Galaxy Cluster Detection and Dynamical Analysis in the VIPERS High-Redshift Spectroscopic Survey
University of California Merced（加州大学默塞德分校）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics（国家天文与地球物理研究所）；Cairo University（开罗大学）
本文通过FoG-GalWeight方法检测并分析了VIPERS巡天中的星系团，验证了速度分散作为质量代理的可靠性。
2025-12-12 astro-ph.CO
UV to FIR catalogue of a galaxy sample in nearby clusters: SEDs and environmental trends
本文介绍了一个致力于研究环境对恒星形成活动影响的星系团样本。这类星系分布在星系团中，显示出丰富的特征多样性，SDSS-DR 6观测到了M_B ~ -18，GALEX AIS观测到了相当于几百万秒差距的天区。我们将从紫外到远红外的宽波段和发射线通量分配给每个星系，进行精确的光谱能量分布，以进行光谱拟合分析。星系团遵循一般的X射线光度与速度色散的关系，即L_X/sigma_c ^[4.4]。对星系密度分布的分析表明：（1）在密度分布的高密度部分，维里区和星系团外围有一个共同的范围;这可以归因于在维里区周围存在大质量星系结构（2）大质量星系团（sigma_c>550 km s^-1）的维里区呈现出一种Sigma_5分布，这种分布与相应的低质量星系团（sigma_c<550 km s ^-1）的维里区在统计上是可区分的（~96%）。大质量和低质量的星系团都遵循类似的密度-半径趋势，但低质量的星系团避免了高密度的极端。我们说明，与阿贝尔1185，星系人口的环境趋势。天空投影的星系密度图显示了低光度恒星形成星系是如何沿着比巨型星系更多的扩展结构分布的，而低光度被动星系则避开了低密度环境。巨大的被动星系和恒星形成星系共享相当相似的天空区域，被动星系表现出更集中的分布。
2012-01-12 astro-ph.CO
Black hole scaling relations of active and quiescent galaxies: Addressing selection effects and constraining virial factors
静态星系与动态测量的黑洞质量（Mbh）的本地样本可能会遭受角分辨率相关的选择效应，这可能会偏离观测到的Mbh和宿主星系属性之间的标度关系的内在关系。特别是，以前的工作表明，所观察到的Mbh-Mstar（恒星质量）关系比Mbh-sigma（速度色散）关系更强烈的偏见。活动星系核（AGN）的本地样本不遭受这种选择效应，因为在这些样本中，Mbh是从超脉泽和/或混响映射为基础的技术估计。除了超脉泽，在这些活动星系核样本中的Mbh估计值与维里系数fvir成正比。宽线区域的直接建模表明，fvir~3.5。然而，这导致了活动星系核的兆小时-兆星关系，它低于静止黑洞样品所观察到的关系，并且比静止黑洞样品所观察到的关系更陡。对于Mbh-sigma关系，可以看到类似但更温和的趋势。匹配静态样品中观察到的Mbh-Mstar和Mbh-sigma关系的高质量端分别需要fvir~15和fvir~7。另一方面，fvir~3.5产生活动星系核的Mbh-sigma和Mbh-Mstar关系，这与静止样品的预期“内在”相关性非常一致（即，一旦考虑到与角分辨率相关的选择效应），就提供了局部静止黑洞的样本是有偏差的额外证据。我们还表明，是静止的黑洞的情况下，Mbh-Mstar标度关系的活动星系核的速度色散驱动，从而提供额外的关键约束黑洞星系的共同演化模型。
2019-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
partly obscured accretion disk model to explain Shifted broad Balmer emission lines of Active Galactic Nuclei
提出了一个新的模型来解释活动星系核（AGN）宽发射线区（BLR）中红/蓝移的宽低电离发射线，特别是光学波段的发射线的出现，这通常被认为是线发射气体径向运动的指示。我们发现，部分模糊的盘状BLR的DBP发射器（AGN与双峰宽低电离发射线）也可以成功地产生移位的标准高斯宽巴耳末发射线。然后，我们计算了两种移动的宽巴耳末发射线的活动星系核的BH质量。我们发现，从M-西格玛关系计算的BH质量系统大于维里BH质量为选定的对象，即使在BLR的内部红化效应的校正。对于宽谱线移动的天体，其维里BH质量比M-σ关系中的BH质量小，这与我们从部分遮蔽的吸积盘模型中所期望的结果相一致。因此，我们提供了一个可选的更好的模型来解释的外观移动广泛的发射线，特别是对于那些对象被低估的维里BH质量。
2009-04-28 astro-ph.CO
Internal kinematics of groups of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey data release 7
我们目前的测量速度色散轮廓（VDP）的星系群在斯隆数字巡天（SDSS）的最终数据发布。对于给定质量的星系群，我们估计相对于参考星系样本xi（r_p，pi）、投影CCF w_p（r_p）和实空间CCF xi（r）的红移-空间交叉关联函数（CCF）。然后，通过比较xi（r_p，pi）与xi（r），从xi（r_p，pi）中的红移失真中提取VDP。我们发现，在维里半径（R_200）内的速度色散（VD）显示出一个大致平坦的轮廓，在半径小于0.3 R_200的高质量系统略有增加。维里半径内的平均VD，sigma_v，是中心星系质量的强增函数。我们采用相同的方法来N体模拟的一致性λ冷暗物质宇宙学，但不同的值的密度波动参数σ_8，我们比较的结果SDSS的结果。我们发现，从数据的sigma_v-M_* 关系提供了严格的限制sigma_8和sigma_ms，分散在log M_* 的中央星系在固定的晕质量。我们的最佳拟合模型表明sigma_8 = 0.86 +/-0.03和sigma_ms = 0.16 +/-0.03。与WMAP 7结果相比，sigma_8的值略高，这可能是由于我们的模拟中假设的物质密度参数较小。我们的VD测量还提供了不同光度和质量的中心星系暗物质晕质量的直接测量，与Mandelbaum等人（2006）通过叠加SDSS星系的引力透镜信号获得的结果非常一致。
2012-08-25 astro-ph.CO
Do quiescent and active galaxies have different M_BH-sigma relations?
为了研究静止星系和活动星系遵循相同的黑洞质量-恒星速度色散关系这一假设的有效性，我们分别测定和比较了静止星系和活动星系的M-σ关系，这是宽线活动星系核M_BH估计量校准所必需的。对于由72个动态M_BH测量值组成的静止星系样本，我们使用针对星系旋转进行校正的均匀H带测量值更新了28个星系的sigma。对于活动星系，我们收集了25个混响映射的活动星系核，并改进了两个对象的sigma测量。结合这两个样本，我们确定了维里因子$f$，首先通过将活动星系样本标度到静止星系的M-σ关系，然后通过同时拟合静止和活动星系样本，分别为f=5.1 - 1.1 ^{+1.5}和f=5.9 - 1.5 ^{+2.1}。活动星系的M-σ关系似乎比静止星系的M-σ关系浅。然而，这种差异是由不同的可访问的M_BH分布在给定的西格玛，主要是由于测量可靠的恒星速度色散的发光AGN的宿主星系的困难。考虑到选择效应，我们发现活动星系和静止星系本质上遵循相同的M-sigma关系。
2013-05-15 astro-ph.CO
The temperature of hot gas halos of early-type galaxies
最近，我们用Chandra观测数据，以前所未有的精度，计算了30个星系的早型星系热气晕的温度T和光度L_X，覆盖了比以前更宽的星系光度（和中心速度色散σ_c）范围。本文通过考察观测温度与星系结构、Ia型超新星（SNIa）对气体的加热、引力势以及气体流动的动力学状态之间的关系，探讨了观测温度的来源。在sigma_c<200 km/s的星系中，T值接近于流出时气体的基准平均温度，在200<sigma_c（km/s）<250时，T值一般低于此值，且与sigma_c无关，需要更复杂的气体流动状态;在较大的σ_c时，T可能随着σ_c ^[2]的增加而增加，正如对入流加热所预期的那样，尽管SNIa的加热与σ_c无关，应该是主要的。所有观察到的T的大于维里温度，高达~0.5 keV。在X射线最亮的星系中，这种额外的加热可以由SNIa和下落加热提供，SNIa的能量输入甚至比标准假设更低;在X射线较暗的星系中，它可以由SNIa提供，其能量输入将需要接近最大sigma_c的完整标准值。然而，如果完全热化，同样的能量输入将产生比在低sigma_c下观察到的更大的温度。观察到的T值从流出到流入增加;但是，如果T值由维里温度重新标度，则气体在流出中相对较热。当200<sigma_c（km/s）<250时，低的L_X值往往对应于低的T值，这值得进一步研究。
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Atlas3D project - XV. Benchmark for early-type galaxies scaling relations from 260 dynamical models: mass-to-light ratio, dark matter, Fundamental Plane and Mass Plane
我们研究了260个早型星系的3D样本，这些样本的体积有限，质量接近选定的（恒星质量M>6*10^9 Msun）。我们构建详细的轴对称动力学模型（JAM），它允许轨道各向异性，包括一个暗物质晕，并详细再现星系图像和高质量的积分场恒星运动学。在半径r=Re的球内，我们得到了精确的总M/L和暗物质分数f_DM。我们还测量了恒星的M/L，并推导出中值暗物质分数f_DM= 13%。我们发现，在（M_JAM，sigma_e，R_e）坐标系中，由星系构成的薄的二维子集，我们称之为质量面（MP），其均方根散射率为19%，内禀散射率为11%。MP在我们的严格误差范围内满足标量维里关系M_JAM sigma_e^2 R_e。然而，如何确定Re和sigma_e的细节对于定义维里指数的精确偏差至关重要。我们重新讨论了（M/L）-sigma_e关系，它描述了MP和FP之间的大多数偏差。最佳拟合关系为（M/L）σ_e^0.72（r带）。它提供了一个上限的任何系统增加的IMF质量标准化与sigma_e。我们研究了σ_e与星系圆速度V_circ之间的关系，发现在1 Re以内（恒星占主导地位），σ_e与星系圆速度V_circ之间的关系为max（V_circ）~1.76* σ_e，观测到的偏差为7%.本文中描述的精确参数被用于本系列的配套论文XX中，以探索全球星系性质的变化，包括IMF，对MP的投影。[删节]
2013-03-27 astro-ph.CO
A comparative analysis of virial black-hole mass estimates of moderate-luminosity active galactic nuclei using Subaru/FMOS
我们提出了一个广泛的发射线观察到的中等亮度的活动星系核（AGN），典型的深场的X射线调查中发现的分析，目的是测试单历元维里黑洞质量估计的有效性。利用斯巴鲁望远镜上的光纤多目标光谱仪（FMOS），我们在COSMOS和扩展的Chandra深场南巡天中获得了z ~ 1.8的活动星系核的近红外（NIR）光谱。这些低分辨率的近红外光谱提供了一个显着的检测广泛的H α线，已被证明是一个可靠的探针黑洞质量在低红移。我们的样品具有现有的光谱学，其提供了MgII的检测，MgII是通常用于z > 1处的黑洞质量估计的宽发射线。我们进行了光谱线拟合程序，同时使用Halpha和MgII，以确定气体的维里速度在宽线区域，单色连续发光度在3000 A，和总Halpha线发光度。以43个活动星系核为样本，亮度跨越二十年（即，L ~ 10^44-46 ergs/s），我们发现连续谱和谱线光度之间存在紧密的相关性，其分布特征为<log（L_3000/L_H α）> = 1.52，色散σ = 0.16。也有一个密切的一对一的关系之间的半高宽的Halpha和镁II高达10000公里/秒的分散度为0.14的分布的对数的比率。这两种情况都导致在黑洞质量的宽范围内，基于Halpha和MgII的质量之间存在非常好的一致性（即，M_BH ~ 10^7- 9M_sun）。我们确实发现，相对于基于Halpha的质量，基于MgII的质…
2013-01-10 astro-ph.CO
An expanded M_bh-sigma diagram, and a new calibration of active galactic nuclei masses
[摘要]我们提出了一个更新和改进的M_bh-sigma图，其中包含64个星系的M_bh测量（不仅仅是上限）。由于在高质量端新的和增加的黑洞质量，以及在低质量端棒星系的更好的代表性，预测黑洞质量的“经典”（所有形态类型）M_bh-sigma关系是log（M_bh/M_Sun）=（5.13+/-0.34）log[sigma/200] +（8.13+/-0.05），均方根散射为0.43 dex。修改回归分析，以纠正迄今为止被忽视的样本偏差，即质量小于10^6 M_Sun的黑洞（尚未）被检测到，关系进一步变陡，得到log（M_bh/M_Sun）=（5.95+/-0.44）log[sigma/200] +（8.15+/-0.06）。我们还更新了Graham和Hu在2008年引入的“无棒”和“仅椭圆”的M_bh-sigma关系，这是由于棒星系/盘星系的偏移性质。这些关系的总离散度低至0.34 dex，目前定义了M_bh-sigma图中点的上包络。这些关系也有一个与值5一致的斜率，这与Silk & Rees基于由整体坍缩建造的凸起中的大质量黑洞的反馈所作的预测一致。利用28个活动星系核更新的维里积和速度色散，我们确定了使它们的维里积与64个直接测量的黑洞质量一致的最佳比例因子f为2.8^{+0.7}_{-0.5}。这大约是Onken等人和Woo等人报告的值的一半，因此，大多数高红移类星体的质量估…
2010-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Lensing View On The Fundamental Plane
对于透镜星系，我们引入了一个正式的速度色散σ_透镜，封闭的质量和维里定理的基础上。这是从像素化透镜模型的集合计算的，并且被发现是相当独立的模型。对18个已知的早型透镜星系和2个星系团的观测结果表明，σ_lens与运动学速度色散σ_obs相等，这表明早型透镜星系和星系团都是维里化的.在第二步中，我们计算了透镜星系样本的I波段光度和总质量含量，这使我们能够分析质量-光关系L ~ M^a。我们确定a = 0.70 +/- 0.08，不包括常数M/L，并与以前的基本平面的研究一致。此外，我们验证了这种关系并不能外推到具有更高M/L的簇。用于分析的样本包括9个来自斯隆透镜ACS巡天（SLACS）的透镜星系和另外9个来自CfA-亚利桑那太空望远镜透镜巡天（CASTLES）的透镜星系，以及透镜星系团ACO 1689和ACO 2667。
2009-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar mass versus stellar velocity dispersion: which is better for linking galaxies to their dark matter halos?
最近有人提出，与恒星质量（M*）相比，星系的中心恒星速度色散（sigma*）可能是其宿主暗物质晕质量的更好指标。在这里，我们测试这一假设，估计的暗物质晕质量的中央altagins组作为M* 和sigma* 的函数。为此，我们估算了给定M* 和sigma* 的中心星系与参考星系样本之间的红移-空间交叉关联函数（CCF），由此我们确定了投影CCF，w_p（r_p）和中心周围卫星星系的速度色散剖面（VDP）。然后从维里半径内的平均速度分散获得晕质量。在固定的M*，我们发现晕质量和σ * 之间的相关性非常弱或没有相关性。相反，即使当σ * 被限制在窄范围时，也可以清楚地看到强质量依赖性。因此，我们的结果坚定地表明，中央星系的恒星质量仍然是一个很好的（如果不是最好的）暗物质晕质量的指标，比恒星速度色散。Wake等人（2012）最近发现，星系成团对sigma* 固定M* 的依赖性可能归因于卫星星系，对于卫星星系，发生在晕内的潮汐剥离对恒星质量的影响比对中心恒星速度色散的影响更大。
2012-11-21 astro-ph.CO
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: No Evidence for Evolution in the M-sigma Relation to z~1
本文介绍了Sloan数字巡天混响映射（SDSS-RM）项目中88个宽线类星体（46个z> 0.6）在0.1 <z <1处的主恒星速度色散测量结果。SDSS-RM的高信噪比叠加光谱（每69 km/s像素平均信噪比约为30）允许分解宿主和类星体光谱，并使用单历元（SE）维里方法测量宿主恒星速度色散和黑洞（BH）质量。大的样本量和光度的动态范围（L5100 = 10 ^（43.2 - 44.7）erg/s）导致第一次清楚地检测到SE维里BH质量和远离本地宇宙的宿主恒星速度色散之间的相关性。然而，所观察到的相关性是显着平坦的地方的关系，这表明有选择的偏见，在高Z亮度阈值类星体样本的研究。我们统一的样品和分析，使调查的红移演化的M-西格玛关系免费的警告，通过比较不同的样品/分析在不相交的红移。在我们的样本中，我们没有观察到M-σ关系的演化，直到z~1，但有迹象表明该关系向更高的红移方向发展。再加上在我们的样本中随着红移而增加的阈值亮度，这再次表明某些选择偏差在起作用，简单的模拟表明恒定的M-sigma关系有利于z~1。我们的研究结果突出了类星体监测计划的深共加光谱的科学潜力，并提供了一条新的途径来探测黑洞和星系在早期的共同演化。
2015-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of the Intracluster and Intergalactic Medium in the Sculptor Supercluster with Suzaku
我们用朱雀号研究了z=0.108的玉夫座超星系团方向的高温等离子体。朱雀号于2005年11月对超星系团A2811、A2811偏移、A2804、A2801区进行了四次观测。12月，包括这些簇的维里半径之外的区域。这项研究需要精确的背景估计，因为测量到的红移线的强度，特别是那些来自氧的红移线，受到银河系发射的强烈影响。在成员星系团维里半径以外的区域拍摄的光谱被用作背景，其中包括银河和宇宙X射线背景（CXB）分量。我们还使用了在玉夫座超星系团附近拍摄的背景数据。根据团簇的维里半径确定了温度和金属丰度分布，并在团簇维里半径以外的区域寻找氧谱线发射。结果，星系团的温度向维里半径方向下降，而暗条区域的光谱拟合除了银河系和CXB分量外，不需要额外的分量。我们将O VII和O VIII谱线的强度分别限制在8.1和5.1光子cm^-2 s^-1 arcmin^-2以下，作为2 σ的上限。O VII的强度表明n_H < 1.6e-5 cm^-3（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2，这对应于超密度δ < 60（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2。
2010-10-25 astro-ph.CO
What controls the ionized gas turbulent motions in dwarf galaxies?
利用带扫描法布里-珀罗干涉仪的3D光谱技术，研究了59个邻近矮星系的电离气体运动学。结合我们的结果和文献资料，我们给出了在恒星形成率SFR=0.001-300 Msun/yr的很宽范围内星系气体速度色散（sigma）与恒星形成率（SFR）和Hα光度之间的全局关系。我们发现，对于矮星系、恒星形成星系、本地亮星系和超亮红外星系的组合样本，SFR-σ关系可以拟合为σ ~ SFR^（5.3+-0.2）。这意味着，从旋转支持盘星系（包括合并）的样本推断的L-sigma关系的斜率是类似于个别巨大的HII区域的L-sigma关系。我们提出的论点，电离气体的速度色散并不反映矮星系的引力势的维里运动，而是主要由能量注入到星际介质正在进行的恒星形成。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
General virial theorem for modified-gravity MOND
一个重要的和有用的关系是已知的持有在两个特定的MOND理论。它属于低加速度、孤立的质点系，m_p在r_p处，受到重力F_p的作用。它表示为sum_p r_p.F_p=-（2/3）（Ga 0）^{1/2}[（\sum_p m_p）^{3/2}- \sum_p m_p^{3/2}]; a0是MOND加速度常数。在这里，我表明，这种关系保持在任何修改的重力MOND理论的非相对论性的限制。它只遵循MOND的基本原则（适用于这类理论）：在加速度低于a0时偏离标准动力学，在非相对论性的低加速度极限下时空尺度不变性。这意味着静态引力场方程的空间伸缩不变性，这反过来又导致了上述点质量维里关系。因此，基于这种关系的各种MOND预测和检验在任何修正的引力MOND理论中都成立。由于我们不知道任何现有的MOND理论都指向正确的方向，因此重要的是要确定这样的预测在更大的理论类别中成立。在这些预言中，有任意质量的MOND二体力，以及形式为σ ^2 =（2/3）（MGa 0）^{1/2}[1- \sum_p（m_p/M）^{3/2}]的一般质量-速度-色散关系，其中M是总质量。
2014-01-09 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The velocity modulation of galaxy properties in and near clusters: quantifying the decrease in star formation in backsplash galaxies
在星系中，随着从星系团中心向外投射的距离增加到其维里半径的数倍，星系中的近代恒星形成效率（SF）增加。使用SDSS DR 4中268个星系团中的完整星系样本，我们研究了在距星系团中心给定的投影半径处，星系的M* 和SF属性如何取决于其在星系团静止系中的绝对视线速度，|v_LOS|。我们发现，当R<0.5 R_v时，高质量非BCG星系的比例在低|v_LOS|时向中心增加。在一个给定的投影半径下，低|v_LOS|星系中具有进行中或最近（<1-3 Gyr）有效恒星形成的星系（GORES，EW（H_delta）>2 ang&D_4000>1.5）的比例略低于高速星系。我们研究这些观测趋势的帮助下，一个暗物质（DM）的宇宙学模拟。我们发现，后溅粒子占至少三分之一（一半）的所有粒子在投影半径略大于维里半径和|v_LOS| <sigma_v。GORES分数的解投影导致饱和的线性增加半径。我们拟合GORES分数的简单模型，作为仅类或类和到聚类中心的距离的函数（如在我们的解投影分数中）。在我们的最佳拟合模型中，GORES占维里球内星系总数的13%，维里星系总数的11%，远距离（投影半径R<2 R_v）星系总数的34%和后溅星系总数的19%。考虑到我们的GORES指标的1-3 Gyr回视时间，这些结果表明星系中的SF在通过星系团的一次通道中几乎完全熄灭。
2011-10-19 astro-ph.CO
A view of the narrow-line region in the infrared: active galactic nuclei with resolved fine-structure lines in the Spitzer archive
我们查询斯皮策档案的高分辨率观测与光学选择的活动星系核（AGN）的红外光谱仪的目的是确定源与解决精细结构线，这将使研究的窄线区（NLR）在中红外波长。利用298个Spitzer谱和6个红外空间天文台谱，给出了81个z ≤ 0.3活动星系核的NLR运动学信息。我们用[NeV]、[OIV]、[NeIII]和[SIV]谱线来探测活动星系核光电离的气体，它们的通量相互关联很好。我们发现，平均而言，谱线的宽度随着发射它们的物种的电离势的增加而增加。在AGN宿主星系中，气体的速度色散（σ）系统地高于恒星的速度色散（σ_*），并与中心黑洞的质量（M_BH）成正比。线宽和亮度L之间以及L和M_BH之间的进一步相关性暗示了将log（M_BH）连接到log（sigma）和log（L）的线性组合的三维平面。这样一个平面可以理解为活动星系核反馈机制驱动的气体运动，或者是具有NLR半径对活动星系核光度幂律依赖性的维里化气体运动。从这个平面上得到的35个2型活动星系核的M_BH估计与由M_BH-σ_* 关系得到的结果一致。
2011-10-20 astro-ph.CO
Optical-to-virial velocity ratios of local disk galaxies from combined kinematics and galaxy-galaxy lensing
在本文中，我们测量了斯隆数字巡天（SDSS）中平均红移<z>= 0.07，恒星质量为10^9 M_sun < M_* < 10^11 M_sun的盘星系的光维里速度比Vopt/V200 c。Vopt/V200 c是在暗物质晕维里半径（\sim 150 kpc）处测得的圆速度与盘光学半径（\sim 10 kpc）处测得的圆速度之比，是观测盘星系形成的一个强有力的约束条件。它将星系与它们的暗物质晕动态地联系起来，并将盘状星系的总质量分布约束在一个数量级的长度尺度上。对于这个测量，我们结合Vopt来自Tully-Fisher关系（TFR）从雷耶斯等人。与V200 c来自晕质量测量星系星系透镜。在这种组合的预期中，我们使用类似的星系样本进行透镜和TFR分析。对于透镜加权平均恒星质量为0.6、2.7和6.5 × 10^10 M_sun的三个M_* 仓，我们发现晕-恒星质量比M_vir/M_* = 41、23和26，1-sigma统计不确定度约为0.1 dex，Vopt/V200 c = 1.27 \pm 0.08、1.39 \pm 0.06、1.27 \pm 0.08（1σ）。我们的结果表明，如果暗物质晕轮廓没有被重子显著地改变，那么在光学半径内，暗物质和重子对质量的贡献是相当的。在这项工作中获得的结果将作为投入和限制盘星系形成模型，这将在未来的工作中进行探讨。最后，我们注意到，…
2012-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of physical variations in the star formation law
对银河系外部星系和本地恒星形成云的观测已经提出了各种恒星形成定律，即，恒星形成的柱密度（Sigma_SFR：单位面积和时间内形成恒星的气体量）和可用气体的柱密度（Sigma_gas）之间的简单直接关系。扩展以前的研究，我们表明，这些不同的，有时相互矛盾的关系，银河系云，附近的星系，高红移光盘和星爆可以结合在一个普遍的恒星形成规律，其中Sigma_SFR是约1%的本地气体崩溃率，Sigma_gas/t_ff，但在这种关系中仍然存在显着的分散。使用计算机模拟和理论模型，我们发现，所观察到的散射可能主要是由物理变化的马赫数的湍流和恒星形成效率的差异。维里参数、湍流驱动和磁场的变化可以引起二次变化。我们的模型的预测是可检验的观测约束的马赫数和恒星形成效率在银河系云，外部盘和星暴星系在低和高红移。我们还发现，降低望远镜分辨率不会强烈影响这种测量时，Sigma_SFR对Sigma_gas/t_ff绘制。
2013-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relation between Morphology and Dynamics of Poor Groups of Galaxies
我们使用两个最近编制的星系群星表（一个基于2 MASS红移巡天，另一个基于SDSS Data Release 5星系表）研究了星系群的投影形态（b/a）和速度色散（sigma_v）之间的关系。我们发现星系群的sigma_v与星系群投影b/a和星系群的大小密切相关，拉长的和较大的星系群具有较低的sigma_v。这种相关性可以归因于星系群的动力学演化，在星系群形成的初始阶段，星系群具有小的sigma_v，大的尺寸和拉长的形状，反映了星系沿星系结构的各向异性吸积。然而，如果净星系运动优先沿着星系群的伸长方向，那么同样的相关性也可以在长轴星系群中重现，因为靠近视线的星系群看起来更像球形，投影尺寸小，sigma_v大，而靠近天平面的星系群在投影中看起来更大，更伸长，并且将具有较小的sigma_v。我们执行仅与组的动态演化相关的测试（例如，计算星系群中早型星系所占的比例），并且我们发现星系群sigma_v（投影主轴）与早型星系所占的比例之间存在很强的正（负）相关。我们的结论是：（a）观测到的组sigma_v对组投影大小和b/a的依赖性，应该主要归因于组的动力学状态和（b）局部宇宙中的组不构成一个动态平衡的对象家族，而是一个宇宙结构家族，目前处于其维里化过程的各个阶段。
2009-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: A Dynamical Analysis of X-ray AGN in Local Clusters
本文结合Chandra观测和M_K ~*+2以下的星系团成员的完整光谱学，研究了26个质量为0.15<z<0.30的大质量星系团中活动星系核的X射线分布。在星系团成员中，我们总共识别出48个X射线活动星系核，亮度为2 × 10^41 - 1 × 10^44 erg/s。在叠层焦散图中，X射线活动星系核似乎优先沿着焦散线分布，暗示着落星。它们似乎也避开了星团中心半径和相对速度最小的区域（r_proj<0.4 r_500;| v的<v>|/sigma_v<0.8），这主要是由最早吸积到星系团中的维里化星系群所决定的。此外，48个X射线活动星系核的速度弥散度是整个星系团的1.51倍，这与简单的能量参数所预期的sqrt（2）比相一致。这种运动学分离在4.66西格玛水平上是显著的。当根据X射线或红外（IR）光度将X射线活动星系核样品一分为二时，X射线亮和IR亮子样品的速度色散都比X射线暗和IR暗子样品的速度色散高，且具有> 2 sigma的显著性。这与负责X射线和红外辐射的核活动是一致的，因为宿主星系被吸积到星系团中。总的来说，我们的研究结果提供了最强有力的观测证据，迄今为止，X射线活动星系核中发现的大规模集群是一个下降的人口，集群环境非常有效地抑制了辐射有效的核活动在其成员星系。这些结果与星系拥有X射线活动星系核的观点是一致的，它们应该是暗物质晕内的中心星系，并且有现成的…
2012-05-30 astro-ph.CO
The universal distribution of halo interlopers in projected phase space. Bias in galaxy cluster concentration and velocity anisotropy?
当星系团在投影中被观察时，人们不可避免地会看到前景/背景闯入者（FBIs），它们位于维里锥（VC）之内，但在维里球之外。对于膨胀的宇宙，结构和运动学解投影方程是未知的，其中哈勃流（HF）拉伸了速度的视线（LOS）分布。我们分析了93模拟放松集群，从宇宙学模拟。堆积的模拟团簇很好地拟合了m=5的Einasto DM密度分布（但仅在1.5维里半径[r_v]之外），速度各向异性（VA）接近于Mamon-Lokas模型，VA半径等于密度斜率-2。FBIs的面密度相对于rv几乎是平坦的，而它们的视线速度分布显示出占主导地位的高斯簇外围分量和平坦场分量。FBI在投影相空间中的这种分布在质量上几乎是普遍的。局部k=2.7 sigma速度切割返回从3D中测量的NFW密度和VA分布预期的LOS速度分散分布（LOSVDP）。HF导致较浅的外部LOSVDP，对于任何k，Einasto模型都不能很好地匹配。在这个速度削减之后，FBIs仍然占VC中DM粒子的23%（接近于观察到的位于红色序列之外的星系团的比例）。最佳拟合投影NFW/Einasto模型在速度切割后（前）将3D浓度低估了6+/-6%（16+/-7%），除非拟合中包含恒定背景。假设正确的质量配置文件，VA配置文件是很好地恢复从测得的LOSVDP，稍微偏向于更径向的轨道在外部区域。这些小的偏差被宇宙方差引起的大的星团-星团变化所掩盖。附录提供了一个…
2010-09-28 astro-ph.CO
Dynamical masses of early-type galaxies at z~2: Are they truly superdense?
我们测量了9个质量为M~10^11 Msun的早型星系（ETG）在红移1.4<z<2.0时的恒星速度色散σ和动力学质量。sigma是基于两个星系在z~1.4的单独光谱和7个星系在1.6<z<2.0的叠加光谱，在ESO甚大望远镜上曝光202小时。我们构建了详细的轴对称动力学模型的对象，根据牛仔方程，考虑到所观察到的表面亮度（从深HST/ACS观测），PSF和狭缝效应。我们的动力学质量M_Jeans与维里估计值M_vir=5*Re*sigma^2/G的吻合度在30%以内，尽管后者往往更小。这表明，规模没有被低估超过一个类似的分数。我们的M_Jeans也与以前用恒星星族模型和11波段测光法得到的M_pop在<2的因子内一致。这证实了星系本身就是巨大的。在对年龄非常敏感的静止坐标系U带中，推断的质光比M/L_U与过去~1 Gyr（形成红移z_f~3）的被动演化一致。为了保证M_Jeans和M_pop在z~2和z~0处的一致性，似乎需要一个“底光”恒星初始质量函数（IMF）。GMASS ETG的平均密度比当地的ETG更高。然而，几个百分比的本地ETG类似的动力学质量也有可比的西格玛和质量表面密度Sigma_50内Re。
2009-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of radiation pressure on emission line profiles and black hole mass determination in active galactic nuclei
本文对活动星系核中宽线区（BLR）云在重力和辐射压力共同作用下的运动进行了新的分析。我们计算云的轨道在很大范围的条件下，包括作为位置的函数的一个不断变化的列密度的影响。精确地计算了辐射压力与电离水平和柱密度的关系。主要结果是：a.平均云位置r（BLR）和线宽（FWHM）以这样一种方式结合在一起，即简单的维里质量估计r{BLR} FWHM^2/G给出了黑洞质量M的合理近似值，即使辐射压力很重要。这是因为影响云平面运动的主要参数是L/M而不是L。B.重现观测到的平均半径，半高宽和强度的H-β和CIV 1549需要至少两个不同的云的人口。C.云的位置是L^{1/2}和L/M的函数。鉴于此，我们建议一个新的近似r（BLR），当插入BH质量方程，结果在一个新的近似M。新的表达式涉及L^{1/2}，FWHM和两个常数，从可用的M-西格玛质量估计的比较中获得。在所有光度下，它只稍微偏离旧的质量估计。D.目前的黑洞质量估计的质量取决于，关键是，目前的M-西格玛活动星系核样本（16个对象）代表活动星系核人口的方式，特别是爱丁顿比的分布。
2010-09-16 astro-ph.CO
The puzzling merging cluster Abell 1914: new insights from the kinematics of member galaxies
我们分析了Abell 1914的动力学状态，这是一个拥有射电晕的合并星系团，其结构非常不寻常。我们的研究考虑了119个星系与意大利国家伽利略望远镜获得的光谱数据。我们从空间和速度分布中选择了89个集群成员。我们还使用测光加拿大-法国-夏威夷望远镜档案。我们计算了星系团的平均红移σ<z>_v =0.168，速度色散σ_v=1210 - 110 ^{+125} km/s。从2D分析中，我们发现Abell 1914有一个NE-SW的细长结构，有两个星系团，大部分在天空平面上合并。我们对主系统速度弥散的最佳但非常不确定的估计是sigma_v~1000 km/s。我们估计整个系统的维里质量M_sys=1.4- 2.6 × 10^{15} h_{70} ^{-1} Msun。我们通过一个简单的两体模型研究合并，发现数据是一致的绑定，传出的子结构观察后，核心交叉。通过研究光度法选择的红星系的二维分布，我们发现Abell 1914包含在一个丰富的大尺度结构中，有两个紧密的伴星系系统，已知在z~0.17。在西南的系统支持的想法，该集团是吸积集团从一个丝排列在NE-SW方向，而在NW建议的第二个方向的吸积NW-SE。我们的结论是，Abell 1914很好地符合典型的集群与无线电晕。我们认为，不寻常的无线电发射连接到复杂的集群吸积，并建议阿贝尔1914类似于著名的附近合并集群阿贝尔754其特殊的观察到的…
2013-01-22 astro-ph.CO
A z=1.82 Analog of Local Ultra-massive Elliptical Galaxies
我们目前在z=1.82的一个非常巨大的星系的观测表明，它的形态，大小，速度色散和恒星星族的属性，是完全一致的被动演变的祖先今天的巨型椭圆。这些发现是基于斯巴鲁望远镜上的多目标红外照相机和摄谱仪（MOIRCS）获得的来自COSMOS场的高z被动星系候选者（pBzK）的深光学静止框架光谱，我们精确测量了它的红移z=1.8230，并获得了其速度色散σ_star<326 km/s的上限。通过详细的恒星星族光谱计算，得到了恒星形成加权的年龄和形成红移分别为tsf ~1-2 Gyr和zform ~2.5-4，恒星质量为M_star~（3-4）× 10 ^{11} M_sun。这与从测量的sigma_star值和恒星半光半径导出的维里质量极限M_vir<7 × 10 ^{11}M_sun一致，也与基于Jeans方程的动力学质量极限一致。与先前报道的z~2处的超致密被动星系相比，当前z=1.82处的星系似乎具有与具有类似恒星质量的本地宇宙中的早型星系相似的尺寸和速度色散。这表明z~2质量被动星系可能表现出广泛的性质，从z~2到z=0可能遵循完全不同的演化历史。
2010-04-13 astro-ph.CO
Spectroscopy of the spatially-extended Lya emission around a QSO at z=6.4
我们拍摄了类星体CFHQS 2329在z=6.4处的深、中等分辨率的凯克/德莫斯光谱。在Lya的波长处，光谱显示出空间扩展分量，该分量比恒星光谱显着扩展，并且也是光谱的连续谱部分。扩展分量的剩余框架线宽为21+-7 A，因此小于类星体的剩余框架线宽（52+-4 A），如果光是类星体分量的不完全减法，它们应该是相同的。因此，这些比较主张在这个类星体周围探测到空间扩展的Lya星云。这是第一个z>6的类星体，在其周围观察到了一个扩展的Lya晕。仔细减去中心类星体的光谱，可以发现Lya的光度下限为（1.7+-0.1）x 10^43 erg s^-1。这种辐射可能来自理论上预测的在形成原始星系的过程中被中心类星体电离的下落气体。另一方面，如果它是被宿主星系光电离的，则估计恒星形成速率需要大于3.0兆太阳年^-1。如果我们假设气体是维里化的，我们得到动力学质量估计Mdyn=1.2x10^12 Msun。导出的MBH/Mhost为2.1x10^-4，比质量更大的z~6类星体的MBH/Mhost小两个数量级，并将该星系置于局域M-sigma关系中，与之前关于z~6处M-sigma关系演化的说法相反。我们不主张基于单个物体的M-sigma关系的演化或非演化，但我们的结果突出了调查z~6处较暗类星体的重要性。
2011-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
