文献：scaling relation

星系

dynamical scaling relation

arXiv:1410.3931 a unified dynamical scaling relation for galaxies of all types

• 235 gals from SAMI
• find A tight relation linking stellar mass $M_{*}$ to internalvelocity quantified by the $S_{0.5}$
• $S_{0.5}={\sqrt {0.5V_{rot}^{2}+\sigma ^{2}}}$

A Universal fundamental plane and the Mdyn−M⋆ relation for galaxies with CALIFA and MaNGA[1]

Tully-Fisher relation

• arXiv:1506.04144

We find a transition stellar mass in the TFR, $\log$ M$_*$ = 9.5 M$_{\odot}$. Above this mass, nearly all galaxies are rotation-dominated, on average more morphologically disk-like according to quantitative morphology, and lie on a relatively tight TFR. Below this mass, the TFR has significant scatter to low rotation velocity and galaxies can either be rotation-dominated disks on the TFR or asymmetric or compact galaxies which scatter off.

• arXiv:1901.05966

利用SPARC样本研究了各种TF关系，发现外围的选择速度的平均值和重子质量相关性特别好。这个BTF关系的弥散特别小，而且和R没有关系（没有第三参量），比Fall relation弥撒小。（对现有盘星系的形成机制有很大的挑战）

Fundamental Plane

• compact young ETGs have the largest scatter in the FP,这些星系可能是最近的gas rich merger[2]

mass-metalicity relation

• 星系群中，tidal tail的作用是把矮星系中外围的低丰度的气体strip走，从而使得矮星系丰度增加 [3]
• resolved mass-metalicity relation [[4]]

金属丰度还与星系的环境有关，在同等质量处，Satelite星系的丰度更高，年龄更老[5][6]

• 不同红移的星系的mass-metalicity relation [7]

红移0和红移0.4 稍有差别，这个差别可能是由于星系的年龄（形成时间）造成的。

mass-metalicity 的斜率貌似是个常数，说明反馈可能和质量关系不大

小质量星系的金属丰度biased到偏低可能是数学效应

fundamental plane of metalicity

• 最早提出在[8]

在给定的恒星质量处，金属丰度越低的SFR越高。

该关系是否基本？是否有红移演化？ [9]

• 一直到高红移,z~3.7 不演化 [10],[11]

fundamental plane of gas fraction?

• 这个研究说比fundamental plane of metalicity更基本的是与Molecular gas mass的关系而不是SFR[12]

the residuals of the MZ relation are more strongly correlated with the gas content than with the SFR would depend on whether the gas metallicity is primarily set by the dilution of the ISM due to accretion, or by the enrichment due to recent star formation. In reality both should play an important role.

• 1510.08067 恒星形成率，气体比例，恒星质量构成的基本面http://arxiv.org/abs/1510.08067

$f_{\rm {gas,neutral}}-M_{\rm {stellar}}-{\rm {SFR}}$

• 早型星系偏离晚型星系的M*-SFR关系，同样偏离M*-dust的关系，但是气体-尘埃的比和晚型星系类型[13]

• 1907.06654

包含了更多的矮星系样本

利用PCA的方法再次讨论，是SFR还是气体比例是第三参量，结论是SFR更是内禀的第三参量。

利用简单的化学演化模型进一步讨论了外流

Kennicutt-Schmidt (K-S) relation

• resolved 　 arXiv:1503.00280 [14]
• resolved KS定理有较大的scatter，引入超新星反馈模型的非瞬时效应 [15]
• 恒星形成和体密度之间的关系，比面密度更好？：https://arxiv.org/abs/1810.03616
• $\Sigma _{star}^{0.5}\Sigma _{gas}^{1.5}$ extended Schmidt law (Shi et al. 2018). 对低表面亮度的观测支持了这个结论 arXiv:1907.10423: Volumetric Extended-Schmidt Law (arXiv:2211.07215)

dust

The dust scaling relations of the Herschel Reference Survey arXiv 1201.2762

dust的scaling relation和HI gas fraction的结果比较显示，说明dust主要在冷气体中，而且更可能是分子气体中。

AGN

M－sigma relation

• M－sigma关系的选择效应 arXiv:1106.1079

主要反对 Gultekin et al. 2009的最大包络线模型。

最大包络线模型是说在给定的sigma处，BH的mass可以是任意数值，但是有个上限，由于观测选择效应，那些小质量的BH没有看到，所以形成了观测的M－sigma关系。这个模型的理论依据就是BH的feed back 使得BH的mass增长有一个上限。

本文支持M－sigma是一个真实的relation。方法和理由是选择了一个sigma比较大的距离比较近的样本，如果BH的mass可以是和最大包络线模型所说的那样随机的话，那么可以预言有多少个能看到BH，和实际观测到的个数相比。结果发现，大部分事实上被看到，而且遵从M－sigma关系。

当然，该文也承认可能sigma更小的星系但在，包络线模型是对的。

• Unification of the Fundamental Plane and Super-Massive Black Holes Masses

星系的fundamental plane和黑洞质量，黑洞质量和中心速度弥散度最相关，因此和size和L相关 1606.01246

• 星系偏离M-sigmarelation与星族有关

在给定sigma地方黑洞质量偏高的，其宿主星系星族更老，alpha/Fe增丰。[16]

在相同的恒星质量处，宿主星系qunench的，黑洞质量更大 [17]

• 旋涡星系的M－sigma关系[18] [19]

40个旋涡星系的细致的成份分解，黑洞质量和核球质量是2次方的关系，不是线性~（说明黑洞不是通过merge增长的），另外还给出了黑洞质量和总质量之间的关系（3次方）

black hole fundamental plane

• AGN的fundamental plane: 射电光度Ｌ_j，吸积盘热光度L_EDD，黑洞质量（爱丁顿光度） arXiv:1606.01399

${\rm {{log}(L_{j}/L_{EDD})=A~{\rm {{log}(L_{bol}/L_{EDD})+B}}}}$

• Lx,LR(radio),black hole mass 构成的，主要对radio-loud 成立，这篇文献[20]claim 对radio-quite也成立。

resolved scaling relation

• 参见[21]
• 可分辨的局域气相金属丰度由谁决定？