。
2012-11-16 astro-ph.CO
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 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
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
Intermediate age stars as origin of the low velocity dispersion nuclear ring in Mrk1066
报道了一个活动星系Mrk 1066核区近红外波段的首次二维恒星星族合成。我们已经使用积分场光谱与自适应光学在双子座北望远镜映射的年龄分布的恒星星族在内部300 pc的空间分辨率为35 pc。一个古老的恒星星族组成部分（年龄> 5 Gyr）是占主导地位的内部~ 160 pc，我们归因于星系的隆起。在这个区域之外，直到观测场的边界（约300 pc），中间年龄成分（0.3- 0.7 Gyr）占主导地位。我们发现这个中间年龄的组成部分和低恒星速度色散（西格玛）的部分环之间的空间相关性。在其他活动星系中也观察到了低σ核环，我们对Mrk 1066的研究结果表明，它们是由中等年龄的恒星形成的。这个年龄与低σ环的起源是一致的，在过去的事件中，触发了气体的流入，并形成了恒星，这些恒星仍然保持着形成它们的气体的较冷运动学（与凸起相比）。此外，我们还探测到了两个未解决的核心部分：一个是紧凑的红外源，与质量约为1.9 × 10 ^{-2} M_Sun的热尘埃的起源相一致;另一个是蓝色的无特征的幂律连续体，它在2.12微米处的通量中只占15%。
2010-02-12 astro-ph.CO
What Do Statistics Reveal About the Black Hole versus the Bulge Mass Correlation and Co-evolution?
观测数据表明，超大质量黑洞（MBH）和星系核球（Mbulge）质量之间的相关性遵循近似线性的趋势，并且与核球而不是恒星总质量（Mgal）的相关性最强。随着红移的增加，当MBH >~ 10^{8.5} Msol时，相对于z=0的Gamma=MBH/Mbulge比值似乎也更大。这项研究更密切地关注统计数据，以更好地理解MBH-Mbulge相关性的创建和观察。有可能表明，如果星系合并统计数据可以驱动相关性，那么较小的合并会导致“线性收敛”，在高质量时最为明显，而较大的合并则具有中心极限收敛，更强烈地“减少了分散”。这种统计推理对星系形态是不可知的。因此，将统计预测（更多的主要合并==>更紧密的相关性）与观察（凸起=最紧密的相关性）相结合，将导致人们得出结论，更多的主要合并（贯穿整个合并树，而不仅仅是主要分支）会产生更突出的凸起。关于有争议的发现，伽玛增加红移，这项研究表明，为什么光度函数（LF）偏置参数，采取正确的面值，加强而不是削弱的结果。然而，校正LF偏差是没有必要的，因为类星体的BH质量标度是自举到z=0的正常星系中的MBH-Sigma* 相关性，并且类星体-类星体的比较是内部一致的。在蒙特卡罗模拟中，高伽马天体是“欠合并”的星系，通过较小的合并需要更长的时间才能收敛到线性。另一个证明星系在z >~ 2时质量不足的证据是类星体宿主对于它们的预期质量来说非常紧凑。
2010-02-13 astro-ph.CO
Evolution of gaseous disk viscosity driven by supernova explosion. II. Structure and emissions from star-forming galaxies at high redshift
高红移星系正经历着强烈的动力学结构和形态演化。我们将反馈到动力学方程通过质量脱落和角动量输运驱动的SNexp激发湍流粘性。我们数值求解的方程，并表明，可以有密集的演变的气体盘的结构。盘的长期演化表现出以下有趣的特征：1）SNexp激发的高粘度气体可以有效地将10 kpc的气体输送到$\sim 1$ kpc，形成星盘，而低粘度的情况下形成星环：2）星暴触发SMBH活动，其滞后$\sim 10^8$ yr取决于恒星形成速率，促使SMBH和凸起的联合演化;（3）气盘中的速度色散高达$\sim 100~\kms$。为了比较现有的模型与观测到的动力学结构和图像，我们使用从简单的恒星合成（GALAXEV）和云的入射连续计算H $α$，H $β$，$\OIII$和$\NII$的发射线比，和H $α$亮度的气体光电离的年轻的大质量恒星上形成的磁盘。这些模型能给出恒星形成星系辐射的主要特征以及观测到的湍流速度与H $α$亮度的关系。我们成功地将本模型应用于在高密度$-z$样品中观测到的BX 389和BX 482，这两个样品分别是凸起和盘状的。由SNexp激发的高粘度能够有效地将气体输送到凸起中，以保持高的恒星形成率，或者形成足够接近凸起的恒星环，以便它迁移到其宿主星系的凸起中。这导致了快速增长的膨胀。目前的模型的意义和未来的工作已被广泛讨论的星系形成。
2010-10-21 astro-ph.CO
Colours of Bulges and Discs within Galaxy Clusters and the Signature of Disc Fading on Infall
星系核球和盘的起源对于理解星系形成具有重要意义。在这里，使用NOAO基本面巡天的测光，在B-和R-波段同时对8个附近（z < 0.06）具有深红移覆盖的星系团中的922个明亮星系进行了膨胀盘分解。星系的总颜色遵循普适的颜色-星等关系（CMR）。L_* 星系的盘在$B-R$中的蓝度比在球核中的蓝度高0.24等。凸起具有显著的CMR斜率，而盘的CMR斜率是平坦的。因此，总光的CMR的斜率主要（60%）由凸出CMR驱动，并且在较小程度上（40%）由作为幅度的函数的凸出与总比率的变化驱动。对于膨胀比大于0.2的星系来说，膨胀和盘的颜色并不依赖于膨胀比。虽然凸出部分的颜色并不明显取决于环境，但圆盘的中值颜色变化很大，星团中心的圆盘比维里半径的圆盘红0.10个星等。因此，虽然恒星的形成在隆起似乎主要是受质量依赖，因此推测内部，过程，光盘是受集群环境。
2010-07-06 astro-ph.CO
Structural properties of disk galaxies. II. Intrinsic shape of bulges
本文分析了148个无棒S 0-Sb星系的结构参数，并由此导出了它们的星系核内禀形状。我们发展了一种新的方法来推导的基础上的几何关系的表观和内在的形状的鼓包和磁盘的鼓包的内在形状。根据星系球视长半轴和视短半轴的长度、星系球视长轴与星系节线的扭曲角以及星系倾角，得到了星系球的赤道椭圆率和内禀扁率。我们发现，固有的形状是很好的约束的子样本的115个凸起有利的视角。它们中的大部分以椭圆截面为特征（B/A<0.9）。如果使用它们的最大、平均或中位赤道椭圆率，该分数分别为33%、55%和43%。大多数沿着极轴是扁平的（C<（A+B）/2）。三轴度的分布是强烈的双峰。这种双峰性是由塞尔西克指数n>2的星系核球驱动的，或者等价地说，是由星系核球与总核球之比B/T>0.3的星系核球驱动的。特别地，n \leq 2和B/T \leq 0.3的凸起分别相对于n>2和B/T>0.3的凸起显示出更大比例的扁圆轴对称（或近轴对称）凸起、更小比例的三轴凸起和更少比例的长轴对称（或近轴对称）凸起。根据对鼓包形成的数值模拟的预测，n \leq 2的鼓包可能是耗散小合并的结果，该鼓包显示出高比例的扁圆轴对称（或接近轴对称）形状并且具有B/T \leq 0.3。对于n>2和B/T>0.3的凸起，似乎需要用主要的耗散和无耗散并合来解释所发现的各种形状。
2010-06-28 astro-ph.CO
Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. II - Bulge-disk coupling in the photometric relations through merger-induced internal secular evolution
星系合并被认为是透镜状星系（S 0）演化的可疑机制，即使是轻微的诱导结构变化的基础上，是难以调和的光度标度关系中观察到的强烈的膨胀盘耦合的S 0的。我们检查由干燥的中间和次要合并引起的S 0的演化是否可以再现它们的光度标度关系，分析Eliche-Moral等人（2012）提出的合并模拟的膨胀盘分解。合并诱导的光度平面的演化与S 0的数据兼容，即使在那些指示一个强大的膨胀盘耦合。在某些情况下，合并驱动所观察到的光度关系的形成，而在其他情况下，它们会引起与数据兼容的轻微分散。因此，这种演化机制倾向于保持这些标度关系。在这些光度平面的形态类型分离，合并总是导致向该地区的人口S 0的演变。的隆起和磁盘的结构耦合被保存或加强，因为合并触发内部长期过程中的主要磁盘，诱导显着的隆起增长，即使这些模型不诱导酒吧。因此，中间和次要的合并可以被认为是合理的机制，为S 0的出席其光度标度关系的演变，因为它们可以保存，甚至加强任何预先存在的结构膨胀盘耦合，触发显着的内部长期演变（即使在没有酒吧或耗散效应）。这意味着，在现今的早型盘中，可能很难将纯粹内部长期演化的影响与合并驱动的影响分开。
2013-03-04 astro-ph.CO
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
Bulge growth through disk instabilities in high-redshift galaxies
在低红移的邻近宇宙中，人们长期以来一直在研究盘状星系内部区域的膨胀中，盘状不稳定性（如棒和旋臂）以及相关的共振的作用。在那里，人们长期以来一直在观察它，特别是通过花生状的凸起。在现代盘星系中，这种长期的膨胀是由弱的非轴对称不稳定性驱动的：它主要以缓慢的速度和长的恒星形成时间尺度产生伪膨胀。在中等质量到大质量星系（10^10到几个10^11兆太阳的恒星）中，高红移（z>1）时的盘不稳定性与现代旋涡星系中发现的盘不稳定性非常不同。高红移盘在全局上是不稳定的，会碎裂成巨大的团块，每个团块包含10^8-10^9兆太阳质量的气体和恒星，这导致了高度不规则星系的形态。与剧烈的不稳定性相关的团块和其他特征通过各种机制在短时间尺度上驱动盘的演化和凸起生长。巨大的团块可以向内迁移，并在几个10^8年内合并成隆起。在非常动荡的介质中的不稳定性驱动强烈的气体流入到隆起和核区域。由于剧烈的不稳定性，厚盘和超大质量黑洞可以同时生长。本章回顾了高红移盘不稳定性的性质，巨团块的演化和其他与不稳定性相关的特征，以及由此产生的膨胀和相关的次星系成分的增长。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin-up of low mass classical bulges in barred galaxies
长期演化是星系沿哈勃序列演化的重要途径之一。不仅磁盘经历形态和运动学的变化，而且一个预先存在的经典的凸起可能会动态地改变主要由酒吧驱动的长期过程。我们研究了一个不断增长的酒吧的动力学演化的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系。使用自洽高分辨率{\it N}体模拟，我们研究了如何一个初始各向同性非旋转的小经典凸起吸收角动量发出的酒吧。这种角动量交换的基本机制是通过共振，并且相当一部分角动量通过拉格朗日点（-1：1）和ILR（2：1）轨道。在快速的动力学增长阶段，逆行的非共振轨道也吸收了大量的角动量。由于这种角动量的增加，最初不旋转的经典凸起转变为快速旋转，径向各向异性和三轴物体，嵌入在由盘形成的类似快速旋转的方形凸起中。在演化的末期，经典的凸起发展成圆柱形旋转。到那时，它的内部区域拥有一个“经典的膨胀棒”，其独特的运动学可以作为星系长期演化的直接观测证据。这些结果的一些影响进行了简要讨论。
2011-12-12 astro-ph.CO
The M-Sigma Relation Derived from Sphere of Influence Arguments
观测到的超大质量黑洞（SMBH）质量（M）与球核恒星速度色散（Sigma）之间的关系可用log（M）= alpha + beta*log（Sigma/200 km/s）表示。由于这种关系对星系和SMBH形成和演化的模型具有重要意义，因此人们对将其添加到M目录中仍然有很大的兴趣。“影响范围”（r）的论点使用空间分辨率来排除一些M估计，并预先选择其他星系进行进一步的SMBH研究。这封信量化的影响，适用于人口的星系和SMBH不遵循M-西格玛关系的r参数。所有已知的西格玛值，接近100 Mpc的星系，被赋予一个随机的M，当r是空间分辨的选择。这些随机SMBH产生α =8.3，β =4.0的M-Sigma关系，与观察值一致。因此，未来提出的M估计值不应仅根据解决r来证明。这封信表明，观察到的M-西格玛关系可能只是一个可用的空间分辨率的结果。然而，这也意味着观察到的M-Sigma关系定义了上限。这可能为星系和SMBH的形成和演化过程提供有价值的新见解。
2010-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the intrinsic scatter in the M-sigma and M-L relations
本文报道了最近导出的改进的超大质量黑洞质量（M_BH）与宿主星系核球速度色散（sigma）和光度（L）之间的关系（M-sigma和M-L关系），基于~50个M_BH测量值和~20个上限。特别注意的是恢复的内在散射（ε_0）在这两个关系。分散被发现是显着大于估计在大多数以前的研究。大的散射需要修正的本地黑洞质量函数，这意味着可能有大量的选择偏差的研究中的M-sigma和M-L关系的演变。当只考虑椭圆星系时，散射似乎减少了。这些结果似乎是不敏感的测量误差和分布的固有散射的广泛的假设。我们还报道了根据黑洞的影响范围的分辨率对挑选样本的拟合的影响。
2009-12-21 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
The Dependence of Star Formation Activity on Stellar Mass Surface Density and Sersic Index in zCOSMOS Galaxies at 0.5<z<0.9 Compared with SDSS Galaxies at 0.04<z<0.08
星系演化研究中一个尚未回答的关键问题是，星系内部的物理过程驱动了单个星系中SFR的变化，这些变化共同导致了自z~2以来全球恒星形成率密度（SFRD）对红移的大幅下降。许多研究的SFR在中等红移已作为一个功能的综合恒星质量的星系，但这些没有使用的信息的内部结构特性的星系。本文利用zCOSMOS和SDSS巡天资料，比较研究了不同形态类型星系在z~1范围内SFR对平均表面质量密度（SigmaM）的依赖关系。关于这些相对大质量星系演化的主要发现是：1）有证据表明，对于SDSS和zCOSMOS星系，（无论是盘主导还是凸起主导）与SigmaM无关; 2）在所有研究的红移中，观测到的SSFR - SigmaM阶跃函数关系是由于，随着表面密度的增加，以及盘状星系和凸起星系之间平均SSFR的巨大差异，盘状星系和凸起星系的混合比例不断变化。3）中位SSFR - SigmaM关系的形状是相似的，但在整个SigmaM范围内，无论是球状星系还是盘状星系，zCOSMOS星系的中位SSFR值都比SDSS高5-6倍。这种增加与整个宇宙的全球SFRD相匹配，强调所有类型的星系都在按比例贡献宇宙中SFRD的全球增加，回到这些红移（删节）。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation of classical bulges during secular evolution of barred galaxies
棒驱动的长期演化在改变盘星系的形态和运动学方面起着关键作用，导致快速旋转的方形/花生状凸起的形成。如果这些盘状星系也有一个先前存在的经典核球，那么长期演化将如何影响经典核球，以及观测性质。我们首先研究的酒吧和一个预先存在的非旋转的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系的共同演化。它与N体模拟表明，在长期的演变过程中，这样的凸起可以获得显着的角动量发出的酒吧通过共振和随机轨道。因此，它变成了一个圆柱形旋转，各向异性和三轴物体，嵌入通过磁盘不稳定性形成的快速旋转的方形凸起中（Saha等人，2012）。复合的方形/花生状凸起也以圆柱形旋转。然后，我们表明，酒吧的增长只略有依赖于预先存在的经典凸起的旋转特性。对于最初旋转的小的经典凸起，由此产生的复合方形/花生状凸起中的圆柱旋转延伸到较低的高度（Saha & Gerhard 2012）。更大质量的经典凸起也获得了由棒发射的角动量，在大约4 Gyrs内引起了令人惊讶的大旋转支持（Saha等人准备）。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the formation of bulges with MOND
在冷暗物质（CDM）范式中，无论大小星系合并，或通过早期宇宙中的星团盘，在那里团块被动力学摩擦推向中心，都很容易形成凸起。此外，具有更圆盘状形态和运动学的伪凸起可以通过酒吧的长期演化形成得更慢，其中共振恒星被提升到平面外，呈花生/盒子形状。因此，在CDM宇宙学模拟中，很难找到一个无球星系，而它们在局部宇宙中却经常被观察到。另一种关于质量缺失问题的模型则呈现出不同的图景。在MOND（改进的牛顿动力学）中，星系合并的频率要低得多，因为没有暗物质晕减少了两个星系之间的动力学摩擦。此外，虽然星团星系导致CDM中快速的经典凸起形成，但在早期宇宙星系中与MOND的低效动力学摩擦阻止了团块在中心合并在一起形成球状体。这导致不太频繁和不太大的经典凸起。MOND中的条更频繁和更强，并且具有更恒定的模式速度，这显著地修改了伪凸起形态。假凸起的分数预计将占主导地位的MOND。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulge mass is king: The dominant role of the bulge in determining the fraction of passive galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查星系双峰的起源，通过量化的内在和环境的驱动程序的相对作用，停止（或“淬火”）超过50万本地斯隆数字巡天（SDSS）星系的恒星形成。我们的样本包含z=0.02-0.2的各种星系，恒星质量为8 < log（M*/M_sun）< 12，跨越了从纯盘到球状体的整个形态范围，局部星系密度和晕质量超过四个数量级。我们利用公布的恒星形成率，并添加到我们小组最近的GIM 2D光度和恒星质量膨胀+磁盘分解。我们发现，星系的被动分数急剧增加恒星质量，晕质量，和隆起质量，与局部星系密度和隆起总恒星质量比（B/T）的依赖性不太陡峭。在内部性质固定的情况下，我们发现中心星系和卫星星系具有不同的被动分数关系。对于中心，我们得出结论，在固定的凸起质量的被动部分的变化较小，比任何其他变量，包括总恒星质量，晕质量，和B/T。这意味着猝灭机制必须与凸起最紧密地耦合。我们认为，无线电模式活动星系核反馈提供了最合理的解释所观察到的趋势。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
