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)

4. 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)

5. 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

6. 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

7. HST 和黑洞的证认 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 ） John Kormendy & Karl Gebhardt 2004 Genzel 2000

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

9. 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。

10. 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

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

12. On-axis spectrum with MCS deconvolution method 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 Courbin et al 1998 P.Magain et al 1997

14. 星核分离程序 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 X ． B ． Dong et al 2004

15. 问题：是否 可以获得空 间信息？核 球成分和盘 成分的分离

16. 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。

17. M bh -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。

18. 等温球

19. 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 v s >σ 预言关系：

20. 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（ v e >v m ）。 由 t C （康普顿冷却时间 ） =t flow （流动时间 ）定义 半径 R c 当黑洞质量持续增加最终到达 v e >σ>v m 的阶段， 黑洞质量进一步的增长只有在球壳到达 R c ， v m =σ 时才可能发生：

21. Adams, et al. (2003) 假设星系核球初态设为等温球 输运速度 a eff （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<4R s 时被俘获：

23. 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 ∝ σ 4

24. 竞争：

25. 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： r cr =GM bh /σ sph 2 在 r cr 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 t sf 处

26. 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： M bh ∝ σ sph 2 引入反馈后斜率会增大

27. 其他：

28. Ostriker (2000) 黑洞形成于自关联（ self-interacting ）的暗 物质 M bh ∝ σ 4 -σ 4.5

29. 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 M bh ∝ σ 30/7

30. 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

31. 类星体的光度演化函数

32. 黑洞质量的演化函数 BH mass distribution Vestergaard 2004, ApJ, 601, 676) Low redshift( 3.5): 150 quasars

33. 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. ）

34. 演化 : 高红移下的 M-L 和 M-SIGMA 关系

35. 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 。

36. 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

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

38. 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.

39. 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