Formation of Galactic Bulges
我们使用宇宙学流体动力学模拟的层次聚类的框架内，在一个有代表性的CDM宇宙学模型的星系隆起的形成进行调查。我们发现，在宇宙学红移z~4处形成的最大天体类似于观测到的螺旋星系或中等大小椭圆星系的膨胀，其一般性质如大小，形状和密度分布。这与观测数据相一致，这些数据表明在更温和的红移下存在“老”的凸起和椭圆。这些凸起是在红移z=3处占主导地位的气体，具有很高的恒星形成率，似乎是哈勃深空中看到的小型蓝色星系的良好候选者。
2000-04-03 astro-ph
A First Study of Giant Stars in the Galactic Bulge based on Crires spectra
我们目前正在进行的工作，确定元素丰度的巨人在银河系隆起的红外光谱。我们显示了一个初步减少的光谱和合成光谱适合的膨胀巨人阿普4203记录与近红外，高分辨率Crires摄谱仪安装在VLT在其科学验证运行在2006年8月。从这个频谱的丰度进行了讨论。
2007-01-31 astro-ph
Abundances of Recently Discovered Planetary Nebulae Towards the Galactic Bulge
在这项工作中，我们报告的分光光度观测的行星状星云样本对银河系的隆起。共观察到45个PNe，并导出了它们的物理参数（电子密度和温度）。使用三能级原子模型计算离子丰度，并通过电离校正因子推导丰度。结果显示，在银河系高纬度的低丰度物体，表明一个可能的垂直梯度内的凸起。发现了少数低N/O比值的物质，可能来源于年老、低质量的原始细胞。
2001-10-16 astro-ph
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 astro-ph
Distribution of the Galactic Bulge emission at |b|>2deg according to the RXTE Galactic Center scans
我们提出了一个分析的银河系核球发射观察到的RXTE/PCA在一组扫描银河系中心领域，在1999年至2001年进行。这些观测的总曝光时间接近700千秒。我们构造了直到银河系纬度b=-10度;+9度的银河系脊发射强度和光谱参数的分布。结果表明，在|b| > 2 deg处的脊发射强度分布可以用指数模型很好地描述，e折叠宽度b_0~ 3.3 deg。最佳拟合光谱参数在银河系纬度上没有显示出统计学上的显著变化
2003-08-25 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of Microlensing Events in the Galactic Bulge
本文介绍了OGLE-Ⅱ微透镜巡天在1997- 1999年三个观测季节中观测到的银河核球微透镜事件的目录。对微透镜事件的搜索是使用一个数据库进行的，该数据库包含来自银河系核球的大约2050万颗恒星的大约4*10^9个光度测量值。该目录包括214个微透镜事件的案例，这些事件在天空中覆盖约11平方度的区域，分布在银河系隆起的不同部分。该样本包括20个二元微透镜事件，其中14个是焦散交叉。在一种情况下，双星可能是透镜。我们目前的微透镜事件的基本参数的分布，并显示在不同地区的银河系球的微透镜的初步率。后者揭示了对银河系坐标的明显依赖。对“l”的依赖性表明，大多数朝向银河系凸起的透镜位于银河系棒中。银河系酒吧的模型似乎合理地预测所观察到的微透镜事件在银河系隆起的空间分布。所有事件的星表和测光中提供的所有数据都可以从OGLE互联网档案中获得。
2000-03-02 astro-ph
Kinematics and Composition of the Galactic Bulge: Recent Progress
我们提出了最近的结果，从凯克研究的组成银河系的凸起，以及结果从凸起凸起径向速度测定（BRAVA）。富布赖特、麦克威廉和里奇（Fulbright，McWilliam，& Rich，2006，2007）经过10年的研究，解决了推导银河系核球铁丰度的问题，并发现了增强的α元素丰度，与麦克威廉和里奇（McWilliam & Rich，1994）的早期工作一致。我们还报告了一个径向速度调查{ \sl 2 MASS}选定的M巨星在银河系的隆起，观察与CTIO 4米长蛇座多目标摄谱仪。这个程序是为了测试核球的动力学模型，并寻找和绘制银河核球中任何动力学冷子结构。我们在$-10^{\circ} < l <+10^{\circ}$和$b=-4^{\circ}$上显示了场的初步结果。我们构建了一个膨胀的恒星和模型数据的速度图，并发现，与以往的研究相反，膨胀不旋转作为一个固体的身体;从$-5^{\circ}<l<+5^{\circ}$的旋转曲线有一个斜率为$\approx 100 km s^{-1}$，并在更大的$l$相当大，并达到$45 {km s^{-1}}$（日心）或$\sim 70 {km s^{-1}}$（银心）的最大旋转。这种自转比赵（1996）的动力学模型预测的要慢。
2007-10-26 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Bulge
采用一个单区框架，与吸积的原始气体的自由落体时间尺度上，银河系核球的化学演化计算，假设（i）相应的快速恒星形成的时间尺度，和（ii）初始质量函数偏向于大质量恒星。我们在这里强调的不确定性与基础物理（特别是恒星核合成），以及这些不确定性是如何表现在预测的丰度比模式，在由此产生的当今银河系的膨胀恒星星族。
2006-11-29 astro-ph
Oxygen abundances in the Galactic Bulge: evidence for fast chemical enrichment
目标：我们光谱特征的银河系隆起推断其恒星形成的时间尺度，相比其他银河系的组成部分，通过其个别恒星的化学签名。方法：我们推导出铁和氧丰度的50 K巨星在四个领域向银河系的隆起。目标星的高分辨率（R= 45，000）光谱是在VLT上用FLAMES-UVES收集的。研究结果：在6300 ° F的禁限线上测量到的氧，显示出[Fe/H]的明确趋势，其中[O/Fe]在膨胀型恒星中高于厚盘型恒星，而厚盘型恒星比薄盘型恒星的氧含量更高。结论：这些结果支持了一种情况下，隆起形成之前，更迅速地比磁盘，因此MW隆起可以被视为一个原型的老球体，与早期类型（椭圆形）星系的形成历史相似。
2006-09-05 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
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
Origin of Correlations between Central Black Holes Masses and Galactic Bulge Velocity Dispersions
我们认为，观测到的中心黑洞质量M_{BH}和星系核球速度色散σ_e之间的相关性（形式为M_{BH} \propto σ_e ^[4]）可以证明大质量黑洞的星系前起源。原始的黑洞可能是成长中的原星系的中心，这些原星系经历了与普通星系的多次合并。这个过程伴随着星系核中黑洞的合并。
2002-09-17 astro-ph
Stellar Contribution to the Galactic Bulge Microlensing Optical Depth
我们使用Holtzman等人和Zoccali等人的HST恒星计数估算了银河系核球中恒星的自透镜光学深度，Gould将其外推到棕矮星和残余区，并使用Dwek等人的模型沿视线进行解投影。我们发现自透镜光学深度τ（核球-核球）=0.98 x 10^{-6}。当结合到盘中前景星对凸起星的透镜效应时，这产生了τ（凸起-总）=1.63 x 10^{-6}，与基于BMO和EROS合作观测团簇巨星的τ =2.13 +/- 0.40 x 10^{-6}和τ =1.08 +/- 0.30 x 10^{-6}的估计相当一致。
2003-03-13 astro-ph
The Extinction Toward the Galactic Bulge from RR Lyrae Stars
我们目前的平均红向3525 RR 0天琴座恒星从银河系球领域的银河系巡天。这些红确定使用的颜色在最小的$V$ -波段光的RR 0天琴座恒星本身，并发现在一般协议与消光估计在同一位置从其他方法获得。利用位于银河系隆起的3256颗恒星，我们导出了选择性消光系数$R_{V,VR}=A_V/E(V-R) = 4.3 \pm 0.2$。该值是使用$R_{V,BV} = 3.1 \pm 0.3$的标准消光定律的预期值。
2007-12-03 astro-ph
An Attempt to Detect the Galactic Bulge at 12 microns with IRAS
在12微米的表面亮度图，来自红外天文卫星（IRAS）的观测，被用来估计在这个波长的综合流量从银河系的凸起作为一个函数的银河系纬度沿短轴。一个简单的模型被用来从IRAS测量中去除银河系盘发射（例如未分辨的恒星和尘埃）。由此产生的估计进行比较，预测的12微米凸起表面亮度的基础上观察的完整样品的光学确定M巨星在几个短轴凸起领域。没有发现任何证据表明，除了从光学鉴定的M星样本加上正常的低光度恒星预期的12米发射的任何重要组成部分的隆起。来自IRAS目录的已知大振幅变量和点源对总12微米通量仅贡献一小部分。
1998-04-21 astro-ph
Light and Heavy Elements in the Galactic Bulge
在这里，我们用一个由内而外的星系形成模型来讨论银河系核球的化学演化。我们假设，这个中心区域的发展速度甚至比星系晕和测试的影响，改变斜率的IMF预测的恒星金属丰度分布的凸起恒星。一个有利于形成大质量恒星的IMF被发现，以改善最近观察到的凸K巨星的金属丰度分布的协议。然后，我们对银河系核球中几种轻重物质的时间演化进行了具体的预测。我们预测，α-元素相对于Fe的[Fe/H]范围的大部分，由于每个元素的不同核合成历史，具有不同程度的增强，并表明锂丰度应遵循与太阳附近发现的金属丰度类似的趋势。讨论了几种可能的恒星锂源。
1998-10-08 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Follow-Up Observations of the Macho Microlensing Event in the Galactic Bulge
我们目前的后续观测的引力微透镜候选人发现的合作在银河系的隆起。光度数据覆盖了事件最大值附近的一段时间，可用于构建完整的光变曲线。透镜星在色星等图中的位置表明它是一颗位于次巨星分支上的银河系核球星。
1994-11-22 astro-ph
The lack of carbon stars in the Galactic bulge
为了解释银河核球中碳星的缺乏，我们用星族综合程序对热脉冲渐近巨星分支星进行了详细的研究。讨论了氧过剩和质量损失率对银河系核球中碳星和氧星数目之比的影响。我们发现，氧的过剩，这是大约两倍大的太阳附近（接近目前的观测）是不足以解释碳星的稀有在隆起。我们认为，大的质量损失率可能作为一个控制因素的碳星的数量比的氧星。
2008-08-15 astro-ph
The Outer Regions of the Galactic Bulge:II Analysis
我们分析的速度，化学丰度和空间分布数据的一些1500 K-和M-巨星在银河系隆起。凸起在$\rm 700pc \le R \le 3500pc$范围内具有确定的线性旋转曲线，振幅为${\rm \sim 25 km s^{-1} kpc^{-1}}$。Kent（1992）的扁各向同性球模型与我们的实验数据比较吻合。我们没有发现对不对称性或横杠的显著要求。在我们的领域的一个子集K巨星的金属丰度分布，使用镁$b$功能，平均${\rm [Fe/H] \approx -0.3}$没有变化。也就是说，在银河系中心范围$\rm 500pc \le R_{GC} \le 3500pc$内的银河系隆起中没有可探测到的丰度梯度。我们从我们的数据中推导出了球的比角动量分布函数，并将其与Wyse & Gilmore（1992）对晕、厚盘和薄盘的测定结果进行了比较。我们确认，凸起和晕的角动量分布是不可区分的，厚盘和薄盘。然而，隆起晕分布与厚盘薄盘分布有很大不同。这也许是银河系不同结构成分之间进化关系的最强有力的线索。
1995-02-07 astro-ph
New abundances of planetary nebulae in the Galactic Bulge
本文报道了对57个膨胀行星状星云（PN）的新观测结果和由此导出的化学丰度。加上我们以前的结果，总共分析了100多个天体，这些天体构成了在均匀条件下研究的最大的膨胀星云样本之一，包括设备和还原程序。在一般情况下，我们的数据显示出很好的协议与最近的一些结果在文献中，在这个意义上说，凸起PN的平均丰度是类似的磁盘对象，但表现出较大的分散。
2003-10-20 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
A Catalogue of Be Stars in the Direction of the Galactic Bulge
在不同金属丰度的环境中，如麦哲伦云或银河系核球中，对Be星的详细研究对于理解星周盘的形成和演化机制是必要的。然而，直到现在还没有对我们银河系凸起方向的Be星进行详细的研究。我们报告的第一个系统的搜索是明星候选人的方向银河系隆起。我们提出的目录，给一个简短的描述恒星的变化，并显示一些光变曲线的例子。我们在I波段寻找符合星等、颜色和可变性等特定标准的恒星。我们的搜索是在银河系隆起的48个OGLE II区域进行的，这次搜索产生了29053颗Be候选星，其中198颗显示出周期性的光变化。在这最后的样本中，有近1500颗恒星几乎可以肯定是Be星，为光谱多目标后续研究提供了理想的样本。
2007-10-09 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge
我们目前的54个人口II造父变星的OGLE-II目录中的银河系膨胀领域的可变对象确定的I波段光变曲线。它们的周期从几分之一天到几天不等。它们的光变曲线与经典造父变星的光变曲线非常相似，但周期要长几倍。我们分析了新发现的第二族造父变星的颜色-星等图的位置。这些天体的位置证实了最近的发现，即朝向银河系凸起的星际消光可能是异常的。从我们的样品中得到的红化线的斜率与早期用红团簇星和银河核球区RR~Lyr星得到的红化线的斜率非常一致。我们的星族II造父变星遵循相同的周期-光度（P-L）关系，表明这些天体的状态相似。我们比较了这些恒星的P-L关系与OGLE-II巡天探测到的造父变星星族II的关系。偏离银河系凸起造父变星的P-L关系似乎表明，这些物体位于银河系棒类似于红色团块星。
2003-06-26 astro-ph
Age and metallicity gradients in the Galactic Bulge - A differential study using HST/WFPC2
长期以来，人们一直认为银河系凸起是一个很古老的恒星星族。然而，最近一些基于HST WF/PC-1和WFPC 2对银河系隆起恒星的观测的研究得出结论，老年人口可能不会超过总数的30%。其他使用HST/WFPC 2对“膨胀”球状星团和场星的差分研究发现，膨胀的年龄与星系晕相当。所有这些研究中的一个复杂之处是存在大量的恒星，它们模仿年轻的核球，但它们可能是，而且通常被认为是，前景盘星，它们的红化和距离分布恰好模仿年轻的核球。我们显示，使用HST/WFPC 2的两个领域的明星在隆起和两个“隆起”和一个“磁盘”球状星团（NGC 6528，NGC 6553，和NGC 5927），恒星解释为年轻的颜色星等图中的计数实际上是前景盘星。因此，我们确认巴德窗中的大部分球场星是古老的。然而，从我们的数据中不能排除年轻的富金属人口的存在。我们还测试了年龄和金属丰度梯度使用CMD的富金属球状星团作为经验等时线和Baade的窗口和SGR-I窗口之间的金属丰度差<0.2 dex。
2000-02-05 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
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge
电子温度，密度，离子和元素丰度的氦，氮，氧，氩，硫和氖的膨胀行星状星云的样本，其中间质量人口的代表。利用这些结果作为约束，银河系隆起的化学演化模型的开发。结果表明，最好的拟合是使用双入模型，其中第一个是原始气体的快速坍缩，第二个是缓慢的，并在第一幕期间由隆起本身喷出的物质富集。
2005-08-31 astro-ph
On the deprojection of the Galactic bulge
一个算法的开发和测试的光度观测银河系的凸起所造成的问题。后者对着天空上的一个非平凡的立体角，我们表明，这允许反转的投影亮度分布的假设下，凸起有三个正交的镜面指定的方向。在假定的镜面方向上的严重错误应该是可检测的。
1995-08-25 astro-ph
Galactic bulge formation as a maximum intensity starburst
正常银河系恒星形成的性质，包括密度依赖性，阈值密度，湍流标度关系，和集群特性，适用于银河系隆起的形成。一个重要的区别是，与星系盘或矮星系不同，膨胀势阱太深，不允许自我调节或被年轻恒星的压力吹灭。因此，核球的形成速度应该是最快的，也就是说，大部分气体将在几个动力学时间尺度内（约10^8年）转化为恒星。气体吸积阶段可能比这更长，但是一旦达到临界密度，这主要取决于来自暗物质的总维里密度，凸起中恒星的形成应该非常迅速。这样的三维恒星形成也应该形成了许多星团，就像今天正常的盘状恒星形成一样。这些星团中的一些可能作为古老的球状星团幸存下来，但大多数都分散了，尽管它们仍然可以作为相空间中的浓缩流观察到。
1999-01-04 astro-ph
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 astro-ph
Field Stars and Clusters of the Galactic Bulge: Implications for Galaxy Formation
本文介绍了根据距离银河系中心1.4-1.8千秒差距的红巨星光谱对银河系核球进行运动学研究的结果。运动学与金属丰度之间存在明显的趋势，即贫金属粒子数越多，其速度色散越大，旋转速度越低。比[Fe/H] = -1更贫金属的K巨星具有类似晕的运动学，没有明显的旋转，并且sigma = 120 km/s，与银河系的距离无关。[Fe/H] > -1的巨星的速度色散随着银心距离的增加而减小，并且这个群体以V = 0.9 km/s/度旋转。目前的意见，以及所观察到的金属丰度梯度意味着通过耗散崩溃的隆起形成。在这样的图片中，低角动量的气体从形成的晕损失沉积在隆起。这样一来，凸起就会比光晕年轻。对银河系球状星团系统的观测结果与这幅图像是一致的，如果我们把银河系中心3千秒差距以内的富含金属的球状星团与凸起联系起来，而不是与厚盘或晕联系起来。如果把天琴座RR星看作是内晕的一部分，而不是凸起的一部分，那么巴德窗口中的数据也与这张照片相一致。
1995-09-21 astro-ph
An Axisymmetric Distribution Function for the Galactic Bulge
我们描述了一种方法参数化两个积分分布函数，三角形镶嵌的积分平面的基础上。本文将此方法应用于Kent~（1992）提出的银河系膨胀的轴对称各向同性转子模型，并与Baade窗自行观测和径向速度观测结果进行了比较。尽管越来越多的证据，从表面测光和气体运动学的研究，银河系的隆起是不是轴对称的，恒星运动学在巴德窗口是非常相似的各向同性扁圆转子。然而，另一个大半径的场不符合这个模型。在任何情况下，热恒星星族的边缘运动学都不能很好地处理棒的存在与否。
1994-03-17 astro-ph
Microlensing in the Galactic Bulge: Effects of the Disk Behind the Bulge
在银河系隆起的方向上观测到了大量的微透镜事件，测量的光学深度在2 - 3 x 10^{-6}的范围内。已经证明，这些事件中的大多数是由于核球星被其他核球星或前景盘星透镜化。在观测到的恒星中，也应该有盘星位于隆起的后面，在这里，我们考虑它们对微透镜率的影响。背景盘星的光学厚度远高于典型的核球星，在核球后方6 Kpc处达到10^{-5}。因此，虽然背景盘星在巴德窗中只占很小的一部分，我们发现光学深度的5%到10%应该是由于盘星超过3千秒差距的凸起。这一部分是敏感的光度函数的盘星在大尺度高度，以切断的调查，和放大偏置效应造成大量的“混合”的事件。我们还考虑了在凸起后面的大距离处的盘中的翘曲和耀斑的影响;这可以将从背景盘的光学深度增加到总光学深度的约20%。背景盘星上的事件平均应该比其他事件更长，并且可以通过测量已经被微透镜化的恒星的自行或距离来区分。这些事件的数量可能是对银河系圆盘远端结构和恒星星族的一个有趣的探测。
2000-06-05 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
New Planerary Nebulae towards the Galactic bulge
新的行星状星云（PNe）是通过对银河系隆起区l>0度的[O III] 5007 A发射线的观测发现的。我们检测到240个物体，包括44个新的PNe。深Halalpha +[N II] CCD图像以及低分辨率光谱获得新的PNe，以详细研究它们。初步的光电离模型的新PNe与多云导致的物理参数和丰度的第一次估计。它们与银河系PNE的丰度进行了比较。
2006-05-03 astro-ph
Radio Observations of New Galactic Bulge Planetary Nebulae
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列观测了64个新发现的星系核球行星状星云在3和6厘米的射电连续谱中。我们提出他们的无线电图像，位置，流量密度，和角的大小。这次巡天似乎探测到了比以前更大比例的更大的行星状星云，这些星云表面亮度较低。我们根据Van de Steene & Zijlstra（1995）计算它们的距离。我们发现，大多数新的样本位于银河系中心附近的近端，比以前已知的凸起PNe更近。基于H-α图像和光谱数据，我们计算了总H-α通量。我们比较这个流量值与无线电流量密度，并得出消光。我们证实，周围的银河系中心的消光值的分布上升向中心，正如预期的那样。
2001-02-20 astro-ph
Galactic bulges from Hubble Space Telescope NICMOS observations: the lack of r^{1/4} bulges
利用HST近红外成像技术，对S 0-Sbc星系球的表面亮度轮廓进行了高分辨率的观测。建模扩展到外部凸起通过凸起磁盘分解的组合HST -地基配置文件。在约84%的样品中发现了与其他人报告的相似的致密的中心未分辨组分。我们还检测到一个中等频率（~34%）的核组件与指数分布，这可能是磁盘或酒吧。采用Sérsic r^{1/n}函数形式表示凸起，没有一个凸起具有r^{1/4}行为;导出的Sérsic形状指数<n>= 1.7 \pm 0.7。对于同一样本，与近红外地面剖面拟合可得出n = 4-6的Sérsic指数。地面剖面的高$n$是核点源与视宁度引起的膨胀扩展光混合的结果。低Sérsic指数预计不会从合并暴力放松，并反对显着的合并增长的大多数凸起。
2002-12-07 astro-ph
The Age of the Galactic Bulge
银河系中央隆起的主要恒星星族是古老的，金属丰度与太阳相近。这个年龄与古老的富金属球状星团球状星团和47 Tuccenda非常相似，后者的年龄为13 Gyr。Keck/HIRES的恒星成分测量结果证实了核球星的Mg和Ti含量增加。新的HST/NICMOS数据与控制银河系中央100 pc的旧恒星星族相一致。本文报道了M31核球的新的红外测光方法。虽然明亮的渐近巨星分支恒星在红外观测，数据是最符合一个老的恒星星族。
2001-08-07 astro-ph
Supermassive Black Holes in Galactic Bulges
越来越多的证据表明，$M_{\rm BH}$ $\sim 106-10^{10}M_{\odot}$质量范围内的超大质量黑洞（SMBH）潜伏在星系中央恒星凸起中。广泛的观察揭示了$M_{\rm BH}$与宿主恒星凸起的平均恒星速度色散$σ$之间相当严格的幂律关系。加上$M_{\rm BH}$与宿主凸起其他性质之间相关性的证据，隆起的动态演化和中央SMBH的形成应该联系起来。在这封信中，我们再现了经验$M_{\rm BH}-σ$幂律的基础上，我们最近的理论分析（娄&王;王&娄;娄，江&金）的一个自相似的一般多方准静态动态演化的自引力和球对称的隆起，并提出了一个明智的标准，形成一个中心SMBH。关键结果是$M_{\rm BH}={\cal L}σ^{1/(1-n)}$，其中$2/3<n<1$和${\cal L}$是不同类别的宿主凸起的比例系数特征。通过拟合和比较几种经验$M_{\rm BH}-σ$幂律，我们得出结论：SMBH和星系核球的生长和演化是同时代的，很可能存在几类星系核球系统的准静态自相似演化，将它们混合在一起会导致不切实际的拟合。基于我们的膨胀SMBH模型，我们提供了内在的散射的关系和统一的方案SMBH在不同类别的主机凸起的形成和演变的解释。
2008-09-06 astro-ph
Stochastic Correlation Model of Galactic Bulge Velocity Dispersions and Central Black Holes Masses
我们考虑这样一个宇宙模型，其中宇宙的一部分是质量为\sim 10^-5 M_ \odot的原始黑洞。这些原始的黑洞将是成长中的原星系的中心，这些原星系经历了与普通星系的多次合并。这个星系形成的过程伴随着星系核中心黑洞的合并。结果表明，最近发现的中央黑洞和星系的凸起之间的相关性自然再现在这种情况下。
2002-02-01 astro-ph
The populations of planetary nebulae in the direction of the Galactic bulge
我们观测了44个位于银河系隆起方向的行星状星云（PNe），并将我们的数据与已发表的数据合并。在合并的164个PNE样本中，我们区分了那些最有可能物理上属于银河系凸起的PNE和那些最有可能属于银河系盘的PNE。我们已经以连贯的方式确定了所有164个物体的化学成分。我们寻找恒星的发射特征，发现了14颗新的[WR]恒星和15颗新的弱发射线中心恒星。分析结果表明：（1）[WR]星的光谱型分布在星系核球和星系盘中有很大的不同。然而，观察到的分布强烈依赖于选择效应。(2)[WR] PNe的比例在凸起中明显大于在盘中。(3)在[WR]星的氧丰度似乎没有显着影响核合成和混合的祖先。(4)银河系盘PNe的O/H梯度分布在银河系的最内部。(5)凸起PN群中的中位数氧丰度比凸起方向上观察到的圆盘群中的氧丰度大0.2 dex。(6)具有较小O/H的凸起PNe倾向于具有较小的径向速度。(7)核球PNe的氧丰度分布与核球巨星的金属丰度分布形状相似，但明显窄一些。(8)SB 32（PN G 349.7-09.1）在（V_lsr，l_II）图上的位置和它的低氧丰度表明它可能属于晕族。
2004-09-22 astro-ph
Eclipsing binaries in the Galactic Bulge: candidates for distance estimates
利用OGLE-Ⅱ巡天观测到的222~000颗变星的I波段光变曲线，寻找食双星。以前开发的代码来分析光变曲线的形状，并确定长周期变量（LPVs）已被改编，以确定EB。在修改后的代码中的参数已被优化，以恢复约140个分离的EB在小麦哲伦云以前在文献中确定为特别适合于距离估计（和周期\more 0.85天）的列表。通过分别识别SMC和LMC中的16个和178个先前未编目的EB，证明了代码的能力。在222~000颗变星中，在银河系隆起方向共发现3053颗EB星。周期和相位光变曲线。
2005-05-06 astro-ph
Probing MACHOs Toward the Galactic Bulge
如果银河系暗晕中的大质量致密晕天体（MACHO）比例为f ~ 20%，就像一些微透镜实验所建议的那样，那么大约1.2%的朝向银河系隆起的透镜事件是由于MACHO。对于其中40%位于附近（D_l <4kpc）的透镜，测量它们的距离D_l可以将它们与凸出透镜区分开来，而测量它们的横向速度v_l可以将它们与盘状透镜区分开来。因此，有可能将所有事件中约0.5%（f/20%）确定为MACHO所致。我表明，一个计划中的实验使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest），从而可以检测到1或2个这样的事件。这是在所需的边缘，因为一个小的，但不可忽略的背景，从球状恒星。
2005-03-28 astro-ph
Evidence for the Galactic X-ray Bulge II
5个\ros ~PSPC在银道面（$l\sim25^{\circ}$）的定点观测的镶嵌图揭示了遥远分子云在$0.5-2.0$ keV波段投射的X射线阴影。观测到的云上和云外X射线通量表明，在\tq ~keV和1.5 keV波段的该方向扩散X射线背景的$\sim15$ %和$\sim37$ %分别起源于位于距太阳$\sim$ 3 kpc处的分子气体后面。推导出的背景X射线通量超出吸收分子云的含义是一致的，并进一步支持最近的观测银河系X射线隆起。
1998-07-10 astro-ph
GRBs and the 511 keV emission of the Galactic bulge
我们考虑的银河系隆起的511 keV的排放现象，最近观察到的INTEGRAL，并提出了一个模型，即正电子产生的伽马射线暴（GRB）与迷你星暴在中央分子区（CMZ）。我们发现，在大约10^7年的时间尺度上，正电子可以很容易地扩散穿过球丘，如果球丘中两个伽玛暴之间的平均时间大约为8 × 10^4年× E_GRB_51，那么它们由伽玛暴注入的速率与观测到的通量是一致的。我们还解释了低的盘-球发射比，注意到来自银河系盘中的伽玛暴的正电子应该在辐射跃迁后在下面的超新星遗迹的致密壳层中在< 10^4年的时间尺度上湮灭，而发生在CMZ中经常发生的恒星爆发产生的热的低密度介质中的伽玛暴的残余物在形成辐射壳层之前变成亚音速，使正电子逃逸并充满整个银河系的核球。如果伽玛暴之间的平均时间小于10^4 E_51年，INTEGRAL应该能够探测到与盘中一个或几个伽玛暴爆炸有关的（局部）511 keV辐射。
2004-11-24 astro-ph
The Galactic Bulge: A Review
银河系是唯一的星系，我们可以解决个别恒星在所有演化阶段，从银河系中心到外围。在过去的十年里，由于近红外探测器和8米级望远镜的出现，我们对银河系中心区域的认识有了很大的进步：凸起。在这里，我们回顾了最近的研究结果，关于隆起的结构，年龄，运动学和化学成分。这些结果对银河系和一般星系的形成和演化具有深远的影响。本文提供了一个总结，我们目前的理解银河系的隆起，主要是为工作人员在其他领域。
2007-10-16 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
Mira variables in the Galactic bulge with OGLE-II data
我们已经从OGLE-II数据库中提取了1968个银河系隆起区的米拉变量。其中1960个与2 MASS源有关，1541个与MSX点源有关。它们的光度特性与大、小麦哲伦云中的Mira变星进行了比较。我们发现，具有星周物质的质量损失恒星会变红，使得吸收系数的颜色依赖性与星际物质的颜色依赖性相似。我们还讨论了凸起的结构。凸部米拉变星的表面数密度与COBE卫星获得的2.2微米表面亮度有很好的相关性。根据这个关系式，凸部的米拉变星总数估计约为60万颗。米拉变星的logP-K关系给出了它们的空间分布，这支持了众所周知的棒状凸起的不对称性。
2005-12-04 astro-ph
Abundance Patterns in Stars in the Bulge and Galactic Center
我们讨论的K和M红巨星成员的银河系膨胀和在年轻的和大质量的M型恒星居住在银河系的中心的氧和铁丰度模式。在光学和红外两个方面，对不同的球核研究的丰度结果表明，球核中的[O/Fe]-[Fe/H]关系不符合盘的关系，[O/Fe]值低于盘的值。基于这些升高的值[O/Fe]延伸到大的Fe丰度，这表明，凸起经历了快速的化学富集，也许是一个头重脚轻的初始质量函数。银河系中心的恒星揭示了一个几乎均匀的和稍微升高（相对于太阳）的铁丰度的研究样本，这是由10个红巨星和超巨星。也许更重要的是，年轻的银河系中心M-型恒星显示的丰度模式让人想起了在核凸起人口中观察到的丰度模式，并且在近太阳金属丰度下，相对于太阳或银河系盘，α-元素的丰度比有所增加。
2007-10-03 astro-ph
HST/WFPC2 proper motions in two bulge fields: kinematics and stellar population of the Galactic bulge
我们报告自行分散的恒星在两个领域的银河系隆起的方向，使用HST/WFPC 2图像相隔六年。我们的两个字段是Baade窗口（l，b）=（1.13，-3.77）和Sgr I（l，b）=（1.25，-2.65）。我们的自行色散与先前的地面和空间为基础的自行研究在凸起领域，但在一些以前的研究相比，我们不排除任何子集的恒星从我们的研究。在Baade窗中，我们发现$l$和$b$自行色散分别为2.9和2.5 mas/yr，而在Sgr I中，它们分别为3.3和2.7 mas/yr。这是第一次，我们可以清楚地将前景盘星从球核中分离出来，因为它们的平均视自行很大。人口与非磁盘运动（我们得出的结论是隆起）有一个旧的主序的转折点，类似于那些发现在旧的，金属丰富的隆起球状星团，而那些恒星选择有磁盘运动谎言在一个完全人口的主序。分离主序星的光度，我们发现了强有力的证据表明，隆起人口旋转，在很大程度上解释了观测的自行各向异性在隆起领域。因为我们已经在凸起中分离出了如此纯净的恒星样本，所以我们最清楚地证明了内部凸起/棒的旧恒星星族实际上正在旋转。
2002-07-08 astro-ph
Oxygen, Sodium, Magnesium and Aluminium as tracers of the Galactic Bulge Formation
本文研究了星系核球中红巨星中轻的偶数（α-元素）和奇数原子序数元素的特殊行为，既包括核球的化学演化，也包括这些演化恒星中可能的深混合机制。利用VLT上的UVES测量了13颗红团簇星和40颗红巨星支星中O、Na、Mg和Al四种轻元素的丰度，测量范围为b=-3 ° ~-12°。我们表明，由此产生的丰度模式指向化学富集为主的大质量恒星在所有金属丰度。O、Mg和Al相对于铁的比值在[Fe/H] $>-0.5$的两个银盘（薄的和厚的）上都是过剩的。因此，我们推断出银河系隆起的形成时间尺度比薄盘和厚盘都要短。用Mg代替Fe作为金属丰度的代表，我们进一步表明：（1）球星[O/Mg]比遵循并延伸到更高金属丰度的星系盘中[O/Mg]的下降趋势。(ii)[Na/Mg]比值随[Mg/H]的增加，在薄盘、厚盘和隆起处有三个不同的增加顺序。凸出的趋势是很好的代表预测的金属依赖于产量的大质量恒星，而银盘有太高的Na/Mg比在低金属丰度，指向一个额外的来源，钠从AGB星。(iii)与Na相反，球型星和盘型星之间的[Al/Mg]比似乎没有系统性差异，大质量星的理论产额与观测到的比值一致，没有留下AGB对Al贡献的空间。
2006-10-12 astro-ph
The PLANET microlensing campaign: Implications for planets around galactic disk and bulge stars
通过对银河系凸起微透镜事件的全天候监测，PLANET实验限制了丰度，并可以发现银河系盘和凸起恒星周围的行星，质量低至地球。直到1999年的数据显示，只有不到1/3的M矮星被木星质量的伴星环绕，其轨道半径在1到4天文单位之间。目前微透镜警报的速度允许每年探测15-25个木星和1-3个地球。
2003-09-23 astro-ph
Probing the Galactic Bulge with deep Adaptive Optics imaging: the age of NGC 6440
我们目前的第一个试点项目的结果，旨在利用地面自适应光学成像在近红外线的潜力，以确定银河系隆起的星团的年龄。利用高分辨率自适应光学（ESO-VLT NAOS-CONICA）和宽视场测光（ESO-NTT-SOFI）相结合的方法，计算了位于球核内侧的富金属球状星团NGC 6440从红巨星分支顶端到J~22$（低于主序星关闭（TO）两个星等）的深色星等图。TO水平和红色水平分支之间的幅度差异被用作年龄指标。这是第一次用地基望远镜对球状星团进行这样的测量。通过与47 Tuc的直接比较和一组理论等时线，我们得出结论，NGC 6440是古老的，可能与47 Tuc同时代。这一结果增加了一个新的证据，即银河系隆起最多比原始的、金属贫乏的星系晕年轻2光年。
2008-09-23 astro-ph
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: II. Observations
对银河系隆起的微透镜源的光谱学提供了一个独特的机会，研究（i）银河系隆起的运动学，特别是其远侧，（ii）消光对微透镜源的影响，以及（iii）隆起和盘透镜对微透镜光学深度的贡献。我们提出的结果，从这样的光谱研究的17微透镜源进行了使用ESO微弱物体光谱仪（EFOSC）在3.6米的欧洲南方天文台（ESO）望远镜。以非透镜源的谱和Kurucz模型谱为模板，导出了微透镜源的径向速度和折射率。结果表明，微透镜粒子数与非微透镜粒子数之间存在消光位移，但消光位移与径向速度之间没有明显的相关性。在我们最好的模型中，这种灭绝抵消意味着65%的事件是由凸起内的自透镜引起的。样本需要增加到大约100个源，以获得凸起运动学的清晰图像。
2002-09-18 astro-ph
