Box- and peanut-shaped bulges: II. NIR observations
我们用近红外光谱观测了60个边缘星系，以研究具有盒状/花生状凸起的星系中的恒星分布。在这些波长下的尘埃消光量要小得多，这使我们能够在几乎所有具有盒状/花生状凸起的目标星系中识别出平行于主轴切割的额外薄的中心组件。这个结构可以用一根杠来识别。该结构的长度由凸出的长度缩放，与凸出的形态学分类的形状相关。因此，这种新建立的相关性主要被解释为杆在不同方位角的投影。具有花生状凸起的Galerkin具有几乎在边缘上看到的杆，并且杆的长度与厚度之比为14 +/- 4，这是第一次可以直接测量。此外，凸起的箱形度与棒材强度的相关性表明，棒材特性可以部分解释凸起形状的差异。此外，我们还发现了一种新的盒/花生结构与中心球之间的尺寸关系，并与Pfenniger & Friedli（1991）的棒星系N体模拟结果进行了比较。我们的结论是，酒吧盘星系的内部区域是建立由三个不同的组件：球状凸起，薄酒吧，和一个b/p结构最有可能代表的酒吧厚的一部分。
2000-08-30 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
Boxy/Peanut bulges, vertical buckling and galactic bars
盘星系中的盒状/花生状凸起与恒星棒有关。在这次演讲中，我们讨论了这种凸起的不同属性及其与相应的酒吧的关系，使用了几百个数值N体模拟的非常大的样本。我们提出并相互比较各种方法来测量盒状/花生凸起的属性，即它的强度，形状和可能的不对称性。其中一些方法可以应用于模拟和观测。我们的最终目标是获得相关性，使我们能够获得正面观察星系的方形/花生状凸起的信息，以及侧面观察星系的条形信息。
2007-10-22 astro-ph
Three-Dimensional Bar Structure and Disc/Bulge Secular Evolution
本文讨论了30个具有方形或花生形（B/PS）凸起的边对旋涡星系样品的Kn波段成像。具有B/PS凸起的星系往往比具有其他凸起类型的星系具有更复杂的形态，不清晰的掩蔽图像揭示了跟踪三维棒的主要轨道家族的结构。它们的表面亮度分布也更复杂，通常包含3个或更多个明显分离的区域，包括一个浅或平坦的中间区域（弗里曼II型分布），暗示了杆驱动的角动量转移和材料的径向再分布。这些数据还表明，圆盘的尺度高度会发生突然变化，正如从垂直共振和不稳定性中所预期的那样，但这与传统观点相反。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）包含在一个部分厚的棒（B/PS凸起）中组成的，它本身包含在一个薄的外盘中。内圆盘最有可能是通过杆驱动过程形成的，而厚杆则是由屈曲不稳定性引起的。两者都是强耦合的动态和形成的大部分相同的（光盘）材料。
2005-08-29 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
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
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 of disk galaxies at intermediate redshifts.II. Nuclear, disk and global colours in the Groth Strip
我们分析了中等红移盘星系核区的颜色，目的是获得0.1 < z < 1.3时星系核球和盘的相对年龄的经验信息。我们的工作与视直径有限的母样本的248个星系从HST格罗斯带调查。我们采用保守的标准，以确定隆起和潜在的前兆，目前的隆起的基础上核表面亮度超过指数分布的外部。我们测量膨胀的颜色楔形配置文件上的半短轴上打开，并将它们与磁盘和全球星系的颜色进行比较。对于60%的星系与凸起，休息帧核颜色分布显示红色的序列，是很好地适应被动演化模型的各种年龄，而其余的40%分散向蓝色。相比之下，没有中心亮度过剩的星系显示出典型的恒星形成群体的颜色，并且缺乏红色序列。我们还看到，在本机宇宙中，大多数短轴的颜色轮廓是负的（向外更蓝），并且相当温和，表明核颜色与盘颜色没有明显的不同。这一点在比较核、球和盘的颜色时得到了证实：这些颜色显示出很强的相关性，对于任何中央亮度突出的凸起值。与红色序列凸起颜色的合成模型的比较表明，这种红色凸起已经停止形成恒星的时代早于观测前的~ 1 Gyr。核和盘的颜色之间的相关性和小的颜色梯度暗示在一个交织的恒星形成的历史隆起和磁盘：可能，我们的大多数红色隆起形成的过程中，截断恒星形成的隆起没有破坏磁盘。
2008-07-18 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
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
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
The formation of young B/PS bulges in edge-on barred galaxies
我们报告的事实是，恒星星族，出生在气体流入的中心区域可以是垂直不稳定的，导致一个B/PS功能显着蓝，周围的隆起。使用新的化学动力学模拟，我们表明，这个年轻的人口并不保持平坦的气体核盘，并在平面外形成一个新的四方形凸起。我们表明，这样一个年轻的B/PS凸起可以检测到彩色地图。
2007-09-13 astro-ph
Boxy/Peanut bulges and stellar bars
盘星系中的盒状/花生状凸起已与恒星棒联系起来。我们分析它们的属性在一个大样本的$N$体模拟，使用不同的方法来测量它们的强度，形状和可能的不对称性，然后相互比较的结果。其中一些方法可以应用于模拟和观测。特别是，我们寻求酒吧和花生属性之间的相关性，当应用到真正的星系，将提供信息的酒吧在边缘上的星系，和花生在面对星系。
2008-01-21 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
Structural Properties of Pseudo-Bulges, Classical Bulges and Elliptical Galaxies: an SDSS Perspective
我们已经进行了2D凸起/酒吧/光盘分解使用g，r和i波段图像的代表性样本的近1000个星系从斯隆数字巡天。我们发现，Petrosian集中指数是一个更好的代理膨胀比总的全球Sersic指数。我们表明，伪凸起可以区分从经典的凸起作为异常值的Kormendy关系。本文给出了椭圆星系、经典星系球、伪星系球、盘星系和棒星系的结构参数和质量分布，发现局域宇宙中大质量星系的总质量有32%包含在椭圆星系中，36%包含在盘星系中，25%包含在经典星系球中，3%包含在伪星系球中，4%包含在棒星系中。伪凸起目前正在经历激烈的恒星形成活动，并填充颜色星等图的蓝色云。大多数（虽然不是全部）经典的凸起是静止的，并填充图中的红色序列。经典的凸起遵循凸起Sersic指数和凸起与总比率之间的相关性，而伪凸起不遵循。此外，对于固定的凸起与总的比率，伪凸起比经典凸起更不集中。伪凸起遵循的质量-尺寸关系与棒相似，而与经典凸起不同。在基本平面内，伪凸起占据与圆盘相同的轨迹。虽然这些结果指出了经典和伪凸起的不同形成过程，但我们也发现它们的性质存在显着重叠，表明不同的过程可能同时发生。最后，经典的凸起和椭圆星系遵循偏移的质量大小关系，这表明高质量凸起可能不仅仅是被圆盘包围的高质量椭圆星系。
2008-11-19 astro-ph
Pseudobulges in Barred S0 Galaxies
我们目前正在进行的研究的凸起的S 0星系的初步结果。我们发现，在一个子样本的14个酒吧S 0星系，完全一半的光度定义的凸起显示运动学签名的“pseudobulges”-也就是说，他们的运动学是由旋转为主。在其中的四个星系中，我们在光度凸起区域中识别出至少两个子成分：与盘状运动学相关的平坦的盘或棒成分;以及更圆的“内凸起”，这似乎是更像经典凸起的更热的系统。
2004-09-05 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
Long-Lived Double-Barred Galaxies From Pseudo-Bulges
大部分的棒星系都有次级棒，它们嵌入在大尺度的初级棒中。这在缺乏气体的早型棒星系中也很常见。这种双棒星系的演化至今还没有被很好的理解，部分原因是缺乏现实的$N$体模型来研究它们。在这里，我们报告了一个新的机制，产生这样的系统，即存在旋转的伪凸起。我们demonstate与高质量和力分辨率无碰撞$N$体模拟，长寿命的二次酒吧可以自发形成，而不需要气体，与以前的说法相反。我们发现，二级酒吧旋转速度比主要的。然而，旋转不是刚性的：次级杆脉动，当它们旋转通过初级杆时，它们的振幅和模式速度振荡。这种自洽的研究支持以前的工作的基础上轨道分析的潜在的两个刚性旋转杆。次级棒的脉动性质可能对理解双棒星系的中心区域具有重要意义。
2006-10-17 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
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
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
A Characteristic Division Between the Fueling of Quasars and Seyferts: Five Simple Tests
假设存在M_BH-σ关系，自我调节的黑洞（BH）增长模型需要燃料供应和宿主膨胀的增长来加深势能，否则系统要么饥饿要么自我调节而没有持续的活动。这表明明亮的类星体必须在大合并中被触发：星系的大部分必须在一个动态时间或更短的时间内转化为新的凸起质量。相比之下，低光度AGN几乎不需要凸起增长和少量气体供应，并且可以在更常见的非合并事件中被触发。这预示着在传统的类星体-塞弗特光度分界线附近（BH质量增长到10^7太阳质量以上/以下），会发生一个向合并引发的燃料供给的转变。我们收集观察结果来测试这样的划分的几个预测，包括：（1）过渡到膨胀主导的主机。(2)“pseudobulges”和“经典”的凸起之间的过渡托管剩余BH：pseudobulges形成的长期过程和未成年人合并，而经典的凸起的遗迹主要合并。(3)小规模集群的幅度增加，合并更有效。(4)不同的红移演化，富气合并速率上升到红移z>2，而长期过程在时间上相对恒定。(5)在更明亮的系统中，星暴后特征的日益突出。我们的观测汇编提供了初步的证据，预测司周围的塞弗特类星体的阈值。我们讨论了未来的观测如何改善这些约束，并打破不同的燃料模型之间的退化。
2008-12-15 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
Figure Rotation and the Mass of the Galactic Bulge
银河系核球的质量，$M_B$，由张量维里定理估计。通过考虑棒星分布和图形旋转的影响（81 \kms kpc $^{-1}$），并假设棒的方向与我们的视线成20°，我们发现$θ$高达2.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。这一估计与从观测到的光学深度推断的总质量一致，以微透镜的恒星朝向银河系内部。对于较大的角度，$θ$ $\sim$ 40°，或较小的方向图速度（20 \kms kpc $^{-1}$），发现$M_B$为$\sim$ 1.7 $-$ 1.9 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$，类似于以前对条形隆起（2 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）和轴对称隆起（1.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）的估计。
1995-03-10 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
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
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
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
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
