1 / 39

The relation between bulge and SMBH and its evolution

The relation between bulge and SMBH and its evolution. M-L and M-sigma relation. In local quiescent galaxies(Kormendy 1993a, Kormendy & Richstone 1995 Gebhardt et al., 2000). 更多的研究： AGN 中此关系仍成立 (McLure and Dunlop, 2002; Nelson et al., 2004). M-L 的弥散很大部分由观测造成 (0304274)

aziza
Download Presentation

The relation between bulge and SMBH and its evolution

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. The relation between bulge and SMBH and its evolution

  2. M-L and M-sigma relation • In local quiescent galaxies(Kormendy 1993a, Kormendy & Richstone 1995 Gebhardt et al., 2000)

  3. 更多的研究： • AGN中此关系仍成立 (McLure and Dunlop, 2002; Nelson et al., 2004). • M-L 的弥散很大部分由观测造成(0304274) • 黑洞质量为核球质量的约 0.2% (McLure and Dunlop, 2002) • M-n 关系 (astro-ph/0607378)

  4. Our aims • M-sigma and M-L 的探测 • M-sigma and M-L 的解释 • M-sigma and M-L 的演化

  5. 探测 Quiescent • HST 和地基大望远镜 AGN • 2-d image modelling (GALFIT) 成像 • Integrating field and AOI 3D 光谱 • On-axis spectrum with MCS deconvolution method 2D 光谱 • The AGN-galaxy spectral decomposition algorithm 1D 光谱 Advantages and disadvantages

  6. HST 和黑洞的证认 John Kormendy & Karl Gebhardt 2004 • 对于宁静星系可用大望远镜观察寄主星系的速度场（光谱发射线）和核球的性质，假设维里平衡可得到中心的黑洞质量。 而且由于可以直接观测, 可以做黑洞的证认 • 直接证据: • a)速度场以开普勒形式向中心延伸。 • b) 对银河系， Leonard & Merritt 1989 旋转曲线最佳拟合结果： 星系团（0.1pc内平均 ）+ 点质量源（假设Plummer 超过 ） Genzel 2000

  7. Why BH? Eyal Maoz 1998 Plummer potential 蒸发 Spitzer& Hart 1971 碰撞 Zapoosky Salpeter 1969

  8. 2-D modelling • 只能用来测量形态、光度等物理量M-L，无法获得动力学特征。

  9. 自适应光学望远镜上的积分场设备 F. Eisenhauer et al 2000 可以得到三维光谱

  10. 原理： K. JAHNKE et al 2003 PSF 核的三维谱

  11. On-axis spectrum with MCS deconvolution method Courbin et al 1998 P.Magain et al 1997 • 基本想法与上面的方法相同，用PSF来分离核与星系成分。由于星系的发射线比AGN发出的窄很多，可基于此来分离发射线，通过拟合可得到转动曲线

  12. 星核分离程序 X．B．Dong et al 2004 • 拟合的“基矢量” • 星系模版—以零速度弥散的恒星主成分拟合1060星系谱得到的零速度弥散星系模版 • 铁模版---宽线&窄线 • 红化的核连续谱---改进： AGN模版 • 发射线

  13. 问题：是否可以获得空间信息？核球成分和盘成分的分离问题：是否可以获得空间信息？核球成分和盘成分的分离

  14. 结论: • 直接探测:方便，设备要求高，但只能探测宁静星系，低红移。 • 2D-modelling:快速，简单，但过于粗糙，没有谱信息。 • AOI上的积分场设备：信息最多，最全，最准确，可研究各种性质，有空间分辨率，但速度慢，设备要求高，低红移。 • On-axis spectrum: 优缺点与AOI基本相同。 • 星核分离程序：速度快，无红移限制，可处理的资料丰富，但无空间分辨率，且得到准确结果相对较难，核球与盘的分离等问题尚待解决。

  15. Mbh-σ关系理论解释 • 全局性模型 : 注重于黑洞生长相关的反馈。它们认为吸积释放的动能，辐射能，动量，辐射压在很大尺度上反作用于流入物质，这在黑洞成长到某一阶段阻止了黑洞的吸积和星系中恒星的形成。 • 局部性模型 :将黑洞生长与它周围核心区域的细节联系，但较反馈机制而言，更注重动力学过程。

  16. 等温球

  17. Silk & Rees (1998) • 原初星系模型：等温的暗物质球，守恒的速度弥散σ • 中心类星体星风将气体扫入一个球壳，并推动它以匀速扩大： • 向外推动这一球壳要求vs>σ • 预言关系：

  18. King, A. R. et al. (2003, 2005, 2006) • 外流存在于黑洞质量增长的后期。 • 从中心黑洞吹出的星风将周围气体扫入一球壳，其速度决定于形成激波的星风气体是否能冷却，能则为动量驱动流（ ）否则为能量驱动流（ve>vm）。 • 由tC（康普顿冷却时间 ）=tflow（流动时间 ）定义半径Rc • 当黑洞质量持续增加最终到达ve>σ>vm的阶段，黑洞质量进一步的增长只有在球壳到达Rc，vm=σ时才可能发生：

  19. Adams, et al. (2003) • 假设星系核球初态设为等温球 输运速度aeff（声速）与速度弥散有关系： 密度： 缓慢旋转角速度：Ω • 初始分布主体中的粒子落入黑洞，下落的粒子的近心点距离： • 在史瓦西几何中，对从无穷远沿零能轨道下落的粒子当p<4Rs时被俘获：

  20. Begelman, & Nath (2005) • 吸积释放的反馈能量必须穿过吸积物质，较内是能量守恒流，靠外是动量守恒流 • 在100倍史瓦西半径，外流从能量守恒转入动量守恒 (与观测联系得到) • 将这个转变点与辐射冷却联系得M∝σ4

  21. 竞争：

  22. Burkert & Silk (2001) • 外盘中的恒星形成是限制中心黑洞质量的自调节机制。因与恒星形成的竞争，黑洞生长饱和，即盘中多少比例的气体可被吸积由此决定。 • 黑洞主导引力势区域：rcr=GMbh/σsph2 • 在rcr以内的气体都将被吸积至黑洞，生长持续到恒星形成耗尽了气体，这发生在恒星形成时标tsf处

  23. Haehnelt & Kauffmann (2000) • 伴随着黑洞吸积的并合驱动星暴的半解析模型 • 假设在并合中形成的核球的冷气体中的固定比例会被中心黑洞吸积 • 无反馈下：Mbh∝σsph2 引入反馈后斜率会增大

  24. 其他：

  25. Ostriker (2000) • 黑洞形成于自关联（self-interacting）的暗物质 • Mbh∝σ4-σ4.5

  26. Miralda-Escude & Kollmeier (2005) • 黑洞周围薄吸积盘中的质量由投入盘中的恒星供给。 • 要求俘获恒星质量的速率等于黑洞的质量吸积率 • Mbh∝σ30/7

  27. 结论： • 假设原初星系为等温球，考虑外流反馈的模型与观测符合较好，继续关注

  28. 类星体的光度演化函数

  29. 黑洞质量的演化函数 BH mass distribution Vestergaard 2004, ApJ, 601, 676)Low redshift(<0.5): 87 BQS quasarsIntermediate redshift(1.5~3.5): 114 quasarsHigh redshift (>3.5): 150 quasars

  30. 演化M-L和M-SIGMA关系 • 取两组样本，一组31个标本，处于1.7-4.5的高红移，时间跨度为10-12Grys ago.一组处于1.0-1.7低红移,时间跨度为8-10Gyrs ago。利用20个早期类型星系，排除透镜星系。当Mbh由Kormendy&Geb-hardt(2001)测定，而LR由Bettonietal.(2003)测定。黑洞质量(Mbh )和核球R 波段绝对星等(MR)有密切联系log(MBH/M⊙)= .0.50(±0.06)MR.2.70(±1.35) • （Peng Chien Y, Impey Chris D , Ho Luis C, et al. The A strophysical Journal, 2006, 640(1): 114 125.）

  31. 演化:高红移下的M-L和M-SIGMA关系

  32. 从上图可知1.7<=z<=4.5，10-12 Gyrs以前的M-L关系与现在的相差并不大，仅仅0.3mag in LR，而0.2dex in Mbh。

  33. 演化:低红移下的M-L和M-SIGMA关系 低红移下M-L关系依然成立，只是较于高红移，与实际相比，有小的偏离

  34. 王益萍& P. L.Biermann AAS VOL.41 NO.4

  35. 结论： • 利用核球数据,在对寄主星系恒星类型作一系列假定(nearby,normal early-type galaxies,excluding lenticular galaxies)后,对于给定黑洞质量(Mbh) ,低红移星系的核球质量比高红移星系的要大.

  36. 参考文献： • [1] Silk J., Rees M. J., 1998, A&A, 331, L1 • [2] Blandford R. D., 1999, in Galaxy Dynamics, ASP Conf. (astro-ph/9906025) • [3] Fabian A. C., 1999, MNRAS, 308, L39 • [4] Burkert A., Silk J., 2001, ApJ, 554, L151 • [5] Adams F. C., Graff K. S., Mbonye M., Richstone D. O., 2003, ApJ, 591, 125 • [6] Merritt, D., & F, L., 2001, ApJ., 547, 140 • [7] King, A. R., Pounds, L. A., 2003, MNRAS (astro-ph/0305541) • [8] King A. R., 2003, ApJ, 596, L27 • [9] King, A. R., 2005, ApJ, 635, L121 • [10] Mclaughlin, D. E., King, A. R., Nayakshin, S. astro-ph/0608521 • [11] Miralda-Escude J., Kollmeier J. A., 2005, ApJ, 619, 30 • [12] Granato, G. L., De Zotti, G.; Silva, L.; Bressan, A.; Danese, L., astro-ph/0307202 • [13] Begelman, M. C., & Nath, B. B. 2005, MNRAS, 361, 1387 • [14] Courbin et al 1998 astro-ph/9802156 • [15] Courbin et al 2002 A&A astro-ph/0208514 • [16] Eyal Maoz 1998 • [17] F. Eisenhauer et al 2000 astro-ph/0001454 • [18] Genzel 2000 MNRAS, 317,348 • [19] John Kormendy & Karl Gebhardt 2001 astrop-ph/0105230 • [20] K. JAHNKE et al 2003 astro-ph/0311208 • [21] P.Magain et al 1997 astro-ph/9704059 • [22] X．B．Dong et al 2004 astro-ph/0411171 • [23] X. B. Dong et al 2006 astro-ph/0610145 APJ

More Related