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
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
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
Chemical evolution of bulges at high redshift
我们提出了一类新的流体动力学模型的形成的隆起（无论是大规模的椭圆星系或经典的隆起的螺旋），在其中，我们实现了详细的处方的化学演化的H，He，O和Fe。我们的研究结果暗示了在超新星驱动风的情况下，形成了一个由外向内的结构。居住在银河系核心的恒星星族的化学性质的积累非常快。因此，我们预测在第一个0.5 - 1 Gyr之后，质量-金属丰度和质量-[α/Fe]关系的演变都不显著。在这个框架中，我们解释了如何观察到的斜率，无论是积极的或消极的，在径向梯度的平均恒星[α/Fe]，和他们显然缺乏任何相关性与所有其他观测，可以出现作为一个结果之间的相互作用的恒星形成和金属增强的内部气体流动。
2007-09-05 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
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
A Near-Infrared Photometric Survey of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters and Nearby Bulge Fields
用J、H、K、2.2微米连续谱和CO滤光片记录了银河系内球状体中一个贫金属（[Fe/H] < -1.3）球状星团的图象。在（K，J-K）CMD上的上巨星分支的形状和颜色，结合RGB-尖端的K亮度，被用来估计每个星团的金属丰度，红化和距离。CO指数用于识别凸出星，如果不从数据中删除，它将使金属丰度和距离估计产生偏差。在每个簇附近也观察到凸出区域。虽然巴德窗和NGC 6273附近的低频比平均值要浅得多，但球巨星分支光度函数的斜率在大多数区域之间并没有变化。这些数据还表明，在整个凸起中，HB的含量可能并不均匀，从某种意义上说，在最接近银河系中心的区域中，可能会出现比平均数量更多的红HB星。
2000-08-25 astro-ph
Fluorine Abundances in the Milky Way Bulge
氟（19 F）丰度是从巴德窗中的6颗凸出红巨星样品中得出的。这些巨星的金属丰度是10倍，这是第一个定义19 F在凸起金属丰度的行为的研究。膨胀结果显示F/O随着氧的增加而增加。这一趋势与盘中发现的金属丰度相当的情况重叠，最富氧的凸起目标延伸了盘的趋势。盘中F/O的增加来自于渐近巨星分支（AGB）恒星和富金属沃尔夫-拉叶（WR）恒星通过恒星风的19 F合成。在这项研究中，最富氟的球巨星缺乏s-过程增强，这表明WR星比AGB星对球巨星中19 F的产生有更大的贡献。如果将氟的这一结果与先前发表的富含金属的球型恒星中O/Mg丰度比的总体下降相结合，则表明WR风在塑造球型恒星的化学演化中发挥了作用。本研究中的一颗恒星表现出非常低的F/O值，同时具有很大的O-丰度;这种化学混合物可以理解，如果这颗恒星是由贫金属的核心坍缩超新星富集的气体形成的，并且可能表明凸起的化学演化是不均匀的。
2008-04-08 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
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
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
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
Bending Instability of Stellar Disks: The Stabilizing Effect of a Compact Bulge
弯曲模式的饱和条件，在非均匀薄恒星磁盘，从色散关系的分析与来自$N$体模拟。在非均匀盘的中心区域，盘的强度储备对弯曲不稳定性的增长小于均匀层。的球形组件（一个黑暗的晕，凸起）示出具有稳定的效果。后者不仅取决于球形分量的总质量，而且还取决于向中心的质量集中程度。我们的结论是，在旋涡星系中存在一个紧凑的（不一定是大规模的）隆起可能被证明足以抑制弯曲扰动，增加磁盘厚度。我们的$N$ -体模拟证实了这一结论，在该模拟中，我们模拟了几乎平衡的演化，但不稳定的有限厚度磁盘中存在的球形组件。在相同的总质量的球形组件（暗晕+隆起）的最终磁盘厚度已被发现是远远小于在模拟中的集中隆起存在。
2004-12-02 astro-ph
Secular Evolution in Disk Galaxies: Pseudobulge Growth and the Formation of Spheroidal Galaxies
更新Kormendy & Kennicutt（2004，ARAA，42，603），我们回顾了星系盘的内部长期演化。一个后果是伪隆起的增长，这些隆起经常被误认为是真正的（合并形成的）隆起。许多假隆起是冷的、快速旋转的盘状结构。凸起具有指数n > 2的Sersic函数亮度轮廓;大多数伪凸起具有n <= 2。伪凸起的识别使得冷暗物质星系形成的最大问题变得更加尖锐：等级聚类如何能够制造出如此多的纯盘状星系，而没有合并建造凸起的证据？E.例如，在一个实施例中，巨大的Scd星系M101和NGC 6946的自转速度为V ~ 200 km/s，而核星团的速度色散为25 ~ 40 km/s。在距离我们8 Mpc的范围内，19个V > 150 km/s的星系中有11个没有经典核球的证据，而只有7个是椭圆星系或有经典核球。我们很难理解，没有凸起的星系是如何在合并历史的分布中形成一个静止的尾巴的。我们的第二个主题是环境的长期演变。我们确认，球状星系的基本平面（FP）的相关性，几乎是垂直的隆起和椭圆。球状体不是矮椭圆体。相反，它们的结构参数与晚型星系相似。我们认为，球状体是由内部过程，如超新星驱动的气体喷射和环境过程，如长期骚扰和冲压压力剥离改造的已故型星系。减去椭球体，椭圆星系和凸起的FP有小的散射。相对于这些，伪隆起更大且密度更低。
2008-10-14 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
Galaxy Merger Statistics and Inferred Bulge-to-Disk Ratios in Cosmological SPH Simulations
我们构建合并树的星系在宇宙流体动力学模拟中确定，并使用它们来表征预测的合并率作为红移，星系质量和合并质量比的函数。在z=0.3时，对于质量比为1：2的大质量星系（重子质量大于6.4E10 \Msun），平均每Gyr每个星系的合并率为0.054，而对于质量较低的星系，合并率仅为0.018 / Gyr。对于大质量星系样本，质量比分布与R_merg^-1.2成正比，因此高质量合并在总合并增长率中占主导地位。预测的速率随着红移的增加而迅速增加，并且与观测估计相当吻合。相当一部分星系在模拟过程中没有经历任何解析的合并，即使对于高质量样本，也只有50%的星系经历了大于1：4的合并，因为z=1。典型的星系因此有相当平静的合并历史。我们分配的膨胀盘比模拟星系的假设合并以上的质量比阈值R_主要转换成球状体恒星盘。当R_major为1：4时，我们得到了与观测到的早型分数对星系质量的依赖关系相当好的匹配。然而，预测的真正以膨胀为主的系统（f_bulge> 0.8）的比例很小，产生大量的膨胀为主的星系可能需要一种机制，在后期关闭气体吸积和/或额外的过程（除了主要的合并）来产生膨胀。
2005-09-15 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
New abundances of planetary nebulae in the Galactic Bulge
本文报道了对57个膨胀行星状星云（PN）的新观测结果和由此导出的化学丰度。加上我们以前的结果，总共分析了100多个天体，这些天体构成了在均匀条件下研究的最大的膨胀星云样本之一，包括设备和还原程序。在一般情况下，我们的数据显示出很好的协议与最近的一些结果在文献中，在这个意义上说，凸起PN的平均丰度是类似的磁盘对象，但表现出较大的分散。
2003-10-20 astro-ph
How to form bulges/ellipticals in dark halos as fast as central black holes?
引力在北大西洋流星系晕的尖端几乎是一个普适常数。在这个外部场内部，如果超过临界中心压力，等温气体球将坍缩并引发星爆。这样形成的球状恒星系统具有Sersic轮廓，满足Faber-Jackson关系。这一过程与观测到的星爆相一致。当气体坍缩受到中心BH辐射反馈的调节或抑制时，我们还恢复了M_BH与速度色散的关系。
2007-09-27 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
The chemical evolution of Manganese in different stellar systems
目标。模拟三个不同恒星系统中锰相对于铁的化学演化：太阳邻域，银河系核球和人马座矮球状星系，并将我们的结果与最近和均匀的观测数据进行比较。方法.我们采用了三个化学演化模型，能够很好地再现太阳附近，银河系隆起和人马座矮椭球的主要性质。然后，我们比较不同的恒星产额，以确定最好的一组匹配这些系统中的观测数据。结果我们计算锰在三个系统的演变，我们发现，为了同时重现[Mn/Fe]与[Fe/H]在银河系的凸起，太阳附近和人马座，Ia型SN锰产量必须是金属度依赖。结论.我们的结论是，三个系统中恒星形成的不同历史不足以重现[Mn/Fe]比的不同行为，与[alpha/Fe]的情况不同;相反，有必要调用金属依赖的Ia型SN Mn产额，正如McWilliam，Rich & Smecker-Hane在2003年最初提出的那样。
2008-07-09 astro-ph
Formation & evolution of the Galactic bulge: constraints from stellar abundances
我们计算的化学演化的银河系的形成的一个由内而外的模型的背景下，银河系的隆起。该模型包含来自大质量恒星的最新恒星产额。本文的主要目的是比较这个模型的预测与新的观察化学丰度比和金属丰度分布，以限制的形成和演变的隆起。我们计算了几个α-元素和铁的演变，并通过改变不同的参数，如恒星形成效率，初始质量函数的斜率和下降时间尺度进行了几次测试。我们还测试了采用来自大质量恒星的主要氮贡献的效果。在[Fe/H]的很大范围内，凸出部的[alpha/Fe]丰度比被预测为超太阳的，每个元素都有不同的斜率。这些预测与最近精确的丰度测定非常吻合。我们还发现一个很好的适合最近的凸出恒星金属丰度分布。我们的结论是，隆起形成于一个非常短的时间尺度上（即使时间尺度远短于约0.1 Gyr被排除在外），具有相当高的恒星形成效率，约为20 Gyr $^{-1}$，初始质量函数比太阳邻域和盘的其余部分更偏向于高质量（即x <= 0.95）。这里获得的结果比以前的结果更可靠，因为它们是基于非常准确的丰度测量。
2007-02-06 astro-ph
Self-Induced Formaton of Metal-Rich Globulars in Bulges?
综上所述，最新的关键观测假设：（i）在凸起中的老的富含金属的球状星团种群（MRGCPs）能够形成，由于本质上增加，自我（内部）诱导的恒星形成率（SFR）在主机，而星系合并发挥了额外的作用;（ii）在不规则的大质量星团种群（MSCPs）可能是年轻的，不太突出的对应物的老MRGCPs在球状体。
2003-09-19 astro-ph
Chemically Decoupled Nuclei in the Spiral Galaxies NGC 4216 and NGC 4501
利用6米望远镜对室女座旋涡星系NGC 4216和NGC 4501所获得的二维光谱数据，我们在这些星系中发现了化学性质不同的富金属核。在核和核球恒星星族年龄相等的假设下，星系核与其周围环境的金属丰度差估计为2倍。但我们也发现了NGC 4216的核和核球之间的年龄差异：年龄-金属丰度在图上分离（H-β，Mgb），（H-β，[MgFe]），和（H-β，$<Fe>$）导致原子核的年龄估计为80 - 120亿年，隆起的年龄为1.5 - 2倍;并且自洽的金属丰度差异估计是因子3。银河核中的太阳镁铁比表明，次级核恒星形成爆发的持续时间很长，产生了化学上不同的恒星子系统。对NGC 4216和4501中心的恒星和气体结构进行了详细的形态学和运动学分析，揭示了半径约为数百秒差距的环核恒星气体盘的存在，这些盘表现出快速的轴对称旋转，并且正好位于主星系盘的平面上。
1998-12-23 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
The stellar mass distribution in early-type disk galaxies: surface photometry and bulge-disk decompositions
我们提出了深B-和R-波段表面测光的21个星系的样本之间的S 0和Sab的形态类型。我们目前的径向配置文件的表面亮度，颜色，椭圆率，位置角和轴对称的所有星系的偏差，以及等照度和有效半径和总星等。我们已经将图像分解成来自球形凸起和扁平圆盘的贡献，使用交互式2D分解技术。我们详细研究了各种凸起和磁盘参数之间的关系。特别是，我们发现，我们的星系的凸起表面亮度分布范围从指数到德Vaucouleurs，Sersic形状参数n的平均值为2.5。与以前的研究一致，我们发现凸起强度分布的形状取决于亮度，更明亮的凸起具有更多的中心峰值光剖面。通过比较凸起中等照度线的椭圆率与外部盘主导区域的椭圆率，我们能够推导出凸起的内禀轴比q_b。平均轴比为0.55，均方根扩展为0.12。在我们的样品中，没有一个凸起是球形的，而在某些情况下，凸起可以像q_b = 0.3 - 0.4那样平坦。隆起的平坦化似乎与光度的耦合很弱，平均来说，更明亮的隆起比它们的低光度对应物稍微平坦一些。我们的发现是，大多数凸起都显着变平，并且强度轮廓比R^{1/4}浅，这表明由盘物质通过长期过程形成的“伪凸起”不仅发生在晚期螺旋星系中，而且是早期螺旋星系的常见特征。（节略）
2007-01-25 astro-ph
