Chemical Evolution of the Galactic Bulge
采用一个单区框架，与吸积的原始气体的自由落体时间尺度上，银河系核球的化学演化计算，假设（i）相应的快速恒星形成的时间尺度，和（ii）初始质量函数偏向于大质量恒星。我们在这里强调的不确定性与基础物理（特别是恒星核合成），以及这些不确定性是如何表现在预测的丰度比模式，在由此产生的当今银河系的膨胀恒星星族。
2006-11-29 astro-ph
Chemical abundances of planetary nebulae in the disk-bulge connection
本文报道了对位于银河系盘核界面的行星状星云样品的分光光度研究。这项工作的主要目标是确定银河系的距离，根据中间质量人口，凸起和磁盘的属性分开。为了得到这样的距离，新的丰度来自位于该地区的PN样本，并将结果与文献中的其他数据相结合。丰度分析表明，化学丰度分布类似于来自核球星，正如其他作者已经指出的那样。统计距离尺度，然后被用来研究整个磁盘隆起连接的化学丰度的分布。一个Kolmogorov-Smirnov测试被用来找到这些区域的化学性质更好地分离的距离，导致在2.9 kpc的最佳值来定义磁盘的内部限制。
2008-06-30 astro-ph
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge
电子温度，密度，离子和元素丰度的氦，氮，氧，氩，硫和氖的膨胀行星状星云的样本，其中间质量人口的代表。利用这些结果作为约束，银河系隆起的化学演化模型的开发。结果表明，最好的拟合是使用双入模型，其中第一个是原始气体的快速坍缩，第二个是缓慢的，并在第一幕期间由隆起本身喷出的物质富集。
2005-08-31 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Bulge as Derived from High-Resolution Infrared Spectroscopy of K and M Red Giants
我们目前的K和M红巨星成员的银河系膨胀来自高分辨率的红外光谱与凤凰摄谱仪双子座南。所研究的元素是碳、氮、氧、钠、钛和铁。在所研究的红巨星中C和N丰度的演化表明，它们的氧丰度代表了恒星诞生时的原始值。氧是通过[O/Fe]与[Fe/H]探测隆突化学富集时间尺度的优越元素。球内的[O/Fe]-[Fe/H]关系不符合盘的关系，[O/Fe]值高于盘的值。钛的行为也类似于氧对铁的影响。根据这些升高的[O/Fe]和[Ti/Fe]值延伸到大的Fe丰度，这表明，凸起经历了更迅速的化学富集比晕。此外，在那些Fe丰度最大的凸起目标中，[O/Fe]和[Ti/Fe]都有所下降，这意味着影响化学演化的另一个来源：可能是Ia型超新星。钠的丰度显着增加，在凸起的金属丰度增加，可能反映了从II型超新星的金属丰度依赖产量，虽然钠污染的H-燃烧在中等质量的恒星不能排除。
2006-07-17 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
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
Chemical Evolution Models of Ellipticals and Bulges
我们回顾了一些化学演化的椭圆星系和螺旋隆起的模型。特别是，我们专注于恒星形成的历史的椭圆和它们的化学性质的影响，如[α/Fe]与[Fe/H]，星系质量和视觉等。通过将模型与观测特性进行比较，我们可以限制这些星系形成的时间尺度。恒星星族的观测性质表明，质量较大的椭圆星系比质量较小的椭圆星系形成的时间更短，从这个意义上说，恒星形成速率和质量聚集速率，严格联系的属性，在质量最大的物体中更有效。观测到的真核球的性质似乎表明，它们与椭圆星系非常相似，而且它们形成的时间尺度非常短：对于银河系的核球，我们认为其形成的时间尺度为0.1 Gyr。这使我们得出结论，凸出部分是以一种完全独立于银河系圆盘的方式进化的。
2006-10-27 astro-ph
Oxygen abundances in the Galactic Bulge: evidence for fast chemical enrichment
目标：我们光谱特征的银河系隆起推断其恒星形成的时间尺度，相比其他银河系的组成部分，通过其个别恒星的化学签名。方法：我们推导出铁和氧丰度的50 K巨星在四个领域向银河系的隆起。目标星的高分辨率（R= 45，000）光谱是在VLT上用FLAMES-UVES收集的。研究结果：在6300 ° F的禁限线上测量到的氧，显示出[Fe/H]的明确趋势，其中[O/Fe]在膨胀型恒星中高于厚盘型恒星，而厚盘型恒星比薄盘型恒星的氧含量更高。结论：这些结果支持了一种情况下，隆起形成之前，更迅速地比磁盘，因此MW隆起可以被视为一个原型的老球体，与早期类型（椭圆形）星系的形成历史相似。
2006-09-05 astro-ph
Chemical similarities between Galactic bulge and local thick disk red giant stars
银河系膨胀的演化及其与其他银河系人口的关系仍然知之甚少。这种膨胀被认为是由合并驱动的经典膨胀，或者是内盘动力学不稳定性的产物。为了探索核球的恒星形成历史、初始质量函数和恒星核合成，我们对核球红巨星进行了元素丰度分析。我们还完成了对当地薄盘、厚盘和晕巨星的相同研究，以确定不同种群之间的化学差异和相似性。用双子座/凤凰号探测器获得了太阳附近19颗核球巨星和49颗比较巨星的高分辨率红外光谱。所有恒星都有相似的恒星参数，但金属丰度范围很广。一个标准的1D局部热力学平衡分析得出的C，N，O和Fe的丰度。对球、晕、薄盘和厚盘星的均匀和微分分析确保了系统误差最小化。我们确认了当地薄和厚磁盘之间的[O/Fe]（在给定的金属丰度）的既定差异。对于调查的元素，我们发现没有化学的区别之间的凸起和当地厚盘，这是在以前的研究依赖于文献值在太阳附近的盘矮星。我们的研究结果表明，凸起和局部厚盘经历了类似的，但不一定共享，化学演化历史。我们认为，它们的形成时间尺度，恒星形成率和初始质量函数是相似的。
2008-04-25 astro-ph
CO line width and the black hole -- bulge relationship at high redshift
最近有人提出用CO线宽（FWHM（CO））代替高红移类星体宿主星系的核球速度色散（$σ$），由此得到的黑洞-核球（$M_{BH}-σ$）关系与局域宇宙中的$M_{BH}-σ$关系有很大的不同.在这项研究中，我们首先提出了一个调查之间的相关性的CO线宽和核球速度色散使用的33个附近的塞弗特星系的样本。我们发现，在以前的研究中采用的公式，$σ=\rm{FWHM(CO)}/2.35$，一般不是一个很好的近似。当CO谱线窄于400 $km s^{-1}$时，使用它可能会大大低估膨胀速度离散度的值。通过引入银河系倾角$i$作为附加参数，我们得到了倾角校正后的CO谱线宽度与核球速度色散之间的紧密相关关系，即$\rm {FWHM(CO)}/\sin i=-67.16\pm80.18+(3.62\pm0.68)σ$ .利用这个新的关系，我们可以更好地估计从CO线宽度的星系倾角是已知的，如果隆起的速度色散。我们将这个新的关系应用于9个具有CO谱线探测的高红移类星体，发现当它们的倾角在$15^o$附近时，它们与局域$M_{BH}-σ$关系是一致的。高红移类星体的可能较小的倾角是优选的，因为它们相对更大的检测可能性，并且与具有类似分子气体总量的高红移亚毫米星系（SMG）相比，它们相对较小的CO线宽也是一致的。需要进一步的观察来证实这些结果。
2007-02-05 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Disk and Bulge
IAU第164届会议关于恒星星族的特邀评论。银河系为检验星系形成和演化的理论提供了一个独特的机会。对银河系中恒星的空间分布、运动学和化学丰度的研究使人们能够解决与这次会议有关的具体问题，例如银河系是什么时候组装的？这是一个持续的过程吗？银河系的合并历史是怎样的？
1994-12-19 astro-ph
Chemical evolution of Seyfert galaxies
我们计算了塞弗特星系的化学演化，居住在螺旋隆起，基于更新的银河系隆起模型与更新的计算银河系的潜力和反馈的中央超大质量黑洞（BH）在球面近似。我们按照椭圆星系逆风情况下的恒星形成效率和凸起尺度长度的比例，跟踪了质量$2\times 10^{9}-10^{11}M_{\odot}$凸起的演化。我们成功地再现了观测到的BH质量和宿主核球质量之间的关系，以及观测到的峰值核辐射热光度。观察到的金属过剩很容易实现，以及恒定的化学丰度与红移。
2007-09-03 astro-ph
Evolution of chemical abundances in Seyfert galaxies
我们计算了螺旋凸起托管塞弗特核的化学演化，基于更新的化学和分光光度演化模型，我们的银河系的凸起，作出预测的其他量测量塞弗特，并模拟了本地凸起的测光。化学演化模型包含了对银河势和来自中心超大质量黑洞反馈的详细计算，分光光度模型涵盖了广泛的恒星年龄和金属丰度。我们跟踪了质量范围为10 ^9 - 10^{11} M太阳的星系核球的演化，方法是在椭圆星系的逆风情况下缩放恒星形成效率和星系核球尺度长度，并考虑中央超大质量黑洞上的爱丁顿有限吸积。我们成功地再现了观测到的黑洞-宿主核球质量关系。所观察到的核辐射热光度只在高红移或最大质量的凸起处重现;在其他情况下，在z = 0时，再生机制是必要的。在大多数情况下，黑洞的反馈在触发银河风方面并不重要。观测到的高恒星形成率和金属过剩很容易实现，以及红移和膨胀的化学丰度的恒定性。如果我们将恒星IMF的指数从x=0.95改变到x=1.35，这些结果不会受到影响;相反，为了再现颜色-星等关系和当前的K波段光度，需要更陡峭的IMF。
2007-10-22 astro-ph
Colors of Luminous Bulges in Cluster MS1054-03 and Field Galaxies at Redshifts z ~ 0.83
使用HST图像，我们分离的鼓状（pbulge）和盘状（pdisk）的组件的71个星系在丰富的星系团MS 1054 -03和21个在外地。我们的关键发现是，发光pbulges是非常红色的restframe U-B ~ 0.45，而预测的颜色是蓝色的0.20马格。此外，这些非常红色的颜色似乎是独立的环境，pbulge光度，pdisk颜色，和pbulge分数。这些结果挑战了任何等级星系形成的模型，这些模型预测遥远的（z ~ 0.8）光场和星系团凸起的颜色会有所不同。我们的发现也不同意其他说法，即30%至50%的明亮的凸起和椭圆在z ~ 1是非常蓝的（U-B < 0）。
2005-10-27 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts.II. Nuclear, disk and global colours in the Groth Strip
我们分析了中等红移盘星系核区的颜色，目的是获得0.1 < z < 1.3时星系核球和盘的相对年龄的经验信息。我们的工作与视直径有限的母样本的248个星系从HST格罗斯带调查。我们采用保守的标准，以确定隆起和潜在的前兆，目前的隆起的基础上核表面亮度超过指数分布的外部。我们测量膨胀的颜色楔形配置文件上的半短轴上打开，并将它们与磁盘和全球星系的颜色进行比较。对于60%的星系与凸起，休息帧核颜色分布显示红色的序列，是很好地适应被动演化模型的各种年龄，而其余的40%分散向蓝色。相比之下，没有中心亮度过剩的星系显示出典型的恒星形成群体的颜色，并且缺乏红色序列。我们还看到，在本机宇宙中，大多数短轴的颜色轮廓是负的（向外更蓝），并且相当温和，表明核颜色与盘颜色没有明显的不同。这一点在比较核、球和盘的颜色时得到了证实：这些颜色显示出很强的相关性，对于任何中央亮度突出的凸起值。与红色序列凸起颜色的合成模型的比较表明，这种红色凸起已经停止形成恒星的时代早于观测前的~ 1 Gyr。核和盘的颜色之间的相关性和小的颜色梯度暗示在一个交织的恒星形成的历史隆起和磁盘：可能，我们的大多数红色隆起形成的过程中，截断恒星形成的隆起没有破坏磁盘。
2008-07-18 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
The Black Hole Mass - Galaxy Bulge Relationship for QSOs in the SDSS DR3
本文研究了斯隆数字巡天第三版数据中类星体的黑洞质量与宿主星系速度色散之间的关系。我们推导出黑洞的质量从宽β线宽度和连续光度，和隆起恒星的速度色散从[OIII]窄线宽。在更高的红移，我们使用MgII和[OII]代替Hbeta和[OIII]。当红移z < 0.5时，我们的结果与邻近星系的黑洞质量-核球速度色散关系相符合.对于0.5 < z < 1.2，这种关系似乎显示了红移的演化，因为凸起对于它们的黑洞来说太小了。然而，我们发现，这种明显的趋势的一部分可以归因于观测偏差，包括Malmquist偏差涉及类星体光度。考虑到这些偏差，我们发现~0.2 dex演化的黑洞质量膨胀速度色散关系现在和红移z ~ 1。
2006-12-20 astro-ph
SPH simulations of the chemical evolution of bulges
我们已经实现了一个化学演化模型的并行AP3M+SPH DEVA代码，我们用来执行高分辨率的螺旋星系形成的模拟。它包括使用Qij矩阵形式主义的SNII和SNIa的反馈。我们还包括一个扩散机制，传播新引入的金属。气体冷却速率取决于其具体成分。我们研究了恒星星族的结果凸起找到一个潜在的情况下，他们似乎是由两个人口：一个老的，金属穷人，$α$丰富的人口，在一个多块的情况下形成的模拟开始和一个年轻的，由缓慢吸积的卫星或气体，可能从磁盘由于不稳定性。
2007-09-06 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts. I. Samples with and without bulges in the Groth Strip Survey
我们的目标是定义一个样本的中间z盘星系窝藏中央隆起，和一个补充样本的盘星系没有可测量的隆起。我们打算提供这两个样品的颜色配置文件，以及测量核，磁盘和全球的颜色，这可能会被用来限制相对年龄的凸起和磁盘。我们选择了一个直径有限的样本的星系图像从HST/WFPC 2 Groth带调查，这是分为两个子样本的更高和更低的倾角，以评估尘埃的作用的措施量。合并是视觉识别和排除。我们特别注意控制椭圆机的污染。膨胀样本的定义与标准的基础上核表面亮度超过向内外推的指数律拟合到星系的外部区域。我们提取的颜色配置文件的半短轴上的磁盘中的灰尘的影响最小，并测量核颜色在0.85千秒差距的中心超过这些配置文件。圆盘的颜色是在长轴剖面上测量的;全局颜色是从2.6”直径的孔径中获得的。我们获得了一个包含248个星系的母样本，这些星系具有已知的红移，光谱或光度，跨度为0.1 < z < 1.2。膨胀子样本包括54个星系（占总数的21.8%），而没有可测量膨胀的子样本占总数的55.2%（137个星系）。其余的（23%）是由合并组成的。我们列出了核，磁盘，和全球的颜色（观察和restframe）和幅度（表观和绝对），以及星系的颜色梯度的样品和没有隆起。我们还提供两种样品的图像、彩色图、光谱能量分布图、长轴表面亮度分布图和短轴颜色分布图。
2008-07-20 astro-ph
A Look At Three Different Scenarios for Bulge Formation
在本文中，我们提出了三个定性不同的方案隆起形成：一个长期的演化模型，在磁盘和经历几个中央星暴后形成的隆起，一个原始的崩溃模型，其中隆起和磁盘的形式同时，和早期的隆起形成模型，其中隆起形成之前，磁盘。我们将我们的模型归一化到de Jong & van der Kruit（1994）和Peletier & Balcells（1996）的局部z = 0观测值，并与高红移观测值进行比较。我们认为，模型预测直接涉及到膨胀到磁盘的属性。正如预期的那样，长期演化模型在所有红移下都预测了较小的膨胀-盘比和更蓝的膨胀颜色，尽管数据中的不确定性目前太大，无法在模型之间进行强烈区分。
1998-12-10 astro-ph
Chemical Abundances and Dust in Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
我们提出中红外斯皮策光谱的11个行星状星云在银河系隆起。我们推导出氩，氖，硫，氧的丰度，他们主要使用红外线通量结合一些光学线通量从文献中。由于隆起处的高消光，红外光谱使我们能够更准确地确定某些元素的丰度，这比以前单独使用光学数据更准确。在行星状星云中氩和硫的丰度（在大多数情况下还有氖和氧）给出了它们的祖先恒星形成时星际介质的丰度;因此这些丰度提供了关于行星状星云形成和演化的信息。Bulge行星状星云的丰度平均略高于盘状星云，但它们并不遵循盘状行星状星云的趋势，从而证实了Bulge和盘状星云演化的差异。此外，与盘状星云相比，凸出行星状星云显示出特殊的尘埃性质。富氧尘埃特征（结晶硅酸盐）在所有膨胀行星状星云的光谱中占主导地位;这种特征在盘状星云中更为罕见。此外，富碳尘埃特征（多环芳烃）出现在我们样本中大约一半的凸出行星状星云中，这很有趣，因为这种双重化学在整个银河系中相对罕见。
2008-03-12 astro-ph
An Empirical View to the Early Chemical Evolution of Bulge/Disk Galaxies
根据星系团中测量的经验金属产率，可以推断，在星系演化的早期，核球恒星星族产生了$\sim 10^9\msun$的金属，至少是今天核球总金属含量的5倍。有人认为，早期的星系风从恒星爆发的隆起已经预先丰富了它周围的一个广阔的地区，这些金属能够丰富到$\sim 1/10$太阳的原始材料的顺序$5\times 10^{11}\msun$。从经验证据表明，隆起出现在盘之前，可以推断银河系盘是由这种预先富集的物质形成的，这解释了太阳附近缺乏金属的恒星，即所谓的“G矮星问题”。高红移观测现在能够有效地探索宇宙的$1.2\lsim z\lsim 3$区域，当盘形成和形态分化可能已经发生。
2001-11-05 astro-ph
The black hole mass of low redshift radiogalaxies
利用黑洞质量与邻近椭圆星系整体性质（球壳光度和恒星速度色散）之间的两个经验关系，推导了低红移射电星系中心黑洞（M_BH）的质量。利用最新测定的黑洞质量的不活跃的早期类型的星系，我们表明，隆起光度和中心速度色散几乎同样相关（类似的散射）与中心黑洞质量。将这些关系应用于两个大型的同质射电星系数据集，我们发现它们的黑洞质量范围在~ 5 × 10^7 ~~ 6 × 10^9太阳质量（平均<LogM_BH>~8.9）之间。发现M_BH与凸起的质量（M_bulge）成正比。比值M_BH/M_bulge的分布的平均值为8x 10 ^{-4}，并显示与相关误差预期一致的散点。与先前的声明不同，在M_BH（或M_bulge）和5GHz的无线电功率之间没有发现显著的相关性。
2002-12-06 astro-ph
Rapid formation of exponential disks and bulges at high redshift from the dynamical evolution of clump cluster and chain galaxies
许多高红移的星系都有特殊的形态，主要是10^8-10^9 Mo kpc大小的团块。使用数值模拟，我们表明，这些“团块集群”可能会导致在重力不稳定的原始磁盘碎片。在不到1 Gyr的时间里，星系团的形成、迁移、分裂以及与星系盘的相互作用使这些星系从最初的均匀星系盘演化为具有指数或双指数星系盘轮廓和中央凸起的规则螺旋星系。内指数是初始圆盘的大小，外指数是由旋臂和团块扭矩甩出的物质。一个核黑洞可能会在每个团块的致密核心内生长的更小的黑洞的凸起同时形成。在我们的模型中的团块的属性和寿命是一致的观察在高红移星系的团块，在我们的模型中的恒星运动是一致的观察到的速度分散和缺乏有组织的旋转链星系。我们认为，剧烈不稳定的盘是螺旋星系形成的第一步。相关的星暴活动给出了一个很短的时间尺度为初始恒星盘形成。
2007-08-02 astro-ph
Luminous compact galaxies at intermediate redshifts: progenitors of bulges of massive spirals ?
14个发光致密星系的VLT光谱显示出强的金属吸收线系统和窄而强的发射线。它们的气体消光很大（Av ~ 1.5等），导致它们的恒星形成率（SFR）向上修正为平均值~ 40 Mo/年。大的消光值也支持在一个领域的ISO观察到的大检测率。LCG中的气体金属丰度约为太阳值的一半。我们认为，LCG是今天的螺旋隆起的祖先。LCG的质量和光浓度与现在的凸起相似。与现今的星系凸起一样，LCG恒星的丰度范围很广。因此，观测LCG使我们能够直接见证大质量星系形成的一个重要阶段，即在盘形成之前形成隆起。供给观测到的恒星形成所需的气体很可能是从星系的外围落入，从相互作用的伴星系中被潮汐拉出来。一些LCG也显示了盘形成开始的证据。如果上述情况适用于大多数LCG，我们估计至少有20%的现今旋涡星系在相对较近的时期形成了它们的大部分恒星，在过去的8-9 Gyr期间，红移小于~ 1。由于它们的红移很大，我们预测它们的红外光度相对较大，大约为Lir = 10^11 Lsun，即接近或略低于ISO在相同红移范围内探测到的星系的光度。考虑到综合红外光度的LCG星系人口可以导致一个显着的向上修订的宇宙SFR密度的红移范围从0.5到1。
2000-11-10 astro-ph
High resolution infrared spectra of bulge globular clusters: The extreme chemical abundances of Terzan 4 and Terzan 5
利用Keck II上的NIRSPEC摄谱仪，我们获得了高度红化的球状星团Terzan 4和Terzan 5的红外中阶梯光谱，覆盖了$1.5-1.8 μ\rm m$范围。这些星团之所以令人感兴趣，是因为泰山4中的蓝色水平分支与非常低的金属含量相一致，而泰山5被认为可能是已知银河系中金属含量最丰富的球状星团。我们报告的第一个详细的丰度分析，在这些集群中的恒星，我们发现[Fe/H]=--1.60和-0.21德克斯泰山4和泰山5，分别证实了一个大的金属丰度分布在凸起，以及在银河系的晕。我们在Terzan 4中发现了$\rm [α/Fe]\approx+0.5$ dex，在Terzan 5中发现了$\rm [α/Fe]\approx +0.3$ dex，这与在凸起中的场星中发现的结果一致。增强的$α-$元素丰度也与快速化学富集一致，最有可能是II型SNe。最后，我们测量非常低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C $\le10$的比率在所有的巨星，确认额外的混合机制，由于{ \it冷底加工}发生在沿RGB的演变。
2004-05-08 astro-ph
The Evolutionary History of Galactic Bulges: Photometric and Spectroscopic Studies of Distant Spheroids in the GOODS Fields
我们报告的第一个结果的一项新的研究，旨在了解的多样性和遥远的星系凸起的演化历史的背景下，现在完善的纯球状星系的趋势。为此，我们在GOODS场中分离出了红移范围为0.1<z<1.2的137个旋涡星系的核球。使用成熟的光度技术，我们确定的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）的磁盘和凸起组件在我们的样品。与早期利用孔径颜色的工作一致，远距离凸起显示出比被动进化种群更广泛的光学颜色范围。为了量化解释这一结果所需的最近恒星形成的数量，我们使用DEIMOS摄谱仪来确保我们样本中相当大一部分的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的遥远的隆起的基本面与球状星系在类似的红移范围。膨胀与总光度之比（B/T）>0.2的旋涡星系的膨胀显示出与纯球状体非常相似的演化模式，因此所有M>10^{11}Msun的球状体的恒星星族都是均匀的年龄，这与高红移（z_f<~2）时恒星形成的单一大爆发相一致，而M<10^{11}Msun的凸起则一定有更近的恒星质量增长（自z~1以来质量增长了约10%）。虽然进一步的数据跨越更广泛的红移和质量是可取的，惊人的相似性之间的组装历史的凸起和低质量的球状体是很难调和的图片，即大多数大型凸起的形式主要是通过长期的过程中的螺旋星系。
2007-11-02 astro-ph
Nuclear Black Hole Formation in Clumpy Galaxies at High Redshift
高红移星系中的大质量恒星团相互作用并迁移到中心，形成一个膨胀和指数盘<1 Gyr。在这里，我们考虑的命运，中等质量的黑洞（BH），可能形成的致密的年轻星团的这些磁盘块的恒星合并。我们发现，黑洞向内移动的团块，并达到内部几百秒差距，只有几个轨道时间。在那里，它们可以通过动力学摩擦合并成超大质量黑洞。黑洞质量与盘团中恒星质量的比值近似地保持在黑洞与球核质量的最终比值中。由于单个星系团的这个比值估计为~10^{-3}，因此得到了观测到的BH与凸起的质量比。我们还获得了BH质量和球的速度色散，是兼容的观测现今的星系之间的关系。
2008-05-15 astro-ph
Bulge Building with Mergers and Winds
重力成簇和耗散气体过程都参与了球隆的形成。在这里，我们提出了一个简单的经验模型，通过可见的伴星系的引力吸积组装的隆起材料。假设合并导致恒星暴，我们表明，由此产生的风可以足够强大，他们自我调节吸积。一个准平衡吸积过程自然会导致膨胀密度和尺寸之间的柯门迪关系。风是否足够强和足够长的时间来创造准平衡，必须用观测来检验。为了说明模型，我们用它来预测代表性的参数依赖的恒星形成的历史。我们发现，膨胀建设活动的峰值附近的红移2，尾巴都较高和较低的红移。
1999-03-24 astro-ph
Abundances in the Galactic bulge: results from planetary nebulae and giant stars
我们对银河系核球化学演化的理解需要测定巨星和行星状星云（PNE）大样本的丰度。我们讨论PNE丰度在银河系的隆起，并比较这些结果与文献中提出的巨星。我们提出了最大的，高质量的数据集，可用于PNE在银河系的凸起方向（内盘/凸起）。为了比较的目的，我们还考虑了一个样本的PNE在大麦云（LMC）。我们以一致的方式推导出所研究的所有Pne的元素丰度。通过比较丰度的凸起，内盘，和LMC，我们确定的PN祖细胞的演变过程中没有被修改的元素，可以用来跟踪凸起的化学富集的历史。然后，我们比较了PN丰度与隆起场巨星的丰度。在核球的金属丰度，我们发现，O和Ne的丰度接近的值为星际介质在PN祖形成的时间，因此这些元素可以被用来作为示踪剂的核球化学演化，以同样的方式作为S和Ar，预计不会受到核合成过程中的PN祖的演变。PN氧丰度分布向低值移动了0.3 dex，相对于巨星给出的分布。Ne和S也出现类似的变化。我们讨论了可能的原因，这种PNE巨星的差异，并得出结论，这可能是由于系统误差的丰度推导中的巨人或PNE（或两者）。我们对在化学演化研究中使用绝对丰度提出重要警告。
2008-12-02 astro-ph
Can Mira Variables Tell us the Chemical Abundances in Stellar Systems?
一个周期金属丰度关系富氧米拉来自球状星团适用于类似的变量在银河系隆起。由此得到的膨胀核的金属丰度分布与K巨星的结果符合得很好。这表明，Miras周期是金属丰度分布的有用指标，至少在旧系统中，如银河系凸起。对于像LMC这样的系统，情况还不清楚。
1999-11-20 astro-ph
Oxygen abundance in local disk and bulge: chemical evolution with a strictly universal IMF
经验微分氧丰度分布（EDOD）推导出两个不同的样本，涉及太阳附近（SN）厚盘，薄盘，晕，和隆起的恒星的子样本。假设SN厚盘与薄盘的质量比在0.1-0.9范围内，则通过对质量进行加权来确定SN厚盘+薄盘的EDOD。非均匀模型的SN厚盘，SN薄盘，SN厚+薄盘，SN晕，和隆起的化学演化计算假设瞬时循环近似。EDOD数据拟合，在可接受的程度上，由他们的TDOD同行提供（一）仍然未被检测到，低氧丰度薄盘星存在，和（ii）一个单一的氧过剩的明星是从薄盘子样本。在任何情况下，（假设幂律）恒星初始质量函数（IMF）是普遍的，但气体可以被抑制，或增强，形成恒星在不同的速度相对于选定的参考情况。包含严格通用IMF的模型（即，相对于选定的参考情况，气体既不被抑制也不被增强，形成恒星）也可以重现数据。一个严格普遍的IMF的存在使得类似的化学富集的活动（即正在经历恒星形成）区域内放置在不同的环境，但增加的可能性，一个区域是活跃的通过SN晕到SN厚+薄盘，SN薄盘，SN厚盘，和隆起。在此基础上，认识到不能排除SN厚+薄盘作为一个整体的化学演化。
2009-06-04 astro-ph
On the Origin of Stars in Bulges and Elliptical Galaxies
我们调查的恒星组成的凸起和椭圆星系的CDM范式使用半分析模型预测。根据恒星的起源，我们认为球状恒星是由两个主要组成部分组成的，{ \it合并}和{ \it静止}。合并的组成部分是在主要合并期间由驱动到中心的气体形成的，而静止的组成部分是在气体盘中形成的，并在主要合并期间稍后添加到球体。质量比$M_C=3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$大的星系在其球状体中平均只有15%的合并成分，而较小的星系可以达到30%。合并分量随着红移的增加而增加，因为合并涉及更多的气体。然而，我们没有发现合并气体分数以上$ \sim 40 %$的残余质量。一般来说，气体分数是合并发生时的红移和残骸质量的递减函数，质量越大的残骸气体分数越小，合并成分也就越小。这种趋势与星系的环境无关，环境的唯一影响是质量小于$M_C$的星系在稠密环境中的合并分量略大。对于质量大于$M_C$的星系，其膨胀中的恒星比例大于50%。我们发现，大多数恒星的星系质量大于$M_C$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
The Black Hole-Bulge Relationship in QSOs
我们使用类星体发射线的宽度来检查的黑洞质量σ关系作为红移的函数，并扩展到更大的质量的关系。星系核中的超大质量黑洞与宿主星系的隆起密切相关。黑洞的质量M_BH随核球的光度和核球恒星的速度色散σ_* 而增加。这种相关性起源的一个重要线索是观测确定M_BH -σ_* 关系作为宇宙时间的函数的演化（如果有的话）。类星体的高光度为研究大红移提供了可能。我们从连续光谱的亮度和宽的H β线的宽度以及窄的[O III]线的宽度导出黑洞质量。我们发现，射电宁静类星体符合已建立的M_BH - sigma_* 关系，直到M_BH值为100亿太阳质量，在红移为$z \approx 3$时，关系没有明显的变化。这些结果与超大质量黑洞的生长和大质量凸起同时发生的观点是一致的。
2002-10-02 astro-ph
The 6dF Galaxy Survey: a low-redshift benchmark for bulge-dominated galaxies
6dF星系巡天提供了一个非常大的星系样本，并对舔线指数和速度色散进行了可靠的测量。该样品可用于探索质量与年龄、金属丰度和[α/Fe]等恒星星族参数之间的相关性。从这样一个分析的初步结果在这里，并表明，年龄和金属量显着的反相关的被动和恒星形成的星系。被动星系的质量和金属丰度之间以及年龄和α-元素过剩之间有很强的相关性，这两者结合在一起，产生了年龄和质量之间的缩小关系。对于老被动星系，不同通带内M/L随质量和光度的变化趋势不同，这是由于各通带内质量-金属丰度关系对光度的不同影响所致。未来的工作与此样本将检查基本面的膨胀为主的星系和环境之间的关系的影响恒星星族参数和质量。
2008-01-05 astro-ph
Evolution in the black hole mass-bulge mass relation: a theoretical perspective
我们探索的超大质量黑洞和宿主星系的星系人口的增长使用千年运行LCDM模拟加上星系形成的模型。我们发现，如果星系合并的主要驱动力都隆起和黑洞的增长，那么在最简单的图片，人们应该期待的mBH-mbulge的关系，以发展与红移，一个更大的黑洞质量与一个给定的隆起质量在较早的时间相对于今天。这一结果是独立的发展中的冷气体分数的星系人口。演化产生于星系盘在合并过程中的破裂，在低红移时，星系盘对凸起的质量贡献比早期更大。对于黑洞的人口来说，没有可比较的增长模式。因此，这种效应产生了mBH-mbulge关系的演化，这种演化是由凸起质量的增长而不是由黑洞驱动的。
2006-05-06 astro-ph
Bulges and disks in the Host Galaxies of low redshift 3CR Sources: a near-IR view of their radial brightness profile
分析了z<0.3的3CR射电源的宿主星系的近红外光度剖面和光度参数，探讨了它们的物理性质。我们的样本包括82个星系，其中22个（27%）是FR Is，60个（73%）是FR II。使用近红外数据与NICMOS船上的哈勃太空望远镜和从地面与国家伽利略望远镜，我们发现，光度分布是非常好的描述了一个单一的Sersic定律在52%的情况下，其余的对象（48%），它是必要的，包括指数分布，这可能表明存在的磁盘。星系的平均球盘光度比为（b/d）~ 1.1。子样本的光度参数的分析表明，FR的Is和FR的IIs显示相当相似的凸起的有效表面大小，有效半径，和Sersic指数。另一方面，FR I和FR II主机中的磁盘平均显示不同的属性。中心表面的亮度较暗，尺度长度比FR II大2倍。我们还使用两种不同的方法估计了与每个星系相关的黑洞质量，这两种方法声称黑洞质量（M_BH）与红外隆起光度（L_bulge）和Sersic指数（n）之间存在紧密的相关性。我们的数据表明，通过这两种方法获得的质量显示出高的分散性，通过L_bulge获得的M_BH系统地高于使用n获得的质量（约3倍）。这一结果可能反映了这样一个事实，即对于我们的样本星系，我们没有发现L_bulge和n之间的任何相关性。
2006-12-29 astro-ph
Chemical Abundances of Planetary Nebulae in the Bulge and Disk of M31
我们推导出15个行星状星云（PNe）在M31的丰度和中心恒星参数：12在隆起和3在一个磁盘领域14千秒差距的核心。没有一个单一的丰度值可以表征核球星：虽然样本的丰度中位数与大麦哲伦星云中的PNe相似，但丰度的分布范围要宽好几倍，跨度超过10年。在我们的样品中没有一个PNE接近于M31的超富金属（[Fe/H] ~ +0.25）膨胀的预期，尽管在Stasinska，Richer，& Mc~Call（1998）的样品中有几个PNE接近。这种[O/H]与[Fe/H]的差异可能是由于多种因素的结合，包括富金属恒星无法产生明亮的PNe，光度选择效应，以及M31凸起的丰度梯度。我们表明，PNe是接近明亮的极限[OIII] 5007行星状星云光度函数（PNLF）跨度近十年的氧丰度，因此，支持使用PNLF推导距离星系（1996年）不同的金属丰度。我们还确定了中央恒星质量和PN尘埃形成之间的相关性，部分证明了PNLF最大星等对人口年龄的任何依赖。此外，我们确定了一个空间紧凑的组5 PNe具有异常高的O/H，这个小组可能会出现从最近的合并，但速度信息需要评估的对象的真实性质。
1998-12-09 astro-ph
Formation and evolution of the Galactic bulge: constraints from stellar abundances
我们提出的化学演化的银河系的内部形成模型的背景下，银河系隆起的结果。超新星驱动的风也包括在与椭圆星系的类比中。化学丰度比和金属丰度分布的新观测已被用来检查模型的结果。我们证实了以前的研究结果，隆起形成在一个非常短的时间尺度上，具有相当高的恒星形成效率和初始质量函数更偏向于高质量比一个适合太阳附近。可能需要一定数量的大质量恒星的原生氮来重现低金属丰度和中等金属丰度的氮数据。
2006-11-21 astro-ph
A Theoretical Interpretation of the Black Hole Fundamental Plane
我们研究的起源和演化之间的相关性的超大质量黑洞（BH）和它们的宿主星系使用模拟的主要星系合并，包括气体耗散，冷却，恒星形成，BH吸积和反馈的影响。我们证明了模拟预测BH“基本面”（BHFP）的存在，其形式为M_BH sigma^（3.0+-0.3）*R_e^（0.43+-0.19）或M_BH M_bulge^（0.54+-0.17）*sigma^（2.2+-0.5），类似于观测发现的关系。模拟表明，BHFP可以大致理解为BH质量和球体结合能之间的倾斜的内在相关性，或反馈耦合的条件，以动力压力驱动的流出。虽然晕圈圆速度、合并轨道参数、祖盘红移和气体分数、ISM气体加压和其他参数的变化可以驱动例如固定M_bulge处的sigma的变化，并且因此驱动M_BH-sigma或M_BH-M_bulge关系的变化，但是BHFP是鲁棒的。在高红移下，对于给定的M_bulge，R_e有减小的经验趋势，BHFP预言，在固定的M_bulge下，黑洞的质量会更大，这与最近的观测结果很好地吻合。在给定的M_bulge下，合并残余物的结构性质演变为较小的R_e和较大的sigma（因此较大的M_BH，保存BHFP），这是由这样一个事实驱动的，即在高红移下，凸起的祖先具有特征性的较大气体分数。采用观测到的盘气体组分随红移的演化，我们的模拟预测了观测到的Re（M_bulge）和M_BH（M_bulge）的变化趋势。
2007-07-26 astro-ph
Bulges
我们通过多相多区演化模型模拟了星系核球的演化，以及选定的外部旋涡星系核球的演化。我们解决了几个问题，在星系演化计划和凸起的恒星星族的性质的凸起的作用。我们提供的化学丰度和光谱指数的问题，两个主要的观测约束，隆起结构的解决方案。
2000-03-01 astro-ph
Stellar Populations of Late-Type Bulges at z=1 in the HUDF
我们结合哈勃超深场（HUDF）图像和深GRism ACS计划河外科学（GRAPES）棱镜光谱的特殊深度，探索属于晚型星系在z=0.8-1.3的34个凸起的恒星星族。根据GRAPES光谱中存在明显的4000 A断裂，并通过目视检查HUDF图像来选择样品。HUDF图像用于测量凸出颜色和Sersic指数。对星系中心附近的GRAPES数据进行窄范围提取，使我们能够研究这些晚型星系中凸起的光谱，最大限度地减少星系盘的污染。我们利用4000 A附近的低分辨率（R~50）光谱能量分布（SED）来估计红移和恒星年龄。的SED与银河系化学演化模型进行比较，以确定恒星质量，并表征年龄分布。我们发现：（1）晚型球的平均年龄约为1.3 Gyr，恒星质量在log（M）=6.5-10太阳质量范围内。(2)晚型星系团比早型星系团更年轻，红移也相似，而且没有随年龄变化的趋势，这意味着恒星形成的时间更长。(3)这些晚型星系的球壳和内盘显示出相似的恒星星族;（4）晚型球壳更适合用指数型表面亮度轮廓拟合。从GRAPES数据中得出的整体图像是，在z=1的晚型星系中，通过长期演化形成凸起，通过由内而外的过程形成盘。
2008-09-18 astro-ph
Submillimeter Evidence for the Coeval Growth of Massive Black Holes and Galaxy Bulges
在附近星系中发现的黑洞质量和恒星核球质量之间的相关性意味着这两个组成部分的形成必须是相关的。在这里，我们报告亚毫米测光的八个X射线吸收的活动星系核的光度和红移特性的来源，产生大量的吸积光度在宇宙中。红移最高的四个源在850微米处被探测到，通量密度在5.9到10.1毫扬斯基之间，因此是超亮红外星系。这些结果表明，球状体中的大多数恒星都是在它们的中心黑洞通过吸积积累大部分质量的同时形成的，这解释了在局部宇宙中观测到的大质量黑洞的人口统计。与红移的亚毫米波检测的倾斜率是一致的，在射电安静的活动星系核，类似于射电星系中看到的恒星形成的高红移时代。
2002-02-05 astro-ph
Formation of Bulges
通常被认为是星系的球状组成部分的凸起有着复杂的谱系。大规模的隆起通常是红色和旧的，但较低的质量隆起有更广泛的颜色分散，可能与磁盘的颜色。这表明不同的形成情景。我将回顾可能的形成序列的隆起，描述不同的签名，区分这些情况下，并讨论高红移宇宙的影响。
1998-12-02 astro-ph
Evolution of morphology in the Chandra Deep Field South
我们研究了星系的形态在钱德拉深场南使用ACS多波长数据从大天文台起源深调查和524光谱红移从VIMOS VLT深调查完成2874光度红移计算COMBO-17多色数据。休息帧B-带使得有可能区分两种形态类型的不对称浓度图：凸起和盘为主的星系。静止帧颜色指数$B-I$被发现是非常相关的形态分类：完全膨胀为主的星系比盘为主的星系更红。然而，颜色使我们能够区分一群微弱的蓝色膨胀主导星系（$B-I<0.9$），其性质仍然不清楚。使用从$z\sim0.15$到$z\sim1.1$的休息帧B带分类，我们量化了形态类型比例随红移的变化。我们的大样本使我们能够计算亮度函数的每一个形态类型的休息帧B波段。膨胀占主导地位的人口被发现是复合的：一方面是红色（$(B-I)\_{AB}>0.9$），明亮的星系，这似乎增加了密度向低红移。另一方面，蓝色的，紧凑的，暗淡的膨胀主导的星系，强烈的红移演变。
2005-09-16 astro-ph
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
A Brief History of Star Formation and Chemical Enrichment in the Bulge of the Milky Way
观测银河系隆起的恒星含量可以为解释遥远星系的观测提供重要的指导方针，特别是了解它们的恒星含量和演变。在这个简短的概述中，我将首先强调最近的一些工作，这些工作是针对测量恒星形成的历史和银河系中央几个秒差距的化学成分。这些观测结果表明，在过去的1亿年里，中心区域的恒星形成经历了一个阶段性的历史，发生了几次爆发（例如Blum et al. 1996 b）。Ram 'ırez等人（1998）对该区域的发光M星进行的高分辨率光谱观测，通过直接测量铁谱线，得到了接近太阳的[Fe/H]值。然后，我将介绍我的同事和我自己正在进行的一个项目的一些结果，该项目的目标是描绘银河系中央100秒差距的恒星形成和化学富集历史，即“内凸”。从新的光度数据，我们得出结论，有一个小的增加，平均[Fe/H]从巴德窗口的银河系中心，并推导出近太阳值的恒星在中心地区。对于距离银河系中心大于1 $^{\circ}$的径向距离，我们无法找到比巴德窗中的恒星明显年轻的可测量恒星群。在1 $^{\circ}$内，我们发现了许多发光的M巨星，它们很可能是不超过一两个Gyr前的恒星形成事件的结果。
1998-12-02 astro-ph
The chemical evolution of dynamically hot galaxies
我们使用先前发表的行星状星云的氧丰度来研究M32、M31和银河系的凸起以及矮球状星系NGC 205、NGC 185、人马座和天炉座的化学性质。我们的主要结果是，所有这些星系的平均恒星氧丰度与它们的平均速度色散非常好地相关。这意味着II型超新星的能量输入和引力势能之间的平衡控制着在膨胀、椭圆和矮椭球体中化学演化的程度。似乎一旦超新星注入足够的能量形成银河风，化学演化就停止了。所有的星系都遵循一个单一的氧丰度和光度之间的关系，但矮球状体有系统地比其他星系更高的[O/Fe]比。因此，动态热星系不共享一个共同的恒星形成历史，也不需要他们共享一个共同的化学演化，尽管达到类似的平均恒星氧丰度时，形成类似的恒星质量。氧丰度支持先前的迹象表明，在更高的光度椭圆和凸起的恒星形成的时间尺度比他们的同行在较短的发光系统。我们校准Mg $_2$指数动态热星系作为观测年龄和氧丰度的函数，使用平均氧丰度的行星状星云和最好的年龄估计可用于恒星在M32和隆起的M31和银河系。
1998-09-24 astro-ph
Na-O Anticorrelation and HB. VI. The chemical composition of the peculiar bulge globular cluster NGC 6388
本文对特殊的核球球状星团NGC 6388中的红巨星进行了高分辨光谱的LTE丰度分析。使用ESO VLT 2和多目标FLAMES设施的UVES摄谱仪拍摄了七个成员的光谱。我们排除了这个星团中任何内在的金属丰度分布：平均而言，[Fe/H]=-0.44+/-0.01+/-0.03 dex，在本系列论文的尺度上，其中第一个误差条是指单个星到星的误差，第二个是相对于星团的系统误差。在高温下参与氢燃烧的元素显示出很大的扩散，超过了分析中估计的误差。特别是，Na和O，Al和Mg对是相互关联的，而Na和Al在NGC 6388中的巨星之间是相互关联的，这是迄今为止在所有星系球状星团中观察到的典型模式。NGC 6388中的恒星显示出过量的α-过程元素，类似于在双球星团NGC 6441中发现的。在NGC 6388中发现Mn丰度不足，与任何金属丰度的星系团所显示的平均丰度比一致。中子捕获元素的丰度在NGC 6388内均匀分布;[Eu/Fe]比高于在类似金属丰度的场星中发现的值。
2007-01-08 astro-ph
Origin of Bulges
在这篇评论中，只从它们的恒星星族的性质来深入了解凸起的起源。首先回顾了银河系核球恒星星族年龄的证据，然后讨论了M31核球的情况。然后说明了凸起和椭圆星系的相似性，推断凸起的起源和椭圆星系的起源问题很可能是同一个问题：即银河系球状体的起源。在这种情绪下，目前的证据有关的年龄大部分恒星星族的早期型星系进行审查，无论是低，以及高红移星系，以及集群以及场椭圆。所有报告的证据都认为，银河系球状体中的大部分恒星都是在高红移下形成的，只有少量的后期增加和对环境的依赖性很小。在最后，更投机的部分，试图评估如何目前的形成情况可以解释这一观测证据。本文还简要讨论了球状体在宇宙恒星形成和金属富集历史中的作用。最后，提出了一些关键问题，这些问题的答案可能有助于我们进一步了解银河系球状体的形成和演化。
1999-02-07 astro-ph
The hierarchical build-up of bulges in CDM
我们调查的层次建立的标准$Λ$ -冷暗物质的情况下，在凸起的恒星。通过将星群分为两类：一类是伴随着球状体在主要合并中形成的恒星爆发（{ \it starburst}成分），另一类是先前在祖先星系盘中形成的恒星（{ \it starburst}成分），然后通过动力学相互作用加入球状体。我们的研究结果总结如下：早期形成的凸起有较大的星爆分数，因此应该小于后来形成的对应部分。在凸起的静止分数是一个增加的函数的凸起质量，成为恒定的$M_{\rm{q}}/M_{\rm{bul}} \sim 0.8$，主要是由于卫星星系的贡献盘星的凸起。较小的合并是一个数量级更频繁的比主要合并，必须发挥重要作用的演变隆起。在临界质量$M_{\rm{c}}\sim 3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$以上，宇宙中的大多数恒星都是球状体，在高红移时，它们完全是椭圆星系，而在低红移时，它们部分是凸起的。由于星系在高密度环境中的演化增强，相对于场星系，$M_{\rm{c}}$以下的星暴分数和凸起的表面质量密度应该增加。在今天的早期型螺旋星系的大规模隆起的形成过程中的耗散是不太重要的，比今天的椭圆星系的形成相同的质量，从而解释可能的螺旋星系和椭圆星系之间的相空间密度的差异。
2007-09-03 astro-ph
Evolution of Active Galaxies: Black-hole Mass - Bulge relations for Narrow Line Objects
Mathur（2000）提出窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）可能是处于早期演化阶段的活动星系。为了验证这一假设，我们计算了NLS 1样本的黑洞（BH）质量和宿主星系的核球质量。我们发现NLS 1 s星系的平均黑洞与球核质量比明显小于正常的Seyfert星系。我们还发现，BH质量的比率，隆起速度分散也显着较小的NLS 1。BH增长的情景是我们的首选解释，尽管讨论了其他解释。假设黑洞随着吸积而增长，辐射效率为0.1，那么它们将需要大约$3.3\times 10^8$年的时间才能变得和正常的塞弗特1星系一样大。这些时间尺度与Haehnelt，Natarajan & Rees（1998）计算的类星体时间尺度$t_Q$小于约$4.5\times 10^8$年的理论估计一致。因此，对低红移NLS 1的研究提供了一个强大的，并且由于它们的接近性相对容易的方式来理解高红移类星体及其演化。
2001-04-16 astro-ph
Hierarchical build-up of galactic bulges and the merging rate of supermassive binary black holes
星系隆起的分层堆积应该会导致气体吸积和超大质量黑洞合并的混合，从而形成今天的超大质量黑洞。黑洞质量和恒星速度色散之间的紧密关系，因此是一个强有力的论据，说明合并中的星系凸起中的超大质量黑洞确实合并了。否则，引力弹弓对超大质量黑洞的弹射将导致这种关系的过度散射。在高红移时，大质量黑洞双星的合并可能是由光学明亮的类星体活动标志的主要合并中的气体吸积驱动的。如果像Kauffmann & Haehnelt（2000）模型中假设的那样，大质量黑洞只能通过v_c > 100 km/s的深星系势阱中的气体直接坍缩有效地形成，那么LISA预计，在0 < z < 5的红移范围内，大质量双黑洞合并的事件速率约为0.1-1 yr^{-1}。然而，如果超大质量黑洞的分级堆积扩展到具有明显更浅的势阱的前星系结构，则事件发生率可能高达10-100年^{-1}，并且将由红移z > 5的事件主导。
2003-07-22 astro-ph
Origin of the Black Hole Mass - Bulge Velocity Dispersion Relation: A Critical Surface Density For Disk Accretion
结果表明，如果气体通过盘吸积到中心超大质量黑洞上仅在表面密度σ>= 10 g/cm ^2时有效，那么黑洞质量-星系核球速度色散关系（Tremaine et al 2002）自然得到证实，在等级结构形成理论的背景下，该关系中的适度色散也是如此。在这个模型中，这种关系预计不会随着红移而演变。
2006-10-02 astro-ph
