Star Formation in Bulges from GALEX
早型星系，被认为是大的凸起，近年来被紫外卫星GALEX发现有一个比无聊的恒星形成历史更长的历史。最大的凸起，最明亮的星系团，似乎相对没有年轻恒星。但是较小的凸起，正常的椭圆星系和椭圆星系，在它们的紫外线通量中经常显示出最近恒星形成的明确迹象。在体积有限的样品中，这种紫外线明亮的凸起的比例攀升到惊人的30%。螺旋的凸起遵循类似的趋势，但更大的部分显示出当前和最近恒星形成的迹象。最后讨论了这一现象对凸起形成和演化的意义。
2007-09-05 astro-ph
Young Stellar Nuclei in the Lenticular Galaxies. I. NGC 1023 and NGC 7332
利用特殊天体物理天文台6米望远镜的多光瞳场摄谱仪对附近的两个透镜星系NGC 1023和NGC 7332的中心部分进行了二维光谱分析，结果发现它们的化学解耦恒星核比周围的凸起要年轻得多：NGC 1023和NGC 7332的核恒星星族的平均年龄分别为70亿年和25 +/-0.5亿年。Seifert和Scorza（1996）对NGC 7332以及我们对NGC 1023进行的形态分析表明，在NGC 1023和NGC 7332中分别存在着半径分别为80 pc和400 pc的核周星盘;可能，中间年龄的恒星星族与这些结构有关。
1999-04-20 astro-ph
Metallicity distribution of bulge planetary nebulae and the [O/Fe] x [Fe/H] relation
本文比较了银河系和M31核球区不同行星状星云样品的O/H金属丰度分布。O/H丰度转换成[Fe/H]金属丰度的理论[O/Fe] x [Fe/H]的关系，无论是在凸起和太阳附近。结果发现，这些关系意味着偏移的[Fe/H]丰度的一个因素高达0.5德克斯的隆起星云。系统误差的O/H丰度建议的一些最近的重组线工作，ON循环和统计的不确定性是无法解释所观察到的偏移，这表明所采用的关系的凸起可能高估了相对于铁的氧增强。
1999-10-27 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
Testing the universal stellar IMF on the metallicity distribution in the bulges of the Milky Way and M31
我们测试是否通用的初始质量函数（UIMF）或整合星系IMF（IGIMF）可以用来解释的金属丰度分布（MD）的巨人在银河系的隆起。我们利用一个单一的区域化学演化模型开发的银河系隆起的背景下，由内而外的模型形成的银河系。我们检查了是否有可能通过强制UIMF将产量限制在$80 M_{\sun}$以上，并要求所得MD与观察到的MD匹配。我们还将分析扩展到M31的核球，以研究星系核球之间IMF的可能变化。影响恒星演化的几个参数（恒星形成效率、气体流入时间尺度）是变化的。我们表明，这是不可能令人满意地再现所观察到的金属丰度分布在两个星系的隆起，除非假设一个平坦的IMF（$x \leq 1.1$）比普遍的。我们认为，有必要假设IMF在各种环境中的变化。
2007-02-01 astro-ph
Age and metallicity gradients in the Galactic Bulge - A differential study using HST/WFPC2
长期以来，人们一直认为银河系凸起是一个很古老的恒星星族。然而，最近一些基于HST WF/PC-1和WFPC 2对银河系隆起恒星的观测的研究得出结论，老年人口可能不会超过总数的30%。其他使用HST/WFPC 2对“膨胀”球状星团和场星的差分研究发现，膨胀的年龄与星系晕相当。所有这些研究中的一个复杂之处是存在大量的恒星，它们模仿年轻的核球，但它们可能是，而且通常被认为是，前景盘星，它们的红化和距离分布恰好模仿年轻的核球。我们显示，使用HST/WFPC 2的两个领域的明星在隆起和两个“隆起”和一个“磁盘”球状星团（NGC 6528，NGC 6553，和NGC 5927），恒星解释为年轻的颜色星等图中的计数实际上是前景盘星。因此，我们确认巴德窗中的大部分球场星是古老的。然而，从我们的数据中不能排除年轻的富金属人口的存在。我们还测试了年龄和金属丰度梯度使用CMD的富金属球状星团作为经验等时线和Baade的窗口和SGR-I窗口之间的金属丰度差<0.2 dex。
2000-02-05 astro-ph
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in OGLE-2007_BLG-349S
我们提出了一个基于高色散和高信噪比凯克光谱的非常高度微透镜的银河系隆起矮星OGLE-2007-BLG-349 S的丰度分析，Teff ~ 5400 K。在获取光谱时的放大率范围为350至450。这颗球星的金属丰度非常高，[Fe/H] = +0.51 \pm 0.09 dex。26种元素的28种元素的丰度比可以在光谱中检测到。特别是，没有证据表明任何α-元素，包括O和Mg的增强。我们的结论是，在这颗恒星中看到的高[Fe/H]，当与之前对另外两颗也是微透镜的银河系凸起矮星的详细丰度分析中得出的同样高的[Fe/H]相结合时，意味着银河系凸起中的金属丰度中值非常高。因此，我们推断，许多以前的估计的金属丰度分布在银河系的隆起大大低估了平均铁金属丰度，由于样本的偏见，并提出了这样的候选机制。如果我们的猜想被证明是有效的，它可能是必要的，以更新校准的算法所使用的许多团体来解释光谱和宽带光度的综合光非常富含金属的老恒星星族，包括发光的椭圆星系。
2008-04-08 astro-ph
Age and Metallicity Distribution of the Galactic Bulge from Extensive Optical and Near-IR Stellar Photometry
我们提出了一个新的测定银河系核球恒星星族的金属丰度分布，年龄和光度函数。通过结合来自2 MASS调查的近红外数据，来自ESO NTT的SOFI成像仪和HST上的NICMOS相机，我们能够构建颜色-星等图（CMD）和光度函数（LF），从渐近巨星分支（AGB）和红巨星分支（RGB）尖端到$\sim 0.15 M_\odot$具有较大的统计数据和较小的光度误差。这是迄今为止获得的最广泛和最完整的LF星系核球。类似的近红外数据的磁盘控制领域被用来从前景盘星的核球CMD净化，从而设置更强的约束核球的年龄，我们发现是一样大的银河系球状星团，或$\gsim 10$陀螺。没有发现任何年轻恒星星族的踪迹。在与观测数据的比较中，我们构造了合成CMD来模拟测光误差、混合、微分红化、金属丰度色散和深度效应的影响。通过结合ESO/MPG 2.2米望远镜宽视场成像仪的近红外数据和光学数据，构造了一个磁盘净化的$(M_K,V-K)$ CMD，并通过与经验RGB模板的比较，用于推导凸起金属丰度分布。凸起的金属丰度被发现在太阳值附近的峰值，与太阳的急剧截止，并朝着较低的金属丰度，不明显低于[M/H] $\sim-1.5$延伸的尾巴。
2002-10-30 astro-ph
Metallicity Analysis of MACHO Galactic Bulge RR0 Lyrae stars from their Lightcurves
我们目前的2690 RR 0天琴座恒星的金属丰度观测对银河系隆起的CAMO调查领域。这些[Fe/H]值基于经验校准关系，该关系使用光变曲线的傅立叶系数，精确到约0.2 dex。在我们的样本中，大部分的RR 0天琴座恒星位于银河系隆起，但255 RR 0星与人马座矮星系。我们发现，属于银河系隆起的RR 0型天琴座恒星的平均金属丰度[Fe/H] =-1.25，金属丰度范围从[Fe/H] = -2.26到-0.15不等。人马座矮星系RR 0星的平均金属丰度较低，[Fe/H] = -1.55 \pm 0.02，内禀色散为0.25 dex，与球核相似。金属丰度和银河系中心距离之间存在相关性，在某种意义上，对于贫金属RR 0天琴座恒星（[Fe/H]< -1.5 dex），平均而言，恒星离银河系中心越近，其金属丰度越高。然而，对于富含金属的RR 0型天琴座星（[Fe/H] > -1.2 dex），这种趋势则相反。利用天琴座RR型恒星的平均星等，我们搜寻了银河系棒的证据，并找到了棒的边缘证据。没有一个强大的酒吧表明，RR天琴座在隆起代表一个不同的人口比大多数的隆起恒星，这是富含金属，是一个酒吧的一部分。
2008-09-09 astro-ph
Metallicity of Red Giants in the Galactic Bulge from Near-Infrared Spectroscopy
我们目前的K波段光谱的超过110 M巨星在银河系的核球领域内部的-4度和接近0.2度的银河系中心。根据这些光谱中三个特征的等效宽度，EW（Na）、EW（Ca）和EW（CO），我们计算了恒星的[Fe/H]，校准来自球状星团Stephens et al（2000）。每个区域的平均值[Fe/H]与Frogel等人（1999）基于巨分支法斜率的结果非常一致。我们发现没有证据表明金属丰度梯度沿短轴或长轴的内部隆起（R < 0.6千秒差距）。一个金属丰度梯度沿短轴，发现较早，出现时，字段位于较大的银河半径包括在内。然而，这些更遥远的领域位于COBE/DIRBE观测所定义的红外凸起之外。我们计算了内部凸起的[Fe/H]分布，发现平均值为-0.21 dex，全宽色散为0.30 dex，接近Sadler等人（1996）在Baade窗口（BW）中发现的值，也接近Molla等人（2000）对耗散坍塌形成的凸起的理论预测。
2000-03-08 astro-ph
Are the Bulge C-stars related to the Sagittarius dwarf galaxy? II. Metallicity -- a link with the Galactic disc
Azzopardi等（1991，A&AS 88，265）碳星（Ng 1997，A&A 328，211）的光度估计值分别修正为Z~0.004和~0.1 Gyr。在碳星位于与人马座矮星系相关的距离的假设下，恒星的广泛速度色散只能解释为它们是在人马座矮星系最近穿越银河平面时由银河系物质形成的。
1998-08-07 astro-ph
Metallicity distribution of bulge globular clusters in M31
本文给出了19个球状星团（或候选星团）在M31中心区投影的3600-5400角积分谱，r ≤ 5.3弧分（约1.2kpc）。我们检查这些对象的集群性质，并得出它们的年龄，金属丰度和红化。从最初的样本中，有16个物体被证明是真正的星团，两个是银河系矮星，一个是高红移背景星系。只有两个集群被发现是超级金属丰富，这表明这种现象并不常见。对于某些星系团，我们不能排除它们处于中间年龄的可能性;这需要通过对钙三重态的观测来证实。我们还提出了这个中央隆起样本的金属丰度直方图，并讨论了可能的情况下，以解释其属性。
1998-02-20 astro-ph
Host Galaxy Bulge Predictors of Supermassive Black Hole Mass
各种宿主星系（隆起）的参数进行检查，以确定其预测能力，在确定质量的超大质量黑洞（SMBH）在星系中心。基于一个23个邻近星系的样本，包括椭圆星系和螺旋/透镜状凸起，我们确定了一个强烈的相关性之间的凸起引力结合能（$E_g$），跟踪的恒星光剖面，和SMBH质量（$M_{\bullet}$），这样$M_{\bullet} \propto E_g^{0.6}$。这种关系的离散性表明，对于椭圆星系子样本，这与速度色散（$σ$）一样是$M_{\bullet}$的强预测因子。改进的质光比，获得与IFU光谱学和I波段测光的SAURON集团，被用于这些样本星系在可用的地方，导致在能量预测具有相同的斜率，但减少了散射。替代$M_{\bullet}$预测，如引力势和隆起的质量也进行了探讨，但这些被发现是劣质的隆起的引力结合能和隆起的速度色散预测相比，为整个星系的样本。
2007-05-08 astro-ph
The Luminosity-Metallicity Relation for Bulges of Spiral Galaxies
获得了28个旋涡星系球核的光学积分谱。通过对每个星系应用适当的孔径大小，盘星光的不可避免的污染已经被小心地最小化，并设置为总恒星光的$\sim$ 1/7。该样品涵盖了广泛的隆起光度和形态。Mg $_2$指数显示出与球丘内禀光度的紧密相关性，类似于椭圆星系已知的关系，并且在较暗的星等上有所扩展。其他特征如CaIIK、CN、G带和TiO也显示出与隆起光度相似的变化趋势。相反，Fe 5270和Fe 5335铁线显示出恒定的等效宽度-在一定的分散度内-对于所有凸起。一个简单的应用程序的恒星星族合成模型表明，镁应该是最增强相对于铁在最明亮的凸起。就结构参数而言，凸起确实与椭圆在基本平面上占据相同的区域。总之，目前的研究倾向于这样一种观点，即大部分恒星在形成时只受到盘材料的中等或可忽略的影响，可能是通过与驱动椭圆星系形成的过程非常相似的过程。
1996-04-23 astro-ph
Stellar Populations of Bulges in 14 Cluster Disc Galaxies
本文介绍了天炉座、波江座、飞马座星系团和NGC 7582星系团的14个S 0星系和旋涡星系的测光和长缝分光。星系的结构参数来自R-波段图像通过执行一个二维光度分解的表面亮度分布。这被假定为一个凸起和盘组件的贡献的总和，其特征在于椭圆和同心等照度线与恒定（但可能不同）的椭圆度和位置角。从沿星系长轴的光谱测量了自转曲线和速度色散剖面。Hb，Mg和Fe线强度指数的径向配置文件也被提出。用<Fe>变元素丰度比的恒星星族模型计算了中心和半径处的恒星星族的年龄、金属丰度和α/Fe增强。三个类别的凸起被确定。最年轻的球丘（约2 Gyr）有恒星形成，中间年龄的球丘（4-8 Gyr）有太阳金属量，而老球丘（约10 Gyr）有高金属量。大多数的样品凸起显示太阳α/Fe增强，没有年龄梯度，和负梯度的金属丰度。在金属丰度径向分布的负梯度的存在下，有利于通过耗散崩溃的隆起形成的情况。（节略）
2008-06-18 astro-ph
The nature of dusty starburst galaxies in a rich cluster at z=0.4: the progenitors of lenticulars?
本文报道了在z=0.4的富星系团C10024 +16中，用斯皮策红外光谱仪（IRS）对24 μ m选定的亮红外星系（LIRGs，L_IR > 10^11 L_sun）进行巡天的结果。在光学上，这些LIRG类似于不起眼的旋涡星系，光谱分类为e（a）/e（c），[Oii]衍生的恒星形成率（SFR）<2 Msun/yr，通常无法与星团中的“静止”恒星形成人口区分开来。我们的IRS光谱表明，大多数24 μ m探测星系都有多环芳烃（PAH）发射，其SFR约为30-60 Msun/yr，只有一个（<10%）样品在中红外波段显示出活动星系核的明确证据。这证实了在遥远的星系团中存在着大量被遮蔽的星暴星系，这些星系团包括了在z~0.5的环境中发生的大部分恒星形成。我们认为，虽然有几种机制可能在起作用，这些尘埃星爆可能是一个重要的进化过渡转换的签名丰富的气体螺旋星系在遥远的星系团到被动，凸起为主的透镜状星系，成为越来越丰富的核心丰富的集群在~ 4 Gyr到今天。
2008-09-24 astro-ph
The Metallicity Distribution Function of Field Stars in M31's Bulge
我们利用哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2的观测数据，在距离星系中心约1.6 kpc的位置，为M31的凸起构造了一个色星等图（CMD）。使用标度太阳丰度理论红巨星分支与一系列的金属丰度，我们已经翻译了所观察到的颜色的恒星在CMD丰度，并构建了一个金属丰度分布函数（）的这一地区。在[M/H]~0处有一个峰值，在高金属丰度处急剧下降，在低金属丰度处有一个平缓的尾部。这是类似于银河系的球状核的形状，但移动到更高的金属丰度约0.1 dex。与银河系核球的情况一样，一个纯粹的封闭盒化学演化模型，即使有显著的预富集，似乎也与M31核球的情况不一致。然而，一个方案，其中的气体富集的隆起的丰度为[M/H] ~ -1.6的初始下降，随后的演变过程中作为一个封闭的盒子提供了一个更好的适合所观察到的ESTA。M31核团的膨胀率与银河系的膨胀率之间的相似性与它们的晕群的MDF之间的显著差异形成鲜明对比。这表明，在两个星系的凸起中的大部分恒星在发生在晕中的吸积事件影响它们之前就已经就位了。
2005-06-27 astro-ph
Near-Infrared photometry and spectroscopy of NGC 6539 and UKS 1: two intermediate metallicity Bulge Globular Clusters
利用ESO/NTT的SofI成像仪和NIRSPEC摄谱仪，我们获得了中等金属丰度Bulge球状星团NGC6539和UKS1的J、K像和覆盖1.5 - 1.8微米范围的阶梯光栅光谱。我们发现[Fe/H]分别为-0.76和-0.78，平均α增强为+0.44 dex和+0.31 dex，与先前对富含金属的Bulge簇的测量一致，并有利于快速化学富集的情况。我们还测量了非常低的12 C/13 C = 4.5 +/-1同位素比值在两个集群，这表明额外的混合机制，由于冷底加工在沿红巨星分支的演化过程中。最后，我们分别测量了NGC6539和UKS1的精确径向速度=+31 +/-4Km/s和=+57 +/-6Km/s，以及约8Km/s和11Km/s的速度色散。<v_r><v_r>
2005-08-05 astro-ph
Constraining age and metallicity of bulges embedded in low surface brightness galaxies
我们从Galaz等人（2002）的样本中选取了19个正面低表面亮度星系（LSBG），给出了深麦哲伦和VLT长缝光谱的结果。特别是，我们计算舔/IDS指数所发出的光由这些星系主办的凸起。对于来自Peletier & Balcells（1996）的样品的14个正面高表面亮度样品的样品执行类似的程序。结果表明，膨胀的LSBG的金属贫，相比那些主办的HSBG，支持恒星形成率一直稳定在这些星系的生命周期低的假设。我们将我们的结果与Bergmann，Jorgensen & Hill（2003）的结果进行了比较。
2005-01-05 astro-ph
Metallicity dependence of the Blazhko effect
微透镜巡天，如OGLE或OOO，已经在银河隆起和麦哲伦云中发现了数千颗天琴座RR星，允许对这些恒星进行详细的研究，特别是仍然神秘的Blazhko现象。Blazhko（BL）变星在更富金属的银河系隆起中的发生率高于LMC，表明Blazhko效应的发生与金属丰度相关（Moskalik and Poretti 2003）。为了研究这个问题，我们校准光度测定的RRab星（Kovacs和Zsoldos 1995）的金属丰度的I-波段的方法，并将其应用到OGLE银河系膨胀和大麦哲伦星云的数据。在这两个系统中，非Blazhko和Blazhko变量的金属丰度彼此接近。LMC Blazhko精炼机更喜欢稍低的金属丰度。银河系隆起和大麦哲伦星系的不同金属丰度，不能解释观测到的发生率。作为我们金属丰度估算的副产品，我们研究了光度-金属丰度关系，发现光度对[Fe/H]的陡峭依赖性
2005-03-29 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulgelike Dwarf Stars II. Lithium Abundances
Li丰度是由一个等时年龄为10-11 Gyr的类球星样品得出的。这些恒星的轨道的近心距离Rp小至2-3 kpc，Zmax < 1 kpc。该样本包括金属丰度范围为-0.80<[Fe/H]<+0.40的G和K矮星。在目前的金属丰度范围内，很少有老的关闭恒星（> 4.5 Gyr）的Li丰度数据。M67（4.7 Gyr）和NGC 188（6 Gyr）是最古老的富含金属的疏散星团，拥有晚型恒星。锂丰度也被研究了一些古老的富金属场星的样本。在目前的工作中，发现在所有的金属丰度范围内，与M67中的值相比，球状恒星的锂丰度的高分散。讨论了金属丰度和年龄对锂耗尽模式的作用。锂贫化和氧丰度之间可能的联系，由于大气不透明度的影响进行了研究。
2002-01-29 astro-ph
Light and Heavy Elements in the Galactic Bulge
在这里，我们用一个由内而外的星系形成模型来讨论银河系核球的化学演化。我们假设，这个中心区域的发展速度甚至比星系晕和测试的影响，改变斜率的IMF预测的恒星金属丰度分布的凸起恒星。一个有利于形成大质量恒星的IMF被发现，以改善最近观察到的凸K巨星的金属丰度分布的协议。然后，我们对银河系核球中几种轻重物质的时间演化进行了具体的预测。我们预测，α-元素相对于Fe的[Fe/H]范围的大部分，由于每个元素的不同核合成历史，具有不同程度的增强，并表明锂丰度应遵循与太阳附近发现的金属丰度类似的趋势。讨论了几种可能的恒星锂源。
1998-10-08 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
Long Period Variables in Globular Clusters and the Galactic Bulge: Their Dependence on Metallicity
我们推导出发光长周期变星（LLPV）在球状星团和银河系核球Baade窗场中的出现频率。LLPV仅出现在[Fe/H]>/=-1.0的簇中。在这些星团中，它们相对于巨星数量的出现频率似乎与金属丰度无关。综合所有金属丰度，巴德窗口似乎是缺乏LLPV。我们估计[Fe/H]值Baade的窗口LLPVs从他们的周期和对数P与[Fe/H]的关系来自集群变量，发现LLPVs与[Fe/H]>/= 0.0是不存在的Baade的窗口。我们认为，这是因为增强质量损失率在这些LLPVs，因此缩短寿命相比，较低的金属度LLPVs。星系团LLPV的典型寿命约为3 × 10^5年。最后，我们提请注意需要对球状星团中的LLPV进行更全面的调查。
1998-05-15 astro-ph
The SAURON project - VI. Line strength maps of 48 elliptical and lenticular galaxies
我们目前的吸收线强度图的48个代表性的椭圆形和透镜状星系获得的一部分，SAURON调查附近的星系。使用高质量的光谱，空间分仓到一个恒定的信号-噪声，我们测量四个关键的年龄，金属丰度和丰度比敏感指数从舔/IDS系统在一个二维领域延伸到大约一个有效半径。我们修改了经典的Fe 5270指数定义一个新的指数，Fe 5270 S，它最大限度地提高了SAURON的可用空间覆盖。每个星系的Hbeta，Fe 5015，Mgb和Fe 5270 S的地图。我们使用的地图来计算平均线强度集成的八分之一的有效半径的圆孔，并比较由此产生的关系的指数与速度色散与以前的长缝工作。金属线强度图显示出随着半径增加的负梯度，大致与光分布的形态一致。显着的偏差，从这个总的趋势存在，特别是镁b等指数轮廓似乎是平坦的表面亮度的等照度线为约40%的我们的星系没有显着的尘埃功能。一般来说，这些星系表现出显着的旋转。我们由此推断，与整个星系相比，快速旋转的组成部分具有更高的金属丰度和/或增加的Mg/Fe比率。Hbeta地图通常是平坦的，或者显示出轻微的正向外径向梯度，而少数星系显示出强烈的中央峰值和/或整体Hbeta强度升高，可能与最近的恒星形成活动有关。对于最突出的星暴后星系，甚至金属线强度图也显示出相反的梯度。（节略）
2006-02-08 astro-ph
The Distribution Of Heavy Elements In Spiral And Elliptical Galaxies
这篇评论回顾了重要的结果，因为它们适用于非矮星系，包括银河系，螺旋盘和凸起，椭圆和透镜星系。本文所讨论的星系类型的结论如下。平均而言，所有星系的重元素丰度（金属丰度）从星系中心向外系统地减少，而其整体金属丰度则随着星系质量的增加而增加。在正常的旋涡星系中，绝对梯度最陡，从棒旋星系、椭圆星系到椭圆星系，绝对梯度逐渐变平。对于螺旋星系，局部金属丰度似乎与总（盘加凸起）表面密度相关。观察到的丰度模式表明，N生产主要是在低金属丰度和高金属丰度的次级过程的初级过程; C生产增加金属丰度增加;和O，Ne，S，和Ar产生的锁步独立的金属丰度。在椭圆星系中，核丰度在[Z/H] = 0.0到0.4的范围内，但元素混合物不是太阳尺度的。在大的椭圆星系中，[Mg/Fe]在0.3到0.5之间，在较小的椭圆星系中下降到~0。其他轻元素跟踪Mg增强，但较重的Ca跟踪Fe。速度弥散似乎是[Mg/Fe]调制的关键参数，但这种联系的原因尚不清楚。
1999-04-02 astro-ph
The Metal Content of the Bulge Globular Cluster NGC 6528
用8 mVLT UT 2-Kueyen望远镜的UVES摄谱仪获得了核球球状星团NGC 6528中5颗恒星的高分辨光谱。在五颗星中，有两颗显示出双星的迹象。靶星在4000<T_eff<4800 K时属于水平和红巨星分支阶段。用多波段V、I、J、H、Ks测光法计算初始有效温度和重力。本研究的主要目的是确定的金属丰度和元素的比例，为这个模板隆起集群，作为富金属人口的基本校准的基础。本分析提供的金属丰度[Fe/H] = -0.1 \pm 0.2，α元素O、Mg和Si显示[α/Fe] ~+0.1，而Ca和Ti在太阳值附近或以下，导致总体金属丰度Z ~ Zsun。
2004-05-24 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
Structural properties of disk galaxies I. The intrinsic ellipticity of bulges
（摘要）提出了各种各样的形成方案来解释在凸起中观察到的属性的多样性。研究它们的内在形状可以帮助限制它们组装时期的主导机制。为了研究星系核球与盘的相关性以及星系核球的内禀赤道椭圆率的概率分布函数（PDF），本文计算了148个无阻S 0-Sb星系的结构参数。本文提出了一种新的拟合算法（GASP 2D），对星系表面亮度分布进行二维光度分解。这被假定为一个凸起和磁盘组件的贡献的总和，其特征在于椭圆和同心等照度线与恒定（但可能不同）的椭圆度和位置角。样本星系的膨胀和盘参数是从两微米全天巡天中提供的J波段图像中推导出来的。根据观测到的球丘椭圆率分布和球丘与盘之间的不对准，导出了球丘赤道椭圆率的概率密度函数。在无棒透镜星系和早中期旋涡星系中，大约80%的球核不是扁球而是三轴椭球。它们在赤道平面内的平均轴比<B/A> = 0.85。它们的PDF对形态、光浓度和光度没有显著的依赖性。鼓包和磁盘参数之间的相互作用有利于鼓包合并和/或增长了很长一段时间，通过磁盘长期演变的情况。但是所有这些机制都必须根据凸出固有椭圆率的衍生分布进行测试。
2007-11-22 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
Disk Growth in Bulge-Dominated Galaxies: Molecular Gas and Morphological Evolution
相当数量的形态规则的早期型（椭圆形和透镜状）星系含有分子气体，气体的数量可能足以解释最近估计的恒星形成活动的水平。这种气体也可以作为早期星系演化过程的示踪剂。例如，在大多数情况下，气体形成的动态冷恒星盘的大小在数百pc到超过1 kpc的范围内，尽管目前通常只有总恒星质量的1%可用于形成年轻恒星。这些气体的数量仍然很小，但分子运动学表明，一些气体可能来自恒星内部的质量损失，而另一些则是从外部获得的。未来的研究将有助于量化分子气体（耗散过程）在早期星系形成及其沿红色序列演化中的作用。
2007-09-25 astro-ph
The Evolution of Oxygen and Magnesium in the Bulge and Disk of the Milky Way
我们发现，银河系的凸起和磁盘共享一个类似的，强大的，下降[O/Mg]比与[Mg/H]。在这两个明显不同的星族中，[O/Mg]趋势的相似性表明，来自大质量恒星的恒星产额的金属依赖性调制，通过风的质量损失，并与Wolf-Rayet现象有关，如McWilliam & Rich（2004）所提出的。我们已经修改了现有的模型的化学演化的银河系的隆起和太阳附近的金属依赖的氧产量从理论预测的大质量恒星，包括恒星风的质量损失。我们的研究结果显着提高预测和观察到的[O/Mg]比在太阳金属丰度以上的凸起和磁盘之间的协议，但是，一个小的零点归一化问题仍有待解决。零点漂移表明，Francois等人（2004）的半经验收益率需要调整，或者凸出的IMF不像Ballero等人（2007）发现的那样平坦;前一种解释更可取。我们的结果消除了以前的解释之间的不一致的[O/Fe]和[Mg/Fe]的比率在隆起，并证实了这一结论，即隆起形成更快比磁盘，基于大质量恒星产生的元素的过度丰度。我们还提供了一个长期存在的差异之间的[Mg/Fe]和[O/Fe]的趋势盘星比太阳更富含金属的解释。
2007-08-29 astro-ph
CDM, Feedback and the Hubble Sequence
我们在标准LCDM宇宙学中对星系形成进行了TreeSPH模拟，包括恒星形成的影响、高能恒星反馈过程和元银河系紫外场，并获得了盘状星系、透镜状星系和椭圆星系的混合体。盘状星系的角动量不足，与观测到的盘状星系相比，只有大约2倍。恒星盘具有近似指数的表面密度分布，而凸起的表面密度分布从指数到r^{1/4}不等。盘状星系的膨胀盘比与观测结果一致，同样是他们的综合B-V色，这已经使用恒星星族合成技术计算。此外，只要盘星系的质光比（M/L_I）约为0.8，我们就能匹配观测到的I波段Tully-Fisher（TF）关系。椭圆星系和椭圆星系的表面密度分布近似为r^{1/4}，主要是由非盘状运动学所控制，并且由于非各向同性的恒星速度分布而变平，这也与观测结果一致。
2002-06-26 astro-ph
The Metal Content of Bulge Field Stars from FLAMES-GIRAFFE Spectra. I. Stellar parameters and Iron Abundances
我们确定铁分布函数（IDF）的球场星，在三个不同的领域沿银河短轴和纬度b=-4度，b=-6度，b=-12度。包括NGC 6553的第四字段也包括在讨论中。用FLAMES@VLT的GIRAFFE摄谱仪以R~ 20，000的光谱分辨率观测了大约800颗核球场K巨星。在R~ 45，000下用UVES再次观察其中几个，以确保测量的准确性。LTE丰度分析产生了恒星参数和铁丰度，使我们能够为凸起构建一个IDF，这是第一次，基于每个恒星的高分辨率光谱。本文导出的IDF以太阳金属丰度为中心，范围从[Fe/H]~ -1.5到[Fe/H]~+0.5。分布是不对称的，在高金属量一侧具有更尖锐的截止，并且比以前测量的更窄。沿凸起短轴的平均金属丰度变化明显在b=-4 deg和b=-6 deg之间（[Fe/H]每千秒差距减少约0.6 dex）。在b=-12度的磁场与梯度的存在是一致的，但其量化是复杂的较高的磁盘/隆起部分在这个领域。我们的研究结果支持的情况下，在这两个流入和流出是重要的隆起形成过程中，然后建议存在的径向梯度，这带来了一些挑战的情况下，隆起将导致完全从垂直加热的酒吧。
2008-05-08 astro-ph
Metallicity distribution of red giants in the Inner Galaxy from Near Infrared spectra
在本文中，我们提出了低分辨率（R=500）的近红外光谱的选择和偶然的来源，在6个内部面内银河领域，分析恒星的内容存在的目的。根据K带光谱的主要特征（NaI、CaI和CO带头）的等效宽度，我们通过Ramírez等人（2000）和Frogel等人（2001）获得的发光红巨星的经验标度，导出了源的金属丰度。我们的研究结果显示了样品的平均金属丰度如何随银河经度而变化。我们发现了两组恒星，一组的[Fe/H]与其他研究中获得的凸起值相似（Molla et al. 2000; Schultehis et al 2003），另一组的金属丰度与盘内部相似（Rocha-Pinto et al. 2006）。在我们的样本中，这两组恒星的相对密度从凸起到圆盘连续变化。这可能暗示了除了盘和凸起之外，存在一个单一的组成部分，从l=7到l=27，能够向内传输盘星，向外传输凸起星，这可能是银河棒，在以前的工作中已经检测到位于这些银河系坐标的恒星密度过高（Hammersley et al. 1994，2000; Picaud et al. 2003）。
2007-12-11 astro-ph
The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 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
Abundance Ratios in the Galactic Bulge and Super Metal-Rich Type II Nucle osynthesis
我们目前丰富的结果，从我们的凯克/HIRES观测巨人在银河系凸出。我们证实，在低红化的隆起领域巴德窗口的巨星的金属丰度分布可以很好地拟合一个封闭的盒子富集模型。我们还证实了以前的观察，发现增强[Mg/Fe]，[Si/Fe]和[Ca/Fe]的所有凸起的巨人，包括那些在超太阳金属丰度。然而，我们发现，[O/Fe]比值的富金属的凸矮星减少金属丰度的增加，相反的预期，如果增强的其他$α$ -元素是由于II型超新星富集。我们认为，氧气产量的减少可能是由于质量损失的前超新星演化富含金属的祖先。
2004-11-01 astro-ph
Growth of supermassive black holes and metallicity in quasars
在某些星系和类星体中，中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与核球之间的强相关性意味着黑洞的形成与核球有某种联系。用NV/CIV或NV/HeII测量类星体的金属丰度，可以讨论黑洞形成的可能途径。在这封信中，我们沿着里斯图中可能的路线追踪金属丰度，以测试SMBH形成的方式。通过对星团演化过程的数值模拟，导出了SMBH的金属丰度与质量之间的关系式为$Z\propto M_{BH}$。这与用NV/CIV或NV/HeII测定的Hamann & Ferland样品中金属丰度的关系符合得很好。这为通过R4或R5路线形成SMBH提供了观测支持，即致密星团的演化。
2001-07-31 astro-ph
SAURON: Observations of E/S0/Sa galaxies
我们目前的结果，从一个新的和独特的积分场摄谱仪，SAURON。它具有大视场和高通量，主要用于研究星系中的恒星和气体运动学以及恒星星族。其目的是对附近椭圆星系、透镜星系和螺旋星系的速度场、速度色散和线强度分布进行系统的调查。它的宽视场特别适用于研究复杂的速度结构。与其他光谱数据、图像和动力学模型一起，SAURON将有助于限制早期星系和螺旋凸起的内在形状、质光比和恒星星族。
2002-06-17 astro-ph
BUDDA: A New Two-Dimensional Bulge/Disk Decomposition Code for Detailed Structural Analysis of Galaxies
我们提出了BUDDA（球/盘分解分析），这是一个新代码，专门用于直接从星系图像执行二维球/盘分解。凸起组件是符合广义Sersic的配置文件，而磁盘具有指数的配置文件。不包括其他组件。通过从原始图像中减去凸起和圆盘获得的残差图像，研究了杆和其他子结构，如透镜，环，内杆和内圆盘。这意味着可以用少量的参数对星系进行详细的结构分析，并且可以直接研究子结构而无需先验假设。为了说明它的有用性，我们提出了一个样本的51个早期类型的星系（但涵盖整个哈勃序列）获得的结果。这些结果显示了该代码可能使用的一些应用：基本平面和结构研究参数的确定、星系的定量形态分类以及隐藏子结构的识别和研究。我们测定了样品中星系的结构参数，发现了许多椭圆星系中隐藏的内盘、次级棒、核环和椭圆星系和螺旋星系中的尘埃带的例子，以及错误的形态分类的例子。
2004-04-05 astro-ph
Abundances of Baade's Window Giants from Keck/HIRES Spectra: I. Stellar Parameters and [Fe/H] Values
我们提出了一个新的丰富的调查银河系球的基础上Keck/HIRES光谱的27 K-巨星在巴德窗口（$l = 1$，$b = -4$）领域的第一个结果。在这项研究中使用的光谱数据是更高的分辨率和信噪比比以前的光学研究的银河系核球星。我们恒星的[Fe/H]值在-1.29和$+0.51$之间，被用来重新校准对核球星的大型低分辨率巡天。我们对凸起的平均值[Fe/H]的最佳值是$-0.10 \pm 0.04$。这个平均值与当地盘的平均金属丰度相似，表明太阳圈内不可能有很强的金属丰度梯度。恒星的金属丰度分布证实了核球不存在所谓的“G矮星”问题。本文还详细介绍了分析富含金属的K巨星所需的新丰度技术，包括新的Fe线列表和用于连续识别的低覆盖区。
2005-10-13 astro-ph
The Metallicity and Reddening of Stars in the Inner Galactic Bulge
本文对银河系纬度+0.1 ^\circ ~-2.8 ^\circ的7个不同位置的K、J-K色星等图进行了初步分析。从这些CMD中的（线性）巨分支的斜率，我们得出了<[Fe/H]>对纬度的依赖性，b在-0.8 ^\circ和-2.8 ^\circ之间为-0.085 \pm 0.033 dex/degree。当与Tiede等人的数据结合时，我们发现对于-0.8 ^\circ b \leq-10.3 ^\circ，<[Fe/H]>的斜率为-0.064 \pm 0.012 dex/度。外推到银河系中心预测[Fe/H] = +0.034 \pm 0.053 dex。我们还导出了K带消光系数的平均值（A_K）在2.15和0.27之间，对应于E（J-K）的平均值在3.46和0.44之间。在一个光场的平均消光和每个光场中恒星消光的星-星散射之间存在一个明确的线性关系。这一结果表明，典型的吸收云的表观角尺度大小与场的大小（一侧为90 \arcsec）相比很小。最后，通过对每个区域中亮巨星的光度函数的检验，我们得出结论，在银河系中心附近观测到的恒星星族中的年轻组分的密度下降速度要比整个凸起群体快得多，并且在距离银河系中心1^ \circ以外的地方无法探测到。
1999-01-22 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 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
Evidence for an outer disk in the Prototype `Compact Elliptical' Galaxy M32
M32是相对罕见的被称为“紧凑椭圆星系”的星系的原型。有人认为M32可能是一个潮汐扰动的r^（1/4）椭圆星系，或者是一个盘状剥离的早期型旋涡星系的残余隆起。这篇论文揭示了M32的表面亮度剖面、速度色散测量和估计的超大质量黑洞质量与该星系具有、而且可能曾经具有r^（1/4）光剖面的说法不一致。相反，M32的径向表面亮度分布类似于一个几乎完美的（凸起+指数盘）的轮廓，这是伴随着一个显着的增加，在椭圆度轮廓和相关的变化的位置角轮廓的“盘”开始占主导地位。最佳拟合的r^（1/n）凸起模型提供了令人信服的证据，证明这种凸起/盘的解释是准确的，该模型的Sersic指数n=1.5，与最近发现的凸起的Sersic指数与其超大质量黑洞质量之间的关系一致。指数n>4也与M32的恒星速度色散不一致。球盘大小比r_e /h = 0.20，球盘光度比log（B/D）的对数= 0.22，是典型的透镜星系。隆起的有效半径为27”（~100秒差距），而盘的尺度长度不太确定：由于可能的潮汐剥离的外部轮廓超过220-250”，尺度长度可能高达1.3千秒差距。M32是一个相对正面的有核矮星系，有一个低表面亮度的盘和一个高表面亮度的凸起。这一发现使人们对致密椭圆星系的存在产生了疑问。
2002-02-15 astro-ph
