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
The First Detailed Abundances for M giants in the inner Bulge from Infrared Spectroscopy
我们报告的第一个丰度分析的17 M巨星在银河系内球的$(l,b)=(0°,-1°)$，$R=25,000$红外光谱$(1.5-1.8 ~μ\rm m)$使用NIRSPEC在凯克望远镜。根据它们的光度和径向速度，我们确定这些恒星的恒星星族年龄超过1 Gyr。我们发现铁丰度为$\rm < [Fe/H] > = -0.22 \pm 0.03$，$1σ$分散度为$0.14\pm 0.024$。我们还发现核球星的[ $\rm alpha$ /Fe]丰度比相对于太阳星增加了+0.3 dex，而$\rm <^{12}C/^{13}C>\approx 6.5\pm 0.3$较低。这个内部隆起样品的铁丰度和组成与我们团队先前在巴德窗口$(l,b)=(0.9,-4)$研究的M巨星样品没有区别。我们没有发现任何主要的铁丰度或丰度比梯度之间的内部领域和巴德的窗口的证据。
2007-07-12 astro-ph
Planetary nebulae in M32 and the bulge of M31: Line intensities and oxygen abundances
我们目前的光谱学的行星状星云在M32和在隆起的M31，我们获得的MOS摄谱仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜。我们的样本包括M31中的30个行星状星云和M32中的9个行星状星云。我们还在M31星盘中观察到一个H Ⅱ区。我们在18个行星状星云、4个在M32、14个在M31的凸起中探测到了[O III] $λ$ 4363。我们使用我们的线强度来推导行星状星云的电子温度和氧丰度。
1998-09-24 astro-ph
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 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
Observations of planetary nebulae in the Galactic Bulge
对银河系隆起的30个行星状星云进行了高质量的分光光度观测。精确的红化，等离子体参数，和丰富的He，O，N，S，Ar，Cl。我们发现银河系凸起的行星状星云中O、S、Ar的丰度与星盘中的行星状星云的丰度相当，高丰度在凸起中可能稍微更频繁。银河系膨胀行星状星云中的N/O比的分布并不像盘状行星状星云中那样延伸到高值。我们认为这是膨胀行星状星云更大年龄的标志。因此，我们发现凸出行星状星云是一个古老的星群，比盘状行星状星云稍微富含金属。因此，凸出行星状星云的星族显示出与凸出恒星星族相同的特征。
1999-10-28 astro-ph
The fluorine abundance in a Galactic Bulge AGB star measured from CRIRES spectra
我们目前的测量氟丰度在银河系膨胀渐近巨星分支（AGB）的明星。测量是使用高分辨率K波段光谱进行的，该光谱是由最近安装在ESO VLT的CRIRES光谱仪获得的，同时还使用了最先进的模型大气和合成光谱。这是第一次在银河系膨胀恒星中测量氟丰度，也是第三颗富氧AGB恒星中为数不多的此类测量之一。F丰度被发现接近太阳的值，按比例缩小到恒星的金属丰度，并与这里研究的膨胀巨星相当的盘巨星一致。测量是天体物理学的兴趣，也因为恒星的质量可以相当准确地估计（$1.4 \lesssim M/\mathrm{M}_{\sun} \lesssim 2.0$）。AGB核合成模型预测只有一个非常温和的富集F在这样的低质量AGB星。因此，我们认为，在研究的恒星中发现的氟丰度是代表恒星的出生云，氟必须在一个类似的水平，在凸起和磁盘。
2008-04-25 astro-ph
The Determination of Stellar Parameters of Giants in the Galactic Disks and Bulge
在这里，我们提出了我们正在进行的工作，确定巨星的恒星参数在银河系的膨胀和UVES观测的VLT。我们给出了一些初步的结果。
2007-01-31 astro-ph
Galactic Bulges
我们回顾目前的知识的结构，性质和星系凸起的演变，特别是考虑到最近的观测结果的光常见的先入之见。
1997-01-29 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
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
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
Hot subdwarfs in the Galactic Bulge
最近的观测和理论表明，极端水平分支（EHB）恒星及其后代应该是许多椭圆星系光谱中紫外线过量的原因。由于银河凸起是一个老的，富含金属的球体，我们能够详细研究的EHB方案中最接近的代表，我们获得了光谱的凸起EHB恒星候选人，我们确认他们的地位热演化恒星。这是第一次在银河系隆起中明确识别出这样的恒星。
2005-09-22 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
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
Gemini-Phoenix infrared high-resolution abundance analysis of five giants in the bulge globular cluster NGC 6553
利用Gemini-South 8米望远镜在H波段获得的高分辨红外光谱，对富金属球状球状星团NGC 6553中的5颗巨星进行了详细的丰度分析。在ESO收集的JK测光和来自哈勃空间望远镜的VI测光被用来导出有效温度。本分析提供了金属度[Fe/H] = -0.20 +/-0.10。从IR OH谱线上测得氧的过量值为[O/Fe] = +0.20。
2003-09-20 astro-ph
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: I. Theoretical Considerations
观测到的微透镜源朝向银河系核球的光谱可以作为研究银河系核球运动学和消光效应的工具。在本文中，我们首先调查的预期分布的微透镜源作为一个函数的深度内的银河系隆起。我们的分析考虑到了有限的微透镜调查，并包括灭绝的影响。我们表明，在目前的震级限制调查，源位于隆起的远侧的概率大于源位于近侧的概率。然后，我们研究消光效应对微透镜光源观测光谱的影响。Kurucz模型光谱和观测到的对银河系凸起的反射已经被用来证明，微透镜源应该清楚地显示消光的影响，反过来，可以被用来作为一个统计测量的贡献，在不同的深度的盘透镜和凸起透镜。微透镜源的光谱提供了一个独特的探针，以获得优先位于银河系凸起远侧的样品的径向速度。径向速度，再加上微透镜的时间尺度，因此可以在研究银河系的3维运动学的凸起。
2005-10-01 astro-ph
Stars and Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
我们比较了红巨星和行星状星云在银河系隆起的人口，根据最近的测定其丰度模式。我们发现这两个群体是兼容的。从行星状星云中，我们发现了膨胀星云近期没有形成恒星的证据。然而，整个丰度模式仍然令人困惑，一些元素有利于银河系隆起的快速演化（Mg和Ti），而其他元素则慢得多（He，O，Si，S，Ar和Ca）。
2000-08-29 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
A First Study of Giant Stars in the Galactic Bulge based on Crires spectra
我们目前正在进行的工作，确定元素丰度的巨人在银河系隆起的红外光谱。我们显示了一个初步减少的光谱和合成光谱适合的膨胀巨人阿普4203记录与近红外，高分辨率Crires摄谱仪安装在VLT在其科学验证运行在2006年8月。从这个频谱的丰度进行了讨论。
2007-01-31 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
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 astro-ph
Distribution of the Galactic Bulge emission at |b|>2deg according to the RXTE Galactic Center scans
我们提出了一个分析的银河系核球发射观察到的RXTE/PCA在一组扫描银河系中心领域，在1999年至2001年进行。这些观测的总曝光时间接近700千秒。我们构造了直到银河系纬度b=-10度;+9度的银河系脊发射强度和光谱参数的分布。结果表明，在|b| > 2 deg处的脊发射强度分布可以用指数模型很好地描述，e折叠宽度b_0~ 3.3 deg。最佳拟合光谱参数在银河系纬度上没有显示出统计学上的显著变化
2003-08-25 astro-ph
The Galactic Bulge: The Stellar and Planetary Nebulae Populations
我们比较了在恒星和行星状星云中观察到的元素的丰度模式。一些α元素，如Mg和Ti，相对于Fe过量，而另一些则不是，如He，O，Si，S，Ar，Ca。第一个倾向于银河系膨胀的快速演变，第二个则慢得多。
2001-01-12 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of Microlensing Events in the Galactic Bulge
本文介绍了OGLE-Ⅱ微透镜巡天在1997- 1999年三个观测季节中观测到的银河核球微透镜事件的目录。对微透镜事件的搜索是使用一个数据库进行的，该数据库包含来自银河系核球的大约2050万颗恒星的大约4*10^9个光度测量值。该目录包括214个微透镜事件的案例，这些事件在天空中覆盖约11平方度的区域，分布在银河系隆起的不同部分。该样本包括20个二元微透镜事件，其中14个是焦散交叉。在一种情况下，双星可能是透镜。我们目前的微透镜事件的基本参数的分布，并显示在不同地区的银河系球的微透镜的初步率。后者揭示了对银河系坐标的明显依赖。对“l”的依赖性表明，大多数朝向银河系凸起的透镜位于银河系棒中。银河系酒吧的模型似乎合理地预测所观察到的微透镜事件在银河系隆起的空间分布。所有事件的星表和测光中提供的所有数据都可以从OGLE互联网档案中获得。
2000-03-02 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
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
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
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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. BVI Maps of Dense Stellar Regions. III. The Galactic Bulge
我们提出了银河系隆起的VI光度图。它们包含了银河系中心区域49个0.225平方度的视场中大约3000万颗恒星的VI测光和天体测量。这些数据是在OGLE微透镜项目的第二阶段收集的。我们讨论了数据的准确性，并提出了颜色星等图OGLE在银河系的凸起所观察到的选定领域。银河系凸出部分的VI地图可从OGLE互联网档案馆以电子方式供天文学界访问。
2002-10-12 astro-ph
On Bars, Bulges and Fuelling of Active Galactic Nuclei
至少在理论上，中心黑洞的填充和膨胀都是由非轴对称势促成的。这里有人认为，最近建立的表面亮度分工之间的膨胀为主的星系，占主导地位的本地2型活动星系的光度函数，和磁盘为主的星系主机（充其量）弱活动星系可以理解的一个简单的酒吧不稳定性标准。
2004-08-11 astro-ph
Origin of Correlations between Central Black Holes Masses and Galactic Bulge Velocity Dispersions
我们认为，观测到的中心黑洞质量M_{BH}和星系核球速度色散σ_e之间的相关性（形式为M_{BH} \propto σ_e ^[4]）可以证明大质量黑洞的星系前起源。原始的黑洞可能是成长中的原星系的中心，这些原星系经历了与普通星系的多次合并。这个过程伴随着星系核中黑洞的合并。
2002-09-17 astro-ph
Stellar Contribution to the Galactic Bulge Microlensing Optical Depth
我们使用Holtzman等人和Zoccali等人的HST恒星计数估算了银河系核球中恒星的自透镜光学深度，Gould将其外推到棕矮星和残余区，并使用Dwek等人的模型沿视线进行解投影。我们发现自透镜光学深度τ（核球-核球）=0.98 x 10^{-6}。当结合到盘中前景星对凸起星的透镜效应时，这产生了τ（凸起-总）=1.63 x 10^{-6}，与基于BMO和EROS合作观测团簇巨星的τ =2.13 +/- 0.40 x 10^{-6}和τ =1.08 +/- 0.30 x 10^{-6}的估计相当一致。
2003-03-13 astro-ph
Fossil Imprints of Outflow from the Galactic Bulge in Elemental Abundances of Metal-Rich Disk Stars
我们探讨了富含金属的盘星的元素丰度特征，突出了与最近发现的银河系核球星的比较。两个比较之间的相似性导致了银河系中膨胀盘连接的新理论图片，其中一个超大质量黑洞位于中心。我们假设，由黑洞的反馈触发的富含金属的外流产生并熄灭了在凸起中持续了数十亿年的恒星形成。被排出的气体在星系晕中冷却下来，没有脱离银河系的引力势。这些气体在大约50亿年前逐渐开始吸积到圆盘上，对应于太阳诞生的时间，并取代了近100亿年来一直吸积的低金属量晕气体。富含金属的下落气体，其元素丰度反映了富含金属的膨胀星，与已经存在于盘中的星际气体混合。由混合物形成的恒星组成了富含金属的恒星盘。该方案被纳入化学演化的磁盘模型。由此产生的元素特征与所观察到的富含金属的盘星的丰度趋势是一致的，包括在某些[X/Fe]比值中表现出的向上翻转特征，其解释在理论上令人困惑。此外，预测的盘星丰度分布函数涵盖了所有需要考虑的观测事实：（i）贫金属星的缺乏，（ii）峰的位置，（iii）扩展到[Fe/H] ~+0.4的富金属尾。
2007-07-09 astro-ph
The Extinction Toward the Galactic Bulge from RR Lyrae Stars
我们目前的平均红向3525 RR 0天琴座恒星从银河系球领域的银河系巡天。这些红确定使用的颜色在最小的$V$ -波段光的RR 0天琴座恒星本身，并发现在一般协议与消光估计在同一位置从其他方法获得。利用位于银河系隆起的3256颗恒星，我们导出了选择性消光系数$R_{V,VR}=A_V/E(V-R) = 4.3 \pm 0.2$。该值是使用$R_{V,BV} = 3.1 \pm 0.3$的标准消光定律的预期值。
2007-12-03 astro-ph
The First Detailed Abundances for M giants in Baade's Window from Infrared Spectroscopy
本文报道了利用凯克II望远镜的近红外光谱仪（NIRSPEC），基于R= 25，000的红外光谱（1.5- 1.8 μ m），对银河核球区14 M巨星的首次丰度分析。因为有些M球巨星的光度很高，光谱类型也很晚，所以有人认为它们是最富金属的球星的后代，或者可能是更年轻的球星。我们发现M巨星的铁丰度和组成与K巨星相似，K巨星的丰度由光学高分辨率光谱确定：<[Fe/H]>=-0.190 +/- 0.020，1-sigma色散为0.08 +/- 0.015。比较我们的球型M巨星与太阳附近的本地盘M巨星的对照样本，我们发现球型星的α元素相对于太阳组成星在+0.3 dex的水平上增强，与其他对球型球状星团和场星的研究一致。这个小样本表明光谱类型与金属丰度无关，也没有任何迹象表明M巨星是具有特殊特征（如相对年轻或高金属丰度）的凸出人口子集的进化成员。我们还发现低的~（12）C/~（13）C < 10，证实了在红巨岩演化阶段存在超混合过程
2005-06-02 astro-ph
An Attempt to Detect the Galactic Bulge at 12 microns with IRAS
在12微米的表面亮度图，来自红外天文卫星（IRAS）的观测，被用来估计在这个波长的综合流量从银河系的凸起作为一个函数的银河系纬度沿短轴。一个简单的模型被用来从IRAS测量中去除银河系盘发射（例如未分辨的恒星和尘埃）。由此产生的估计进行比较，预测的12微米凸起表面亮度的基础上观察的完整样品的光学确定M巨星在几个短轴凸起领域。没有发现任何证据表明，除了从光学鉴定的M星样本加上正常的低光度恒星预期的12米发射的任何重要组成部分的隆起。来自IRAS目录的已知大振幅变量和点源对总12微米通量仅贡献一小部分。
1998-04-21 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Follow-Up Observations of the Macho Microlensing Event in the Galactic Bulge
我们目前的后续观测的引力微透镜候选人发现的合作在银河系的隆起。光度数据覆盖了事件最大值附近的一段时间，可用于构建完整的光变曲线。透镜星在色星等图中的位置表明它是一颗位于次巨星分支上的银河系核球星。
1994-11-22 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
The lack of carbon stars in the Galactic bulge
为了解释银河核球中碳星的缺乏，我们用星族综合程序对热脉冲渐近巨星分支星进行了详细的研究。讨论了氧过剩和质量损失率对银河系核球中碳星和氧星数目之比的影响。我们发现，氧的过剩，这是大约两倍大的太阳附近（接近目前的观测）是不足以解释碳星的稀有在隆起。我们认为，大的质量损失率可能作为一个控制因素的碳星的数量比的氧星。
2008-08-15 astro-ph
The Outer Regions of the Galactic Bulge:II Analysis
我们分析的速度，化学丰度和空间分布数据的一些1500 K-和M-巨星在银河系隆起。凸起在$\rm 700pc \le R \le 3500pc$范围内具有确定的线性旋转曲线，振幅为${\rm \sim 25 km s^{-1} kpc^{-1}}$。Kent（1992）的扁各向同性球模型与我们的实验数据比较吻合。我们没有发现对不对称性或横杠的显著要求。在我们的领域的一个子集K巨星的金属丰度分布，使用镁$b$功能，平均${\rm [Fe/H] \approx -0.3}$没有变化。也就是说，在银河系中心范围$\rm 500pc \le R_{GC} \le 3500pc$内的银河系隆起中没有可探测到的丰度梯度。我们从我们的数据中推导出了球的比角动量分布函数，并将其与Wyse & Gilmore（1992）对晕、厚盘和薄盘的测定结果进行了比较。我们确认，凸起和晕的角动量分布是不可区分的，厚盘和薄盘。然而，隆起晕分布与厚盘薄盘分布有很大不同。这也许是银河系不同结构成分之间进化关系的最强有力的线索。
1995-02-07 astro-ph
Optical Survey of Planetary Nebulae in the northern Galactic Bulge
我们提出了银河系隆起北部行星状星云（PNE）光学巡天的初步结果。特别是，在与[O III] 5007发射线相对应的波长处，我们用Skinakas天文台的0.3米望远镜进行了观测，在那里我们探测到了几个新的PNe，并重新发现了该地区已知和已知可能的PNe。
2002-04-01 astro-ph
A Catalogue of Be Stars in the Direction of the Galactic Bulge
在不同金属丰度的环境中，如麦哲伦云或银河系核球中，对Be星的详细研究对于理解星周盘的形成和演化机制是必要的。然而，直到现在还没有对我们银河系凸起方向的Be星进行详细的研究。我们报告的第一个系统的搜索是明星候选人的方向银河系隆起。我们提出的目录，给一个简短的描述恒星的变化，并显示一些光变曲线的例子。我们在I波段寻找符合星等、颜色和可变性等特定标准的恒星。我们的搜索是在银河系隆起的48个OGLE II区域进行的，这次搜索产生了29053颗Be候选星，其中198颗显示出周期性的光变化。在这最后的样本中，有近1500颗恒星几乎可以肯定是Be星，为光谱多目标后续研究提供了理想的样本。
2007-10-09 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 Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge
我们目前的54个人口II造父变星的OGLE-II目录中的银河系膨胀领域的可变对象确定的I波段光变曲线。它们的周期从几分之一天到几天不等。它们的光变曲线与经典造父变星的光变曲线非常相似，但周期要长几倍。我们分析了新发现的第二族造父变星的颜色-星等图的位置。这些天体的位置证实了最近的发现，即朝向银河系凸起的星际消光可能是异常的。从我们的样品中得到的红化线的斜率与早期用红团簇星和银河核球区RR~Lyr星得到的红化线的斜率非常一致。我们的星族II造父变星遵循相同的周期-光度（P-L）关系，表明这些天体的状态相似。我们比较了这些恒星的P-L关系与OGLE-II巡天探测到的造父变星星族II的关系。偏离银河系凸起造父变星的P-L关系似乎表明，这些物体位于银河系棒类似于红色团块星。
2003-06-26 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulgelike Dwarf Stars III. Alpha and Heavy-element abundances
目前的样本附近的球状矮星的运动学和金属丰度的特点，可能是一个内部磁盘或隆起的起源。用等时线得到的年龄为10-11 Gyr，金属丰度为-0.80< [Fe/H]<+0.40。利用光谱数据计算了恒星参数，并利用光谱合成方法计算了Mg、Si、Ca、Ti、La、Ba、Y、Zr和Eu的化学丰度。我们发现[α-元素/Fe]根据元素的不同显示出不同的模式。Si、Ca和Ti与铁的比值随着金属丰度的增加而平稳下降，基本上遵循圆盘模式。O和Mg，大质量超新星的产物，以及r-过程元素Eu，相对于盘星来说是过量的，当金属丰度[Fe/H] > -0.3 dex时，下降幅度更大。[s-元素/Fe]大致跟踪太阳值，当[Fe/H] < 0时，没有明显的金属丰度趋势，显示出太阳下富金属恒星的值。这两个运动学和化学性质的bulgelike星表明一个独特的身份时，这个人口相比，盘星。
2003-04-30 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
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
The Formation of Galactic Bulges
我们总结了最近的一些结果，附近的星系凸起，是有关它们的形成。我们强调了一些重大进展，我们的理解的表面亮度轮廓，恒星星族，特别是旋涡星系的中心。我们也把我们自己的银河系看作是一个外部星系。我们的主要结论是，早型旋涡星系（S 0- Sb）的凸起与晚型旋涡星系和大多数其他类型的星系一样，也含有中心核成分。这些中心组成部分的光度与总隆起光度的相关性最好，而不是以及与形态类型。早型旋涡星系的核球遵循椭圆星系的基本面和色/线强度与光度的关系。虽然我们对早型螺线的凸起有了一个合理的认识，但对晚型螺线的凸起却知之甚少。然而，我们的银河系凸起与外部盘星系的凸起非常相似，这使我们怀疑晚型螺旋星系的凸起也可能非常相似。
2005-02-15 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
The Galactic bulge as seen in optical surveys
这个星系的凸起区域对于理解星系形成有着巨大的意义。然而，测量测光和运动学在它提出了几个固有的问题，如严重拥挤和高消光可见。使用贝桑松星系模型和3D消光图，我们估计的恒星密度作为经度，纬度和视星等的函数，我们推导出的可能性，达到和测量与盖亚膨胀星。我们还提出了一个正在进行的分析，使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的凸起。
2008-12-19 astro-ph
On the deprojection of the Galactic bulge
一个算法的开发和测试的光度观测银河系的凸起所造成的问题。后者对着天空上的一个非平凡的立体角，我们表明，这允许反转的投影亮度分布的假设下，凸起有三个正交的镜面指定的方向。在假定的镜面方向上的严重错误应该是可检测的。
1995-08-25 astro-ph
Galactic bulge formation as a maximum intensity starburst
正常银河系恒星形成的性质，包括密度依赖性，阈值密度，湍流标度关系，和集群特性，适用于银河系隆起的形成。一个重要的区别是，与星系盘或矮星系不同，膨胀势阱太深，不允许自我调节或被年轻恒星的压力吹灭。因此，核球的形成速度应该是最快的，也就是说，大部分气体将在几个动力学时间尺度内（约10^8年）转化为恒星。气体吸积阶段可能比这更长，但是一旦达到临界密度，这主要取决于来自暗物质的总维里密度，凸起中恒星的形成应该非常迅速。这样的三维恒星形成也应该形成了许多星团，就像今天正常的盘状恒星形成一样。这些星团中的一些可能作为古老的球状星团幸存下来，但大多数都分散了，尽管它们仍然可以作为相空间中的浓缩流观察到。
1999-01-04 astro-ph
