Where Have All the Submillisecond Pulsars Gone?
自旋周期在1毫秒以下的类星体的存在是预料之中的，尽管它们至今还没有被探测到。它们的形成取决于从伴星吸积的物质的数量，而伴星的吸积又受到双星的质量喷射机制的限制。至少在某些情况下，质量喷射必须是有效的，以便产生观测到的适度快速旋转的毫秒双星。首先，我们证明，在被广泛接受的回收方案的框架内，使用人口合成的方法，预计将有大量的自旋周期低于一毫秒的恒星。然后，我们提出，显着变化的质量转移率可能会导致，在系统的轨道周期大于1小时，开关的无线电脉冲星的辐射压力是能够喷出系统的大部分物质转移的同伴，并防止任何进一步的吸积。我们展示了这种机制如何可以显着改变二进制的演变，因为驱动质量溢出的机制，从内拉格朗日点仍然是活跃的，而吸积被抑制。此外，我们证明了这种"射电喷射“阶段的持久性取决于双星的轨道周期，表明封闭系统（轨道周期低于1小时）是唯一可能的主机超快速旋转中子星。这可以解释为什么到目前为止还没有探测到亚毫秒级的双星，因为目前的无线电测量受到计算限制，无法在短轨道周期双星中探测到非常短的自旋周期双星。
2001-04-10 astro-ph
The visibility of the Galactic bulge in optical surveys. Application to the Gaia mission
凸起是银河系的一个区域，对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，如高消光在可见光和严重拥挤。在这里，我们试图估计在光学波长，大型CCD马赛克允许轻松地覆盖广泛的地区，未来的天体测量任务计划的隆起的可见度的问题。假设贝桑松星系模型和高分辨率的消光图，我们估计的恒星密度作为经度，纬度和视星等的函数，我们推断达到和测量的可能性鼓星。该方法适用于三个盖亚仪器，BBP和MBP光度计，和RVS摄谱仪。我们的结论是，虽然在BBP大部分的凸起将是可访问的，在MBP将有一个小的，但显着数量的区域，凸起的恒星将被检测到，并准确地测量在拥挤的领域。假设RVS光谱可以在适度拥挤的场中提取，则由于高消光，除了强吸收的内平面区域之外的大多数区域中以及在拥挤太严重的低消光窗口（如Baades窗口）中，凸起将是可访问的。
2004-09-28 astro-ph
A Connection Between Bulge Properties and the Bimodality of Galaxies
星系的整体颜色最近被证明遵循双峰分布。星系云分为“红色序列”和“蓝色云”，前者的原型是早期星系，后者的典型物体是晚期盘状星系。中间型（Sa-Sbc）星系分布在这两个区域。有人认为，这种双峰性反映了盘核星系的双组分性质。然而，现在已经确定有两种类型的凸起：“经典凸起”是类似于（小）椭圆的动态热系统，“伪凸起”是动态冷的，扁平的，盘状结构，不可能通过剧烈松弛形成。因此，问题是，在两种凸起类型都存在的Sa-Sbc类型中，红蓝二分法是否以某个盘-凸起比$B/T$值分离星系，或者，它是否分离不同凸起类型的星系，而不管它们的$B/T$。我们确定经典的隆起和pseudocluges形态与HST图像在附近的星系样本。详细的表面光度测量结果表明：（1）红蓝二分性是球核类型的函数：在相同的$B/T$下，蓝星系有假球核，红星系有经典球核。(2)膨胀型还预测了星系在其他（双峰）全球结构参数中的位置。(3)因此，红-蓝二分法并不仅仅是因为星系的隆起日珥减少，星系的隆起类型对星系的演化历史具有重要意义。（节录）
2007-05-07 astro-ph
On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular. Input from $N$-body simulations
在盘星系中被指定为凸起的物体并不形成一个均匀的类。我区分了三种类型。经典的凸起，其性质类似于椭圆星系，通过坍缩或合并形成。长方形和花生状的凸起，这是在靠近边缘的星系中看到的，实际上只是边缘上看到的棒的一部分。最后是圆盘状的凸起，这是（主要）气体流入最中心部分以及随后的恒星形成的结果。我做了一个详细的比较，四四方方和花生凸起的属性与$N$ -身体酒吧看到边缘和回答以前提出的反对意见之间的联系。我还提出和分析模拟，其中一个四四方方/花生功能是目前在同一时间作为一个经典的球状凸起，并将它们与观察比较。最后，我提出了一个术语，可以帮助区分这三种类型的凸起，避免相当大的混乱。
2005-02-16 astro-ph
Central Star Formation in Pseudobulges and Classical Bulges
我用Spitzer 3.6-8.0 μm的色剖面比较了在假核球和经典核球中恒星形成的径向结构。伪凸起是通过长期进化而形成的“凸起”，而不是合并。在这项研究中，伪凸起是通过星系中心的盘状结构（核螺旋，核棒和/或凸起的高椭圆率）来识别的;经典凸起是那些具有光滑等照度线的星系凸起，与外盘相比是圆形的，并且在它们的凸起中没有盘状结构。我表明，星系结构确定为具有pseudobulges有更高的中央恒星形成率比经典的凸起。此外，我还表明，被确定为具有经典的凸起的星系有显着的定期恒星形成配置文件。具有经典凸起的星系的颜色剖面显示了一个恒星形成的外盘，它在朝向星系中心的方向上发生了急剧的变化，这与恒星形成率的下降相一致。经典的球核有一个近似恒定的内部轮廓（r < 1.5 kpc），类似于椭圆星系。在一般情况下，从外盘到中央的伪凸起，恒星形成的性质没有这样的转变。因此，我的结论是，伪隆起和经典隆起实际上是通过不同的机制形成它们的恒星。此外，这增加了证据表明，经典的隆起形成的快速情节爆发，在类似的方式椭圆星系的大部分恒星;而，pseudobulges形成恒星从更持久的长期过程。
2006-03-17 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
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
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
Buckling Bars and Boxy Bulges
有人认为，在一些边缘盘星系中看到的花生状凸起是当这些星系中的棒弯曲时产生的。本文回顾了建模，旨在显示如何酒吧扣，我提出了一个非常简单的新模型，捕捉这个过程中的基本物理。然后，我讨论的问题，在建立观测花生形的凸起和酒吧之间的联系：确认的联系已被证明是困难的，因为四四方方的凸起只明显的边缘星系，而酒吧只容易检测到更多的面对系统。最后，我提出了一种新的技术，它避免了这种困难，通过搜索独特的运动签名的边缘酒吧，应用这种方法的频谱花生形凸起揭示，他们确实与隐藏的酒吧。
1995-08-08 astro-ph
The DEEP Groth Strip Galaxy Redshift Survey. VIII. The Evolution of Luminous Field Bulges at Redshift z ~ 1
我们给出了在Groth Strip Survey（GSS）中发现的50多个光场凸起（包括椭圆星系）的样本，0.73< z < 1.04，凸起星等I <= 23。通过使用GIM 2D分解HST图像来去除指数盘光。我们发现，85%的这些凸起几乎是红色的当地E/S 0的，并有一个浅的斜率和一个小的颜色色散的颜色-光度关系，这表明大致同时代的形成。这些凸起的表面亮度比局部凸起高约1等。这些结果解释采用“毛毛雨”的情况下，富含金属的早期形成，后来被少量的额外的恒星形成污染。正如半解析分层星系形成模型所预期的那样，几乎所有盘都具有与其伴随的凸起相同或更蓝的颜色，无论凸起盘比和凸起亮度如何。我们提出的证据表明，少数蓝色隆起候选者不太可能是真正的蓝色椭圆或隆起。我们更深入，更广泛，更少的磁盘污染的观察挑战先前的说法，即30%至50%的场凸起或椭圆星系处于蓝色，恒星形成阶段，z < 1。我们的结论是，在z ~ 1的场球和椭圆星系，像在相同的红移明亮的早型星系团星系，已经占主导地位的金属丰富，老恒星星族，已经从一个形成时代早于z ~ 1.5衰落。（节略）
2004-11-30 astro-ph
Resolved Stellar Populations of Super-Metal-Rich Star Clusters in the Bulge of M31
我们应用MCS图像去卷积算法（Magain，Courbin & Sohy 1998）对3个M31球状球状星团（G170，G177，G198）及其附近控制场的HST/WFPC 2 V，I数据进行了处理。所有三个星团都被清晰地探测到，恒星密度随着星团中心半径的减小而增加;这是第一次在另一个星系的内部区域的凸起星团中分辨出恒星。从集群的RGB斜率和HB和RGB顶部之间的I星等差异，我们得出结论，这三个集群都有大致的太阳金属丰度，与早期的积分光光谱测量一致。我们的数据支持这样一种观点，即M31球团和场星在星系形成的早期，都是从同一种富含金属的气体中诞生的。
2000-05-02 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 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
Axisymmetric mass models of S0 and spiral galaxies with boxy bulges: mass-to-light ratios, dark matter and bars
我们研究了一个样本的30个边缘上的螺旋和S 0星系，有四方形和花生形的凸起。我们计算模型恒星运动学求解金斯方程的轴对称质量分布来自K波段图像。这些简单的模型只有一个自由参数：动态质光比，我们假设它与半径无关。考虑到建模过程的简单性，在我们的运动学数据范围内，模型二阶速度矩与观测到的恒星运动学非常吻合，通常达到~ 0.5-1 R25（其中R25是光学半径），或相当于2-3 Re（其中Re是有效或半光半径）。因此，我们没有发现任何证据的主要暗物质组成部分内的光盘螺旋星系。我们样本中的S 0也是如此，这大大扩展了以前对这些星系中暗物质的观测限制。预测的运动学确实略有偏离，但系统地从大多数星系的凸起区域的观测，但我们认为，这是一致的，四四方方的和花生状的凸起是酒吧的边缘上观看的索赔。
2008-12-09 astro-ph
Near-infrared and optical broadband surface photometry of 86 face-on disk dominated galaxies. II. A two-dimensional method to determine bulge and disk parameters
在本文中，我提出了一个新的二维分解技术，该模型的表面光度的星系与指数光分布的凸起和磁盘，并在必要时，与弗里曼酒吧。对新技术进行了人工和真实数据的系统误差测试，并与广泛使用的一维分解技术进行了比较，其中使用了星系的光度分布。的比较表明，一个指数的光分布的星系的二维图像的分解的凸起和磁盘产生的最具重现性和代表性的凸起和磁盘参数。进行了广泛的误差分析，以确定模型参数的可靠性。如果模型与指数隆起的轮廓是一个合理的描述星系，在导出的模型参数的最大误差是20%的顺序。如果用其他常用的凸函数代替指数凸函数，如de Vaucouleurs定律，将增加模型参数的不确定性。所有的分解方法都应用于de Jong和van der Kruit（1994）提出的光学和近红外数据集，该数据集包括六个通带中的86个星系。
1996-01-01 astro-ph
An application of the tensor virial theorem to hole + vortex + bulge systems
张量维里定理的子系统制定为三个组件的系统和进一步的努力致力于一个特殊的情况下，内部的子系统和外部的中心区域是均匀的，最后包围的等温homeoid。维里方程是在附加的限制条件下显式写出的。在内部子系统扁平的限制下，应用于空穴+涡+凸起系统。使用Faber-Jackson关系，从定性考虑推导出标准的$M_{\rm H}$ - $σ_0$形式。在几种情况下，作为分数半径y_{\rm BV}和分数质量$m_{\rm BH}$和$m_{\rm VH}$的函数，绘制了凸出速度弥散与涡速度比$η$的关系图。它示出，一个固定值的$η$低于最大值对应于两个不同的配置：一个紧凑的凸起的左边和一个扩展的凸起的右边。此外，对于固定的$m_{\rm BH}$或$m_{\rm BV}$和$y_{\rm BV}$，较大的隆起与较大的$η$相关，反之亦然。将该模型应用于NGC 4374和NGC 4486，推导了核团的质量，并与不同方法的结果进行了比较。在存在大质量涡旋$(m_{\rm VH}=5)$的情况下，相对于无质量涡旋的情况，孔质量必须减少2-3倍才能得到拟合。
2008-06-02 astro-ph
On the intensity and spatial morphology of the 511 keV emission in the Milky Way
根据最近对SNIa速率的评估，重新评估了由SNIa放射性引起的银河系凸起和盘的正电子发射率。它被发现，磁盘可以提供更多的正电子比最近的SPI/INTEGRAL观测所需的，但隆起（在511 keV的特征正电子湮没线实际上是观察到的）只有约10%。有人认为，大部分的磁盘正电子可能会通过银河系的规则磁场传输到隆起，在那里他们湮灭。这将增加凸起发射率和凸起/盘比，大大减轻INTEGRAL数据分析所施加的限制。我们认为，凸起/磁盘正电子发射率比可以大大小于最近的分析得出的值Knoedlseder等。（2005），如果磁盘正电子扩散充分远离他们的来源，正如我们的模型所要求的;这种可能性可以在未来进行测试，作为数据积累在SPI探测器。所提出的方案的成功关键取决于目前知之甚少的银河系磁场的性质和低能正电子在其中的传播。
2005-12-13 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
Where Do We Stand?
我回顾了会议期间热烈讨论和介绍中对凸起的理解，并强调了今后工作的领域。证据是各种各样的“凸起”和形成机制。
2000-03-10 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
A Catalog of Edge-on Disk Galaxies: From Galaxies with a Bulge to Superthin Galaxies
盘状星系的形成和演化很难解释，但这些天体确实存在。因此，我们开始了一项旨在更好地了解这些神秘物体的研究。我们使用SDSS DR 1的数据，以统一、可重复、自动化的方式识别具有盘的边缘星系。我们确定了3169个边缘盘星系，其中我们细分为盘星系与隆起，中间类型，简单的盘星系没有任何明显的隆起组件。我们将这些类型进一步细分为子类：Sa（f），Sb（f），Sc（f），Scd（f），Sd（f），Irr（f），其中（f）表明这些星系是从侧面看到的。一些不完整性影响了我们的星表，但它几乎包含了四个具有突出简单盘的无球星系的因子（扁平星系）在这里所涵盖的区域比以前的光学目录，这是基于视觉选择从摄影板。我们发现，在我们的目录中，大约15%的边缘盘星系是扁平星系，这表明这些星系相当普遍，特别是在中等质量的恒星形成星系中。如果把膨胀盘和边缘不规则星系也包括在内，无膨胀盘大约占我们星系的三分之一。（节录）
2005-09-12 astro-ph
Searching for Bulges at the End of the Hubble Sequence
我们研究了19个邻近的低倾角和晚期哈勃类型（Scd或更晚）的旋涡星系的样本的恒星盘性质。我们将我们的高分辨率HST I波段观测与现有的地面光学图像相结合，以获得覆盖银河系半径高动态范围的表面亮度分布。这些星系中的大多数都包含一个核星团，在另一篇论文中讨论过。目前的工作的主要目标是限制在这些极端晚期哈勃类型的恒星凸起的属性。我们发现，最新类型的螺旋的表面亮度轮廓是复杂的，具有广泛的形状。我们已经按顺序对样本进行了排序，从“纯”盘星系（约占样本的30%）开始。这些星系具有指数级的恒星盘，向内延伸到距离核心几十pc的范围内，在那里来自核团的光开始占主导地位。它们似乎是真正的无凸起系统。沿着序列前进，星系显示出越来越突出的偏离kpc尺度上的简单指数盘模型。传统上，这样的偏差会导致“膨胀盘”分解。事实上，这些星系的表面亮度轮廓通常很好地拟合，通过添加第二个（指数）凸起组件。然而，我们发现，大多数表面亮度轮廓可以同样好地（或更好地）与一个单一的塞尔西型R ^{1/n}轮廓在整个径向范围内的星系，而不需要一个单独的"膨胀"的组成部分。我们警告在一般意义上，对识别的凸起仅仅基于单波段表面亮度剖面。（节略）
2002-12-03 astro-ph
Galactic Bulges from HST-NICMOS Observations: Ages and Dust
我们目前的光学和近红外彩色地图的中央地区的凸起的S 0和旋涡星系获得WFPC 2和NICMOS的HST。通过结合使用HST和地面数据，颜色信息的范围从几十pc到几kpc。在几乎所有的星系中，中央100-200 pc的颜色轮廓变得更快更红。我们把中心的高颜色指数归因于尘埃的中心浓度。我们推断在A_V = 0.6 - 1.0等的中心有一个平均的消光。一些天体在sub-kpc尺度上显示了类似于其他人在巨型椭圆星系中发现的中心尘埃环或尘埃盘。对于S 0到Sb型星系核球，B-I与I-H关系的紧密性表明，早期型星系核球的年龄分布很小，最多为2 Gyr。在1 R_eff的颜色，我们预计消光可以忽略不计，是类似于后发座星系团中的椭圆星系，这表明这些凸起形成的同时，在后发座明亮的星系。此外，星系的年龄被发现是独立于他们的环境。因为后发座很可能是在红移z > 3时形成的，所以我们的凸起，在群体和领域中，也必须在这个时期形成。早期型螺旋的凸起不可能是由最近世的棒的长期演化形成的，因为这样的凸起会年轻得多。有三个星系的类型Sbc和以后，他们的凸起是年轻的，可能会出现从长期演变的瞬态酒吧。我们的结果与半解析预言（Baugh et al. 1996，1998，Kauffmann 1996）吻合得很好，后者还预言，星系团中和外场中的凸起，与星系团中的巨型椭圆星系一样古老。
1999-10-08 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
Ongoing Formation of Bulges and Black Holes in the Local Universe: New Insights from GALEX
我们分析了体积有限的样本，大规模的膨胀为主的星系与数据从斯隆数字巡天和星系演化探测器（GALEX）卫星。这些星系的中心速度色散大于100公里/秒，恒星表面质量密度高于星系从活跃恒星形成到被动系统的过渡值。样品限于红移0.03<z<0.07。在这些距离上，SDSS光谱从星系的膨胀主导的中心区域采样光。GALEX NUV数据对这些系统中全球恒星形成的低速率提供了高灵敏度。我们的样本的膨胀为主的星系表现出更大的色散NUV-R颜色比光学G-R颜色。几乎所有具有更蓝NUV-r颜色的星系都是活动星系核。GALEX图像和SDSS颜色配置文件都表明，过量的紫外线与扩展的磁盘有关。我们发现，具有红色外部区域的星系几乎从来没有一个年轻的隆起或强大的活动星系核。外层区域为蓝色的星系有着隆起和黑洞，它们的年龄和吸积速率有很大的变化。具有年轻凸起和强烈吸积的黑洞的星系几乎总是有蓝色的外盘。我们提出的设想是，构成膨胀和黑洞的气体来源是盘中的一个低质量冷气体库，这种气体的存在是膨胀和黑洞生长的必要条件，但不是充分条件。一定有某种机制以一种随时间变化的方式将这种气体向内输送。当圆盘中的气体转化为恒星时，星系将变成红色，但进一步的气体流入可以将它们带回蓝色NUV-r序列。（节录）
2006-09-15 astro-ph
Parallax-Shifted Microlensing Events from Ground-Based Observations of the Galactic Bulge
地面微透镜观测中的视差效应是由地球轨道运动引起的标准微透镜光变曲线的畸变组成的。在大多数情况下，当前ML调查的分辨率不足以观察到这种效应，但可以想象，通过对正在进行的ML事件进行频繁的后续观察，可以检测到视差。我们计算的事件视差失真将被检测到这样的观察，采用银河系模型与所观察到的ML时间尺度（$t_0$）分布的预期比例。我们研究的依赖于采样频率和测光精度的事件的速率的弛豫移位。例如，我们发现，对于典型光度误差为0.01 mag的每小时观测，6%的事件中透镜在凸起中，31%的事件中透镜在圆盘中，（或整体事件的$\approx 10$）将在95%的置信水平上产生可测量的视差偏移。这些分数可以通过改进的光度精度和增加的采样频率来增加。视差测量产生减小的横向速度$\tilde{v}$，其给出作为距离的函数的相对横向速度和透镜质量。我们给出了$\tilde{v}$可以在典型的视差事件测量的精度的例子。仅使用3个标准ML参数来拟合可能因视差或混合而变形的ML光曲线，可能会导致这些量的推断值不正确。我们发现，从这样的拟合推断的时间尺度倾向于移动事件持续时间分布的$\approx 10$ \%向较短的$t_0$与磁盘透镜的事件，但不影响凸透镜。在这两种情况下，冲击参数分布在低端和高端都略有下降。
1996-04-24 astro-ph
