Bars and Boxy/Peanut-Shaped Bulges: An Observational Point of View
受棒旋星系的屈曲不稳定性研究的启发，近年来，人们致力于研究盒状/花生状（B/PS）星系球。在这里，我们提出了新的酒吧诊断边缘上的旋涡星系的周期轨道计算和流体动力学模拟的基础上。这两种方法都提供了可靠的方法来识别杆及其在侧边系统中的方向。我们还提出了一个大样本的边缘上的螺旋和不B/PS凸起的酒吧的观测搜索结果。我们发现，大多数B/PS凸起是由于存在一个厚酒吧看到的边缘，而只有少数可能是由于吸积。这有力地支持了B/PS凸起形成的杆屈曲机制。
1999-01-19 astro-ph
ESTABLISHING THE CONNECTION BETWEEN PEANUT-SHAPED BULGES AND GALACTIC BARS
有人认为，在一些边缘盘星系中看到的花生状凸起是由于中心棒的存在。虽然酒吧不能检测光度边缘上的星系，我们表明，禁止潜力产生一个强大的运动学签名的形式双峰线的视线速度分布与特征的“8”字变化与半径。我们获得了两个具有花生状凸起的边向星系（NGC~5746和NGC~5965）的光谱观测结果，它们在气体（发射线）和恒星（吸收线）分量中都精确地揭示了这种视速度分布。这些观测结果提供了强有力的观测证据，表明花生状凸起是沙洲形成的副产品。
1995-01-31 astro-ph
Bulges or Bars from Secular Evolution?
我们使用高分辨率的无碰撞$N$体模拟来研究长期的磁盘星系的演化，特别是遭受酒吧，也许酒吧屈曲不稳定的磁盘的最终属性。虽然我们发现，酒吧没有被破坏的屈曲不稳定性，当我们分解的径向密度分布的长期演变的磁盘到内部的Sérsic和外部的指数分量，为有利的视角，所得到的结构参数，标度关系和全球运动学的酒吧组件是在晚型星系的凸起得到的。圆形凸起可能需要不同的形成通道或消散过程。
2004-03-03 astro-ph
Topics on bar and bulge formation and evolution
我讨论的COSMOS调查的结果，显示盘星系的比例，是禁止大大减少与回看时间从z ~ 0.2到z ~ 0.8。这种减少对于小质量和低光度的螺旋来说更为重要。经典的酒吧形成理论提供了一个很有前途的框架来理解这些结果。我还讨论了形成的discy凸起使用N体模拟再现以及观察到的discy凸起的属性。因此，这些模拟的圆盘形凸起具有圆盘的形状，它们具有形状指数值小的Sersic轮廓，并且它们的尺寸为kpc的量级。它们是由棒驱动的物质径向流入形成的，因此由气体和恒星组成，并且有相当大比例的年轻恒星。它们可以容纳螺旋结构或内部酒吧。
2008-02-01 astro-ph
Boxy/peanut and discy bulges : formation, evolution and properties
“凸起”类包含具有非常不同的形成和演化路径以及非常不同的性质的物体。我回顾了两种类型的“凸起”，四四方方/花生凸起（B/Ps）和圆盘凸起。前者是从侧面看的沙条的一部分，起源于盘的垂直不稳定性，其范围比沙条稍短。它们的恒星星族与形成它们的圆盘的内部相似。盘状凸起具有盘状轮廓，即，从正面看，它们是圆形或椭圆形的，从侧面看，它们是薄的。它们的范围比方形/花生状凸起的范围小5倍。它们是由主要是气态物质流入星系中心和随后的恒星形成的。因此，它们含有大量的年轻恒星和气体。在同一个星系中，不同类型的凸起经常共存。我回顾了这两种类型的凸起的主要已知结果，并提出了新的模拟结果。通过垂直屈曲，在杆之后形成约1Gyr的B/Ps。此时，棒强度降低，其内部变厚-形成花生状或盒状-并且比率$σ_z^2/σ_r^2$增加。第二个屈曲事件被认为是在模拟与强大的酒吧，也伴随着增厚的花生和削弱的酒吧。B/Ps的属性与酒吧的属性密切相关：更强的酒吧有更强的花生，更平顶的垂直密度分布，并经历了更多的屈曲。我还提出了模拟盘星系形成，其中包括一个盘状隆起的形成。他们的径向密度分布分解成一个指数盘和Sersic凸起给出了现实的价值观的光盘和凸起的尺度长度和质量比，和Sersic形状指数的顺序为1。
2008-02-01 astro-ph
Another bar in the Bulge
利用2MASS数据重建了银河系隆起区老恒星星族的投影密度图。通过将H和K测光带结合起来，就有可能克服变红的影响，从而穿透银河系隆起的内部结构。图中的主要结构对应于有据可查的花生状棒，它是由于动力学不稳定性而由银河系盘的内部形成的。正如数值模拟所建议的，棒的投影Z轮廓具有几乎指数形状。在减去与条形图相关的指数分布之后，在银河系中心附近出现了一个大的残差。这种残余物是细长的和不对称的，这表明一个酒吧的结构。因此，我们得出的结论是，除了主酒吧一个较小的酒吧与不同的方向可能存在于银河系的中心区域。这一发现使得银河系非常类似于大量的棒旋星系，在它们的中心区域也有一个较小的棒。
2001-10-22 astro-ph
Discovery of a Boxy Peanut Shaped Bulge in the Near Infrared
本文报道了在大倾角棒斑Seyfert 2星系NGC~7582中发现的一个四方形/花生形凸起。花生形状在近红外$JHK$图像中清晰可见，但在可见光$BVR$图像中被灰尘的消光所掩盖。这表明，近红外成像调查将发现更多的四四方方/花生状的形态比可见光调查，特别是在严重灭绝的星系，如NGC~7582。NGC~7582中的凸起与其他方形/花生形凸起相比表现出强烈的方形。如果星爆是由棒介导的，那么棒很可能是在不到几个棒旋转周期或几个$\times 10^8$年前形成的。如果棒也导致了花生，那么花生会很快形成;在几个棒旋转周期的时间尺度上。
1997-01-15 astro-ph
Formation and evolution of bulges
在介绍了三种定义盘状星系核球的方法之后，我们介绍了不同类型的核球，即经典核球、方形核球和盘状核球。然后，我们讨论了三个具体的主题与凸起的形成和演变，即耦合的酒吧，屈曲和花生强度的时间演变;速度各向异性对花生形成的影响;和凸起的形成通过酒吧破坏。
2007-10-08 astro-ph
When Is a Bulge Not a Bulge? Inner Disks Masquerading as Bulges in NGC 2787 and NGC 3945
我们提出了一个详细的形态，光度和运动学分析的两个酒吧S 0星系与大，明亮的内部磁盘内的酒吧。我们发现，这些结构，除了是几何盘状的，有指数的配置文件（规模长度$\sim$ 300- 500 pc）不同于中央，非指数的凸起。我们还发现它们在运动学上是圆盘状的。NGC 2787的内部圆盘的光度大约是凸起的两倍;但在NGC 3945中，内部的圆盘几乎比凸起的亮度高出十倍，而凸起本身非常小（半光半径$\approx$ 100 pc，在一个外环半径为$\approx$ 14 kpc的星系中，$\sim$仅占总光度的$\sim$ 5%--一个凸起/总比率更典型的Sc星系。我们估计，至少有20%的（禁止）S 0星系可能有类似的结构，这意味着他们的凸起/磁盘的比例可能会显着高估。这些内部的圆盘控制着星系的中心光;它们至少比椭圆星系和早期螺旋星系中典型的“核圆盘”大一个数量级。因此，它们必须影响它们所在的酒吧的动力学。
2003-10-28 astro-ph
Bulge properties and dark matter content of early-type barred galaxies
棒星系的动力学取决于其棒的模式速度。唯一直接测量棒材花纹速度的方法是Tüssee-Weinberg技术。这种方法最适合于分析恒星成分的分布和动力学。因此，它主要用于早期型棒星系。它们中的大多数都有一个典型的凸起。另一方面，基于气体组分的分布和动力学分析的各种间接方法已被用于测量晚型棒星系中的棒斑速度。几乎所有被测量的棒都尽可能快速地旋转。通过将这一结果与暗物质晕中条形的高分辨率数值模拟进行比较，可以得出结论，这些条形存在于最大的圆盘中。
2007-09-24 astro-ph
Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy
2 MASS 6x计划对仙女座星系（M31）光盘范围进行了一次新的2.8 deg^2 J，H，K_s红外观测，提供了一个几乎完全不受尘埃消光影响的M31中心的清晰图像，并揭示了一个高对比度的隆起，其具有非常方形的等照度线，主导了近红外光的半长轴约为700“（2.6 kpc）。内部凸起（<~ 50“）相对呈圆形，但显示出一定的等照度扭曲。除此之外，凸起的椭圆度和方形度随着半径的增加而增加-达到与近红外线观察到的任何其他已知盘星系相媲美的方形度-并且位置角恒定在约50度，比M31盘的位置角高出约10度。在高度倾斜的磁盘中的Boxy凸起已被证明是酒吧的垂直结构，和自洽的，N体建模特定于这里提出的近红外图像可以重现观察到的近红外M31功能与经典的凸起和boxy凸起/酒吧的组合。在盒状凸起区域之外，几乎沿着盘的40度位置角，一条窄的红外线通量脊，可以用棒的薄部分来识别，或多或少对称地延伸到内盘中，半长轴半径为700“至1200”或更大。在NIR波段上看到这些不同的M31结构的形态或相对亮度的微小变化（即，看不到颜色梯度）。这些新的数据证实了M31是一个像银河系一样的棒旋星系。
2006-05-09 astro-ph
Stellar Kinematics of Boxy Bulges: Large-Scale Bars and Inner Disks
获得了30个边对旋涡星系的长轴长缝恒星运动学，其中24个星系具有方形/花生形（B/PS）凸起。B/PS凸起存在于>45%的高倾斜系统中，许多工作表明它们是厚棒的边缘投影。的平均恒星速度V，速度色散σ，和非对称（H3）和对称（H4）偏离高斯的配置文件。与N-body bar诊断相比，我们发现80%的样本中有bar签名。B/PS核球星系的旋转曲线通常呈现双峰状，中间有一个斜坡或平台。它们通常显示出平坦的中心速度频散曲线，并伴有次峰或平台，并且>=40%具有局部中心西格玛最小值。H3的配置文件显示多达3个斜率反转和H3通常与V在假定的酒吧长度，从轴对称磁盘的预期相反。这些特征性的钢筋特征加强了B/PS凸起和钢筋之间密切联系的情况。在大多数星系的中心，h3与V是反相关的，这表明它们还拥有冷而致密的解耦近轴对称的中央恒星盘。这些与先前确定的恒星形成电离气体盘在气体丰富的系统，我们认为，他们形成了气体流入驱动的酒吧。正如N-体模型所建议的，H3似乎是一个可靠的示踪剂的不对称磁盘，允许区分轴对称和禁止磁盘中看到的投影。B/PS凸起（因此，所有凸起的大部分）似乎是由磁盘的材料，已获得了大的垂直范围内，通过酒吧驱动的垂直不稳定性。因此，它们的形成可能是由长期的进化过程而不是合并所主导的。[摘要]
2004-03-10 astro-ph
The Nature of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Spiral Galaxies
我们提出了一个系统的观察研究酒吧和四四方方/花生形（B/PS）凸起之间的关系。我们首先审查和讨论拟议的机制，其形成，侧重于吸积和酒吧屈曲的情况。使用新的方法依赖于运动学的边缘盘，然后，我们寻找酒吧在一个大样本的边缘上的螺旋星系的B/PS凸起和一个较小的控制样本的边缘上的螺旋与更多的球状凸起。我们提出的位置-速度图的电离气体从光学长缝光谱。我们发现，几乎所有的B/PS凸起是由于一个厚酒吧看到的边缘上，而只有少数极端情况下可能是由于外部材料的吸积。这有力地支持了B/PS凸起形成的杆屈曲机制。在对照样本中，没有一个星系显示出条形的证据，这反过来表明条形通常是B/PS。我们考虑了星系盘中尘埃的影响，但得出的结论是，它不会显着影响我们的结果。在许多物体中观察到与运动学结构相关的不寻常的发射线比，我们认为这与星系盘中存在强棒是一致的。正如N体模拟所预期的那样，方形-花生过渡似乎与视角有关，但需要更多的工作来推导出凸起中的棒的精确方向。在边缘螺旋星系中对棒的可靠识别首次为观测研究其垂直结构提供了可能性。
1999-04-01 astro-ph
The structure of spiral galaxies - I. Near-infrared properties of bulges, disks and bars
我们目前的数据样本的45个螺旋星系的哈勃类型的范围内，在近红外J和K波段成像。参数计算描述的凸起，磁盘和酒吧K波段光分布，我们寻找这些组件之间的相互关系显示的相关性。我们发现，经典的de Vaucouleurs曲线不能很好地拟合凸出曲线，而指数或R^1/2拟合是首选。膨胀盘比与哈勃类型只有微弱的相关性。许多星系的J-K色中心变红，我们认为这是由于核爆发或尘埃活动星系核。定义了一种新的测量杆件强度的方法，称为等效角法。我们强调这比传统的条间对比度更好，因为它不受视宁度和分辨率影响。在45个星系中有40个发现了酒吧，其中9个以前被归类为无酒吧。酒吧的强度被发现与磁盘表面亮度或附近邻居的存在不相关，但一种趋势是发现最强烈的酒吧星系位于一个有限的，中间范围内的膨胀盘比。棒光的轮廓被发现是平坦的或沿其长轴呈指数下降，轮廓类型与哈勃类型没有很强的相关性。杆件短轴剖面是显著不对称的，假定为纵臂，较陡的剖面通常在前缘上。在K波段，我们发现酒吧具有较高的轴比以前发现的光学研究。
1998-03-21 astro-ph
Properties of Bars and Bulges in the Hubble Sequence
本文根据对216个盘星系（分别来自NIRS和OSUBGS巡天的S_0和螺旋星系）的分析，讨论了哈勃序列中棒星系和球星系的性质。为此，我们收集了之前针对早期和晚期类型分别进行的各种分析，并在必要时完成。我们发现强有力的光度和运动学证据的pseudobulges在S 0-S 0/a星系：他们的凸起平均相当指数，内盘是常见的（在56%），并在许多星系的凸起旋转支持。这将是很难理解的，在这样的气体贫星系在S 0，如果这些pseudobulge候选人形成的恒星在磁盘中形成类似的方式在螺旋。一个更可能的解释是，在早期型星系的pseudobulges是酒吧相关的结构，连接到酒吧的演变，这一解释是支持我们的傅立叶分析和结构分解。发现早型星系中的棒具有许多演化系统的特征：（1）具有平顶/双峰傅立叶振幅轮廓，（2）棒具有典型的尖锐外截止，（3）振幅轮廓中出现高傅立叶模，（4）许多棒还具有柄型形态。利用棒强度指标$Q_g$、$A_2$、$f_{bar}$和棒长度，给出了不同Hubble型面元中棒强度的分布，为理解棒的演化机制提供了重要线索.
2007-02-16 astro-ph
A Kinematic Link between Boxy Bulges, Stellar Bars, and Nuclear Activity in NGC 3079 & NGC 4388
我们提出了直接的运动学证据的酒吧流运动在两个活跃的星系与四四方方的恒星凸起。在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜和夏威夷大学2.2米望远镜上使用了夏威夷成像法布里-珀罗干涉仪，以推导Sc星系NGC 3079和Sb星系NGC 4388盘中线发射气体的二维速度场。与之前基于长缝数据的工作相反，从法布里-佩罗数据中检测棒势并不依赖于内林德布拉德共振或强棒诱导冲击的存在。简单的运动学模型，近似的内在气体轨道作为不相交，倾斜的椭圆环，保持角动量的特点所观察到的速度场。NGC 3079和NGC 4388的箱形凸起都是使用新的近红外图像来确认的，以减少尘埃遮蔽。星光在这些星系的形态分析相结合的气体运动学的法布里-珀罗光谱测试恒星酒吧，涉及短暂的盒状隆起的演化模型，并量化的重要性，这样的酒吧在燃料活跃的核。我们的数据支持演化棒模型，但未能令人信服地证明NGC 3079和NGC 4388中的恒星棒直接触发或维持核活动。（节略）
1999-07-30 astro-ph
The Structural Parameters of Bulges, Bars and Discs in the Local Universe
星系的图像分解现在通常用于估计星系组成部分的结构参数。在这项工作中，我解决这个技术的可靠性问题。特别是，是否需要考虑到酒吧和活动星系核，以获得结构参数的隆起和盘？当物理空间分辨率相对较差时，我们在多大程度上可以信任图像分解？为此，我进行了多分量（酒吧/隆起/盘/活动星系核）的图像分解的样本非常接近的星系和他们的人工红移图像，并验证了从模型中删除酒吧和活动星系核组件的效果。忽略条纹会导致膨胀与总光度比的高估，即使分辨率很低也是如此。当明亮的活动星系核在模型中不被考虑时，也会产生类似的效果，但只有当分辨率很高时才会出现。我还表明，更遥远的星系的结构参数一般可以可靠地检索，至少到物理空间分辨率约为1.5千秒差距的点，但凸起参数容易出现错误，如果其有效半径是小的相比，看到半径，并可能遭受系统的影响。我简要地讨论了这些结果的后果，我们的知识，恒星质量预算在当地的宇宙，并完成了从一个大的SDSS样本的经典和伪凸之间的二分法的初步结果。
2007-08-21 astro-ph
Inside-Out Bulge Formation and the Origin of the Hubble Sequence
一个简单的，由内而外的形成方案的凸起。稳定性的论点被用来表明，在维里化的暗晕内冷却的低角动量重子形成了凸起：一种自我调节机制将部分重子物质转化为凸起成分，这样剩余的重子可以在稳定的盘成分中定居。我们将这种情况耦合到Fall & Efstathiou理论的磁盘形成和搜索的参数和物理过程，确定磁盘凸起的比例，因此在很大程度上解释了哈勃序列的起源。这个简单的星系形成方案可以解释螺旋星系和S 0星系，但没有包含更多的凸起主导系统。
1999-01-29 astro-ph
Bar-Driven Evolution and 2D Spectroscopy of Bulges
一个多方面的方法来约束的重要性，酒吧驱动的演化盘星系，特别是隆起的形成。N-体模拟是用来构建恒星运动酒吧诊断边缘上的系统，并量化预期的垂直结构的酒吧，他们相比，观察30个边缘上的螺旋，大多数有一个方形的凸起。长缝光谱的星系显示特征双峰旋转曲线，色散曲线与次峰和/或平坦的最大值，和相关的h3和V的配置文件，表明他们中的大多数港口边酒吧。冷，准轴对称的中央恒星盘的存在也建议，大概是通过酒吧驱动的气体流入和恒星形成。同样星系的K波段成像也突出了棒的尺度高度的径向变化，正如垂直盘不稳定性所预期的那样。光的轮廓在形状上也径向变化，但永远不会接近经典的德沃库勒定律。过滤的图像进一步隔离的特定轨道家庭在原点的boxy结构，这可以直接相关的周期性轨道计算在3D禁止的潜力。因此，酒吧的大规模的三轴隆起和嵌入式中心盘的形成作出了重大贡献。还介绍了SAURON巡天对恒星/电离气体运动学和球状体的恒星星族的有关结果。例子是用来说明耦合恒星运动学和linestrengths（年龄和金属丰度）的潜力，在这里特别是解开酒吧和凸起的动力学演化和相关的化学富集的历史。[摘要]
2004-07-28 astro-ph
Evidence for the Galactic Bar from the Two Color Photometry of the Bulge Red Clump Stars
光学引力透镜实验（OGLE，Udalski et al.~ 1994 a; Paczyovski等人~ 1994 b--这些会议录;和其中的参考文献）是一个广泛的光度搜索的罕见情况下，银河系核球恒星的引力微透镜的前景物体。它提供了一个巨大的数据库（Szymaposki\& Udalski 1993），从这个数据库中已经编制了色星等图（Udalski et al.~ 1993年，1994年b）。在这里，我们讨论了使用一个定义明确的人口膨胀红丛星调查的存在，酒吧在我们的银河系。Stanek等人描述了我们早期研究的结果。（1994年）。
1994-10-14 astro-ph
Color-Magnitude Diagram Distribution of the Bulge Red Clump Stars - Evidence for the Galactic Bar
通过OGLE项目获得的朝向银河系凸起的13个视场的$\sim 5\times 10^5$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，其经折射调整的视星等分布相差$0.37\pm0.025\;mag$。假设银河系中心两侧的红团簇星的内禀光度分布相同，这意味着两个视场中红团簇星的距离相差$1.185\pm0.015$倍。对于观测到的光度分布差异，一个合理的解释是，银河系隆起是一个三轴结构，或者说是一个条形结构，它向视线倾斜的角度不超过$45°$，而条形结构在银河系正经度的部分离我们更近。这与其他研究表明银河系中心存在酒吧的结果相当吻合。可通过计算机网络使用匿名{ \tt ftp}访问色觉星等图数据。
1994-04-15 astro-ph
K-Band Observations of Boxy Bulges. I. Morphology and Surface Brightness Profiles
本文给出了30个边对旋涡星系的Kn波段图像、非清晰掩模图像以及长轴和垂直加总的表面亮度剖面，这些星系大多数具有方形或花生形（B/PS）凸起。这类星系比其他类型的星系有更复杂的形态，更经常显示出（偏离）中心的X结构，第二主轴极大值和螺旋状结构。这些功能也观察到在N体模拟的酒吧光盘，并可能跟踪主要酒吧轨道家庭。具有B/PS凸起的星系的表面亮度轮廓也更复杂，通常有3个或更多的清晰分离的区域，包括一个平坦的中间区域（弗里曼II型轮廓）。这些径向破裂为杆驱动的角动量转移和物质的径向再分布提供了证据。该配置文件还表明，光盘材料的scaleheight的快速变化，与传统的智慧相反，但再次从垂直共振和不稳定性的预期禁止光盘。表面亮度轮廓的陡峭内部区域通常比星系的等照度厚度部分短，而等照度厚度部分本身总是比轮廓的平坦区域短。与标准的“凸起+盘”模型相反，我们提出具有B/PS凸起的星系是由一个薄的集中盘（盘状凸起）和一个薄的外盘组成的，该盘包含在一个部分厚的棒（B/PS凸起）中。内部盘可能通过棒驱动过程长期形成，并且负责表面亮度轮廓的陡峭内部区域，而棒负责观察到的平坦区域和厚的复杂形态结构。这些部件动态地强耦合并且主要由相同的（盘）材料形成。[删节]
2006-06-02 astro-ph
Microlensing Maps for the Galactic Bulge
微透镜图--即每个$10^6$源星的等量事件的轮廓--在两个备选假设下为内星系提供：（1）凸起是一个扁圆的轴对称球体或（2）凸起是一个长杆。扁圆球状体在巴德窗的每颗$10^6$星每年产生总共$\sim 12$事件（如果圆盘是最大的，则是$\sim 15$事件）。在$\sim 45^\circ$上观察到的扁长条形图的事件发生率略低，并且该图在正向和负向条形图之间具有特征性的不对称性。如果几乎沿着长轴向下观察，长柱可以产生事件率的轻度放大。盘在$|\ell | \gta 6^\circ$的凸起主轴上提供主要的透镜群。在长轴窗口的速率测量可以测试盘暗物质或最大盘模型。
1994-09-01 astro-ph
Bars in Disk-Dominated and Bulge-Dominated Galaxies at z~0: New Insights from ~3600 SDSS Galaxies
本文利用Sloan数字化巡天的~3692个星系的大样本研究了局域宇宙中的大尺度条，这些星系的星等为-18.5 <= M_g < -22.0，红移为0.01 <= z < 0.03。我们的样本包括许多星系，这些星系是盘主导的，并且是后期哈勃类型的。色切和色切都产生了类似的约2000个盘状星系的样本。我们的特点酒吧和磁盘椭圆拟合r-波段图像和应用定量标准。在排除了高度倾斜（$>60^{\circ}$）系统后，我们得到了以下结果. (1)棒星系的光学r带分数（f_opt-r）在整个样品上平均约为48%-52%。(2)当星系按照半光半径（r_e）或标准化r_e/R_24（这是一种测量凸起与盘（B/D）比的方法）分离时，可以看到一个显著的结果：f_opt-r急剧上升，从r_e/R_24小的星系中的~40%，视觉上似乎有突出的凸起，到r_e/R_24大的星系中的~70%，并且似乎是盘主导的。(3)对于颜色较蓝（约30%）和质量较低（约15%-20%）的星系，$f_{\rm opt-r}$会上升。(4)虽然星系演化模型的分级$Λ$ CDM模型未能产生没有经典凸起的星系，但我们的研究发现，约20%的盘状星系似乎是“准无凸起”的。(5)在应用相同的震级（MV <-19.3 mag）、棒大小（a_bar >= 1.5 kpc）和棒椭圆率（e_bar >=~0.4）的截止值后，我们获得了34%的光学r-…
2007-11-14 astro-ph
Confirmation of a Kinematic Diagnostic for Face-On B/P Bulges
本文报道了NGC 98、NGC 600和NGC 1703三个正面星系的高分辨吸收线光谱研究结果，目的是寻找盒状/花生状（B/P）星系核球。这些观察测试和确认，为第一次，预测，面对B/P形凸起可以识别的两个最小值的轮廓沿酒吧的主轴的第四高斯厄米特时刻h_4的视线速度分布（LOSVD）。在NGC 98中，h_4的一个明显的双极小值出现在棒的长轴上和棒的末端之前，正如预测的那样。相比之下，在NGC 600中，它也是一个棒星系，但缺乏实质性的凸起，我们没有发现任何明显的运动学特征的B/P形凸起。在NGC 1703中，这是一个无棒控制星系，我们没有发现B/P隆起的证据。我们还直接证明了NGC 98中h_4极小值处的LOSVD比其它地方的LOSVD宽。这种更直接的方法避免了与视线速度色散测量和h_4之间的简并相关的可能的伪影。
2008-04-22 astro-ph
Stellar Populations in Bulges
我们目前的线强度的38个星系在本地宇宙中的凸起和内部磁盘，包括几个星系的凸起以前被确定为是盘状的颜色或运动学，看看他们的光谱特性揭示长期演化的证据。我们发现，所有哈勃类型的红色凸起都类似于其中心恒星星族的发光椭圆星系。它们具有大的光度加权年龄、金属丰度和α/Fe比值。蓝色凸起可以分为贫金属类和年轻的富金属类，贫金属类仅限于速度色散小的晚期类型，而年轻的富金属类包括所有哈勃类型和速度色散。亮度加权金属丰度和α/Fe比是敏感的中心速度分散和最大磁盘旋转速度。红色凸起和椭圆星系遵循相同的比例关系。我们看到了蓝色和红色凸起之间以及有棒星系和无棒星系凸起之间的标度关系的差异。大多数核球的金属丰度随半径的增加而降低;中心金属丰度较大的星系有较陡的梯度。在正年龄梯度（中心区域更年轻）存在的地方，它们总是在棒星系中。凸起的金属丰度与其盘的金属丰度相关。虽然这和酒吧和unbarred星系之间的差异表明，长期的演变不能被忽视，我们的研究结果是一致的假设，合并一直是主要的机制负责隆起形成。
2005-12-13 astro-ph
The Maximum Optical Depth Towards Bulge Stars From Axisymmetric Models of the Milky Way
我们已经知道，最近的微透镜结果对隆起意味着质量密度是令人惊讶的高动力学约束银河系质量分布。我们推导出的最大光学深度可能产生的银河系中的轴对称结构的凸起，并表明，观测接近超过这些限制。这一结果表明，作为显着增强微透镜的来源，酒吧的青睐。在文献中的几个酒吧模型进行了讨论。
1997-06-05 astro-ph
Multi-Band Bar/Bulge/Disk Image Decomposition of a Thousand Galaxies
通过g，r和i波段的复杂图像分解，正在确定近1000个邻近星系样本的凸起，盘和棒的结构参数。该样本是精心绘制的斯隆数字巡天数据发布2（SDSS DR 2），包含963个星系，其中407主机AGN，我们表明，它是代表星系和AGN人口在本地宇宙。在SDSS合作中，这些星系的大量其他物理性质也被确定。有了这些数据，我们加强了最近的几项研究，并发现了一些结果，导致新的见解如何不同的星系组成部分相互关联，在何种程度上的活动星系核的主机星系不同于静止星系。
2007-02-02 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
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
Bulge Formation
本文综述了目前讨论的星系核形成理论，包括星系核快速形成并吸积盘的原始理论，星系核通过棒和星系相互作用由盘的动力学演化形成的长期理论，以及两者的结合，星系核和盘的形成更加连续和交错。各种不同的情况下作出具体的预测，相对质量，角动量，颜色，金属丰度的凸起相对于磁盘，和凸起磁盘的比例作为时间的函数。描述了与凸起形成（棒不稳定性、合并）相关的动态过程，并根据观察到的统计数据进行了测试。目前的数据表明，在膨胀和磁盘形成的重力不稳定性的动力学反馈。仅在z=0的观测中很难区分不同的情况，而在高红移的观测是目前取得大进展的最大希望。
1999-04-02 astro-ph
The Face-on View of the Milky Way: Gas Dynamics in the COBE NIR Bulge and Disk
我们报告的COBE近红外球和磁盘的重力位的气体流动的模拟。这些模型导致四臂螺旋结构之间的共转酒吧和太阳，与观察到的旋臂切线。3-kpc-臂与从杆的端部发出的臂之一相标识。
1998-12-08 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
Growth of a peanut shaped bulge via resonant trapping of stellar orbits in the vertical Inner Lindblad Resonances
我们提出了一个简单的共振哈密顿模型的恒星盘的垂直响应的增长的酒吧微扰。随着棒扰动的增长，恒星被困在垂直的林德布拉德内共振中，并被提升到更高振幅的轨道上。方形和花生形凸起的垂直结构作为半径和方位角的函数在星系平面中可以预测从酒吧扰动的强度和速度和引力势的导数。该模型预测，共振外侧的恒星比内侧的恒星被提升得更高，这为方形/花生的尖锐外缘提供了解释。
2002-09-18 astro-ph
Boxy/peanut bulges : formation, evolution and properties
我们讨论了形成和演变的boxy/花生凸起（B/Ps），并提出了新的模拟结果。轨道结构的研究表明，B/Ps的一部分，酒吧看到的边缘上，他们有他们的起源在垂直不稳定性的光盘材料，他们是有点短的范围比酒吧。当棒形成时，它是垂直薄的，但经过一个回转的时间后，它经历了垂直不稳定和弯曲。这时，棒的强度降低，其内部变厚，因此，从侧面看，它获得了花生或盒子的形状。第二个屈曲事件被认为是在模拟与强大的酒吧，伴随着进一步增厚的B/P和弱化的酒吧。从数量上说，这种演化在很大程度上取决于晕的性质，特别是其核心的范围。这影响了星系内部交换的角动量的数量，这些角动量是由棒区的近共振物质发射的，并被晕和外盘中的近共振物质吸收。具有小核的晕通常具有更强的杆和B/P，并且它们经常见证双屈曲。
2008-02-04 astro-ph
Box- and peanut-shaped bulges. III. A new class of bulges: Thick Boxy Bulges
通过对1224个直径大于2 '的边缘盘星系的观测，我们发现了几个具有异常凸起的星系，它们符合两个标准：它们是盒形的，相对于星系的直径来说很大。这些凸起经常受到干扰，经常显示出突出的不规则性和不对称性，有些可能具有合并残留物或合并卫星。对于这些凸起，我们已经引入了术语"厚体凸起"（TBB）。大约2%的盘星系（S0-Sd），以及4%的盒状和花生状（b/p）星系属于这类星系。利用多色CCD和近红外数据，我们扩大了我们的样本，并跟踪了近20个星系的TBB。这些星系中的一大部分的扰动形态表明，许多TBB星系没有动态解决。对于TBBs，盒形的范围似乎太大而不能由正常的棒电位产生。因此，我们得出结论，两类b/p凸起存在不同的起源。虽然大多数（~96%）b/p凸起可以单独用棒来解释，但TBB的扩展盒状结构最有可能是由下落的卫星伙伴（软合并）的吸积物质造成的。
2004-01-06 astro-ph
The Galactic Bar
银河系有一个带条纹的凸起。本文总结了目前的理解的主要结构参数和图案的酒吧速度，并比较预测值的微透镜光学深度与凸起微透镜观测。
2002-03-07 astro-ph
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 astro-ph
Dark Bulge, Exponential Disk, and Massive Halo in the Large Magellanic Cloud
大麦云云的旋转曲线是我们从Kim等人（1998）观测到的高分辨率HI位置-速度图中得到的，它显示了一个陡峭的中心上升和平坦的旋转，并逐渐向边缘上升。利用旋转曲线，我们计算了表面质量密度的分布，并表明LMC有一个黑暗的紧凑的隆起，指数盘，和一个巨大的晕。该凸起距离恒星棒中心1.2 kpc，并且与光学对应物无关。这表明“暗隆起”中有很大一部分暗物质，具有极高的质光比（M/L）。相反，与周围区域相比，恒星棒具有较小的M/L比。(http：//www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/tokyofue/99lmc.htm）
1999-06-14 astro-ph
Formation and dynamical evolution of galaxies and of their components
从这个庞大的主题中，我将挑选和审查三个具体的主题，即酒吧的形成和演变，凸起的形成，以及在多个主要合并过程中的演变。棒在星系盘中自然形成。它们的演化是由星系内角动量的交换驱动的。这主要是由内盘（棒）中的近共振物质发射的，并被外盘和晕中的近共振物质吸收。因此，杆变得更强，旋转更慢。凸起不是同类的对象。根据它们的形成历史，可以区分出三种类型。经典的凸起主要是在实际的盘元件之前形成的，来自坍塌或合并以及相应的耗散过程。圆柱形/花生状凸起是从侧面看的棒料的一部分。最后，由于棒料扭矩，材料向中心流入，形成盘状凸起。大的合并会带来强大而快速的演化，并能将盘状星系转变为椭圆星系。我目前的结果，从模拟的多个合并在组的盘或椭圆星系，并讨论轨道各向异性的合并残余。
2005-10-28 astro-ph
Secular evolution in galaxies
新的观测有利于长期演化的重要作用进行了审查：中央恒星的形成，促进了伪凸棒星系，鼓包和磁盘之间的关系，证据振兴鼓包。数值模拟表明，长期演变可以通过一个周期的酒吧形成和破坏，其中气体起着重要作用。由于气盘中的棒被削弱或破坏，今天观察到的高频率的棒需要外部冷气体吸积，以补充盘并允许新的棒形成。从外部细丝吸积气体的速率与宇宙学模拟中观察到的一致。
2006-08-29 astro-ph
