The Formation of Disk-Bulge-Halo Systems and the Origin of the Hubble Sequence
我们调查的形成磁盘隆起晕系统包括隆起的Fall和Efstathiou理论的磁盘形成。这使得调查的隆起为主的磁盘星系，如S 0和盘状椭圆星系。本文的目的是研究是否螺旋，S 0，和盘状椭圆星系都可以纳入一个简单的星系形成的情况。我们调查了一个由内而外的形成方案，其中的内部，低角动量的材料被假定为形成凸起。稳定性的论点被用来表明，这种隆起的形成是一个自我调节的过程中，隆起的增长，直到它是足够大的，让剩余的气体形成一个稳定的磁盘组件。我们寻找的参数和物理过程，决定盘-隆起比，并在很大程度上解释了哈勃序列的起源。晕角动量的扩展加上形成红移的扩展可以解释从螺旋到S 0的圆盘性质和圆盘与凸起比的观测扩展。然而，碟状椭圆星系太过紧凑，无法合并。在引入依赖于红移的星系形成效率后，正如观察到的塔利-费舍尔关系中的少量散射所表明的那样，这种情况自然地预测了密度-形态关系，其幅度取决于宇宙的重子分数。
1998-05-08 astro-ph
Photometric Scaling Relations for Bulges of Galaxies
本文研究了椭圆星系、椭圆星系、早型和晚型旋涡星系以及早型矮星系等不同哈勃类型星系的核球光度参数。通过分析各种光度参数的分布以及它们之间的二维和三维相关性，我们发现明亮（M_K < -22）和暗淡的隆起，无论它们是何种哈勃类型，其相关性都是不同的。重要的是，明亮的凸起，其中包括典型的E/S 0星系和早期类型的螺旋星系的凸起，是紧密分布在一个共同的测光平面（PP），而他们的较暗的部分，主要是晚型螺旋星系和矮星系的凸起显示出显着的偏离平面分布。我们表明，特定的熵，从凸起的结构参数，系统地增加，因为我们从晚期到早期哈勃类型。我们解释这作为证据的层次合并和被动演化的情况下，明亮和暗淡的凸起。
2005-09-14 astro-ph
The Relative Star Formation Histories of Spiral Bulges and Elliptical Galaxies in the Hubble Deep Fields
分层星系形成模型对螺旋凸起和场椭圆星系的相对组装率和恒星形成历史做出了具体的预测。与宇宙学模型和初始涨落功率谱无关，在所有的历元中，螺旋凸起中的恒星星族应该比在相同红移下选择的典型椭圆星系中的恒星族更老更红。为了验证这个简单的预测，我们分析了来自北部和南部哈勃深场（HDF）的I<24等早期类型和螺旋星系的完整样本的内部光学颜色。在北HDF星系的子集也进行了研究，在近红外使用NICMOS测光。我们比较了中心（内5%半径）的颜色，这些螺旋清晰可见的凸起与综合颜色的椭圆在我们的样本。与红移z~1相比是可能的，在这一点上，定义明确的凸起变得难以定位。虽然螺旋凸起的光学颜色在所有红移下都比其相关的圆盘系统性地红，但我们发现大多数螺旋凸起的光学颜色比在类似红移下的大多数场椭圆所占据的红色轨迹明显更蓝。在近红外波段，在红移z<0.6处也发现了类似的趋势，但在更高的红移处，发现了一些与最红椭圆星系一样红的凸起，我们得出结论：在中等红移处，许多旋涡星系的内部恒星星族可能发生了显著的复兴。
2000-10-19 astro-ph
The Origin of the Hubble Sequence for Spiral Galaxies
我们认为，膨胀盘的螺旋星系的比率主要是由其主机晕的角动量预测在当前的层次聚类模型的结构形成。具有低比角动量的气体在进入旋转支撑的圆盘之前就开始产生自引力，并可能形成恒星。我们假设这部分气体在一个黑暗的晕中形成了一个凸起，而其余的则被认为是一个旋转支撑的圆盘。有了这些假设，预测的隆起与盘的质量和大小之比，以及隆起和盘组件之间的其他相关性可以与当前的观测结果相匹配。这个模型预测了存在着一群表面亮度低的星系，它们是没有凸起的。该模型还预测，凸起部分与圆盘部分具有许多共同的特性，因为两者都是通过类似的过程形成的。特别地，许多凸起应该通过旋转来支撑（至少部分地）。
1998-05-07 astro-ph
Searching for Bulges at the End of the Hubble Sequence
我们研究了19个邻近的低倾角和晚期哈勃类型（Scd或更晚）的旋涡星系的样本的恒星盘性质。我们将我们的高分辨率HST I波段观测与现有的地面光学图像相结合，以获得覆盖银河系半径高动态范围的表面亮度分布。这些星系中的大多数都包含一个核星团，在另一篇论文中讨论过。目前的工作的主要目标是限制在这些极端晚期哈勃类型的恒星凸起的属性。我们发现，最新类型的螺旋的表面亮度轮廓是复杂的，具有广泛的形状。我们已经按顺序对样本进行了排序，从“纯”盘星系（约占样本的30%）开始。这些星系具有指数级的恒星盘，向内延伸到距离核心几十pc的范围内，在那里来自核团的光开始占主导地位。它们似乎是真正的无凸起系统。沿着序列前进，星系显示出越来越突出的偏离kpc尺度上的简单指数盘模型。传统上，这样的偏差会导致“膨胀盘”分解。事实上，这些星系的表面亮度轮廓通常很好地拟合，通过添加第二个（指数）凸起组件。然而，我们发现，大多数表面亮度轮廓可以同样好地（或更好地）与一个单一的塞尔西型R ^{1/n}轮廓在整个径向范围内的星系，而不需要一个单独的"膨胀"的组成部分。我们警告在一般意义上，对识别的凸起仅仅基于单波段表面亮度剖面。（节略）
2002-12-03 astro-ph
The influence of bulge profile shapes on claims for a scale-free Hubble sequence for spirals
我们调查最近声称，哈勃序列的螺旋星系是无标度的。这项调查的基础是，在德容和范德克鲁特的86个螺旋星系的光度数据-这些索赔是从-一个趋势之间存在形态类型和隆起轮廓形状。晚型的螺旋凸起可以用指数光度分布来描述，而早型的螺旋凸起可以用r^{1/2}或r^{1/4}定律来描述。从最佳拟合的表面亮度轮廓模型（即使用指数、r^{1/2}或r^{1/4}定律轮廓参数）中选取标度长度，我们表明，在所使用的所有六个通带（BVRIHK）中，早型旋涡星系比晚型旋涡星系具有更大的r_e/h比值。与此相反，用指数分布拟合所有旋涡星系的凸起导致早型旋涡星系的平均r_e/h比实际上小于晚型旋涡星系的平均r_e/h比（在K波段数据的3-sigma显著性水平上）。
1999-09-10 astro-ph
Stellar Kinematics of the Bulge from HST Proper Motion Measurements
我报告正在进行的程序自行测量银河隆起，使用HST图像。作为第一个应用程序，数据被用来推导银河系短轴上的垂直重力加速度。的银河系的潜在的扁平化的测量的影响进行了讨论。
2003-10-31 astro-ph
Structure, Kinematics, and Dynamics of Bulges
首先介绍了我们对凸起的理解的历史回顾，突出了凸起和椭圆之间的相似性和差异。然后，一些当前感兴趣的主题进行审查，绕过恒星星族问题，并集中在结构和动力学问题有关的凸起和磁盘。这些主题是：i）基本平面; ii）两类隆起（R^1/4和指数隆起）的证据及其对隆起形成的意义; iii）隆起的三维结构，特别是方形/花生形隆起与棒状隆起之间的关系; iv）隆起的核性质及其对隆起动力学和长期演化的可能影响; v）隆起中暗物质的大尺度质量分布和证据。最后，宽场积分场光谱和其他仪器的发展（空间和地面）提供的新前景进行了讨论。
2002-03-26 astro-ph
Bulge and Clump Evolution in Hubble Ultra Deep Field Clump Clusters, Chains and Spiral Galaxies
在哈勃超深空中的团簇和链星系被检查在NICMOS图像中的凸起。大约50%的丛簇和30%的链具有相对红色和巨大的丛，可能是年轻的凸起。确定了这些膨胀状物体和螺旋星系中的膨胀，以及这三种星系类型中所有突出的恒星形成团块的星等和颜色。这些颜色适合于人口演化模型，以确定隆起和团块的质量，年龄，恒星形成率衰减时间和反射率。结果表明，团簇星系和链星系中的球状天体的年龄与恒星形成团簇相似，质量是恒星形成团簇的2 ~ 5倍，而螺旋星系中的球状天体的年龄是恒星形成团簇的6倍，质量是恒星形成团簇的20 ~ 30倍。所有系统似乎都有一个潜在的红盘人口。恒星形成团块的质量通常在10^7 ~ 10^8兆太阳之间，它们的年龄在10^2百万年左右。年龄和折射率都随红移而减小。恒星的形成可能是盘状气体中引力不稳定性的结果，在这种情况下，UDF中的大质量团是高气体速度弥散（30 km/s或更高）与高气体质量柱密度（~100 Msun/pc ^[2]）相结合的结果。由于在z~1以外的盘星系中，团簇和链占主导地位，观测结果表明，这些类型代表了现代螺旋星系形成的早期阶段，即凸起和内盘形成的时候。
2008-10-30 astro-ph
VLT/VIMOS Integral field kinematics of the Giant Low Surface Brightness galaxy ESO 323-G064
我们研究了低面亮度（LSB）巨星系ESO 323-G 064的核球和盘运动学，以研究其动力学和暗物质（DM）含量。我们用积分场光谱仪（VLT/VIMOS，IFU配置）观察星系。气体运动学（凸起和磁盘）和恒星运动学（凸起）的结果，连同一个牛仔裤模型的恒星凸起运动学。
2007-11-28 astro-ph
HST/WFPC2 proper motions in two bulge fields: kinematics and stellar population of the Galactic bulge
我们报告自行分散的恒星在两个领域的银河系隆起的方向，使用HST/WFPC 2图像相隔六年。我们的两个字段是Baade窗口（l，b）=（1.13，-3.77）和Sgr I（l，b）=（1.25，-2.65）。我们的自行色散与先前的地面和空间为基础的自行研究在凸起领域，但在一些以前的研究相比，我们不排除任何子集的恒星从我们的研究。在Baade窗中，我们发现$l$和$b$自行色散分别为2.9和2.5 mas/yr，而在Sgr I中，它们分别为3.3和2.7 mas/yr。这是第一次，我们可以清楚地将前景盘星从球核中分离出来，因为它们的平均视自行很大。人口与非磁盘运动（我们得出的结论是隆起）有一个旧的主序的转折点，类似于那些发现在旧的，金属丰富的隆起球状星团，而那些恒星选择有磁盘运动谎言在一个完全人口的主序。分离主序星的光度，我们发现了强有力的证据表明，隆起人口旋转，在很大程度上解释了观测的自行各向异性在隆起领域。因为我们已经在凸起中分离出了如此纯净的恒星样本，所以我们最清楚地证明了内部凸起/棒的旧恒星星族实际上正在旋转。
2002-07-08 astro-ph
Galactic Bulges from HST NICMOS Observations: Global Scaling Relations
我们调查膨胀和磁盘的比例关系使用体积校正的样本早期到中期型盘星系，其中，重要的是，从额外的核组件的偏置通量已建模和删除。结构参数是从一个看到卷积，凸起+磁盘+核组件分解适用于近红外表面亮度分布跨越~10 pc的外盘。膨胀和磁盘的参数，和膨胀磁盘的比率，作为一个函数的膨胀光度，磁盘光度，星系中心速度色散，和星系哈勃类型进行了分析。给出了较强关系的数学表达式，可用于检验和约束星系形成模型。光度参数的凸起和磁盘的观测与凸起光度和中心速度色散。相比之下，对于样本所涵盖的无棒，早期到中期类型，哈勃类型与凸起和磁盘组件无关，也没有它们的各种比例。在这个意义上，早期到中期的螺旋哈勃序列是无标度的。然而，星系本身并不是无标度的，临界标度是球核的光度。膨胀光度影响盘的参数，如中心表面亮度变暗，尺度长度变大，与膨胀光度。缺乏显着的相关性之间的鼓包参数（大小，光度或密度）的磁盘光度，仍然是一个挑战的长期演化模型的鼓包增长。
2007-05-05 astro-ph
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
Properties of Bars and Bulges in the Hubble Sequence
本文根据对216个盘星系（分别来自NIRS和OSUBGS巡天的S_0和螺旋星系）的分析，讨论了哈勃序列中棒星系和球星系的性质。为此，我们收集了之前针对早期和晚期类型分别进行的各种分析，并在必要时完成。我们发现强有力的光度和运动学证据的pseudobulges在S 0-S 0/a星系：他们的凸起平均相当指数，内盘是常见的（在56%），并在许多星系的凸起旋转支持。这将是很难理解的，在这样的气体贫星系在S 0，如果这些pseudobulge候选人形成的恒星在磁盘中形成类似的方式在螺旋。一个更可能的解释是，在早期型星系的pseudobulges是酒吧相关的结构，连接到酒吧的演变，这一解释是支持我们的傅立叶分析和结构分解。发现早型星系中的棒具有许多演化系统的特征：（1）具有平顶/双峰傅立叶振幅轮廓，（2）棒具有典型的尖锐外截止，（3）振幅轮廓中出现高傅立叶模，（4）许多棒还具有柄型形态。利用棒强度指标$Q_g$、$A_2$、$f_{bar}$和棒长度，给出了不同Hubble型面元中棒强度的分布，为理解棒的演化机制提供了重要线索.
2007-02-16 astro-ph
Minor axis kinematics of 19 S0-Sbc bulges
我们提出的短轴运动学配置文件的一个很好的研究样本的19个早期到中期型盘星系。首次介绍了利用单次爆发恒星星族（SSP）模型从近红外Ca II三重态区的星系光谱中获得恒星速度、速度色散和高阶Gauss-Hermite矩（h3，h4）的方法。SSP模型，采用Vazdekis等人2003年的合成光谱，提供了一种手段来解决模板不匹配的问题，并显示出提供良好的或更好的适合作为传统的恒星模板。我们预计该技术将特别用于高红移星系运动学。我们给出了最近定义的CaT* 指数Cenarro等2001 a的测量，并描述了来自运动学轮廓的凸起运动学的全局属性。我们检测到小幅度的短轴旋转，通常是由于内部等照度线扭曲的结果，轻微的三轴凸起或错位的内部磁盘，这样的内部功能不显示特殊的颜色或不同的CaT* 指数值。速度弥散分布，以及延伸到磁盘区域，显示了广泛的斜率。平坦的凸起倾向于具有较浅的速度分散剖面。推断的相似性的凸起和磁盘径向速度分散支持这些凸起加厚磁盘的解释。
2003-03-31 astro-ph
The Kinematic Signature of Face-On Peanut-Shaped Bulges
我们提出了一个运动学诊断花生状的近面对星系的凸起。正面的观点提供了一个新的角度对花生，这将允许研究他们的关系，酒吧和磁盘更详细地比迄今为止可能的。诊断是基于这样的事实，即花生形状与垂直方向上的平坦密度分布相关联。我们表明，对应于这样的分布的运动签名是一个最小的四阶高斯-厄米矩$s_4$。我们证明了我们的方法$N$体模拟不同的花生强度，表明强花生可以被识别为倾斜$i \simeq 30\degrees$，无论酒吧的强度。我们还考虑了复合系统中，一个凸起是目前在初始条件下，可能会发生，如果凸起形成在高红移通过合并。我们表明，在这种情况下，因为凸起的垂直结构不是来自磁盘，花生在$s_4$的签名被削弱。因此，相同的运动学特征的花生可以用来探索凸起的形成机制。用这种方法识别花生的观察要求是具有挑战性的，但可行。
2005-04-24 astro-ph
Stellar populations in bulges of spiral galaxies
本文讨论了M31核球中恒星星族的综合性质和新的HST数据。
1997-03-03 astro-ph
Hubble Space Telescope observations of globular cluster systems along the Hubble sequence of spiral galaxies
我们利用哈勃空间望远镜的V和I成像研究了7个巨大的、边对旋涡星系组成的球状星团（GC）系统。星系样本涵盖了哈勃类型的Sa到Sc，使我们能够研究沿着哈勃序列的GC系统属性的变化。测光达到~1.5等，超出了每个星系GC光度函数的翻转幅度。通过比较在我们的WFPC 2点发现的GC的数量与在银河系中将在相同度量区域检测到的GC的数量来评估GC的特定频率（S_N值）。B/T <= 0.3的螺旋线的S_N值（即，晚于Sb的哈勃型螺旋）与S_N = 0.55 ± 0.25的值一致。我们认为，这个人口的GC代表了一个“普遍的”，老晕人口，是目前围绕每个星系。在我们的样本中，大多数星系的S_N值与GC系统由（i）前面提到的晕人口加上（ii）与凸起相关的人口组成的情况是一致的，凸起的质量线性增长。这类假设包括形成椭圆星系的“合并假设”以及“多相坍缩”假设，但它似乎与Pfenniger和Norman（1990）的“长期演化”假设不一致，后者认为球状体是盘状恒星通过棒不稳定性和/或微小扰动重新分配角动量而形成的。然而，在我们的样本中，有一个膨胀主导的旋涡星系（NGC 7814）具有低的S_N值，这与最新类型的旋涡星系的S_N值一致。因此，我们的研究结果表明，早期型螺旋星系的星系凸起的形成历史可以显着不同，从一个星系到另一个。（节略）
2003-04-10 astro-ph
Near-infrared and optical broadband surface photometry of 86 face-on disk dominated galaxies. III. The statistics of disk and bulge parameters
通过对86个正面旋涡星系的光学和近红外观测资料的分析，研究了星系核球和盘的基本参数统计及其与哈勃序列的关系。近红外K通带数据的提供使人们首次有可能追踪与发光质量有关的基本参数，同时几乎不受尘埃和恒星星族影响。对观测到的星系数频率进行了选择效应校正，计算了星系的体积数密度。本文的主要结论是：1）Freeman定律需要重新定义。星系盘中心表面亮度没有单一的优选值。盘的中心表面亮度只有一个上限，而对于较低的中心表面亮度，每个体积元素的星系数量只缓慢地减少，作为中心表面亮度的函数。2)哈勃序列类型指数与凸起的有效表面亮度有很强的相关性，比与凸起与盘的比率有更好的相关性。3)圆盘和隆突的尺度是相关的。4)这些标度与哈勃类型无关。哈勃类型是一个长度无标度参数，因此每种类型都有一个星等范围（大概也有一个总质量范围）。5)低表面亮度的螺旋星系不是一个单独的星系类别。在许多方面，它们是由高表面亮度星系定义的趋势的延续。低表面亮度星系一般都是晚期哈勃类型。
1996-01-02 astro-ph
The Star Formation History of the Hubble Sequence: Spatially Resolved Colour Distributions of Intermediate Redshift Galaxies in the Hubble Deep Field
我们分析了空间分辨的颜色已知的红移在哈勃深场遥远的星系，使用一种新的技术的基础上匹配解决四波段内部颜色数据的预测进化合成模型。我们量化了这些星系的相对年龄，年龄分散，正在进行的恒星形成率，恒星形成历史和尘埃含量。为了证明该方法的潜力，我们研究了Bouwens等人（1997）研究的32个I<21.9等的星系的近完整样本<z>。HDF中0.4<z<1早型场星系样本的内部颜色色散表明，约40% [4/11]显示出恒星形成的证据，这些证据必须发生在观测时代的过去三分之一的年龄内。对于一个样本的定义明确的螺旋，我们同样利用色散的颜色来分析的相对历史的凸起和盘星，以解决目前的争议有关的年龄的星系凸起。尘埃和金属丰度梯度被排除作为我们在这些系统中观察到的色散的主要贡献者。核球恒星的年龄中位数比星系盘中的年龄要大得多，并且表现出明显不同的恒星形成历史。这一结果是不一致的长期增长的鼓包光盘不稳定性，但一致的逐步形成光盘吸积气体到鼓包，所预测的分层理论。我们扩展我们的技术，以讨论整个Bouwens等人的样本的背景下，早期的研究与全球恒星形成的历史。
1998-07-14 astro-ph
Confirmation of a Kinematic Diagnostic for Face-On B/P Bulges
本文报道了NGC 98、NGC 600和NGC 1703三个正面星系的高分辨吸收线光谱研究结果，目的是寻找盒状/花生状（B/P）星系核球。这些观察测试和确认，为第一次，预测，面对B/P形凸起可以识别的两个最小值的轮廓沿酒吧的主轴的第四高斯厄米特时刻h_4的视线速度分布（LOSVD）。在NGC 98中，h_4的一个明显的双极小值出现在棒的长轴上和棒的末端之前，正如预测的那样。相比之下，在NGC 600中，它也是一个棒星系，但缺乏实质性的凸起，我们没有发现任何明显的运动学特征的B/P形凸起。在NGC 1703中，这是一个无棒控制星系，我们没有发现B/P隆起的证据。我们还直接证明了NGC 98中h_4极小值处的LOSVD比其它地方的LOSVD宽。这种更直接的方法避免了与视线速度色散测量和h_4之间的简并相关的可能的伪影。
2008-04-22 astro-ph
Kinematics and Composition of the Galactic Bulge: Recent Progress
我们提出了最近的结果，从凯克研究的组成银河系的凸起，以及结果从凸起凸起径向速度测定（BRAVA）。富布赖特、麦克威廉和里奇（Fulbright，McWilliam，& Rich，2006，2007）经过10年的研究，解决了推导银河系核球铁丰度的问题，并发现了增强的α元素丰度，与麦克威廉和里奇（McWilliam & Rich，1994）的早期工作一致。我们还报告了一个径向速度调查{ \sl 2 MASS}选定的M巨星在银河系的隆起，观察与CTIO 4米长蛇座多目标摄谱仪。这个程序是为了测试核球的动力学模型，并寻找和绘制银河核球中任何动力学冷子结构。我们在$-10^{\circ} < l <+10^{\circ}$和$b=-4^{\circ}$上显示了场的初步结果。我们构建了一个膨胀的恒星和模型数据的速度图，并发现，与以往的研究相反，膨胀不旋转作为一个固体的身体;从$-5^{\circ}<l<+5^{\circ}$的旋转曲线有一个斜率为$\approx 100 km s^{-1}$，并在更大的$l$相当大，并达到$45 {km s^{-1}}$（日心）或$\sim 70 {km s^{-1}}$（银心）的最大旋转。这种自转比赵（1996）的动力学模型预测的要慢。
2007-10-26 astro-ph
The kinematics of the bulge and the disc of NGC 7331
介绍了Sb星系NGC7331长轴上的光谱发射和吸收线观测结果。电离气体和恒星的运动学似乎是有规律的，但与人们的预期相反，发射线气体的旋转速度比内部区域的恒星慢。这可能是由内部倾斜和弯曲的气体层引起的。在隆起区域的吸收线的轮廓有一个浅的扩展系统速度，但没有观察到反向旋转，这是与以前的权利要求相反。这些说法可能是基于对所用分析方法的错误解释。为了解释所观察到的吸收线轮廓的大小和形状，建立了一个运动学模型。看来有必要将具有径向减小的速度分散的快速旋转盘与缓慢旋转的恒定分散凸起相结合。然后，同时，所观察到的恒星径向速度，速度色散和所观察到的线轮廓的不对称性可以得到满意的解释。当盘在凸起区域内相对较薄且较冷时，可以实现与数据的甚至更好的拟合。对于圆盘，在I带中得出M/L比为1.6 +/-0.7。另一方面，旋转曲线拟合给出凸起的M/L比为6.8 +/-1。对星系盘和星系球的分析表明，在I波段，星系球的质光比平均是星系盘质光比的三倍。对于B波段，这个比率上升到7.2。
1999-02-17 astro-ph
A Kinematic Link between Boxy Bulges, Stellar Bars, and Nuclear Activity in NGC 3079 & NGC 4388
我们提出了直接的运动学证据的酒吧流运动在两个活跃的星系与四四方方的恒星凸起。在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜和夏威夷大学2.2米望远镜上使用了夏威夷成像法布里-珀罗干涉仪，以推导Sc星系NGC 3079和Sb星系NGC 4388盘中线发射气体的二维速度场。与之前基于长缝数据的工作相反，从法布里-佩罗数据中检测棒势并不依赖于内林德布拉德共振或强棒诱导冲击的存在。简单的运动学模型，近似的内在气体轨道作为不相交，倾斜的椭圆环，保持角动量的特点所观察到的速度场。NGC 3079和NGC 4388的箱形凸起都是使用新的近红外图像来确认的，以减少尘埃遮蔽。星光在这些星系的形态分析相结合的气体运动学的法布里-珀罗光谱测试恒星酒吧，涉及短暂的盒状隆起的演化模型，并量化的重要性，这样的酒吧在燃料活跃的核。我们的数据支持演化棒模型，但未能令人信服地证明NGC 3079和NGC 4388中的恒星棒直接触发或维持核活动。（节略）
1999-07-30 astro-ph
A SAURON look at galaxy bulges
运动学和人口研究表明，一般的隆起旋转扁平系统类似于低光度椭圆。然而，与国家的最先进的积分场摄谱仪，如SAURON的观测表明，情况要复杂得多，并允许我们调查的现象，如三轴性，运动解耦和人口子结构，并研究它们的连接到当前的形成和演化的早期类型星系的隆起的情况。我们提出了两个S0从我们的样本附近的星系的星系膨胀的例子：一个显示了所有的经典膨胀（NGC 5866）预期的属性，另一种情况下，提出了适合于棒盘星系（NGC 7332）的运动学特征。
2003-11-04 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulge-like Dwarf Stars I. Stellar Parameters, Kinematics and Oxygen Abundances
用1.5米ESO望远镜的FEROS摄谱仪获得了35颗邻近的类球星的高分辨率埃歇尔光谱，这些恒星的金属丰度在-0.8 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ +0.4范围内。日内瓦测光，依巴谷天体测量数据和径向速度从Coravel可用于这些恒星。根据依巴谷的数据，这一种群的消失表明年龄为10-11 Gyr（Grenon，1999年）。对样本星进行了详细的分析，并提出了来自光谱和光度测定的大气参数。氧丰度是根据禁[O I] $λ$ 6300.3 { \rm}线推导的。结果显示，大多数样本恒星的氧过剩模式相比，他们的磁盘同行。
2001-12-05 astro-ph
An Axisymmetric Distribution Function for the Galactic Bulge
我们描述了一种方法参数化两个积分分布函数，三角形镶嵌的积分平面的基础上。本文将此方法应用于Kent~（1992）提出的银河系膨胀的轴对称各向同性转子模型，并与Baade窗自行观测和径向速度观测结果进行了比较。尽管越来越多的证据，从表面测光和气体运动学的研究，银河系的隆起是不是轴对称的，恒星运动学在巴德窗口是非常相似的各向同性扁圆转子。然而，另一个大半径的场不符合这个模型。在任何情况下，热恒星星族的边缘运动学都不能很好地处理棒的存在与否。
1994-03-17 astro-ph
SAURON observations of Sa bulges: the formation of a kinematically decoupled core in NGC5953
我们目前的结果，从我们正在进行的努力，以了解附近星系的性质和演化的SAURON积分场摄谱仪。在这篇论文中，我们重点研究了由相互作用星系NGC5953和NGC5954形成的特殊情况。我们提出的恒星和气体运动学的中心区域的NGC5953。我们使用一个简单的程序来确定年龄的恒星星族在中心地区，并认为，我们可能会看到一个运动学解耦组件的形成过程中获得的冷气体正在进行的相互作用与NGC5954。
2006-02-17 astro-ph
Pseudobulges in Barred S0 Galaxies
我们目前正在进行的研究的凸起的S 0星系的初步结果。我们发现，在一个子样本的14个酒吧S 0星系，完全一半的光度定义的凸起显示运动学签名的“pseudobulges”-也就是说，他们的运动学是由旋转为主。在其中的四个星系中，我们在光度凸起区域中识别出至少两个子成分：与盘状运动学相关的平坦的盘或棒成分;以及更圆的“内凸起”，这似乎是更像经典凸起的更热的系统。
2004-09-05 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus. V. On the origin of bulges
本文研究了108个盘星系的球和盘结构参数的标度关系，结构参数是由H波段图像的球/盘二维分解得到的，球用一个具有可变形状指数n的广义指数模型（Sersic）来模拟。我们发现，鼓包的有效标度长度和光度随着n的增加而增加，但盘的性质是独立的鼓包的形状。随着哈勃T型的增加，凸起变得不那么明亮，它们的平均有效表面亮度变得更暗;磁盘显示出类似的趋势，但要弱得多。当隆起参数与磁盘相比，它们是紧密相关的n=1隆起。随着n的增加，相关性逐渐恶化，使得n=4的凸起几乎与它们的盘无关。科门迪的亲戚，冲浪。亮度与效果半径，被证明取决于隆起的形状;这两个参数是紧密相关的n=4隆起，并越来越少，使n减少;磁盘是很好的相关性。具有指数膨胀的强棒SB星系比无棒的SB星系更明亮。指数凸起似乎与其底层磁盘密切相关，而n值较高的凸起则不那么相关。我们解释我们的结果是最符合长期的进化方案，在磁盘中的耗散过程是负责建立在大多数螺旋隆起。
2003-11-10 astro-ph
Stellar Populations in Bulges of Spiral Galaxies
我们对31个旋涡星系的星系核球进行了光谱分析，研究了它们的恒星星族性质的径向分布。
2002-02-01 astro-ph
The Coexistence of Classical Bulges and Disky Pseudobulges in Early-Type Disk Galaxies
对几个早期型盘星系中所谓的“伪凸起”的仔细研究表明，它们实际上是由一个扁平的、运动学上冷的盘状结构（“盘状伪凸起”）和一个圆的、运动学上热的球状结构（“经典凸起”）组成的复合结构。这表明，被认为是由内部长期演化形成的伪凸起和被认为是由快速合并形成的经典凸起并不是唯一的现象：一些星系可以两者兼而有之。
2007-09-24 astro-ph
Stellar Populations in Bulges
我们目前的线强度的38个星系在本地宇宙中的凸起和内部磁盘，包括几个星系的凸起以前被确定为是盘状的颜色或运动学，看看他们的光谱特性揭示长期演化的证据。我们发现，所有哈勃类型的红色凸起都类似于其中心恒星星族的发光椭圆星系。它们具有大的光度加权年龄、金属丰度和α/Fe比值。蓝色凸起可以分为贫金属类和年轻的富金属类，贫金属类仅限于速度色散小的晚期类型，而年轻的富金属类包括所有哈勃类型和速度色散。亮度加权金属丰度和α/Fe比是敏感的中心速度分散和最大磁盘旋转速度。红色凸起和椭圆星系遵循相同的比例关系。我们看到了蓝色和红色凸起之间以及有棒星系和无棒星系凸起之间的标度关系的差异。大多数核球的金属丰度随半径的增加而降低;中心金属丰度较大的星系有较陡的梯度。在正年龄梯度（中心区域更年轻）存在的地方，它们总是在棒星系中。凸起的金属丰度与其盘的金属丰度相关。虽然这和酒吧和unbarred星系之间的差异表明，长期的演变不能被忽视，我们的研究结果是一致的假设，合并一直是主要的机制负责隆起形成。
2005-12-13 astro-ph
Stellar Proper Motions in the Galactic Bulge from deep HST ACS/WFC Photometry
我们目前的恒星自行在银河系的隆起从人马座窗口闪烁太阳系外搜索（SWEEPS）项目使用ACS/WFC的HST。自行提取超过180，000对象，与> 81，000测量精度优于0.3质量/年在两个坐标。我们报告几个结果的基础上，这些测量：1。凸起与盘的运动学分离允许基于>6-sigma的自行检测提取> 15，000个凸起对象的样本，其中来自盘的污染<0.2%。这包括第一次检测到一个候选的凸起蓝离散人口。2.武装的光度距离模数上的一颗星的恒星的基础上，并使用大量的恒星与高质量的自行测量，以克服内在的散射，我们剖析的运动学特性的隆起作为一个函数的距离沿视线。这使我们能够单独从自行中提取恒星的圆周速度曲线，我们将其与从径向速度获得的圆周速度曲线进行比较。3.我们跟踪的{l，b}速度椭圆的变化作为深度的函数。4.最后，我们使用密度加权的{l，b}自行椭圆产生的示踪星，以评估在人马座窗口发现的16个过境行星候选人的运动学成员，行星候选人的运动学分布是一致的磁盘和凸起的恒星星族。
2008-09-10 astro-ph
The structure of spiral galaxies - I. Near-infrared properties of bulges, disks and bars
我们目前的数据样本的45个螺旋星系的哈勃类型的范围内，在近红外J和K波段成像。参数计算描述的凸起，磁盘和酒吧K波段光分布，我们寻找这些组件之间的相互关系显示的相关性。我们发现，经典的de Vaucouleurs曲线不能很好地拟合凸出曲线，而指数或R^1/2拟合是首选。膨胀盘比与哈勃类型只有微弱的相关性。许多星系的J-K色中心变红，我们认为这是由于核爆发或尘埃活动星系核。定义了一种新的测量杆件强度的方法，称为等效角法。我们强调这比传统的条间对比度更好，因为它不受视宁度和分辨率影响。在45个星系中有40个发现了酒吧，其中9个以前被归类为无酒吧。酒吧的强度被发现与磁盘表面亮度或附近邻居的存在不相关，但一种趋势是发现最强烈的酒吧星系位于一个有限的，中间范围内的膨胀盘比。棒光的轮廓被发现是平坦的或沿其长轴呈指数下降，轮廓类型与哈勃类型没有很强的相关性。杆件短轴剖面是显著不对称的，假定为纵臂，较陡的剖面通常在前缘上。在K波段，我们发现酒吧具有较高的轴比以前发现的光学研究。
1998-03-21 astro-ph
Axisymmetric mass models of S0 and spiral galaxies with boxy bulges: mass-to-light ratios, dark matter and bars
我们研究了一个样本的30个边缘上的螺旋和S 0星系，有四方形和花生形的凸起。我们计算模型恒星运动学求解金斯方程的轴对称质量分布来自K波段图像。这些简单的模型只有一个自由参数：动态质光比，我们假设它与半径无关。考虑到建模过程的简单性，在我们的运动学数据范围内，模型二阶速度矩与观测到的恒星运动学非常吻合，通常达到~ 0.5-1 R25（其中R25是光学半径），或相当于2-3 Re（其中Re是有效或半光半径）。因此，我们没有发现任何证据的主要暗物质组成部分内的光盘螺旋星系。我们样本中的S 0也是如此，这大大扩展了以前对这些星系中暗物质的观测限制。预测的运动学确实略有偏离，但系统地从大多数星系的凸起区域的观测，但我们认为，这是一致的，四四方方的和花生状的凸起是酒吧的边缘上观看的索赔。
2008-12-09 astro-ph
Stellar Kinematics of Boxy Bulges: Large-Scale Bars and Inner Disks
获得了30个边对旋涡星系的长轴长缝恒星运动学，其中24个星系具有方形/花生形（B/PS）凸起。B/PS凸起存在于>45%的高倾斜系统中，许多工作表明它们是厚棒的边缘投影。的平均恒星速度V，速度色散σ，和非对称（H3）和对称（H4）偏离高斯的配置文件。与N-body bar诊断相比，我们发现80%的样本中有bar签名。B/PS核球星系的旋转曲线通常呈现双峰状，中间有一个斜坡或平台。它们通常显示出平坦的中心速度频散曲线，并伴有次峰或平台，并且>=40%具有局部中心西格玛最小值。H3的配置文件显示多达3个斜率反转和H3通常与V在假定的酒吧长度，从轴对称磁盘的预期相反。这些特征性的钢筋特征加强了B/PS凸起和钢筋之间密切联系的情况。在大多数星系的中心，h3与V是反相关的，这表明它们还拥有冷而致密的解耦近轴对称的中央恒星盘。这些与先前确定的恒星形成电离气体盘在气体丰富的系统，我们认为，他们形成了气体流入驱动的酒吧。正如N-体模型所建议的，H3似乎是一个可靠的示踪剂的不对称磁盘，允许区分轴对称和禁止磁盘中看到的投影。B/PS凸起（因此，所有凸起的大部分）似乎是由磁盘的材料，已获得了大的垂直范围内，通过酒吧驱动的垂直不稳定性。因此，它们的形成可能是由长期的进化过程而不是合并所主导的。[摘要]
2004-03-10 astro-ph
Signatures of Bulge Triaxiality from Kinematics in Baade's Window/
我们研究了一个样本的62 Baade的窗口（1，-4）K巨星已公布自行，径向速度和金属丰度。我们构造了富金属星和贫金属星的速度椭球。我们发现了一个非轴对称系统的顶点偏差特性。两个样品的速度椭球的长轴分别指向两个几乎垂直的方向（lv，bv）=（-65+-9，+14+-9）和（25+-14，-11+-14）。速度椭球的顶点偏差不能用任何扁圆模型一致地解释。我们填充轨道在一个现实的酒吧潜在的高斯速度分布，使我们能够模拟和解释的意见。我们的结论是，数据是一致的三轴凸起指向（l，b）与l<0和b=0的建议，由早期的工作。我们还预测，低纬度abs（b）<4度的凸起领域应显示更强烈的顶点偏差，因此将是未来自行研究的最佳位置。富金属和贫金属的恒星似乎占据了直接的四方形和逆行的环形轨道。如果膨胀在足够长的时间尺度上耗散地形成，金属丰度和轨道族之间的相关性可以发展。然而，很难将这种相关性的存在与银河系内部潜力的暴力历史相调和。
1994-09-12 astro-ph
Field Stars and Clusters of the Galactic Bulge: Implications for Galaxy Formation
本文介绍了根据距离银河系中心1.4-1.8千秒差距的红巨星光谱对银河系核球进行运动学研究的结果。运动学与金属丰度之间存在明显的趋势，即贫金属粒子数越多，其速度色散越大，旋转速度越低。比[Fe/H] = -1更贫金属的K巨星具有类似晕的运动学，没有明显的旋转，并且sigma = 120 km/s，与银河系的距离无关。[Fe/H] > -1的巨星的速度色散随着银心距离的增加而减小，并且这个群体以V = 0.9 km/s/度旋转。目前的意见，以及所观察到的金属丰度梯度意味着通过耗散崩溃的隆起形成。在这样的图片中，低角动量的气体从形成的晕损失沉积在隆起。这样一来，凸起就会比光晕年轻。对银河系球状星团系统的观测结果与这幅图像是一致的，如果我们把银河系中心3千秒差距以内的富含金属的球状星团与凸起联系起来，而不是与厚盘或晕联系起来。如果把天琴座RR星看作是内晕的一部分，而不是凸起的一部分，那么巴德窗口中的数据也与这张照片相一致。
1995-09-21 astro-ph
Spheroid and disk signatures in galaxy bulges
本文综述了近年来在鼓包结构和动力学方面的研究进展。这些方面的链接星系的膨胀要么扁球体类似于椭圆星系或快速旋转，扁平的系统更接近的产品磁盘内部的转换，突出显示。本文回顾了对由HST数据得到的表面亮度轮廓的分析，指出HST探测到的未分辨的核成分使从地面得到的表面亮度轮廓的确定产生了偏差;在星系凸起中实际上不存在r^1/4轮廓。讨论了吸积N体模型对表面亮度轮廓形状的预测。本文研究了椭圆星系基本面上核球的位置，以推断核球粒子年龄和核球动力学结构的线索。凸起的内部动力学的运动学诊断检查。最后，本文提出了一种新的星系运动学分析方法，即用单个恒星星族模型的合成光谱代替标准恒星模板。
2003-01-31 astro-ph
A comparison of stellar populations in galaxy populations across a wide range of Hubble types
我们目前的线强度和运动学从32个星系的哈勃类型从E到Sbc的中心区域。光谱指数，根据利克系统，在光学和近红外（NIR）测量。测量的24个指数，结合模型的影响，不同的丰度比，允许打破年龄/金属丰度简并，并允许在特定的轻元素（特别是C和Mg）的增强估计。观测到的哈勃类型的大范围允许直接比较早期类型星系（E和S 0）中心的线强度与螺旋凸起中的线强度，而不存在困扰不同研究结果比较的系统差异。我们的样本包括场星系和室女星系团星系。对于早型星系，我们的数据是一致的，与以前报道的Mg 2和Mgb的速度色散的趋势。在螺旋凸起中，我们发现所有指数的趋势与速度色散。我们估计光度加权年龄，金属丰度和重元素丰度比（增强）的光学指数。这些结果显示，球突在轻元素（α-捕获）中的增强程度较低，并且平均年龄低于早期类型的星系。涉及年龄和金属丰度的趋势在早期和晚期类型之间也有很大差异。在早期类型中，年龄与金属丰度之间存在反相关关系，而在凸起中，金属丰度与速度弥散相关。我们认为这些发现的影响，这些星系的形成模型。我们发现，我们的观察排除了原始的星系形成的崩溃模型，而层次聚类（合并）模型的几个预测得到证实。
2002-02-21 astro-ph
Formation of Galactic Bulges
我们使用宇宙学流体动力学模拟的层次聚类的框架内，在一个有代表性的CDM宇宙学模型的星系隆起的形成进行调查。我们发现，在宇宙学红移z~4处形成的最大天体类似于观测到的螺旋星系或中等大小椭圆星系的膨胀，其一般性质如大小，形状和密度分布。这与观测数据相一致，这些数据表明在更温和的红移下存在“老”的凸起和椭圆。这些凸起是在红移z=3处占主导地位的气体，具有很高的恒星形成率，似乎是哈勃深空中看到的小型蓝色星系的良好候选者。
2000-04-03 astro-ph
Photometric properties and origin of bulges in SB0 galaxies
通过对观测到的14个SB 0星系的$I$带表面亮度分布进行参数化光度分解，导出了它们的结构成分的光度参数。我们发现SB 0凸起类似于早期无棒螺旋的凸起，即它们具有接近指数的表面亮度轮廓（$<n>=1.48\pm0.16$），并且它们的有效半径与它们周围圆盘的尺度长度（$<r_e/h>=0.20\pm0.01$）强烈耦合。光靠光度分析不能区分SB 0凸起和无阻挡的S 0凸起。然而，三个样品凸起具有典型的伪凸起的圆盘特性。NGC 1308和NGC 4340的膨胀比无棒星系的膨胀和具有相同椭圆率的各向同性扁球体的模型旋转得更快。IC 874的膨胀区的速度色散比Faber-Jackson相关性和椭圆星系和S 0膨胀区的基本面所预期的要低。其余的样品凸起是经典的凸起，运动学上类似于低光度的椭圆星系。特别是，他们遵循费伯-杰克逊相关性，躺在基本平面和那些恒星运动学可旋转的速度一样快的无棒星系的凸起。
2005-01-10 astro-ph
VIMOS-VLT Integral Field Kinematics of the Giant Low Surface Brightness Galaxy ESO 323-G064
目的：研究低表面亮度巨星系ESO 323-G 064的球核和盘运动学，以探讨其动力学性质和暗物质（DM）晕的径向质量分布。方法：我们用积分场光谱（VLT/VIMOS，IFU配置）观测星系，通过将高斯函数拟合到O[III]和H β发射线来测量电离气体的位置，并将恒星模板拟合到星系光谱来确定速度和速度色散。我们用球形各向同性Jeans模型模拟了核球中的恒星运动学，并探讨了自洽和暗物质对NFW和伪等温晕的影响。结果：在r<5”的膨胀区，发射线呈多峰型。该星系的盘主导区域（13”<r<30”）表现出规则的旋转，其平坦的旋转曲线达到248 +/- 6公里/秒。由此我们估计出钡离子的总质量为M_bar ~ 1.9 × 10^11 M_sun，DM晕的总质量为M_DM ~ 4.8 × 10^12 M_sun。恒星的速度和速度色散仅在核球最里面的~5”处测量到，并显示出一个有规律的自转，观测到的振幅为140 km/sec，中心色散为sigma=180 km/sec。我们简单的金斯模型表明，在中央5”需要暗物质来解释凸起的运动学，我们估计其质量为（7 +/- 3）10^10 M_sun。然而，我们无法区分不同的DM场景。计算得到的ESO 323-G 064球核的中心质量密度与一些高表面亮度星系的中心质量密度相似，而不是低表面亮度星系的中心质量密度。
2008-09-10 astro-ph
Correlation between kinematics and Hubble Sequence in disk galaxies?
我们提出了一个比较电离气体和恒星运动学的5个早期到中期盘星系的样本。我们测量了气体和恒星的长轴V和σ径向分布，以及恒星的h3和h4径向分布。我们还从每个星系的R波段表面光度学导出了它们的凸起和盘的光贡献。为了研究样本星系速度场之间的差异，我们采用了Pignatelli & Galletta（1999）的自洽动力学模型，该模型考虑了非对称漂移效应、沿视线的投影效应以及由于存在具有不同动力学行为的不同分量而导致的线轮廓的非高斯形状。我们发现恒星组件的所有样本星系的内部区域中的一个相当大的不对称漂移效应，因为它的结果通过比较它们的恒星旋转曲线与模型预测的圆速度。星系样本不够广泛，无法得出一般性结论。然而，我们已经发现了一个可能的相关性之间的存在缓慢上升的气体旋转曲线和凸起/光盘半光度半径的比率，而没有明显的相关性与所代表的形态分类的关键参数，即凸起/光盘光度比。系统的扩散动态热组件（凸起或透镜）的规模长度相当于光盘的特点是缓慢上升的气体旋转曲线。另一方面，在具有小凸起的系统中，气体几乎遵循圆周运动，而与凸起本身的光度无关。
1999-06-22 astro-ph
When Is a Bulge Not a Bulge? Inner Disks Masquerading as Bulges in NGC 2787 and NGC 3945
我们提出了一个详细的形态，光度和运动学分析的两个酒吧S 0星系与大，明亮的内部磁盘内的酒吧。我们发现，这些结构，除了是几何盘状的，有指数的配置文件（规模长度$\sim$ 300- 500 pc）不同于中央，非指数的凸起。我们还发现它们在运动学上是圆盘状的。NGC 2787的内部圆盘的光度大约是凸起的两倍;但在NGC 3945中，内部的圆盘几乎比凸起的亮度高出十倍，而凸起本身非常小（半光半径$\approx$ 100 pc，在一个外环半径为$\approx$ 14 kpc的星系中，$\sim$仅占总光度的$\sim$ 5%--一个凸起/总比率更典型的Sc星系。我们估计，至少有20%的（禁止）S 0星系可能有类似的结构，这意味着他们的凸起/磁盘的比例可能会显着高估。这些内部的圆盘控制着星系的中心光;它们至少比椭圆星系和早期螺旋星系中典型的“核圆盘”大一个数量级。因此，它们必须影响它们所在的酒吧的动力学。
2003-10-28 astro-ph
Rejuvenation of spiral bulges
我们试图了解星系凸起的恒星星族是否显示出由圆盘的存在引发的长期演化的指纹。为此，我们重新分析了Proctor和Sansom的样品，从吸收线指数导出了恒星星族年龄和元素丰度。我们得到了非常一致的限制年龄从三个巴尔末指数Hbeta，Hgamma和Hdelta，在良好的协议与那些Proctor和Sansom基于一个完全不同的方法。与文献中的其他研究一样，我们发现凸起具有相对较低的光度加权年龄，最小凸起的最低年龄为1.3 Gyr。因此，凸起通常不是旧的，而是实际上恢复了活力的系统。我们讨论的证据表明，这可能是真的，也为银河系的凸起。我们发现，最小的凸起，是最年轻的最低的α/Fe比，必须经历恒星形成事件，涉及10- 30%的总质量在过去的1-2 Gyr。相反，没有发现恒星星族参数与哈勃类型的显著相关性。我们发现，与西格玛的关系完全符合那些早型星系。因此，与早期类型的星系相比，凸起通常更年轻，金属更少，α/Fe增强更少，只是因为它们的质量更小。在一个给定的速度色散下，就它们的恒星星族而言，球星系和椭圆星系是无法区分的。这些结果有利于一个由内而外的形成的情况下，并表明在哈勃类型SBC和更早的螺旋星系盘不能有显着的影响，在隆起组件的恒星星族的演变。假隆起形成的现象必须限于Sbc以后的螺旋。
2005-12-15 astro-ph
NGC 488: Has its massive bulge been build up by minor mergers?
利用最近对盘星运动学的观测，讨论了NGC 488盘的动力学状态。该磁盘被证明是动态的“冷”，所以NGC 488不可能经历过许多-甚至是小-合并在过去。
1997-08-04 astro-ph
The SAURON project - VII. Integral-field absorption and emission-line kinematics of 24 spiral galaxy bulges
（节略）我们提出的恒星和气体运动学的代表性样本的24 Sa星系获得我们定制的积分场摄谱仪SAURON操作的威廉赫歇尔望远镜。我们的地图通常覆盖凸起占主导地位的地区。我们发现了一个显着的比例运动解耦组件（12/24），其中许多显示中心速度分散最小值。它们大多与星系的主体对齐并共同旋转，并且通常与未清晰掩蔽图像中检测到的尘埃盘和环有关。样本中几乎所有的星系（22/24）都含有大量的电离气体，通常伴随着尘埃的存在。电离气体的运动学与相对于恒星共同旋转的圆盘中的圆周旋转一致。样品中恒星角动量和气体角动量之间的平均失调分布表明气体具有内部起源。[OIII]/H β比值通常很低，表明当前的恒星形成，并显示出各种形态（环状结构，与尘埃带对齐或无定形形状）。样品中的恒星形成率与正常盘星系相当。低气体速度色散值似乎与强烈的恒星形成活动区域有关。我们将这一结果解释为恒星是由这些地区的动态冷气体形成的。在NGC 5953的情况下，数据表明，我们正在目睹一个运动学解耦组件的形成，从正在进行的相互作用期间与NGC 5954的冷气体被收购。
2006-03-07 astro-ph
Planetary Nebula Velocities in the Disk and Bulge of M31
我们目前的径向速度为723个行星状星云（PNe）的磁盘和隆起的M31，测量使用WYFFOS光纤摄谱仪上的威廉赫歇尔望远镜。使用[OIII] 5007埃发射线测定速度。在半径为50角分（11.5千秒差距）的范围内测量了自转和速度色散，这是M31在这样一个半径范围内的第一个恒星自转曲线和速度色散曲线。我们的运动学是一致的旋转支持半径远远超过凸起的有效半径1.4kpc，虽然我们的数据超过5kpc的半径是有限的。我们提出了初步的证据，运动的亚结构在隆起的M31充分研究在以后的工作。本文是一个正在进行的项目的一部分，以限制总质量，质量分布和速度各向异性的磁盘，隆起和晕的M31。
2006-03-26 astro-ph
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: II. Observations
对银河系隆起的微透镜源的光谱学提供了一个独特的机会，研究（i）银河系隆起的运动学，特别是其远侧，（ii）消光对微透镜源的影响，以及（iii）隆起和盘透镜对微透镜光学深度的贡献。我们提出的结果，从这样的光谱研究的17微透镜源进行了使用ESO微弱物体光谱仪（EFOSC）在3.6米的欧洲南方天文台（ESO）望远镜。以非透镜源的谱和Kurucz模型谱为模板，导出了微透镜源的径向速度和折射率。结果表明，微透镜粒子数与非微透镜粒子数之间存在消光位移，但消光位移与径向速度之间没有明显的相关性。在我们最好的模型中，这种灭绝抵消意味着65%的事件是由凸起内的自透镜引起的。样本需要增加到大约100个源，以获得凸起运动学的清晰图像。
2002-09-18 astro-ph
M Dwarfs From Hubble Space Telescope Star Counts III: The Groth Strip
我们分析了在哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机（WFC 2）观察到的31个新领域中发现的盘M矮星，以及先前从22个WFC 2领域和162个修复前行星相机（PC 1）领域中分析的样本。新的观测包括28个高纬度区域，包括大面积多色巡天（“Groth Strip”），将总样本增加到337颗恒星，并将晚M矮星（M_V>13.5）的数量从23增加到47。质量函数在M~0.6 Msun处改变斜率，从α=-1.21到α=0.44的近萨尔彼得幂律指数。在这两种状态下，银道面上的质量函数由${d^3 N / d\log M d M_V d V} = 8.1\times 10^{-2}\pc^{-3} ({M / 0.59 M_\odot})^α$给出。双星的秒数修正将低质量指数从α=0.44变为α \sim 0.1。如果Salpeter斜率持续到氢燃烧极限，我们预计在最后四个仓（14.5<M_V<18.5）中有500颗恒星，而不是实际检测到的25颗。对观测到的银河系核球微透镜率的解释要么需要核球棕矮星的大量存在，要么需要M < 0.5 Msun的恒星的盘和核球质量函数非常不同。
1996-11-20 astro-ph
The Globular Cluster Systems of Five Nearby Spiral Galaxies: New Insights from Hubble Space Telescope Imaging
我们使用现有的多滤波器哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2成像的五个（M81，M83，NGC 6946，M101和M51）低倾角，附近的螺旋星系研究古老的星团人口。M81球状星团（GC）的固有颜色分布与银河系和M31非常相似，其中约40%的星团具有富含金属的颜色。另一方面，M51中的GC系统几乎完全呈现蓝色和贫金属。与M51凸起相关的富含金属的GC的缺乏表明，这个Sbc星系的凸起形成历史可能与我们自己的有很大的不同。M101中的古老星团，可能还有NGC 6946中的古老星团，其光度分布似乎继续上升到我们的探测极限（M_V ~ -6.0），远远超过了光度函数中预期的周转（M_V ~ -7.4）。这让人想起M33的情况，M33是一个类似哈勃类型的本星系群星系。在M101和NGC 6946中的暗淡的古老星团候选者的颜色和半径与它们更明亮的对应物相似，我们认为它们要么是中间年龄（3-9 Gyr）的盘状星团，要么是原始GC种群的低质量端。如果把微弱的、多余的GC候选者排除在外，我们发现在晚型螺旋中形成的古老星系团的比频率（SN）大致恒定，SN =0.5 ± 0.2。通过将本研究的结果与其他系统的文献值相结合，我们发现螺旋星系中的总GC比频率似乎与哈勃类型和凸起/总比率相关性最好，而不是与星系光度或星系质量相关。
2004-07-21 astro-ph
NGC 4435: a bulge dominated galaxy with an unforeseen low mass central black hole
我们提出的电离气体运动学的SB 0星系NGC 4435从光谱获得的空间望远镜成像摄谱仪。这个星系被选中的基础上，它的地基光谱，显示的位置速度图一致的存在一个环核开普勒盘旋转周围的超大质量黑洞（SMBH）。我们得到了星系核中的Halpha和[NII]（6583）沿长轴和两个平行偏移位置的运动学解。我们建立了一个动力学模型的气体盘考虑到整个二维速度场和仪器设置。对于中央SMBH的质量，我们发现在3sigma水平的上限为7.5e6 Msun。这表明NGC 4435的SMBH质量低于Mbh-sigma（5e 7 Msun）和近红外Mbh-Lbulge（4 e7 Msun）关系所预期的质量。
2005-11-24 astro-ph
