The black hole mass of BL Lacs from stellar velocity dispersion of the host galaxy. Renato Falomo1, Jari Kotilainen2, and Aldo Treves3 1 Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, Padova, Italy 2 Tuorla Observatory, University of Turku, V¨ais¨al¨antie 20, Piikki¨o, Finland 3 Universit`a dell’Insubria, Via Valleggio 11, Como, Italy 2001 1 Introduction One of the most important quantities in theoretical models of AGNs is the blackDec hole mass (MBH) that, together with the total luminosity, defines the fraction of the Eddington luminosity at which the AGN is emitting. Determination of MBH18 in AGN is difficult mainly because of the bright emission from the nucleus and their large distance. The main method that has proved to be successful in AGN is reverberation mapping, which is extremely time consuming and gives results on MBH that depend on the assumed geometry of the accretion disk. Therefore, only for a few well studied quasars and Seyfert galaxies MBH is known (see e.g. [7], [11] and references therein). This method cannot obviously be employed for BL Lac objects because they lack prominent emission lines. Therefore other methods need to be applied to infer MBH for BL Lacs. The discovery of a relation between MBH and the luminosity of the bulge in nearby early-type galaxies offers now a new tool for estimating the mass of the central BH (see e.g. review [10]). This has been done for two samples of nearby quasars [9] and BL Lacs [12]. Recently, a tighter correlation was found relating MBH with the central stel- lar velocity dispersion σ of the spheroidal component in nearby galaxies [5,2], that can also be used to estimate MBH in AGN. The relationship appears to predict more accurately [10] MBH, but requires the measurement of σ in the host galaxies of AGN that is difficult…

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숙주 은하의 별 속도 분산에서 BL 락의 블랙홀 질량. Renato Falomo1, Jari Kotilainen2 및 Aldo Treves3 1 Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo Dell’osservatorio 5, Padova, Italy 2 Tuorla Observatory, Turku University, Vanis¨al¨antie 20, Piikki¨, 핀란드 3 Universit 3, valleggio 11, van ininsublia 서론 AGNS의 이론적 모델에서 가장 중요한 수량 중 하나는 Blackdec Hole Mass (MBH)입니다. 총 광도와 함께 AGN이 방출되는 Eddington 광도의 분율을 정의합니다. AGN에서 MBH18의 결정은 주로 핵의 밝은 방출과 그 큰 거리 때문에 차이가 있습니다. AGN에서 성공한 것으로 판명 된 주요 방법은 잔향 매핑이며, 이는 매우 시간이 많이 걸리고 Accretion 디스크의 가정 된 지오메트리에 의존하는 MBH에 대한 결과를 제공합니다. 따라서, 잘 연구 된 몇 가지 퀘이사와 세이퍼 트 은하 MBH에 대해서만 알려져있다 (예 : [7], [11] 및 그 안에 참조). 이 방법은 눈에 띄는 방출 라인이 없기 때문에 BL LAC 물체에 분명히 사용할 수 없습니다. 따라서 다른 방법은 BL Lacs의 MBH를 추론하기 위해 적용되어야합니다. 근처의 초기 유형 은하에서 MBH와 벌지의 광도 사이의 관계가 발견 된 것은 이제 중앙 BH의 질량을 추정하기위한 새로운 도구를 제공한다 (예 : 검토 [10] 참조). 이것은 근처의 퀘이사 [9]와 BL Lacs [12]의 두 샘플에 대해 수행되었습니다. 최근에, 근처 은하에서 구형 성분의 중심 기준 속도 분산 σ와 MBH와 관련하여 더 엄격한 상관 관계가 발견되었으며 [5,2], AGN에서 MBH를 추정 하는데도 사용될 수있다. 관계는 더 정확하게 예측하는 것으로 보이지만 [10] MBH를 예측하는 것으로 보이지만 [10] MBH를 예측하는 것으로 보이지만 AGN의 숙주 은하에서 σ의 측정이 필요하다 …