Stellar Orbit Constraints on Neutralino Annihilation at the Galactic Center
暗物质湮灭已经被提出来解释从银河系中心观测到的TeV伽马射线。我们研究这个假设的约束来自银河系中心周围的质量分布观测恒星动力学测量。我们表明，对于目前的粒子模型，从测量质量的红外观测的暗物质密度分布的约束是可比的TeV源扩展的测量的约束。
2006-08-18 astro-ph
Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
1998-12-18 astro-ph
Not enough stellar Mass Machos in the Galactic Halo
我们结合新的结果，从搜索微透镜对大麦云云（LMC）的EROS2（经验德Recherche d 'Objets Sombres）与限制以前报告的EROS1和EROS2对麦哲伦云。推导出的恒星质量MACHO丰度上限排除了这样的对象作为一个重要组成部分的星系晕，如果它们的质量小于1个太阳质量。
2000-03-02 astro-ph
Synthesis of Galactic Stellar Populations and Expected Constraints from Infrared Surveys
为了了解银河系的结构和演化，已经建立了银河系的人口合成模型。它们允许通过比较模型预测和观察到的分布来测试进化的可预测性。即将进行的近红外巡天将极大地增加有关银河系晚型恒星分布的信息量。在这里，我们将展示如何人口合成模型将有助于分析这些调查，并在质量函数，恒星形成的历史和恒星演化方面，他们。
1994-01-24 astro-ph
Fossil records of cosmic reionization in galactic stellar halos
长期以来，银河系恒星晕被认为包含着星系早期动力学和化学演化的化石信息。我们认为，老恒星晕的表面亮度分布包含了再电离对星系早期形成历史的影响。通过假设再电离显着抑制恒星形成的小亚星系团维里化后再电离红移（$z_{\rm reion}$），我们首先数值研究如何从这些亚星系团合并形成的恒星晕的结构和运动学性质取决于$z_{\rm reion}$。然后，我们讨论了银河系恒星晕的可观察到的属性为我们提供了化石记录的再电离的影响，层次形成的晕的基础上，目前的数值模拟结果。我们特别建议，恒星晕的半光半径和它们的表面亮度剖面的斜率包含有用的信息时，在亚星系团的恒星形成显着影响再电离。利用模拟的不同$z_{\rm reion}$模型的银河系恒星晕表面亮度分布，我们还讨论了如何宽场成像研究河外晕将有助于我们阐明宇宙再电离的时代。
2005-05-27 astro-ph
The Effectiveness of the Kozai Mechanism in the Galactic Centre
我检查的有效性Kozai振荡的星系中心，特别是银河系中心使用标准技术从天体力学。特别是，我研究了恒星膨胀势和广义相对论对Kozai振荡的影响，这是由恒星盘引起的。Lockmann等人（2008）最近提出，银河系中心两个年轻的大质量恒星盘引起的Kozai振荡将年轻恒星的轨道驱动到大偏心率（$e\approx 1$）。如果这些年轻的偏心恒星中有一些是双星，它们将在近心点附近被破坏，留下一颗恒星在中央SMBH周围的紧密轨道上，并产生S星。我发现，{ \it球形}恒星隆起抑制Kozai振荡，当它的内部封闭的质量在一个测试体的恒星盘的质量的顺序。由于银河系中心的恒星凸起比恒星盘大得多，Kozai振荡{ \it由于恒星盘}可能被抑制。Kozai振荡是否是由其他非球形成分（例如，扁平的恒星凸起）引起的，还有待确定。
2008-11-05 astro-ph
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
Stellar Collisions and Mergers in the Galactic Center
恒星最有可能在恒星密度最高的区域合并或碰撞，而我们自己的银河系中心包含许多恒星，这些恒星被挤在一个相对较小的体积中-即使是中心50 pc的周围恒星数密度也相当高，约为10^3颗恒星pc^{-3}。更引人注目的是，该区域的三个致密年轻星系团的中心密度高达10^6颗星pc^{-3}。我们讨论这些极端的环境和恒星合并和碰撞的可能性最近发生在那里。特别是，我们预测，至少有一个大质量的恒星在拱星团已经经历了恒星合并在其短暂的生命。此外，手枪星，在附近的五重星系团，可能要归功于它的明显相对年轻的恒星合并。最后，在中心弧秒的年轻恒星可能是碰撞的产物，导致大气剥离，或合并。
2000-11-23 astro-ph
The Origin of the Galactic Center Nonthermal Radio Filaments: Young Stellar Clusters
这种不寻常的磁化非热射电细丝（NTF）、线和条纹具有独特的物理特性，它们只在银河系中心的内部几度内被发现。此外，一些年轻的，质量损失和罕见的星团被认为是位于银河系中心区域。银河系中心区域的后一个特征被用来解释非热射电细丝的起源。我们考虑一种机制，其中大规模的WR和OB恒星在一个致密的恒星环境中的集体风产生的冲击波，可以加速粒子的相对论能量。这个机制是Rosner和Bodo（1996）最初提出的模型的延伸，他们提出高能非热粒子是在质量损失恒星的终端激波中产生的。在这个模型的背景下，磁场的大尺度分布被认为既没有极向几何形状，也没有遍布整个银河系中心区域。
2003-08-01 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis, Population III, and Stellar Genetics in the Galactic Halo
在不同的核合成位点产生的不同的同位素和元素特征被传递给连续的几代恒星。通过追踪银河系中恒星星族的这些化学特征，就有可能揭开它的核合成历史，甚至研究现在已经灭绝的恒星。这篇评论认为，最近的应用程序“恒星遗传学”，以检查最早的事件在宇宙中的核合成，在第三星族恒星和大爆炸。
2001-11-06 astro-ph
Colliding Winds in the Stellar Core at the Galactic Center: Some Implications
我们指出，在一个密集的星团，如银河系中心的中央星团，许多恒星拥有强大的恒星风的核心，高密度的恒星应该导致这些风的碰撞。在银河系中心致密的恒星核中的风碰撞将导致产生强烈的X射线耀斑，其速率为$\sim 10^{-4}~ (N_w/10^3)^2 / yr$，持续时间为$\sim 1$周，其中$N_w$是核心中产生风的恒星的数量。大质量黑洞的存在会增加其周围恒星的密度，并使核心的风碰撞更加频繁。星团中恒星风的碰撞也有许多有趣的可观测的影响，包括碰撞风产生的冲击加速的粒子产生的$γ$射线。预计这些过程也与其他地方的密集恒星形成的致密区域有关。
1997-06-18 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
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
Stellar Relaxation Processes Near the Galactic Massive Black Hole
银河系中心的大质量黑洞（MBH）及其周围的恒星形成了一个独特的恒星动力学实验室，用于研究弛豫过程如何影响恒星和致密残骸的分布，并导致它们与MBH之间的密切相互作用。最近的理论研究表明，超越“最小”两体弛豫的过程可能会在银河系中心起作用，甚至主导弛豫及其后果。我描述了大质量扰动，强质量分离和共振弛豫的损失锥再填充;审查观测证据表明，这些过程中发挥了作用的银河系中心;并讨论了一些宇宙的影响，引力波发射事件的速度从紧凑的残余物吸入MBHs，合并的时间尺度的二元MBHs。
2007-08-05 astro-ph
The Kinematics of Galactic Stellar Disks
星系盘主要是恒星系统，基本上是动力实体。因此，要完全了解星系盘，我们必须研究它们的恒星运动学以及它们的形态。观测技术现在已经发展到可以从光谱观测中提取相当详细的恒星运动学信息的程度。本文介绍了利用这些信息来研究这些系统的形成和演化的分析的三个说明性例子：NGC 936中棒的模式速度的推导; NGC 488中随机运动的完整速度椭球的计算;以及NGC 3593中看到的奇怪的反旋转现象。
1998-10-26 astro-ph
Models for the Gravitational Field of the Galactic Bar. An Application to Stellar Orbits in the Galactic Plane and Orbits of Some Globular Clusters
我们建立了三个银河棒的引力场模型。这些模型是一个非均匀的椭球，一个非均匀的长椭球，和四个非均匀椭球的叠加。在这三个模型中，叠加提供了我们最好的近似所观察到的银河棒的质量分布。在一个轴对称银河系模型中加入杆分量，利用已知的运动学数据计算了恒星的中平面轨道和某些球状星团的轨道。对于所有的模型，我们发现一个长期的分散效果的轨道能量和角动量，在银河系惯性系测量。这种效应可能与解释球状星团的轨道顺逆分布有关。对于恒星的运动学，我们研究了在中平面的轨道运动的意义和混沌的出现在酒吧的存在之间的连接。在杆的内部区域，混沌是由一个轴对称的中心分量（凸起）引起的，它出现在从惯性参考系看，从逆行到逆行的轨道方向上，反之亦然。在棒区之外，混沌只出现在非对称轨道上。我们关于这种连接的结果是一致的，并扩展了在轴对称银河系模型中只存在螺旋图案的中平面轨道所得到的结果。
2004-02-13 astro-ph
Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster
银河系中心附近3.6和6厘米处的镰刀和手枪H II区域的VLA图像显示，在密集的五重星团所在的区域有六个点源。其中5个在6厘米到3.6厘米之间的射电源的光谱指数的α值为+0.5到+0.8，这与射电源对应于该星团中大质量恒星的电离恒星风的解释一致。与手枪星相关的射电源显示α = -0.4 +/- 0.2，与平坦或略微非热频谱一致。
1999-07-13 astro-ph
Experimental limits on the contribution of sub-stellar and stellar objects to the galactic halo
EROS（Exérience de Recherche d'Objets Sombres）一直在监测大麦哲伦星云中400万颗恒星的光度，以寻找星系晕中看不见的物体造成的引力微透镜。我们在这里介绍的结果，从3年的EROS施密特板数据。两颗恒星的光变曲线与相当大的微透镜效应一致。后来获得的CCD数据显示，其中一颗恒星是食双星系统。结合施密特板的数据和我们的16 CCD相机公布的结果，我们设置上限的质量范围$[10^{-7},1]\Msol$的晕中看不见的对象的数量。（已提交给Astronomy and Astrophysics）
1995-11-23 astro-ph
Galactic halo stellar structures in the Triangulum-Andromeda region
这封信报告了银河系的恒星结构，这些恒星结构出现在我们对仙女座星系晕的加拿大-法国-夏威夷/MegaCam调查的前景中。我们恢复了最近发现的三角座-仙女座结构的主序星和主序星的关闭Maurisski和合作者在日心距离~20 kpc。该调查还揭示了另一个人口较少的主序列，其亮度较暗，可能对应于更遥远的恒星结构，约为28 kpc。这两种结构都平滑地分布在约76平方米的区域内。°的虽然较近的一个显示密度向西北方向增加了约2倍。在三角星系-仙女座星系结构后面发现的恒星结构，其本身出现在围绕银河系盘的低纬度流后面，进一步证明了银河系的内晕具有空间上的星团性质。
2007-08-31 astro-ph
Stellar Feedback Processes: Their Impact on Star Formation and Galactic Evolution
讨论了自调节恒星形成、恒星爆发和大质量星团形成的条件。大质量恒星对它们的环境有很大的影响，特别是对矮星系的演化，矮星系是巨星系的组成部分。大质量年轻星系团的能量输入可能有助于解决星系形成的一些最重要的难题：宇宙学子结构问题和角动量问题。
2004-04-01 astro-ph
Constraints on the Stellar Mass Function from Stellar Dynamics at the Galactic Center
我们考虑一个围绕中心黑洞旋转的恒星盘的动力学演化。特别是，我们专注于恒星的质量函数的磁盘上的演化的效果，使用解析参数和数值模拟。我们将我们的模型应用于距离银河系中心约0.1pc的大质量恒星环，假设恒星形成于一个寒冷的圆盘中，发现我们的模型需要大量的大质量（> 100 Msun）恒星的存在才能解释观测到的0.2-0.3的偏心率。此外，为了限制较重恒星偏心率的阻尼，我们还需要比Salpeter质量函数预期的更少的低质量恒星，这为银河系中心附近的恒星环中的显着“头重脚轻”质量函数提供了强有力的证据。我们还注意到，在小于1000万年的圆初始条件下，最大可能的偏心率约为0.4-0.5，这表明任何具有更高偏心率的恒星环可能不是由圆盘形成的。
2006-09-29 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
Galactic Stellar Populations
银河系形成和演化的历史可以从长寿命恒星的空间分布、运动学、年龄和化学丰度分布中找到。从这些化石记录中，人们原则上可以提取出不同成分的恒星形成历史，它们的化学演化，恒星的初始质量函数，合并历史--什么合并，什么时候合并？并与理论模型进行比较。观察是驱动模型，我们生活在令人兴奋的时代。
2005-10-02 astro-ph
The role of the central stellar cluster in active galactic nuclei. I. Semi-analytical model
本文的主题是大质量星团在活动现象和活动星系核结构中的作用。我们介绍了一个简单的模型，恒星动力学的内部部分的集群，这使我们能够包括星盘和星-星相互作用。结果表明，黑洞附近恒星分布的性质既取决于恒星与吸积盘的相互作用，也取决于恒星间的引力对和接触相互作用。我们计算了星团中心部分的恒星分布，并讨论了由于星盘相互作用而导致的恒星质量损失的可能影响。最后，我们研究了活动星系核活动的中心集群的含义。我们的模型宽线区域假设的气体唤醒，每个磁盘交叉后的恒星，发挥作用的宽线区域的云，我们计算相应的线配置文件。我们还分析了星-星和星-盘碰撞对活动星系核变率的贡献。
2002-03-14 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions
银河系巨大的HII区域W 43的近红外图像显示在其中心有一个致密的星团。本文给出了年轻星团的宽波段JHK测光和它的三颗亮星的K波段光谱。星团中最亮恒星的2微米光谱与WN 7亚型沃尔夫-拉叶星的光谱非常匹配。另外两颗恒星通过其NIII和CIV辐射被确认为O型巨星或超巨星。O型和氢型WN型星的密集空间成团与大麦云星云中的R136和银河系中的NGC 3603等强星爆星团类似。
1998-12-03 astro-ph
Theoretical stellar models for old galactic clusters
我们提出了新的演化恒星模型适合老人口I集群，讨论了最近的改进的输入物理和恒星结构内的元素扩散的影响的后果。理论集群等时线，覆盖的年龄范围从1至9 Gyr的金属丰度Z= 0.007，0.010，0.015和0.020的四个选定的选择。对超绝热对流效率的理论不确定性进行了详细的讨论。等时线拟合两个观测良好的星系团NGC2420和M67的CM图表明，混合长度参数α = 1.9似乎足以再现所观察到的冷巨星的颜色。讨论了MS星的理论预测与观测斜率的匹配问题。
1998-12-05 astro-ph
Stellar density distribution in the NIR on the Galactic plane at longitudes 15-27 deg. Clues for the Galactic bar ?
Garzon等人（1997）、Lopez-Corredoira等人（1999）和Hammersley等人（2000）在TMGS和DENIS数据中发现了大量的l=27 deg和b=0 deg的恒星，它们可能对应于一个面内条。我们比较了近红外CAIN星计数和贝桑松银河系模型的模拟在15个领域之间的15度和45度的经度和-2度和2度的纬度。比较证实了在低于27度的赤道上存在一个超密度，它是不均匀的，并且在银河平面外急剧下降。观测到的恒星分布超过预测密度的比例甚至超过100%。它与太阳的距离估计低于6千秒差距。如果这个过密度对应于棒的恒星星族，我们估计它的半长为3.9 +/ -0.4 kpc，它与太阳中心方向的夹角为45 +/-9度。
2003-06-30 astro-ph
Toward constraints on galaxy formation scenarios: stellar properties from Galactic surveys
我们提出了一些正在开发的战略，分类和parameterized对象从斯隆数字巡天（SDSS）和RAVE（RAVE）的光谱，并提出了一些结果。我们估计恒星大气参数（有效温度，重力和金属丰度）的光谱和光度数据，并使用这些来分析银河系的人口。我们证明了这一点，通过选择一个样本的候选人蓝水平分支和RR天琴座恒星选择SDSS/SEGUE。
2008-11-13 astro-ph
Blue Straggler Stars in Galactic Open Clusters and the Simple Stellar Population Model
蓝离散星作为银河系疏散星团中的安全成员存在，对基于单星恒星演化理论的演化种群合成的传统图像构成了重大挑战，正如我们以前的工作所示。在目前的工作中，我们的样本的扩展，包括年轻的年龄集群提供了一个更大的数据库，以暴露简单的恒星星族模型提出的问题。工作样本现在包括97个银河系疏散星团，年龄从0.1到几个Gyr不等。在单个星团的基础上计算了蓝离散星对主星团积分光的贡献。建立了一个观测约束简单恒星星族模型的数据库，其年龄覆盖范围比我们以前的工作大。结果表明，在我们的样本星团中，蓝离散星的普遍存在极大地改变了对流恒星星族模型在光谱能量分布方面的预测。综合光谱的综合光谱能量分布向短波长方向增强，因此本文的研究结果将为理解恒星星族的性质提供新的思路。
2006-09-27 astro-ph
Stellar population in Active Galactic Nuclei. I. The Observations
理论模型支持的最新观测结果表明，在活动星系中心的恒星星族中，巨星和超巨星过于丰富，并且/或者可能存在高金属丰度成分。本文试图通过观测Mg~b、NaI、Ca Ⅱ三重态吸收线以及CN、TiO等分子谱带的强度来定量研究这些效应。利用长缝光谱数据，我们能够分离的恒星星族和周围的核，一个样本，包括，正常，LINER，星爆和塞弗特星系。在本文中，我们提出的数据，即光谱的核和一些周围的核区域。比较显示，在大多数星系的中心区域，红化和恒星星族都有梯度。详细的恒星星族合成在一个配套文件。
1998-04-03 astro-ph
Stellar remnants in galactic nuclei: mass segregation
研究星系中心大质量黑洞周围的恒星分布是理解许多星系中心过程的重要前提。其中包括观测到的银河系中心X射线点源的过剩，MBH和紧凑型恒星进入MBH的吸气的扩展恒星的潮汐破裂的速率和特性的预测，后者是对未来的星载引力波干涉仪LISA的高度重要的事件。在相对较小的星系核中，拥有质量在10^5-10^7 M太阳的MBH，最重要的动力学过程是两体弛豫。它导致在MBH周围形成陡峭的密度尖点和强烈的质量分离，因为质量更大的恒星将能量损失给更轻的恒星并漂移到中心区域。利用球形恒星动力学Monte-Carlo程序，模拟了具有恒星质量谱的星系核模型的长期弛豫演化。我们的重点是恒星黑洞的浓度到MBH附近。我们量化这种质量分离的各种星系核模型，并讨论其天体物理意义。特别注意的是开发的模型，以匹配在银河系核心的条件，我们研究的存在下，紧凑的对象连接到最近的高分辨率X射线观测。
2006-06-22 astro-ph
Riding the Spiral Waves: Implications of Stellar Migration for the Properties of Galactic Disks
旋涡星系盘中的恒星通常被假定大致保持在它们的诞生半径。这个假设是建立在几十年来对我们银河系和外部系统中恒星星族演化的建模中的。我们目前的结果从自洽的高分辨率$N$体+光滑粒子流体动力学模拟磁盘的形成，在恒星迁移跨越显着的银河系的距离，由于共振散射与瞬态螺旋臂，同时保持其圆形轨道。我们调查的影响，这样的迁移观察到的恒星星族。径向迁移提供了一个解释所观察到的平坦度和年龄-金属丰度关系的传播和相对缺乏的金属贫星在太阳附近。径向迁移的存在也促使人们重新思考对河外恒星星族数据的解释，特别是对恒星形成历史的确定。
2008-08-01 astro-ph
A Monte Carlo Code to Investigate Stellar Collisions in Dense Galactic Nuclei
长期以来，恒星碰撞被认为在星系中心非常重要，那里的密度达到每立方pc 1e6颗恒星或更高。它们不仅可以通过改变恒星质量和轨道来发挥独特的动力学作用，而且在大质量黑洞附近发生的高速破坏性遭遇也可以偶尔为饥饿的中央引擎提供燃料。在过去的几年里，我们一直在建立一个完整的主序星SPH（光滑粒子流体动力学）碰撞模拟表。这个数据库现在作为一个模块集成到我们的Henon样蒙特卡罗代码。SPH碰撞模拟与Monte Carlo星系团演化程序相结合，似乎非常适合于研究星系核长期演化过程中恒星碰撞的频率、特征和影响。
2001-01-11 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Spectroscopy of Stars in the Galactic Anticenter Stellar Structure
为了确定最近发现的银河系反中心环状恒星结构的性质，我们收集了一组从2 MASS点源目录中选出的假定组成M巨星的光谱。已经获得了跨度约为100度的恒星的径向速度，显示出速度随银河经度变化的趋势，估计色散为20 +/- 4公里/秒。这些恒星的平均金属丰度[Fe/H] = -0.4 +/- 0.3，结合文献中先前的证据，表明这些恒星的金属丰度分布很广。此外，至少有四个平均金属丰度较低的球状星团在空间和运动学上与这种恒星分布一致。我们将M巨星样本位置和速度随银河经度的变化解释为暗示卫星星系目前在银河系的非圆形顺行轨道上正在经历潮汐破坏。
2003-08-04 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
Formation of the Galactic stellar halo. Origin of the metallicity-eccentricity relation
基于对银河系贫金属星的运动学和化学性质的认识，我们对银河系星晕的形成过程进行了数值模拟，并对观测结果进行了解释。作为银河系收缩的模型，我们采用了当前标准的基于冷暗物质涨落分级组装的星系形成理论。我们发现，对于含[Fe/H] $\le-1.0$的模拟星，金属丰度与轨道偏心率之间没有很强的相关性，与观测结果吻合较好。此外，所观察到的低偏心率恒星的比例是正确的复制[Fe/H] $\le-1.6$和近似的$-1.6<$ [Fe/H] $\le-1.0$的中间丰度范围。我们表明，这种成功的再现的星系晕的运动学是一个自然的结果，从冷暗物质密度波动播种的亚星系团的层次演化。
2000-04-07 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function in the Galactic Center
大质量恒星定义了恒星形成过程的上限，控制了其周围环境的能量，并显着影响星系的化学演化。它们在星暴星系和早期宇宙中的作用可能很重要，但我们仍然不知道一颗恒星可以拥有的最大质量，也就是说。上质量截止值。我将讨论一个测量银河系中心上质量截止点和IMF斜率的项目的结果。结果表明，在银河系中心的IMF可能会偏离显着的Salpeter值，并可能有一个上限质量截止到初始质量函数的$\sim$ 150 Msun。
2004-09-16 astro-ph
Red giant stellar collisions in the Galactic Centre
我们表明，与恒星质量的黑洞的碰撞可以部分地解释银河系中心没有明亮的巨星，这是Genzel等人在1996年首次指出的。我们发现，失踪的对象是低质量的巨人和AGB星的范围1-3 M $_{\odot}$。使用详细的恒星演化计算，我们发现，为了防止这些对象从发展成为可见的耗尽K波段，我们要求他们遭受碰撞的红巨星分支，我们计算所需的分数包络质量损失。利用光滑粒子流体力学计算、限制性三体分析和蒙特卡罗模拟相结合的方法，计算了银河系中心巨星与黑洞以及巨星与主序星的碰撞率。我们表明，碰撞可以合理地解释失踪的巨人在$10.5<K<12$带。然而，将较亮的（$K<10.5$）物体耗尽到所需的半径将需要大量的黑洞撞击物，这反过来又会在比观察到的更大的区域内耗尽$10.5<K<12$巨星。我们的结论是，与恒星质量的黑洞的碰撞不能解释非常明亮的巨星的耗尽，我们用我们的结果来限制银河系中心恒星质量的黑洞的数量。
2008-11-19 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Star counts and the Structure of the Galactic Stellar Halo
我们从37.5平方英尺的一部分拍摄的图像中得出一个恒星目录。千年星系表。这些数据，单独和从斯隆数字巡天早期数据发布中获得的颜色一起，可以分析银河系高纬度（41 < b < 63）的微弱恒星计数（B（MGC）< 20），作为银河系经度（239 < l < 353）的函数。在这里，我们专注于内部恒星晕，提供强大的限制子结构的振幅和大规模的扁平化。与以前的结果一致，在颜色星等图中可以清楚地看到厚盘，一个古老的中等金属丰度群体。我们发现，在~10 kpc（恒星质量的大部分）内的银河系恒星晕是显着平坦的，轴比（c/a）=0.56 +/- 0.01，再次与以前的结果一致。我们的分析，使用计数的细胞，角关联函数和李二维统计，确认潮汐碎片从人马座矮星，但发现很少的证据，其他子结构的内晕，在日心距离< 5千秒差距。这种新的量化的坐标空间中的平滑度限制了最近的吸积/破坏的大部分恒星晕的积累的贡献。
2003-08-12 astro-ph
Age determination of the nuclear stellar population of Active Galactic Nuclei using Locally Weighted Regression
我们提出了一种新的技术，分离老的和年轻的恒星星族在星系光谱使用机器学习方法。我们使用了一个分类器集成，集成中的每个分类器都专门针对年轻或老年人群，并使用局部加权回归进行训练，并使用十倍交叉验证进行测试。由于相关信息集中在光谱的某些区域，我们采用离线顺序浮动后向选择的方法进行特征选择。对Seyfert星系的应用表明，该方法对活动星系核（AGN）连续体的稀释非常不敏感。与穷举搜索相比，我们得出结论，这两种方法在准确性方面相似，但机器学习方法快了大约两个数量级。
2003-11-28 astro-ph
Interpreting the main HI and CO l-V features in the Galactic bar from self-consistent stellar and gas dynamical models
本文基于高分辨率、无扰动的三维N体和SPH模拟，提出了一种新的图像，解释了银河系中心几kpcs内气体的l-V分布的主要特征。
1997-11-03 astro-ph
Warping the young stellar disc in the Galactic Centre
我们研究了环核盘（CND）对银河系中心年轻恒星轨道演化的影响。我们表明，CND的重力引起的轨道，这是高度敏感的半长轴和倾角的岁差。我们认为这样一个差分岁差的背景下正在进行的讨论的起源的年轻恒星，并提出一种可能性，所有这些都起源于一个薄盘，这是部分破坏由于CND的影响期间~ 600万年。
2008-12-08 astro-ph
Stellar collisions in galactic centers: black hole growth and color gradients
我们研究恒星碰撞的影响，特别是在现实的银河系中心喂养大质量黑洞（BH）和颜色梯度。我们发现，恒星碰撞释放的质量是不足以占目前的BH质量在银河系中心，特别是在明亮的星系。这项研究，加上Magorrian和Tremaine（1999）关于大质量黑洞对恒星的潮汐破坏的研究，意味着黑洞生长的物质（特别是在比~10^9 Lsun亮的星系中）只能来自其他来源，例如，在星系生命的最初~1 Gyr中，恒星演化释放的质量，或是在星系合并时下沉到星系中心的气体。我们还分析了恒星碰撞如何影响恒星系统的颜色。我们发现，在M31、M32和附近的星系中心，主序星之间的碰撞在投影半径R>0.1”的可见波段不能产生可观测的颜色梯度。该结果与在R>0.1”处M32中缺乏可观察到的颜色梯度一致。在更小的半径下，主序星之间的碰撞造成的色差在R=0.02”时最多为0.08等。在M32的R<0.1”区域内，由于恒星碰撞而产生的平均蓝化，在色指数U-V中不应大于0.06等，在V-I中不应大于0.02等。在M31星系中心观察到的蓝色（在0.14“x0.14”的盒子里）一定是由一些机制引起的，而不是主序星之间的碰撞。
2002-10-12 astro-ph
Evolution of the Galactic Halo and Disk
恒星运动学和化学丰度之间的相关性是银河系结构成分之间进化联系的化石证据。广泛的恒星巡天显示，星系组成部分之间唯一可以容忍的明显区别出现在比角动量的分布上。在这里，贫金属的恒星晕和富金属的凸起是无法区分的，就像厚盘和旧盘一样。每一对都非常不同。这导致了一个演化模型，在该模型中，贫金属的恒星晕演化为内部凸起，而厚盘是薄盘的前身。这些进化序列是不同的。银河系是由两个离散的“人口”，一个低，一个高的角动量。一些（次要？）后期和持续合并的碎片增加了这幅图像的复杂性，这在外部恒星晕中尤其重要。
1994-11-17 astro-ph
Simulation of Stellar Objects in SDSS Color Space
我们提出了一个模拟的空间，光度和光谱分布的四种类型的恒星物体。我们模拟：（1）银河系恒星，基于银河系结构模型、恒星星族合成模型、恒星等时线和恒星光谱库;（2）白矮星，基于模型大气、观测到的白矮星的光度函数、质量分布和银河系分布;（3）类星体，基于观测到的光度函数及其演化，以及类星体的发射和吸收光谱模型;（4）根据观测到的光谱性质和大小的分布，我们认为是致密发射线星系。结果以斯隆数字巡天（SDSS）的颜色系统呈现，具有逼真的光度误差和银河系消光。模拟的恒星和类星体的颜色与SDSS系统中的观测结果进行了比较，显示出良好的一致性。恒星模拟可以作为分析恒星数量和约束银河系结构模型的工具，以及识别具有异常颜色的恒星。仿真结果也可用于建立SDSS类星体目标选择算法。
1999-02-04 astro-ph
Radial structure of galactic stellar disks
我们展示了从72个盘状边缘星系中选取的一个形态样本的深度光学成像巡天结果，巡天值μ_lim = 26 - 27 V-mag/arcsec ^[2]。银河恒星盘的全球结构的问题，特别是在大的银河系中心距离的径向表面亮度剖面，解决。我们发现，典型的径向配置文件更好地描述了一个双斜率指数配置文件-其特征在于由内部和外部scalelength分离在一个中断半径-而不是一个sharp-truncated指数模型。结果给出了三个正面等效，作为关键的测试，以确保没有可能的几何视线影响的边缘上的样品的调查结果。
2002-01-02 astro-ph
The local stellar velocity distribution of the Galaxy. Galactic structure and potential
由依巴谷自行推导出邻近恒星的速度分布。我们使用了经典的史瓦西分解，也开发了一个动力学模型的准指数恒星盘。该模型是在Stäckel势的框架下，用三个运动积分对舒氏模型进行的三维推导。我们确定太阳运动相对于当地的休息标准（LSR），密度和运动径向梯度，以及当地的速度曲线的斜率。从星盘动力学模型出发，我们明确地确定了切向-垂直速度（v_θ，v_z）耦合与势的局部形状之间的联系。使用有限的3-D速度数据的样本，我们测量$z_o$，定义最佳拟合Stäckel势的椭球坐标系的焦点。参数$z_o$与速度椭球的倾斜有关，更重要的是与银盘中的质量梯度有关。发现该参数为5.7 \pm 1.4 kpc。这意味着银河系势并不是非常平坦的，而且暗物质成分并不局限在银河系平面内。
1998-10-06 astro-ph
Origin of Radially Increasing Stellar Scaleheight in a Galactic Disk
在过去的20年里，人们已经接受了旋涡星系中恒星盘的垂直尺度高度与半径成常数的观点。然而，在文献中没有明确的物理解释。本文计算了考虑HI和H_2气体的附加引力以及暗物质晕的自引力恒星盘的垂直恒星尺度高度。我们将我们的模型应用到两个边缘星系，NGC 891和NGC 4565，并发现，由此产生的scaleheight显示了一个线性增加的近两个因素的光盘内这两个星系。有趣的是，我们发现，观察到的数据时，仔细看，并不意味着一个恒定的scaleheight，但实际上支持这种温和的flaring的scaleheight。
2002-07-22 astro-ph
Getting a kick out of the stellar disk(s) in the galactic center
最近对银河系中心的观测揭示了一个由年轻OB星组成的核盘，此外还有许多类似的外围恒星，它们具有更高的偏心率和/或相对于盘的高倾角（其中一些可能属于第二个盘）。在这种核盘中的双星，如果它们以不可忽略的比例存在，可能通过双星加热这个恒星系统在盘的演化中发挥重要作用。我们认为，与/在二进制的相互作用可能会解释一些（或所有）观察到的银河系中心的外围年轻恒星。这样的恒星可能是在一个圆盘中形成的，后来通过与双星相关的相互作用被踢出，类似于整个星系中年轻星团中高速逃逸的OB星的喷射。
2007-09-30 astro-ph
A New Secular Instability of Eccentric Stellar Disks Around Supermassive Black Holes, with Application to the Galactic Center
我们发现了一种新的围绕超大质量黑洞的偏心恒星盘的长期不稳定性。我们发现，逆行岁差的恒星轨道，由于存在一个恒星尖点，诱导相干扭矩，放大偏差的个人轨道偏心率的平均值，从而驱动所有偏心率远离其初始值。我们调查的不稳定性，使用N体模拟，并表明，它可以驱动个人的轨道偏心率显着更高或更低的值的顺序上的岁差时间尺度。这种物理学与银河系中心有关，那里的大质量恒星很可能在SgrA* 黑洞周围的偏心盘中形成。我们发现，所观察到的双峰偏心率分布的盘星在银河系中心的分布是由偏心率不稳定性，并演示了如何在这样的磁盘的动力学演化的结果，它的几个恒星获得高（1-e < 0.1）的轨道偏心率。在这种高度偏心轨道上的双星会被SgrA* 黑洞潮汐干扰，可能会在黑洞附近产生S星，并在星系晕中产生高速星。
2009-04-17 astro-ph
Galactic History: Formation and Evolution
我们探索背后的动机在银河系天文学大型恒星调查，特别是测量光度，相空间和丰富的数千或数百万颗恒星的属性调查。这些观测对于解开星系形成和演化所涉及的事件序列至关重要，尽管从复杂性中解开关键特征仍然非常具有挑战性。新的数据将需要我们在恒星大气、恒星化学、银河系和本星系群的动力学方面取得重大进展。
2006-10-23 astro-ph
Astrometric Monitoring of Stellar Orbits at the Galactic Center with a Next Generation Large Telescope
我们表明，下一代大型望远镜可以检测到的加速运动的100颗恒星绕银河系中心的大质量黑洞。这些恒星的位置和速度将被测量到比目前可达到的天体测量和光谱精度好几倍的精度，从而能够详细测量大质量黑洞附近的引力势。我们表明，用这样的望远镜监测恒星运动可以实现：（1）测量银河系中心距离R_0，精度优于0.1%;（2）测量黑洞附近扩展物质的分布，包括奇异暗物质的分布，（3）探测到由于黑洞引起的广义相对论效应，包括恒星的旋进和可能的黑洞自旋，以及（4）探测被监测恒星与聚集在银河系中心附近的恒星残骸之间的引力相遇。这样的遭遇探测了残余物的质量函数。
2005-12-30 astro-ph
Probing the Canis Major stellar over-density as due to the Galactic warp
自行，恒星计数和测光表模拟被用来解释在大犬座（CMa）地区检测到的恒星过密度，声称是一个破裂的矮星系的核心（马丁等2004年，Bellazzini等2003年），由于银河系的翘曲和耀斑的外盘。我们比较了CMa M-巨星的运动学与周围的银河系盘星在UCAC 2目录，并没有发现特殊的自行签名：CMa星模仿厚盘运动学。此外，当考虑到银河系的翘曲和耀斑的磁盘，2 MASS恒星计数剖面再现CMa恒星过密度。这种恒星计数分析通过与贝桑松模型（Robin et al. 2003）模拟的合成色星等图（包括盘的翘曲和耀斑）进行直接比较而得到证实。所提出的证据使人怀疑CMa过密度的鉴定是一颗被破坏的银河系卫星的核心。然而，这并不能解释造成星系晕反中心方向环状结构的超密度的起源（Newberg et al. 2002; Yanny et al. 2003; Zaggia et al. 2004，in preparation）。
2004-05-26 astro-ph
Revised Rates of Stellar Disruption in Galactic Nuclei
我们计算率的潮汐恒星的星系核中的超大质量黑洞的破坏，使用向下修订的黑洞质量的M-西格玛关系。在星系陡峭的核密度分布，这占主导地位的整体事件率，中断频率与假设的黑洞质量成反比。我们计算出的非矮星系的总速率比早期的研究高出约10倍。假设有核矮星系中含有黑洞，那么有核矮星系的破裂率预计是最高的。对一个丰富的星系团进行几年的监测可以排除矮星系中存在中等质量黑洞的可能性。
2003-06-26 astro-ph
