An investigation into the prominence of spiral galaxy bulges: The Data
de Jong & van der Kruit（1994）的86个旋涡星系样本的最佳拟合B、R、I和K波段（Sersic R^（1/n）凸起+指数盘）模型参数已电子化。这个样本涵盖了所有的旋涡星系类型，并提供了用R^（1/n）核球模拟的旋涡星系最大的均匀结构参数集。
2003-03-28 astro-ph
Colors and Mass-to-Light Ratios of Bulges and Disks of Nearby Spiral Galaxies
利用光学和近红外波段（$V$，$I$，和$J$）的图像和已发表的旋转曲线，我们研究了28个具有不同形态类型的Sab到Scd的邻近旋涡星系的球和盘的颜色和质光比（$M/L$ s）。结果表明，观测到的颜色和$M/L$与恒星形成率呈指数下降和斜率较浅的星系形成模型基本一致（例如，在1998年）。Scalo）初始质量函数（IMF）的凸起和磁盘。我们发现星系的球核$M/L$一般高于盘$M/L$，球核与总光度之比越大的星系，球核$M/L$越小。这一事实表明，早型螺柱的光度加权平均年龄比晚型螺柱的年轻。这些结果支持了一个形成的方案，产生年轻的恒星的中间型和早期型螺旋的凸起。
2008-02-15 astro-ph
Stellar Populations in Bulges of Spiral Galaxies
我们对31个旋涡星系的星系核球进行了光谱分析，研究了它们的恒星星族性质的径向分布。
2002-02-01 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
The Bulge/Disk Connection in Late-type Spirals
最近的地面测光调查表明，晚型螺旋的中心区域是紧密耦合到内盘，可能是通过长期演化形成的。支持这一模型的证据包括指数膨胀的优势，膨胀和磁盘规模长度的相关性，蓝色的膨胀和膨胀和中央磁盘颜色之间的小差异，检测到的核心螺旋结构，和快速旋转。最近的HST观测表明，我们自己的凸起和M31，M32，和M33可能窝藏一个老的和中间年龄的人口与模型的早期崩溃的球体加上气体从磁盘转移。长期的演变提供了一种机制，建立中央地区的晚型螺旋合并或吸积的小卫星可以解释更明亮，运动学上不同的凸起的Sa的和SO的。
1996-11-12 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
Integrated Stellar Populations of Bulges: First Results
我们目前的第一个结果，从一个正在进行的调查的恒星星族的凸起和内部磁盘的螺旋在不同的点沿哈勃序列。特别是，我们正在研究的假设，早期型螺旋的凸起类似于（事实上可能最初是）中等光度的椭圆形，而后期型螺旋的凸起是由动力学不稳定性形成的。Sa-Sd螺旋中心区域的吸收线光谱与恒星星族模型相结合，以确定综合平均年龄和金属丰度。这些年龄和金属丰度被用来调查恒星星族之间的差异，这些螺旋的凸起和内盘之间的凸起和椭圆，试图把观测的限制螺旋凸起的形成机制。
1998-10-22 astro-ph
The influence of bulge profile shapes on claims for a scale-free Hubble sequence for spirals
我们调查最近声称，哈勃序列的螺旋星系是无标度的。这项调查的基础是，在德容和范德克鲁特的86个螺旋星系的光度数据-这些索赔是从-一个趋势之间存在形态类型和隆起轮廓形状。晚型的螺旋凸起可以用指数光度分布来描述，而早型的螺旋凸起可以用r^{1/2}或r^{1/4}定律来描述。从最佳拟合的表面亮度轮廓模型（即使用指数、r^{1/2}或r^{1/4}定律轮廓参数）中选取标度长度，我们表明，在所使用的所有六个通带（BVRIHK）中，早型旋涡星系比晚型旋涡星系具有更大的r_e/h比值。与此相反，用指数分布拟合所有旋涡星系的凸起导致早型旋涡星系的平均r_e/h比实际上小于晚型旋涡星系的平均r_e/h比（在K波段数据的3-sigma显著性水平上）。
1999-09-10 astro-ph
Nuclear Black Hole Formation in Clumpy Galaxies at High Redshift
高红移星系中的大质量恒星团相互作用并迁移到中心，形成一个膨胀和指数盘<1 Gyr。在这里，我们考虑的命运，中等质量的黑洞（BH），可能形成的致密的年轻星团的这些磁盘块的恒星合并。我们发现，黑洞向内移动的团块，并达到内部几百秒差距，只有几个轨道时间。在那里，它们可以通过动力学摩擦合并成超大质量黑洞。黑洞质量与盘团中恒星质量的比值近似地保持在黑洞与球核质量的最终比值中。由于单个星系团的这个比值估计为~10^{-3}，因此得到了观测到的BH与凸起的质量比。我们还获得了BH质量和球的速度色散，是兼容的观测现今的星系之间的关系。
2008-05-15 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
Do Bulges of Early- and Late-type Spirals Have Different Morphology?
本文研究了两个大小相等的早期（T（RC 3）< 4）和晚期（主要是Sbc-Sc）旋涡星系的HST/NICMOS H波段影像。我们发现，晚型螺旋的凸起比早型螺旋的凸起更长。使用KS检验，我们发现两个分布在98.4%的置信水平上是不同的。我们的结论是，这两个数据集是不同的，即晚型星系有一个更广泛的椭圆率分布，并包含更多的细长功能的内部区域。我们讨论的可能性，这些将对应于酒吧在后来的进化阶段，即世俗演变酒吧。提出了相关的影响，我们讨论了有关的问题，鼓包的形成和结构。早型和晚型螺线的凸起是否不同？它们的形成场景是否不同？对于不同类型的星系，我们能以同样的方式讨论凸起吗？
2003-05-19 astro-ph
Proper Motion Dispersions of Red Clump Giants in the Galactic Bulge: Observations and Model Comparisons
银河系核球中的红团巨星近似于标准烛光，因此它们可以用作距离指示器。我们计算的自行分散的RCG星在银河系的隆起使用自行目录从第二阶段的光学引力微透镜实验（OGLE-II，Sumi等。2004年）的45个字段。自行分散测量到百分之几的精度，由于大量的恒星在外地。观测样本由577736颗恒星组成。这些观测到的数据进行比较，以国家的最先进的粒子模拟的银河系的隆起区域。的预测是在粗略的协议与观测，但似乎是太各向异性的速度椭球。我们注意到，有显着的字段到字段的变化，所观察到的自行分散。这可能是一个真实的特征，也可能是由于某种未知的系统效应。
2007-04-12 astro-ph
The Relative Star Formation Histories of Spiral Bulges and Elliptical Galaxies in the Hubble Deep Fields
分层星系形成模型对螺旋凸起和场椭圆星系的相对组装率和恒星形成历史做出了具体的预测。与宇宙学模型和初始涨落功率谱无关，在所有的历元中，螺旋凸起中的恒星星族应该比在相同红移下选择的典型椭圆星系中的恒星族更老更红。为了验证这个简单的预测，我们分析了来自北部和南部哈勃深场（HDF）的I<24等早期类型和螺旋星系的完整样本的内部光学颜色。在北HDF星系的子集也进行了研究，在近红外使用NICMOS测光。我们比较了中心（内5%半径）的颜色，这些螺旋清晰可见的凸起与综合颜色的椭圆在我们的样本。与红移z~1相比是可能的，在这一点上，定义明确的凸起变得难以定位。虽然螺旋凸起的光学颜色在所有红移下都比其相关的圆盘系统性地红，但我们发现大多数螺旋凸起的光学颜色比在类似红移下的大多数场椭圆所占据的红色轨迹明显更蓝。在近红外波段，在红移z<0.6处也发现了类似的趋势，但在更高的红移处，发现了一些与最红椭圆星系一样红的凸起，我们得出结论：在中等红移处，许多旋涡星系的内部恒星星族可能发生了显著的复兴。
2000-10-19 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
A near infrared photometric plane for ellipticals and bulges of spirals
本文报道了在描述椭圆星系和早型旋涡星系核球的整体光度参数空间中存在一个单平面。定义该平面的三个参数通过将Sersic形式拟合到从近红外K波段图像获得的亮度分布来获得。我们发现，从它们的形状参数所覆盖的范围，椭圆星系形成一个更均匀的人口比凸起。已知的相关性，如科门迪关系，是光度平面的投影。该平面的存在对凸起形成模型有着有趣的影响。
2000-01-21 astro-ph
Bulge Microlensing Optical Depth from EROS 2 observations
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系的隆起的基础上分析的15个连续的1平方度领域为中心的（l=2.5度，b=-4.0度），并包含142万的丛巨星（属于扩展的丛区）监测在近三个隆起季节的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres）。基于16个以团簇巨星为源的微透镜事件，我们发现在所有场的平均值下，朝向凸起的微透镜光学深度τ_bulge=0.94 +/- 0.29 10^-6。这个值大大低于由CNOO和OGLE小组所作的其他几个测定值，并且与轴对称和非轴对称凸起模型所预期的结果更加一致。
2003-03-04 astro-ph
Bulge n and B/T in High Mass Galaxies: Constraints on the Origin of Bulges in Hierarchical Models
我们使用凸起Sersic指数n和凸起与总的比率（B/T）来探索凸起如何形成的基本问题。我们对143个明亮的高恒星质量（>1.0e10太阳质量）低至中等倾斜（i<70度）螺旋的H波段图像进行了2D膨胀盘棒分解。我们的结果是：（1）我们的H-带棒分数（~58%）与椭圆拟合的结果一致。(2)70%的恒星质量是盘状的，10%是棒状的，20%是凸起的。(3)大部分（~69%）明亮的螺旋形具有B/T<0.2，并且~76%具有低n<2的凸起。这些凸起存在于各种哈勃类型的有棒星系和无棒星系中。(4)大约65%（68%）的明亮螺旋（n<2（B/T<0.2））是酒吧的主人，这表明酒吧和凸起之间可能存在联系。(5)我们比较的结果与预测从一组LCDM模型。在模型中，一个高质量的螺旋只有在z<2时没有发生大的合并，才能有一个现在低B/T<0.2的隆起。预测的大质量螺旋体的比例（~1.6%）比观测到的B/T<0.2的大质量螺旋体的比例（~66%）小30倍以上，因为它们在z<4时经历了一次大合并，并拥有一个现在低B/T<0.2的隆起。因此，与通常的看法相反，自z<4以来通过主要合并建立的隆起严重无法解释约66%的高质量螺旋中存在的隆起。大多数这些现今低B/T<0.2的隆起可能是由于z<4以来的小合并和/或长期过程的组合而形成的。
2009-03-24 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of 23 Spiral Bulges
我们已经获得了积分场光谱的23个螺旋凸起使用INTEGRAL的威廉赫歇尔望远镜和螺旋的英澳望远镜。这是第一次专门针对螺旋星系凸起的二维调查。样本中的11个星系没有先前的恒星速度色散（sigma*）测量。这些数据是为了补充我们的太空望远镜成像光谱仪计划，该计划利用有核盘的气体运动学来估计黑洞质量在10^6- 10^8兆太阳。这些观测结果将有助于利用传统的MgB和CaII三重态来推导恒星的动力学膨胀特性。我们使用互相关和最大惩罚似然法来确定这些系统中的预测西格玛 *，并提出径向速度场，主轴旋转曲线，增长曲线和西格玛 * 场。使用互相关来提取低阶2D恒星动力学，我们通常会看到相干的径向旋转和不规则的速度色散场，这表明sigma* 是一个非平凡的参数来估计。
2005-04-29 astro-ph
The Distance to the Galactic Center Derived From Infrared Photometry of Bulge Red Clump Stars
根据对银河系中心附近的红团簇星的近红外观测，我们确定了银河系中心距离为R_0 = 7.52 ± 0.10（stat）± 0.35（sys）kpc。我们用IRSF 1.4 m望远镜和SIRIUS照相机在H和Ks波段观测了|l| < 1.0度和0.7度< |b| < 1.0度的红团簇星。经绝灭和种群校正后，得到（m-M）_0 = 14.38 ± 0.03（stat）± 0.10（sys）.统计误差主要由本征红团簇星光度的不确定性决定。包括消光和星族校正、测光零点和红团簇星光度函数拟合的不确定性，估计的系统误差为± 0.10。我们的结果，R_0 = 7.52 kpc，是在良好的协议与几何确定的距离与恒星轨道的大质量黑洞在银河系中心。最近基于球状星团空间分布的结果也与我们的结果一致。此外，我们的研究还表明，即使考虑星族修正的误差，红团星到银河系中心的距离测量的不确定度也可以达到5%左右，这与最近的几何测量的不确定度几乎相同。
2006-07-18 astro-ph
Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。特别是，我们讨论：1）“巨型”事件的选择，2）碰撞参量的分布，3）事件持续时间的分布，4）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的长持续时间事件在100场104中的集中。我们报告了在（l，b）=（3.9，-3.8）处的初步平均光学深度为（2.0 +/- 0.4）x 10^{-6}（内部）。我们讨论了未来的工作和前景，建立一个连贯的银河系模型。
2000-05-23 astro-ph
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 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
Constraining the Star Formation Histories of Spiral Bulges
本文报道了四个螺旋球短轴方向的长缝光谱观测。并将螺旋凸起中心线强度与其它形态的中心线强度进行了比较。的凸起被发现有中心线强度相当于那些单一的恒星星族（SSP）的太阳丰度或以上。在线强度中观察到负的径向梯度，类似于椭圆星系中的那些。膨胀的数据是一致的Mg 2之间的相关性，并在椭圆星系中观察到的中心速度色散。与椭圆星系相反，中心线强度位于<Fe>Worthey（1994）太阳丰度比（SSP）确定的Mg 2和Mg 2范围内。太阳丰度比的含义表明螺旋星系和椭圆星系的恒星形成历史的差异。利用Worthey（1994）的SSPs，我们用一个星系化学演化的“单带下降”模型来约束样本中可能的恒星形成历史。我们发现，<Fe>Mg 2和H β线强度在这些凸起中观察到的不能复制使用原始塌陷模型的形成，但可以复制的模型与扩展的气体和恒星形成（2-17 Gyr）在该地区建模。其中一个星系（NGC 5689）的中心星群的光度加权平均年龄约为5 Gyr，支持恒星形成期延长的观点。在Sa星系NGC 3623的中心观察到运动学子结构，可能与金属丰度的中心尖峰有关。
1999-08-26 astro-ph
Bulge evolution in face-on spirals and low surface brightness galaxies
这是一个观测事实，螺旋星系的凸起包含了很大比例的老和富含金属的恒星。根据这一观测事实，我们已经调查了21个隆起主办的高表面亮度螺旋和低表面亮度星系的B和R光学波段和J和Ks近红外波段观测选定的样本。使用来自这些观测的结构参数，我们得到的证据表明，凸起可以形成纯盘演化（长期演化），与一些作者的建议。颜色剖面，特别是近红外的显示零或几乎零的颜色梯度，支持的假设，磁盘恒星星族是类似的那些存在于隆起，和/或一些隆起可以被理解为磁盘与增强恒星密度（或pseudobulges）。在光学上，一半的星系呈现出相反的颜色梯度，为所研究的样本提供了有利于长期演化的额外证据。所观察到的颜色与从星系演化的分光光度模型得到的比较表明，所选样品的凸起太阳和太阳下的金属丰度，是独立的当前恒星形成率。此外，我们获得的证据表明，与具有较大凸起的星系相比，具有小凸起的星系往往系统性地缺乏金属。这些结果正在用高信噪比光谱学进行更仔细的检查。
2006-01-18 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
The near-IR Ca II triplet - sigma relation for bulges of spiral galaxies
我们目前的近红外钙II三重态（CaT，CaT*），Paschen（PaT）和镁（MgI）指数的一个很好的研究样本的19个早期到中期的螺旋星系的凸起的测量。我们发现CaT* 和CaT指数都随着中心速度分散度（σ）的减小而减小。这种依赖关系与Cenarro（2002）最近发现的椭圆星系的依赖关系相似，这意味着从椭圆星系到中间型螺旋星系都存在统一的CaT* - sigma关系。CaT和CaT* 随σ的降低与另一个α元素指数Mg_2随σ的增加形成对比。我们讨论了Ca丰度不足（[Ca/Fe]<0）和IMF变化在所观察到的关系的发病中的作用。
2003-03-21 astro-ph
The Origin of the Hubble Sequence for Spiral Galaxies
我们认为，膨胀盘的螺旋星系的比率主要是由其主机晕的角动量预测在当前的层次聚类模型的结构形成。具有低比角动量的气体在进入旋转支撑的圆盘之前就开始产生自引力，并可能形成恒星。我们假设这部分气体在一个黑暗的晕中形成了一个凸起，而其余的则被认为是一个旋转支撑的圆盘。有了这些假设，预测的隆起与盘的质量和大小之比，以及隆起和盘组件之间的其他相关性可以与当前的观测结果相匹配。这个模型预测了存在着一群表面亮度低的星系，它们是没有凸起的。该模型还预测，凸起部分与圆盘部分具有许多共同的特性，因为两者都是通过类似的过程形成的。特别地，许多凸起应该通过旋转来支撑（至少部分地）。
1998-05-07 astro-ph
On classical and pseudobulges: The nature of bulges of early-type spirals
从历史上看，星系凸起被认为是椭圆形的星系状物体，位于一个通常较大的圆盘中间。然而，越来越多的人声称，有些凸起更类似于圆盘。John Kormendy将这些凸起命名为伪凸起。在本文中，我讨论了一些最近的积分场光谱的SAURON合作的样本24 Sa和Sab星系。利用他们的恒星速度、速度色散和吸收线强度的二维地图，现在更容易理解附近星系凸起的性质。本文从表面光度学、恒星运动学、恒星星族、星际物质的存在以及它们在早型星系基平面上的行为等几个方面综述了星系球的研究进展。
2007-08-11 astro-ph
Near-Infrared Surface Photometry of Bulges and Disks of Spiral Galaxies. The Data
我们提出了光学和近红外（NIR）表面亮度和颜色的配置文件，在波段范围从U到K，为一个完整的样本的30个附近的S0到Sbc星系的倾角大于50度的磁盘和凸起组件。我们详细描述的意见和颜色参数的测定。经校准的单色和真彩色图像，以及颜色指数图。这一数据集是为研究星系凸起的人口特征量身定制的，也提供了关于内部圆盘颜色的有用信息。在相关的论文中，我们已经使用它们来量化凸起的颜色梯度，以及凸起和内盘之间的年龄差异。
1997-01-09 astro-ph
Star complexes and starburst clumps in spiral galaxies
恒星复合体是嵌入的年轻恒星、星团和星协的等级中最高级别的分组，它们遵循大小-年龄关系。星暴团块、超星协、超巨星HII区是不同的名称，它们是大小相同的复合体，但在所有的组合中都有活跃的恒星形成。在剧烈的恒星形成区域，连贯的恒星形成可能是由外部压力引发的。简要讨论了复体和超缔合的引力有界性问题
2004-10-28 astro-ph
Near-infrared surface photometry of early-type spiral galaxies: I. Bulge and disk decomposition
我们提出了近红外（NIR）表面光度学的样品的14个早期型螺旋与观察到的旋转曲线。在这第一篇论文中，我们报告的结果，二维参数和非参数分解分离的凸起和磁盘组件的参数凸起建模与广义指数法的整数指数n，和磁盘与一个简单的指数。我们发现，推导出的隆起参数，对于一个给定的星系，系统地变化与隆起形状指数n。平均早期型隆起具有最佳拟合n = 2.6，并且80%的样本具有2或3的最佳n。凸起很少是球形的;凸起固有椭圆率的中位数为0.33。中早型星盘的（J-K）_d比凸出星盘蓝0.1等以上，近红外星盘表面亮度比晚型星盘亮1等弧秒^{-2}以上。我们的数据是一致的膨胀和磁盘表面亮度与物理尺度长度的良好建立的相关性，我们注意到，在这个基本平面的投影内的凸起的位置取决于它们的形状指数n。与先前的工作一致，凸起和盘尺度长度的比率与常数r_e/r_d = 0.3一致;然而，这个值再次取决于凸起指数n，这意味着声称无尺度哈勃序列可能为时过早。
1998-02-11 astro-ph
Rejuvenation of spiral bulges
我们试图了解星系凸起的恒星星族是否显示出由圆盘的存在引发的长期演化的指纹。为此，我们重新分析了Proctor和Sansom的样品，从吸收线指数导出了恒星星族年龄和元素丰度。我们得到了非常一致的限制年龄从三个巴尔末指数Hbeta，Hgamma和Hdelta，在良好的协议与那些Proctor和Sansom基于一个完全不同的方法。与文献中的其他研究一样，我们发现凸起具有相对较低的光度加权年龄，最小凸起的最低年龄为1.3 Gyr。因此，凸起通常不是旧的，而是实际上恢复了活力的系统。我们讨论的证据表明，这可能是真的，也为银河系的凸起。我们发现，最小的凸起，是最年轻的最低的α/Fe比，必须经历恒星形成事件，涉及10- 30%的总质量在过去的1-2 Gyr。相反，没有发现恒星星族参数与哈勃类型的显著相关性。我们发现，与西格玛的关系完全符合那些早型星系。因此，与早期类型的星系相比，凸起通常更年轻，金属更少，α/Fe增强更少，只是因为它们的质量更小。在一个给定的速度色散下，就它们的恒星星族而言，球星系和椭圆星系是无法区分的。这些结果有利于一个由内而外的形成的情况下，并表明在哈勃类型SBC和更早的螺旋星系盘不能有显着的影响，在隆起组件的恒星星族的演变。假隆起形成的现象必须限于Sbc以后的螺旋。
2005-12-15 astro-ph
Satellite Infall and the Growth of Bulges of Spiral Galaxies
对于旋涡星系的凸起，浓度，或Sersic指数，随着凸起光度和凸起与盘比B/D的增加而增加（Andredakis，Peletier，& Balcells 1995，MNRAS，275，874）。这种趋势是否是通过卫星吸积来追踪凸起的生长？那么，卫星坠落是否符合这一趋势呢？Aguerri，Balcells，& Peletier（2001，A&A，367，428）研究了这个问题，用N体模拟稠密的球状卫星吸积。在这里，我们通过运行具有现实密度的卫星吸积的N体模拟来扩展这项工作。土星被模拟为具有自己的暗物质晕的盘状隆起结构。一个现实的密度标度与主星系是通过使用塔利-费舍尔关系。我们的合并模型显示，大多数卫星在到达中心之前就分裂了。然而，吸积后的表面密度分布的膨胀盘分解显示出增加的B/D和Sersic指数n的凸起。内部Sersic分量的质量和浓度的增加是由于在卫星轨道衰变期间由于瞬时棒而导致的盘材料的向内堆积。这项研究在Eliche-Moral，Balcells，Aguerri和Gonzalez-Garcia，2005（准备中）中进行了描述。
2005-01-18 astro-ph
MACHO Project Analysis of the Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。这类事件使人们能够获得可靠的结论，因为相对明亮的星团恒星不会受到混合的强烈影响。我们讨论：1）“巨”事件的选择，2）事件持续时间的分布，3）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的100场104中事件持续时间和光学深度的异常特征。在（l，b）=（3.9，-3.8）处，我们报告了（2.0 +/-0.4）x 10^{-6}（内部）的初步平均光学深度，并给出了光学深度的空间分布图。当场104从样品中移除时，光学深度下降到（1.4 +/- 0.3）x 10^{-6}，这与银河系中心区域的红外模型非常一致。
2002-02-27 astro-ph
The influence of clumping on surface brightness fits of edge-on spiral galaxies
我们已经使用了蒙特卡罗辐射转移代码来产生尘埃星系盘的边缘图像，允许一小部分尘埃以团块的形式分布。根据Bianchi et al.（1999）的形式主义，已经为不同数量的尘埃、团块的分布和团块中尘埃的分数构建了边缘星系的合成图像。我们还考虑了恒星辐射嵌入团块的模型。合成图像已经与分析模型进行了拟合，该模型采用了Xilouris等人（1999）开发的程序，以拟合真实边缘星系的光学图像。我们比较了由拟合确定的参数与模型的输入参数。对于本文采用的聚集分布，忽略聚集导致低估了星系中的尘埃量。然而，低估从未超过40%。
2002-01-17 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
Bulge-Disk Decomposition of 659 Spiral and Lenticular Galaxy Brightness Profiles
我们提出了一个最大的同质套螺旋和透镜状星系亮度剖面分解完成的日期。在我们的样本中的659个星系已被安装与deVaucouleurs'法律的凸起组件和内部截断指数盘组件。在样本中的659个星系中，有620个成功地与选定的拟合函数拟合。拟合通常是定义良好的，超过90%的拟合与观测曲线的RMS偏差小于0.35个量级。我们没有发现拟合质量的相关性，测量这些RMS残差，无论是形态类型或倾斜。同样，拟合系数的估计误差也没有显示出随类型或倾角的显著变化趋势。这些分解为螺旋星系和透镜星系的光分布研究提供了有用的基础。这个天体库足够大，可以从中选取定义明确的星系样本。
1998-07-04 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
Correlations Between Central Massive Objects And Their Host Galaxies: From Bulgeless Spirals to Ellipticals
Ferrarese et al.（2006）和Wehner et al.（2006）最近的观测表明，大多数星系都包含一个中心大质量天体（CMO），无论星系的质量或形态类型如何，都可能是一个超大质量黑洞（SMBH）或一个致密的恒星核，并且CMO的质量与宿主星系的质量之间存在着紧密的关系。最近的几项研究表明，来自黑洞的反馈可以成功地解释包含SMBH的大质量椭圆星系中的$\msigma$相关性。然而，谜题仍然存在于螺旋或矮球体中，这些球体似乎没有黑洞，而是拥有一个紧凑的中央星团。在这里，我们使用三维，光滑粒子流体动力学模拟孤立星系研究的形成和演化的CMO在无球盘星系，和合并星系的模拟研究的CMO-主机质量关系从晚型无球螺旋早期型椭圆星系的过渡。我们的研究结果表明，所观察到的相关性可能主要是建立在吸积和恒星形成的中心区域的气体耗尽，并可能适用于所有类型的星系。对无球盘星系核中的CMO进行系统的搜索将为这一结论提供一个测试。（节录）
2007-06-26 astro-ph
Gravitational Lensing By Spiral Galaxies
我们研究螺旋星系的引力透镜，使用现实的模型组成的晕，盘，和凸起组件相结合，以产生一个平坦的旋转曲线。适当的动力学模型的归一化是至关重要的，因为磁盘需要更少的质量比球形晕产生相同的旋转曲线-一个面对Mestel磁盘有一个透镜截面只有41%的大作为一个奇异的等温球具有相同的旋转曲线。截面对倾角很敏感，并且由边缘星系主导，这产生了具有未观察到的2像几何形状的透镜和较少数量的标准5像透镜。除非磁盘是不合理的质量，磁盘+晕模型平均倾斜预测\lesssim 10%以上的镜头比纯晕模型。最后，具有指数盘和中心凸起的模型对凸起的性质敏感。特别是，一个指数盘模型归一化到我们的银河系不能产生多个图像没有一个凸起，包括一个凸起减少了边缘星系的净扁平。透镜性质依赖于晕、盘和球的质量和形状，这意味着螺旋星系透镜的样本将对星系结构提供有用的约束。
1997-05-23 astro-ph
Microlensing Optical Depth towards the Galactic Bulge Using Clump Giants from the MACHO Survey
利用7年的观测资料，我们提出了一个新的确定微透镜向银河系隆起的光学深度。我们选择了62个微透镜事件（60个独特的）的样本上的巨源，并进行了详细的效率分析。我们只使用团巨星源，因为它们是明亮的球星，不像其他事件那样受到混合的强烈影响。使用42个聚集事件的子样本集中在4.5平方度，我们发现τ = 2.17^{+0.47}_{-0.38} x 10^{-6}在（l，b）=（1.50，-2.68），比大多数以前的研究中发现的小，但与最近的理论预测非常一致。我们还提出了在每个领域中，我们检测到的事件的光学深度，并找到没有事件的领域的光学深度的限制。在各个领域的光学深度的误差是由泊松噪声。我们在银河纬度b和经度l方向分别测量了（1.06 +/- 0.71）x 10^{-6} deg^{-1}和（0.29 +/- 0.43）x 10^{-6} deg^{-1}。最后，我们讨论了以（l，b）=（3.11，-3.01）为中心的104场中事件的异常持续时间分布的可能性，并研究了所有场中事件的空间聚集性。
2005-07-29 astro-ph
The black hole mass vs bulge mass relationship in spiral galaxies
我们描述了一个正在进行的HST计划，旨在确定螺旋星系核黑洞质量和核球质量之间的关系。我们已经选择了一个体积有限的样本54附近的旋涡星系，我们已经有地面发射线旋转曲线，CCD表面测光和射电地图。我们现在正在获得样本中每个星系的HST/STIS长缝观测，以确定高空间分辨率（~0.1 "）的核H α旋转曲线。我们将使用这些数据来测量每个物体的核心处未分辨的暗物质浓度。在这里，我们展示了对样本中的物体进行观察的第一个结果。
2000-12-07 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
Red clump distances to the inner Galactic structures
银河系最不为人所知的结构是它的中心区域，因为它的高度消光、拥挤以及沿视线方向的盘源和凸起源之间的混淆。我们展示了如何通过使用红团星作为距离指示器来强烈约束星系内部的结构和尘埃分布。本文介绍了利用剑桥红外巡天仪（CIRSI）对银河系内球进行深近红外巡天的结果。
2005-06-17 astro-ph
Spiral galaxies with WFPC2: III. Nuclear Cusp Slopes
本文是研究旋涡星系核性质系列文章的第三篇。我们（i）用Lauer等（1995）提出的解析定律模拟了41个旋涡星系WFPC 2 F606 W核表面亮度轮廓，（ii）对这些表面亮度轮廓进行了解投影和解析拟合，从而估算旋涡星系核球的恒星密度。我们发现，核恒星的尖端（量化的表面亮度轮廓的平均对数斜率在0.1“-0.5”“）是显着不同的R^1/4定律和指数隆起。前者的核性质与早期型星系相似，即在光度相当的情况下，核尖点的值相似，而随着光度的降低，恒星尖点越来越陡。相比之下，指数型凸起的恒星尖点相对较浅，核密度也可能比R^1/4定律的凸起低（这是光度上不同的中心致密源的光贡献的基础）。
1998-04-01 astro-ph
Bulge-Disk Decompositions and Structural Bimodality of Ursa Major Cluster Spiral Galaxies
我们目前的凸起和磁盘（B/D）分解现有的K '-波段表面亮度轮廓的65大熊座星系团螺旋星系。这改进了Tully等人（1996）的仅磁盘拟合。Tully & Verheijen（1997）使用1996年的圆盘拟合发现了Uma星系团的双峰结构参数。结果表明，我们新的一维B/D分解产生的磁盘结构参数，只是略有不同的基本适合塔利等人。和证据的结构双峰的UMa星系保持。我们的B/D软件的分解的1D表面亮度分布的星系使用非线性最小化方案，以恢复最佳拟合Sersic隆起和指数盘，同时考虑到可能存在的一个紧凑的核和螺旋臂和看到和磁盘截断的影响。与Tully和Verheijen的研究结果一致，我们发现近红外圆盘中心表面亮度的分布是双峰的，F检验置信度为80%。在M_K' ~-22处，光度函数存在一个局部极小值。亮度双峰和动态双峰之间的连接，基于新的HI线宽，被识别。B/D参数见附录。
2008-10-30 astro-ph
The bulge-disk orthogonal decoupling in galaxies: NGC 4698 and NGC 4672
本文报道了Sa星系NGC 4698的球盘和盘之间的几何和运动学解耦。这个螺旋的R波段等照度图显示，隆起结构垂直于盘的主轴被拉长。同时，在核球的长轴上发现了一个中心恒星速度梯度。我们还提出了Sa NGC 4672作为一个很好的候选者的螺旋托管的凸起和磁盘正交解耦相对于彼此。可见星系的两个基本组成部分的这种分离表明，该盘可能代表了早期螺旋历史上的第二个事件。
1999-02-18 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
The Millennium Galaxy Catalogue: The severe attenuation of bulge flux by dusty spiral discs
使用千年星系目录，我们量化的光盘和星系倾角的隆起光度函数的依赖性。使用当代尘埃模型，我们表明，我们的结果是一致的星系盘在其中心区域的光学厚度（tau_B^f=3.8+/-0.7）。因此，所测量的B波段流量的凸起可以严重衰减50%至95%，这取决于光盘倾斜。我们认为，一个星系的光学外观可以从根本上改变，通过简单地去除尘埃，例如在集群的下降，与中型星系变得更早，更红，更明亮。最后，我们从0.1微米到2.1微米的范围内的综合星系人口得出的平均光子逃逸分数，并使用此来表明，在我们的模型中，尘埃吸收的星光的能量与总的远红外辐射是密切一致的。
2007-09-10 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Stars
通过OGLE项目获得的19个视场的$\sim 1 \times 10^6$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，其光度调整的视星等分布相差$\sim 0.4\; mag$。对观测到的光度分布差异的一个合理解释是，银河系的凸起是一个三轴结构，或者说是一个棒，它与视线的倾斜度不超过$45°$。在银河正经度上的那部分酒吧离我们更近。目前正在进行的工作是通过拟合红团区域各个领域的观测光度函数来模拟银河棒。初步结果表明，杆与视线的倾斜角可以小到$\sim20°$。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1995-08-01 astro-ph
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
Destruction of small-scale dark matter clumps in the hierarchical structures and galaxies
在标准宇宙学假设下，利用暴胀产生的原初涨落谱和层次聚类，计算了小尺度暗物质团簇的质量函数。我们考虑到在结构形成的早期阶段，从宇宙膨胀的团块脱离的时间开始的团块的潮汐破坏。在每个对数质量区间$Δ\log M\sim1$中，这些团块中只有一小部分（约0.1- 0.5%）存活于分层聚类阶段。幸存下来的团块可以在星系中通过潮汐与恒星的相互作用进一步分裂。我们进行了详细的计算的潮汐破坏团块的恒星在银河系的隆起和晕和银河系盘本身。结果表明，银河系盘提供了主导贡献的潮汐破坏的小规模的团块以外的隆起。所得结果对于计算银河系中的暗物质湮灭信号是至关重要的。
2006-02-24 astro-ph
Structure of Disk Dominated Galaxies I. Bulge/Disk Parameters, Simulations, and Secular Evolution
（节略）一个强大的分析星系结构参数的基础上，在BRH带通的凸起和磁盘亮度的建模，提出了121个面对和适度倾斜的晚型螺旋。每个表面亮度（SB）的配置文件被分解成一个广义Sersic凸起和指数盘的总和。我们的膨胀到磁盘（B/D）分解的可靠性和局限性进行了测试与广泛的模拟星系亮度剖面（1D）和图像（2D）。星系类型根据其SB轮廓形状分为三类;弗里曼I型和II型，以及第三个“过渡”类星系，其轮廓从光学的II型变为红外线的I型。我们讨论可能的解释弗里曼II型配置文件。附近I型晚型螺旋的Sersic凸起形状参数显示n=0.1-2之间的范围，但平均而言，这些星系的凸起和盘的基本表面密度分布是充分描述的双指数分布。我们证实了核球和盘之间的耦合，其尺度长度比r_e/h=0.22+/-0.09，或者对于晚型螺旋，h_bulge/h_disk=0.13+/-0.06，这与最近的盘形成的N体模拟和长期演化模型相一致。这一比例从晚期螺旋型的~0.20增加到早期螺旋型的~0.24。早期和晚期螺旋的相似比例关系表明，所有哈勃类型的盘状星系的形成和/或演化情景是相似的。
2002-08-22 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
