Proper Motion Dispersions of Red Clump Giants in the Galactic Bulge: Observations and Model Comparisons
银河系核球中的红团巨星近似于标准烛光，因此它们可以用作距离指示器。我们计算的自行分散的RCG星在银河系的隆起使用自行目录从第二阶段的光学引力微透镜实验（OGLE-II，Sumi等。2004年）的45个字段。自行分散测量到百分之几的精度，由于大量的恒星在外地。观测样本由577736颗恒星组成。这些观测到的数据进行比较，以国家的最先进的粒子模拟的银河系的隆起区域。的预测是在粗略的协议与观测，但似乎是太各向异性的速度椭球。我们注意到，有显着的字段到字段的变化，所观察到的自行分散。这可能是一个真实的特征，也可能是由于某种未知的系统效应。
2007-04-12 astro-ph
Bulge Microlensing Optical Depth from EROS 2 observations
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系的隆起的基础上分析的15个连续的1平方度领域为中心的（l=2.5度，b=-4.0度），并包含142万的丛巨星（属于扩展的丛区）监测在近三个隆起季节的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres）。基于16个以团簇巨星为源的微透镜事件，我们发现在所有场的平均值下，朝向凸起的微透镜光学深度τ_bulge=0.94 +/- 0.29 10^-6。这个值大大低于由CNOO和OGLE小组所作的其他几个测定值，并且与轴对称和非轴对称凸起模型所预期的结果更加一致。
2003-03-04 astro-ph
The Distance to the Galactic Center Derived From Infrared Photometry of Bulge Red Clump Stars
根据对银河系中心附近的红团簇星的近红外观测，我们确定了银河系中心距离为R_0 = 7.52 ± 0.10（stat）± 0.35（sys）kpc。我们用IRSF 1.4 m望远镜和SIRIUS照相机在H和Ks波段观测了|l| < 1.0度和0.7度< |b| < 1.0度的红团簇星。经绝灭和种群校正后，得到（m-M）_0 = 14.38 ± 0.03（stat）± 0.10（sys）.统计误差主要由本征红团簇星光度的不确定性决定。包括消光和星族校正、测光零点和红团簇星光度函数拟合的不确定性，估计的系统误差为± 0.10。我们的结果，R_0 = 7.52 kpc，是在良好的协议与几何确定的距离与恒星轨道的大质量黑洞在银河系中心。最近基于球状星团空间分布的结果也与我们的结果一致。此外，我们的研究还表明，即使考虑星族修正的误差，红团星到银河系中心的距离测量的不确定度也可以达到5%左右，这与最近的几何测量的不确定度几乎相同。
2006-07-18 astro-ph
Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。特别是，我们讨论：1）“巨型”事件的选择，2）碰撞参量的分布，3）事件持续时间的分布，4）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的长持续时间事件在100场104中的集中。我们报告了在（l，b）=（3.9，-3.8）处的初步平均光学深度为（2.0 +/- 0.4）x 10^{-6}（内部）。我们讨论了未来的工作和前景，建立一个连贯的银河系模型。
2000-05-23 astro-ph
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
MACHO Project Analysis of the Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。这类事件使人们能够获得可靠的结论，因为相对明亮的星团恒星不会受到混合的强烈影响。我们讨论：1）“巨”事件的选择，2）事件持续时间的分布，3）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的100场104中事件持续时间和光学深度的异常特征。在（l，b）=（3.9，-3.8）处，我们报告了（2.0 +/-0.4）x 10^{-6}（内部）的初步平均光学深度，并给出了光学深度的空间分布图。当场104从样品中移除时，光学深度下降到（1.4 +/- 0.3）x 10^{-6}，这与银河系中心区域的红外模型非常一致。
2002-02-27 astro-ph
Microlensing Optical Depth towards the Galactic Bulge Using Clump Giants from the MACHO Survey
利用7年的观测资料，我们提出了一个新的确定微透镜向银河系隆起的光学深度。我们选择了62个微透镜事件（60个独特的）的样本上的巨源，并进行了详细的效率分析。我们只使用团巨星源，因为它们是明亮的球星，不像其他事件那样受到混合的强烈影响。使用42个聚集事件的子样本集中在4.5平方度，我们发现τ = 2.17^{+0.47}_{-0.38} x 10^{-6}在（l，b）=（1.50，-2.68），比大多数以前的研究中发现的小，但与最近的理论预测非常一致。我们还提出了在每个领域中，我们检测到的事件的光学深度，并找到没有事件的领域的光学深度的限制。在各个领域的光学深度的误差是由泊松噪声。我们在银河纬度b和经度l方向分别测量了（1.06 +/- 0.71）x 10^{-6} deg^{-1}和（0.29 +/- 0.43）x 10^{-6} deg^{-1}。最后，我们讨论了以（l，b）=（3.11，-3.01）为中心的104场中事件的异常持续时间分布的可能性，并研究了所有场中事件的空间聚集性。
2005-07-29 astro-ph
Red clump distances to the inner Galactic structures
银河系最不为人所知的结构是它的中心区域，因为它的高度消光、拥挤以及沿视线方向的盘源和凸起源之间的混淆。我们展示了如何通过使用红团星作为距离指示器来强烈约束星系内部的结构和尘埃分布。本文介绍了利用剑桥红外巡天仪（CIRSI）对银河系内球进行深近红外巡天的结果。
2005-06-17 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Stars
通过OGLE项目获得的19个视场的$\sim 1 \times 10^6$恒星的色星等图显示了一个定义明确的凸起红色团块恒星的种群。我们发现在银经$l=\pm5°$处的红团簇星，其光度调整的视星等分布相差$\sim 0.4\; mag$。对观测到的光度分布差异的一个合理解释是，银河系的凸起是一个三轴结构，或者说是一个棒，它与视线的倾斜度不超过$45°$。在银河正经度上的那部分酒吧离我们更近。目前正在进行的工作是通过拟合红团区域各个领域的观测光度函数来模拟银河棒。初步结果表明，杆与视线的倾斜角可以小到$\sim20°$。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1995-08-01 astro-ph
Destruction of small-scale dark matter clumps in the hierarchical structures and galaxies
在标准宇宙学假设下，利用暴胀产生的原初涨落谱和层次聚类，计算了小尺度暗物质团簇的质量函数。我们考虑到在结构形成的早期阶段，从宇宙膨胀的团块脱离的时间开始的团块的潮汐破坏。在每个对数质量区间$Δ\log M\sim1$中，这些团块中只有一小部分（约0.1- 0.5%）存活于分层聚类阶段。幸存下来的团块可以在星系中通过潮汐与恒星的相互作用进一步分裂。我们进行了详细的计算的潮汐破坏团块的恒星在银河系的隆起和晕和银河系盘本身。结果表明，银河系盘提供了主导贡献的潮汐破坏的小规模的团块以外的隆起。所得结果对于计算银河系中的暗物质湮灭信号是至关重要的。
2006-02-24 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Giants
OGLE项目在银河系凸出部的12个区域获得的$\sim 7 \times 10^5$恒星的颜色星等图揭示了凸出部红团巨星的明确种群。我们发现，当红团簇星向银河系低层$l$场移动时，其视星等分布系统地变暗。对这一明显趋势最合理的解释是，银河系的凸起是一个棒，其最近的一端位于银河系的正经度。我们这个银河酒吧的颜色星等图的红色团块区域的所有领域的观测光度函数拟合。我们发现，几乎不管用于描述银河棒的3-D恒星分布的分析函数，由此产生的模型具有由$20-30°$的视线倾斜的主轴，轴比对应于$x_0:y_0:z_0=3.5:1.5:1$。这对银河棒模型的可能范围提出了强有力的限制。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1996-05-27 astro-ph
Population effects on the Red Giant Clump absolute magnitude, and distance determinations to nearby galaxies
红巨星团最近被认为是本星系群中星系的可靠距离指示器。我们重新讨论了依巴谷发现的本星系团与遥远星系中观测到的团星之间的系统星等差（DeltaM_I）问题。首先，我们提出了表格和方程与理论预测的团M_I作为年龄和金属丰度的函数，允许计算DeltaM_I为任何给定的星系模型。然后，我们详细解释是什么决定了星系中团块星的质量、年龄和金属丰度的分布。我们指出，在最近/正在进行的恒星形成的星系，星团星的年龄分布强烈偏向年轻（1-3 Gyr）的年龄，因此对更高的金属丰度。显然，这不会发生在以老恒星星族为主的星系中。我们构建了一个模型，显示产生的金属丰度，颜色和大小的分布，类似于那些来自光谱和依巴谷数据的本地集群。用Bulge、Magellanic Cloud和Carina dSph模式分析了这些系统的DeltaM_I值。我们展示了如何集群RR Lyrics数据很好地再现模型。然而，尽管如此，模型表明，从数据中推导出的线性Δ M_I与[Fe/H]关系并不普遍。最后，我们提供了修正后的丛距离的凸出，麦哲伦云，和船底座dSPH。最大的DeltaM_I值出现在麦哲伦云和船底座dSph，它们位于距离模0.2-0.3等处，比忽略群体效应的结果要长。相反，银河系隆起可能比以前基于红色团块的工作所指示的要稍微近一些（0.1等）。
2000-10-10 astro-ph
Photometric characterization of a well defined sample of isolated galaxies in the context of the AMIGA project
我们进行了详细的光度分析（膨胀盘酒吧分解和浓度不对称丛生CAS参数化）的孤立星系，从孤立星系的目录（Karachentseva 1973年）提取和重新评估形态的AMIGA项目的背景下定义良好的样本。我们专注于Sb-Sc形态类型，因为它们是孤立的旋涡星系中最具代表性的人口。假设隆起Sersic指数和/或隆起/总光度比是合理的诊断伪与经典的凸起，我们得出结论，大多数晚型孤立盘星系可能主机pseudoclugges，而不是经典的凸起。我们的银河系隆起和磁盘的参数化表明，伪隆起的属性是强烈连接到磁盘。这可能表明，伪凸起是通过内部过程中形成的磁盘（即长期演变），酒吧可能在其形成中发挥重要作用。虽然所研究的样品涵盖了一个狭窄的形态范围内，Sb和Sbc-Sc类型之间的一个明确的分离，观察到在各种措施，例如前者是红色，明亮，有更大的磁盘和更大的酒吧，更明亮的凸起，更集中，更对称，比后者更丛生。与样本的螺旋星系（在相同的形态范围内）选择没有隔离标准的比较表明，孤立的星系往往主机更大的酒吧，更对称，不太集中，少clueries。
2008-07-14 astro-ph
Variations of the Selective Extinction Across the Galactic Bulge - Implications for the Galactic Bar
提出了一种基于双波段光度学的选择消光系数的新方法。该方法使用红色团块星作为构造红化曲线的手段。我们将此方法应用于OGLE色星等图，以研究银河系球核不同部分的选择性消光的变化。我们发现，$A_{_V}/E_{_{V-I}}$系数是在误差范围内相同的$l=\pm 5°$ OGLE字段。因此，这些区域中红团星的消光调整视星等中的$\sim 0.37\;mag$差异（Stanek et al.~ 1994年，1995年）不能被分配到一个大规模的梯度的选择性消光系数。这加强了这种差异作为我们银河系中存在酒吧的指标的含义。然而，使用现有的数据，我们不能完全排除的可能性$\sim 0.2\;mag/mag$变化的选择性消光系数的大尺度上整个隆起。
1995-09-07 astro-ph
Galactic Bulge Microlensing Optical Depth from EROS-2
我们提出了一个新的EROS-2测量的微透镜光学深度朝向银河系隆起。在七个凸出季节中，对分布在凸出部$66 °^2$上空的$5.6\times 10^{6}$丛巨星的光变曲线进行了监测。发现了120个事件，其明显放大率大于1.6，爱因斯坦半径穿越时间在$5 {\rm d}<t_\e <400 {\rm d}$范围内。这是现存最大的丛巨星事件样本，也是第一个包含北银河系磁场的样本。在银河系纬度范围$1.4\degr<|b|<7.0\degr$中，我们发现$τ/10^{-6}=(1.62 \pm 0.23)\exp[-a(|b|-3 {\rm deg})]$和$a=(0.43 \pm0.16)°^{-1}$。这些结果与我们以前的测量结果，最近的测量结果的OKIO和OGLE-II组，和膨胀模型的预测是一致的。
2006-07-13 astro-ph
Spiral arms, bar shape and bulge microlensing in the Milky Way
利用非参数惩罚最大似然算法对去红的COBE/DIRBE L波段内星系图进行去投影，得到了一个新的内星系光度分布模型。该模型还受到某些球场中团簇巨星视星等（视线）分布的限制。一个重要的新功能是在磁盘中包含一个螺旋臂模型。螺旋臂使模型在天空中看起来更宽，因此我们的条比以前的八重对称模型更长。它们还导致了太阳内部更平滑的磁盘模型。酒吧的长度是接近的。3.5 Kpc及其轴比为1：（0.3-0.4）：0.3，与螺旋臂模型是4臂还是2臂无关。在平面上更大的伸长使得有可能重现所观察到的巨块分布。对于杆角，我们估计为15^o <= phi <= 30^o，最佳模型为20^o <= phi <= 25^o。我们使用我们的参考模型来预测一个微透镜光学深度图对凸起，归一化其质量所观察到的终极速度曲线。对于（l，b）=（3.9，-3.8）的丛巨源，我们发现tau_{-6}：=tau/10^{-6}=1.27，与Popowski等人给出的新的CNOO测量值相差1.8*sigma。对于（l，b）=（2.68，-3.35）的所有源，tau_{-6} =1.1，仍然与已公布的CNOO DIA值相差>3*sigma。这些tau_{-6}值在我们的模型中的离散度为10%。由于近红外模型很好地拟合了源的分布，因此将预测的光学深度增加>20%将是困难的。因此，测量到的巨星系团光学厚度的高值证明了银河系中存在一个接近最大的…
2001-10-16 astro-ph
The Nuclear Bulge of the Galaxy. III. Large-Scale Physical Characteristics of Stars and Interstellar Matter
我们分析了IRAS和COBE的DIRBE数据在2.2和240亩之间的中央500 pc的银河系的波长和推导出大规模的恒星和星际物质的分布在核隆起。为了正确地分解总表面亮度图和应用适当的消光校正，开发了银河系盘和凸起的模型。核膨胀看起来是一个独特的，巨大的盘状恒星和分子云的复合体，在大尺度上，相对于银河系中心对称。它与银河系隆起的区别在于其扁平的圆盘状形态，非常高的恒星和分子气体密度，以及正在进行的恒星形成。核凸起由位于中心的R^-2核星团、半径为230+-20 pc、标度高度为45+-5 pc的大型核星盘和同样大小的核分子盘组成。它的总恒星质量和光度分别为1.4+-0.6 × 10^9 M_sun和2.5+-1 × 10^9 L_sun。核隆起中的星际氢的总质量为2+-0.3 × 10^7太阳质量。核膨胀中的星际物质非常密集，约90%的质量包含在致密的大质量分子云中，体积填充因子仅为百分之几。这种极端的聚集性使得强大的星际辐射场能够穿透整个核膨胀，并解释了银河系中心相对较低的平均消光。此外，我们还发现了位于核隆起外的4 × 10^7 M_sun的冷而致密的物质，这导致了所观察到的中央分子区星际物质分布的不对称性。
2002-01-17 astro-ph
Mass Distribution and Bulge Formation in the Milky Way Galaxy
在第一部分，本文总结了最近的工作，银河系暗晕的质量和形状。第二部分回顾了银河系的大尺度结构，以及银河系内部主要由重子物质构成的证据。这与LCDM和MOND的预测进行了简要的比较。最后，一个总结给出的隆起形成的cluerous，气体丰富的磁盘，一个过程，可能会产生旧的，盘状，α-丰富的隆起类似于银河系的隆起。
2006-08-16 astro-ph
Gas Physics, Disk Fragmentation, and Bulge Formation in Young Galaxies
我们调查的恒星形成的气体丰富的磁盘的演变，使用3D化学动力学模型，包括暗晕，恒星，和一个两相星际介质与反馈过程的恒星。我们表明，星系的演化过程中沿着非常不同的路线取决于它是气体盘或恒星盘首先变得不稳定，作为测量各自的Q参数。这又取决于恒星形成的冷云成分的能量耗散的不确定效率。当冷气体有效地冷却并驱动不稳定性时，星系盘碎片并形成大量恒星和气体的团块。这些团块在几个动力学时间内螺旋形地到达星系中心，并在那里合并，形成一个强烈的星暴中的中央隆起部分。当冷云的动能以较低的速率耗散时，恒星以更静止的模式从气体中形成，并且不稳定性只在稍后的时间，当恒星盘的表面密度足够高时才开始。然后系统形成一个恒星棒，将气体引入中心，演化并形成一个凸起，其恒星是更长的恒星形成历史的结果。我们调查的稳定性的气体恒星盘在这两个制度，以及恒星形成率和元素富集。我们研究了不断发展的磁盘的形态，计算空间分辨的颜色从恒星的年龄和金属丰度的分布，包括尘埃吸收。然后，我们讨论了形态观测，如clusified结构和链星系在高红移的可能的签名破碎，富含气体的磁盘。最后，我们调查丰度比分布作为一种手段，以区分不同的情况下隆起的形成。
2003-12-04 astro-ph
On the Formation of Bulges and Elliptical Galaxies in the Cosmological Context
我们研究了热球状系统的形成框架内的情况下，星系形成和演化是有关的温和的质量聚集的历史和原始的角动量的原星系，都定义的宇宙学初始条件。我们探讨两种情况：（1）热球状系统是由恒星盘的动力学不稳定性形成的;（2）球状系统是在气体在离心平衡下落入盘之前的耗散坍缩过程中形成的。在前一种情况下，我们发现它与晚型星系的观测符合得很好，而在后一种情况下，与最近的说法相反，我们发现潮汐稳定性判据并不容易达到。在暗物质晕中耗散坍缩的气体应该是非常致密的，而且团块应该非常致密，以避免恒星形成单位的潮汐破坏。
1998-08-17 astro-ph
Near-IR properties of 24 Globular Clusters in the Galactic Bulge
本文给出了24个银河系球状星团的近红外色星等图和物理参数。在本文中，我们讨论了12个新的集群（出24）除了以前研究和出版的我们的小组的属性。该汇编包括测量集群红化，距离，光度金属，水平分支红团，红巨星分支形态（即平均脊线）和进化（即隆起和尖端）的功能。该汇编的电子版可通过万维网查阅，并将定期更新。
2006-12-11 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Is Interstellar Extinction Toward the Galactic Center Anomalous?
在OGLE-II微透镜搜索期间收集的银河系隆起的测光结果表明，对观测场的星际消光很高且不均匀。我们使用的平均I-波段的星等和V-I色的红色团块星作为星际灭绝的示踪剂对四个小区域的银河系隆起的高度可变的变红。对LMC中观察到的最红区域进行类似的测试。在Cardelli，Clayton and Mathis（1989，CCM 89）和Fitzpatrick（1999，F99）的消光曲线近似下，我们发现在银河系球核的色星等图（CMD）中，红团星位置的斜率明显小于符合标准消光定律（RV =3.1）的红化线的斜率。CCM 89近似的差异要大得多，另一方面，这表明LMC中控制场的斜率相同，与F99近似相反。我们讨论了可能导致所观察到的差异的系统性影响。朝向银河系凸起的异常灭绝似乎是最自然的解释。我们的数据表明，总吸收与选择性吸收的比值R_VI，一般在银河系隆起处比对应于标准消光曲线的值（R_V=3.1）小得多。然而，R_VI从一个视线变化到另一个。我们的结果解释了为什么Baade窗中的红团星和天琴座RR星在R_VI标准值下比当地星族的红。
2003-03-03 astro-ph
Galaxy Bulges at Mid and High-Redshift
膨胀是附近宇宙中星系的主要组成部分，也是区分和定义星系的主要特征之一。通过检查遥远的星系来寻找高红移的星系球，并研究星系球形成过程中的性质，可以直接探测星系球的起源。我们在这篇文章中回顾了在高红移的隆起的证据，以及如何通过各种方法，包括形态学，颜色和恒星质量的选择，研究隆起，我们可以确定何时以及如何组装这些系统。我们认为，大多数最大规模的“经典”的隆起是在z ~ 1.5 - 2的地方，并可能通过主要的合并很早就形成了。其他的，可能是质量较低的，通过长期的过程与它们的圆盘一起形成。直接观测表明，这两个形成过程正在发生，因为在z > 1时通常可以看到球状体，以及以发光漫射物体、团块星系和链星系形式出现的盘和螺旋星系。然而，凸起+磁盘系统是相对罕见的，直到z ~ 1，这表明这种结构组装发生相对较晚。
2007-09-28 astro-ph
Observations and modelling of a clumpy galaxy at z=1.6: Spectroscopic clues to the origin and evolution of chain galaxies
我们研究了红移为1.57的团簇星系的性质。在光学观测中，这个星系的形态主要是由8个恒星形成的团块所控制，并具有大多数团块星系和链星系的典型光度特性。它复杂的不对称形态使人们认为这个系统是几个最初分离的原星系的合并。我们在VLT UT 4上用SINFONI对该系统进行了H_α积分场谱分析。这些观测结果揭示了整个系统的大尺度速度梯度，但具有大的局部运动学扰动。利用一个富气盘碎裂的数值模型，我们发现，团块的相互作用和迁移可以解释所观察到的扰动旋转。另一方面，对于多重合并系统，不期望全局旋转。我们进一步发现，该系统遵循恒星质量与金属丰度，恒星形成率和大小的关系，预期在这个红移的磁盘，并表现出类似磁盘的径向金属丰度梯度，使内部磁盘碎片的情况是最有可能的。在这个原螺旋星云中，一个红色的金属中心集中区似乎是一个凸起。在同一视场中，一个红移为2.07的链状星系也显示出类似圆盘的旋转。这样的系统很可能是现在明亮的螺旋星系的祖先，通过团块迁移和分裂形成指数盘，并为它们的膨胀提供燃料。我们目前的研究结果表明，扰动的形态和运动学并不一定是星系合并和相互作用的标志，而可能是原始盘内部演化的结果。
2008-04-09 astro-ph
A Clumping Independent Diagnostic of Stellar Mass-loss Rates: Rapid Clump Destruction in Adiabatic Colliding Winds
热星风的聚集会显著影响质量损失率的估计、恒星的推断演化以及星风对环境的影响。通过对有团簇风的碰撞风双星（CWB）的流体动力学模拟，发现当碰撞风区（WCR）内的气流为绝热流时，对于合理的团簇参数，团簇在通过WCR的约束激波后迅速被破坏。尽管激波后气体的密度和温度波动很大，但相互作用的总体效果是使风中现有的结构变得平滑。在整个相互作用区域的平均值，所产生的X射线辐射非常类似于平滑风碰撞产生的辐射。X射线发射对成团的不敏感性表明它是一个很好的诊断恒星质量损失率在宽CWBs，并可能被证明是一个有用的补充现有的技术来推导质量损失率，其中许多是非常敏感的成团。在WCR，cluerous风也对各种现象有影响：由于超音速MHD湍流、多次激波的再加速和重连，粒子加速可能在整个WCR发生;对于非平衡电离和电子加热速率的研究，可能需要对WCR的特性进行统计描述;两股风的物理混合将得到加强，这似乎是触发尘埃形成的必要条件。
2007-03-23 astro-ph
Structure and Mass Distribution of the Milky Way Bulge and Disk
本文概述了银河系球和盘的结构参数，讨论了球微透镜观测的解释和由终极速度曲线和奥尔特极限确定银河系发光质量的问题。隆起是一个旋转棒，其共转半径约为4kpc。NIR圆盘具有短的刻度长度。测量的表面密度的本地磁盘是在很好的协议与预测的最大近红外磁盘模型的银河系。团簇巨源的微透镜光学深度的初步新值在最大近红外圆盘模型预测的$1.7σ$范围内，而所有源的光学深度仍然明显更高。这些结果意味着冷的暗物质不能在太阳半径内占主导地位。
2000-11-01 astro-ph
Bars, Spiral Structure, and Secular Evolution in Disk Galaxies
对星系棒的模拟和观测表明，它们通常不会演变成凸起，尽管最早的棒可能在很久以前形成凸起，当时星系更小，密度更大，气体更多。今天最高度进化的棒可能在哈勃时间内成为透镜。早期宇宙中的大多数星系都是非常致密的，有10^8-10^9兆太阳的蓝色团块，在颜色和大小上与附近孤立的场物体相似。在高红移处出现的蓝色和不规则的棒表明，一些棒主要是在伴随着巨大恒星爆发的气相中形成的，而不是像大多数模型那样在纯恒星盘中形成。总结了导致星系演化的长期和非长期过程。
2005-10-09 astro-ph
Sub-Galactic Clumps at High Redshift: A Fragmentation Origin?
我们研究了在高红移观测到的类似于链星系的团簇结构的起源。我们使用一个三维的化学动力学模拟描述的动力学恒星和两相星际介质，以及反馈过程的恒星。为了在冷云介质中进行高效率的能量耗散，最初的气体盘碎片化并发展出几个大质量的气体和恒星团。我们跟踪单个团块的演化，并确定它们的质量、金属丰度和速度。在磁盘碎片化之后的几个动态时间，团块合并形成一个巨大的凸起。计算HST和UBVRIJHKLM的颜色，包括星际尘埃的吸收，我们确定这个模型的HST图像的形态和颜色。在HDF中看到的几个奇特的形态结构可以很好地解释一个破碎的星系盘模型，包括链星系和由几个附近的结组成的物体。
2004-06-05 astro-ph
Gas fueling and nuclear disk formation in merging between a central black hole and a gas clump
数值研究了星系核中央数十pc质量为$10^6$ $-$ $10^7$ $M_{\odot}$的气体团与中心大质量黑洞（MBH）合并的动力学演化.我们发现，MBH的强潮汐引力场使初始的球形团簇转变为围绕MBH的中等厚度的气体盘（或环面）。发达国家的磁盘也被发现显示旋转，基本上是因为潮汐场有效地改变了轨道角动量的团块成固有的角动量的磁盘。此外，发现在$10^6$ yr的数量级内，团簇中大约百分之几的气体质量（对应于几个$10^5$ $M_{\odot}$）被转移到MBH周围的中心亚秒差距区域。因此，我们认为，气体团簇在MBH上的连续合并不仅与MBH周围核盘的形成密切相关，而且还可以为MBH提供气体燃料。
2000-12-14 astro-ph
From rings to bulges: evidence for rapid secular galaxy evolution at z~2 from integral field spectroscopy in the SINS survey
作为SINFONI在ESO VLT上的巡天观测的一部分，我们给出了高分辨、UV/光学选择的z~2恒星形成星系的Ha积分场光谱。我们的激光导星自适应光学和良好的看到的数据表明，存在湍流旋转的恒星形成环/磁盘，加上中央隆起/内部磁盘组件，其质量分数相对于总动力学质量似乎与[NII]/Ha通量比和恒星形成年龄成比例。我们认为，在z~2的大质量星系的中心盘和凸起的积累可以由早期长期演化的富气原盘驱动。高红移盘表现出大的随机运动。这种湍流可能部分是由沿着宇宙网细丝的快速冷吸积流中的引力能释放引起的。结果，动力学摩擦和粘性过程在<1 Gyr的时间尺度上进行，至少比z~0盘星系快一个数量级。因此，早期的长期演化驱使气体和恒星进入中心区域，即使没有重大的合并，也可以建立指数盘和大规模的凸起。长期的演化以及在高表面密度下恒星形成效率的提高也可能有助于解释在z~2的大质量星系中观察到的恒星形成的短时间尺度。
2008-07-08 astro-ph
3-D Simulations of the Chemical and Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
本文提出了一个银河系形成的三维流体动力学N体模型，并特别讨论了星系核团的形成。从宇宙学的初始条件出发，我们得到了一个与银河系性质相似的恒星系统。然后，我们分析了我们的模型中的核球星的化学和运动学性质，并找到与观测数据的定性协议。我们的模型的早期演化揭示了大多数球星形成于次星系合并（球星合并的组成部分）。由于合并引起的强烈的恒星爆发，这类恒星的金属丰度分布函数变得与观测到的一样宽。我们发现，另一组的凸起星形成后，在内部区域的磁盘（非合并组成部分的凸起星）。由于形成时代的不同，这组恒星的铁的主要来源与合并成分不同。合并和非合并成分中的铁主要分别来自II型和Ia型超新星。由于Ia型超新星喷发出的铁比II型超新星多$\sim$ 10倍，因此非合并成分的[Fe/H]往往高于合并成分的[Fe/H]，这扩大了金属丰度分布函数。从这些结果中，我们认为，银河系的隆起包括两个化学上不同的组件，一个已经通过亚星系团合并在原星系中迅速形成，另一个已经逐渐形成的内盘。
2003-01-21 astro-ph
Old and young bulges in late-type disk galaxies
摘要：我们使用HSTACS和NICMOS成像来研究九个晚型螺旋样本的结构和颜色。我们发现：（1）突起与花盘的鳞片长度相关，突起的颜色与内盘的颜色相关。我们的数据表明，一个趋势的凸起，以更丰富的金属比周围的磁盘，但没有简单的年龄金属丰度这些系统之间的连接;（2）一个大范围的凸起恒星星族的属性，特别是在恒星年龄。具体地说，在我们的样本中，大约一半的晚型凸起中，大部分恒星质量是最近产生的。因此，在相当一部分z=0的盘控星系中，星系球的形成是在盘的形成/吸积之后发生的;（3）在我们的样本中，大约一半的晚型星系球中，大部分恒星质量是在早期产生的;（4）即使是这些“老”的晚型星系球，也有相当一部分恒星质量是年轻的（er）c组分;（5）恒星年龄和恒星质量之间的膨胀相关性，在这个意义上，质量较大的晚型膨胀比质量较小的晚型膨胀更古老。由于星系的整体光度（质量）也与星系球的光度（质量）相关，看来星系质量不仅决定了星系球的组成部分，而且还决定了“何时”形成星系球。我们表明，动力学摩擦的气体丰富的磁盘中的大规模团块是一个合理的磁盘驱动模式形成的“老”晚型隆起。如果盘的演化过程是负责形成整个家庭的晚型凸起，CDM模拟需要产生类似数量的最初无凸起的磁盘，除了被观察到是无凸起的磁盘星系在z=0。
2006-10-20 astro-ph
Chain Galaxies in the Tadpole ACS Field
在蝌蚪星系的HST ACS场中，确定了69个链状星系、58个其他线性结构、32个正常边缘星系以及它们所有的大型恒星形成团块的颜色和星等。从与已发表的颜色演化模型的比较中推断出红移为0.5至2。线性星系没有像我们视野中的正常盘状星系那样的红色核凸起，但每个星系中的恒星形成团块具有大致相同的颜色和大小。沿着线性星系的光剖面往往是平坦的，不像正常星系的指数剖面。虽然最极端的线状物体看起来像串珠状的细丝，但它们都可能是边缘上的圆盘，将演化为哈勃类型的星系。缺乏指数分布要么是尘埃尺度高度与恒星尺度高度相当的结果，要么是本质上不规则的结构。星系的例子，可能是面对版本的线性星系显示。它们有一个不规则的团块状结构，没有中央隆起，团块的颜色和大小与线状结构相当。倾斜尘埃星系的星等和表面亮度的辐射转移解决方案表明，边缘上的磁盘应该变得更加突出的表面亮度的检测极限附近。边缘星系的表面亮度分布证实了这种选择效应。恒星形成区的质量比现代星系大得多，在kpc尺度下平均可达10^9 Msun。
2004-01-19 astro-ph
