Two Pseudobulges in the "Boxy Bulge" Galaxy NGC 5746
在ΛCDM范式下的星系形成和生长预计将以一种分层的、自下而上的方式进行，通过这种方式，小星系生长成大星系;这种机制留下了大的“经典凸起”，在运动学上不同于内部长期过程生长的“伪凸起”。我们使用档案数据（斯皮策3.6 \mum波长，哈勃太空望远镜H波段，2微米全天巡天KS波段，和斯隆数字巡天GRI波段）来测量复合短轴和长轴表面亮度轮廓的几乎边缘的螺旋星系NGC 5746。这些光剖面跨越了大范围的半径和表面亮度，揭示了一个内部的，高表面亮度的恒星组成部分，这是不同于众所周知的四四方方的隆起。它很好地拟合Sérsic函数的指数n = 0.99 \pm 0.08和1.17 \pm 0.24沿短轴和长轴，分别。由于n < 2，我们得出结论，这个最里面的组成部分是一个长期进化的伪凸起，不同于四方形的伪凸起。这个内部的假爆发占星系总亮度的0.136 \pm 0.019。因此，它的亮度远低于方形结构，现在被认为是一个几乎端部看到的棒。红外图像显示了长期演化的进一步证据，其形式是明亮的内环，内径9.1 kpc，宽度1.6 kpc。因此NGC 5746是一个巨大的纯盘SB（r）bc星系，没有合并形成的隆起的迹象。我们不知道这样的星系如何在ΛCDM宇宙中形成。
2012-05-31 astro-ph.GA
The Activation of Galactic Nuclei and Their Accretion Rates are Linked to the Star Formation Rates and Bulge-types of Their Host Galaxies
我们使用Gadotti（2009）对809个代表性SDSS星系的膨胀类型分类，使用随机森林将大样本星系分类为真正的膨胀（经典或椭圆）和伪膨胀。我们使用结构和恒星人口预测，可以很容易地测量，而无需图像分解。多个参数，如1千秒差距的中心质量密度，浓度指数，Sérsic指数和速度分散，结合在一起时，确实会导致准确的隆起分类。我们以$93 \pm 2$ %的精度将恒星质量大于10 $^{10}$ M $_\odot$且红移大于$ 0.02 < z < 0.07$的$\sim 44,500$正面星系划分为实星系和伪星系.我们表明，$\sim 75 - 90\%$的活动星系核的光学线比诊断确定的主机由真正的隆起。赝球分数随活动星系核特征线比率的变化而显著减小，从纯恒星形成（$\sim 54 \pm 4$ \%）到恒星形成和活动星系核的复合（$\sim 18 \pm 3$ \%），再到活动星系核主导的星系（$\sim 5 \pm 3$ \%）。用尘埃校正的[ \ion{O}{3} ]光度作为活动星系核吸积的指示器，用恒星质量和半径作为黑洞质量的替代，我们发现在真实的核球中活动星系核的爱丁顿比要比在假核球中的低.真实的球状核具有广泛的活动星系核和恒星形成活动，尽管它们大多是弱活动星系核。对于这两种膨胀类型，它们的爱丁顿比与特定的恒星形成率（SSFR）相关。在相似的SSFR下，真实核球比假核球具有更…
2019-12-08 astro-ph.GA
Natures of clump-origin bulges: similarities to the Milky Way bulge
旋涡星系中的核球被认为可以分为两种类型：经典核球和伪核球。经典的星系核球被认为是由星系合并和爆发性恒星形成的，而伪星系核球则被认为是由长期演化形成的。Noguchi（1998年，1999年）提出了另一种隆起形成情景，即“丛源隆起”。他用数值模拟证明了星系盘在盘形成的早期阶段形成团块结构，然后团块在中心合并成一个单一的凸起。我执行一个高分辨率的N体/SPH模拟的形成在一个孤立的星系模型中的块起源隆起。我发现，集团起源的隆起类似于pseudobulges的动力学性质，但这个隆起的老和富含金属的恒星。这些性质，古老的富金属布居，但pseudobluge-like结构，意味着集团起源的隆起不能简单地分为经典的隆起或pseudobluges。从这些结果中，我讨论的相似之处的团起源的凸起的银河系的凸起。
2012-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Age bimodality in the central region of pseudobulges in S0 galaxies
我们提出的证据双峰恒星年龄分布的伪隆起的S 0星系探测的$D_n(4000)$指数。我们没有观察到任何双峰性的年龄分布的螺旋星系中的pseudobulges。我们的样本是通量有限的，包含2067个S 0和2630个螺旋星系，来自斯隆数字巡天。我们确定pseudoculges在S 0和旋涡星系，根据的位置上的隆起的Kormendy图和他们的中心速度色散。将S 0星系的赝核球划分为包含老恒星和年轻恒星星族的赝核球，在$u-r$色质图上研究了恒星形成与赝核球年龄之间的关系.我们发现，大多数老的pseudobulge托管被动星系，而大多数年轻的隆起托管的星系是恒星形成。将S 0星系分为早型S 0和S 0/a星系，发现老的伪球主要由早型S 0星系承载，而S 0/a星系中的伪球大多是年轻的。我们推测，形态在淬火这些S 0星系，停止增长的pseudobulges盘中的恒星形成中起着重要的作用，从而产生旧的pseudobulges和观察到的年龄双峰。
2017-09-06 astro-ph.GA
Supermassive black holes do not correlate with galaxy disks or pseudobulges
已知超大质量黑洞的质量与其宿主星系的凸起部分的性质相关。相比之下，它们似乎与星系盘无关。晶体生长的假凸起在性质上介于凸起和盘之间。目前尚不清楚它们是否与黑洞以与凸起相同的方式相关，因为对伪凸起进行分类的数量太少，无法提供明确的结果。这关系到星系的哪些部分与黑洞共同进化的结论，可能是由黑洞的能量反馈调节的。在这里，我们报告的星系与动态检测到的黑洞的pseudobull分类，并结合它们与最近的测量速度分散在最大的无凸星系。这些数据证实了黑洞与盘没有关联，并且表明它们与伪凸起几乎没有关联或根本没有关联。我们认为有两种不同的黑洞进食模式。当合并驱动气体进入时，膨胀中的黑洞会迅速增长到高质量，从而产生类星体事件。相比之下，在无球星系和有伪球星系中的小黑洞则是以低能级的塞弗特星系的形式生长。前者的生长是由全局过程驱动的，因此最大的黑洞与凸起共同演化，但后者的生长是局部和随机驱动的，它们不与盘和伪凸起共同演化。
2011-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Flybys: Evolution of the Bulge, Disk, and Spiral Arms
在低红移宇宙中，星系飞掠和合并一样常见，并且对星系演化很重要，因为它们涉及大量质量和能量的交换。在这项研究中，我们调查的影响，轻微的飞掠对银河系质量星系的两种类型的凸起-经典的凸起和四四方方/花生状pseudobulges的凸起，磁盘和螺旋臂。我们的N体模拟包括两个质量比为10：1和5：1的盘星系，其中星系盘位于其轨道平面内，并且近心距离不同。我们进行了光度和运动学的膨胀盘分解在定期的时间步长和跟踪的磁盘大小，螺旋结构，膨胀sersic指数，膨胀质量和膨胀角动量的演变。我们的研究结果表明，对磁盘的主要影响是磁盘增厚，这是被看作是在磁盘的比例规模的高度，规模半径的增加。螺旋结构A2/A0的强度表现出小的振荡的平均时变振幅的pseudoclull宿主星系。飞掠对非旋转的经典核球没有显著影响，这表明这些核球在星系相互作用中是非常稳定的。然而，伪隆起在飞掠中动态地变得更热，这表明飞掠可能在加速盘状星系的长期演化中起着重要作用。对伪凸起的这种影响是它们作为杆的一部分的旋转性质的结果。此外，飞越不影响时间和强度的酒吧屈曲。
2021-06-15 astro-ph.GA
Spiral Galaxies as Progenitors of Pseudobulge Hosting S0s
我们目前的观测pseudobulges在S0和旋涡星系使用的成像数据与斯皮策红阵列相机。我们用二维球盘棒分解方法测定了185个S0星系和31个邻近旋涡星系的结构参数。利用Sersic指数和在Kormendy图上的位置将它们的凸起分为经典的或假的，我们发现25个S0（14%）和24个螺旋（77%）主机pseudoblges。我们在旋涡星系中发现的pseudobulges的分数是一致的，与以前的结果与光学数据，并表明大部分的螺旋的演变是由长期的过程，而不是由主要的合并。我们发现，凸起的有效半径与磁盘尺度长度的伪凸起的S0s和螺旋，预期长期形成的凸起磁盘不稳定性，虽然在S0s的磁盘显着小于那些在螺旋。我们发现，早期型pseudobull托管螺旋可以转化为pseudobull托管S0的简单的气体剥离。然而，简单的气体剥离机制是不足以将晚型pseudobull托管螺旋到pseudobull托管S0。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746
我们提出NGC 4565和NGC 5746作为我们银河系的结构类似物。这三个星系都是巨大的SBb-SBbc星系，具有两个伪球，即.例如，一个紧凑的，盘状的，恒星形成的伪凸起嵌入在一个垂直厚的，“红色和死亡”的，四四方方的伪凸起中，几乎是一个棒。我们银河系四四方方的凸起中的恒星是古老的，α元素增强了，这表明恒星形成在开始时的1 Gyr内完成。在这里，我们展示了NGC 4565和NGC 5746的方形伪凸起的Hobby-Eberly望远镜光谱，并表明它们也是由古老的α元素增强型恒星组成的。显然，现在生活在棒中的恒星的形成完成得又快又早，这并不罕见，即使是在中等哈勃类型的星系中，它们的圆盘现在仍然形成恒星。通过对结构成分参数的比较，我们认为NGC 4565和NGC 5746是银河系的合适的类似物，因为它们显示出类似演化过程的特征。
2019-01-17 astro-ph.GA
Revisiting the stellar mass -- angular momentum -- morphology relation: extension to higher bulge fraction, and the effect of bulge type
我们提出了恒星比角动量$j_*$，恒星质量$M_*$，和膨胀与总光比$β$之间的关系，为THINGS，CALIFA和Romanowsky \& Fall数据集，探索这些参数之间存在一个基本平面，首先建议由Obreschkow \& Glazebrook。我们的最佳拟合$M_*-j_*$关系产生的斜率为$α= 1.03 \pm 0.11$，三变量拟合包括$β$。当忽略$β$的影响时，指数$α= 0.56 \pm 0.06$与暗物质晕的预测值$α= 2/3$一致。对于$β\lesssim 0.4$，存在线性$β- j_*/M_*$关系，表现出随着$j_*/M_*$降低而增加$β$的一般趋势。具有$β\gtrsim 0.4$的镓酸盐的$j_*$高于通过该关系预测的值。对于一个给定的$j_*/M_*$，伪核球星系比包含经典核球的星系优先具有较低的$β$。赝核球星系在$β- j_*/M_*$空间中遵循一个定义明确的轨道，与Obreschkow \& Glazebrook一致，而具有经典核球的星系则不然。这些结果是一致的假设，而在任何隆起类型的增长与减少$j_*/M_*$，机制，建立伪隆起似乎是效率较低的增加隆起质量每减少比角动量比那些建立经典的隆起。
2018-04-19 astro-ph.GA
Cosmological pseudobulge formation
星系核可以分为经典星系核和伪星系核，前者被认为是星系合并的最终产物，后者是星系盘长期演化的产物。从观测上看，盘状星系的凸起大多是伪凸起，包括银河系。通过对星系形成的自洽宇宙学模拟，我们发现银河系大小的盘状星系的伪核球的形成在盘形成之前已经基本完成，因此伪核球形成的主要途径不是盘的长期演化。我们的赝球是在高红移处快速供气形成的，它们的祖先可以观察到高红移盘。
2012-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why are classical bulges more common in S0 galaxies than in spiral galaxies?
在本文中，我们试图理解为什么在S 0星系中观察到的经典球分数显着高于旋涡星系。我们进行了一个样本的螺旋和S 0星系在一个固定的环境中的膨胀和全球性的比较研究。我们的样本是通量有限的，包含262个螺旋星系和155个S 0星系，来自斯隆数字巡天。我们已经分类为经典和pseudobulge类别的基础上，他们的位置上的Kormendy图的凸起。将我们的样本划分为星系恒星质量的仓，我们发现，即使在固定的恒星质量下，S 0星系托管经典凸起的比例也显着高于螺旋中看到的经典凸起比例。我们已经比较了我们的样本中的螺旋和S 0星系的膨胀和全球性的属性，并发现迹象表明，螺旋星系的主机的经典膨胀，优先得到转换成S 0人口相比，pseudobull主机螺旋。在NUV-r色质图上研究了银河系的恒星形成性质，发现假核球主旋主要是恒星形成的，而经典核球主旋主要是在绿谷或被动序列中。我们认为，一些内部的过程，如AGN反馈或形态淬火由于大规模的隆起，淬火这些经典的隆起托管螺旋，并将它们转化为S 0星系，从而导致在观察到的优势，在S 0星系的经典隆起。
2018-04-27 astro-ph.GA
The origin of pseudobulges in cosmological simulations of galaxy formation
超过一半的邻近盘状星系都有伪凸起，而不是经典的凸起，它们被认为是星系合并的最终产物。假隆起被认为是星系盘长期演化的结果。我们报告了星系形成的模拟，其中两个盘状星系与盘状pseudobulges已经形成。基于剖面分解，模拟星系的膨胀与总质量的比率为0.6的一个星系和0.3的其他。我们发现，在我们的模拟中，赝球的主要形成机制不是长期的光盘，但高红移恒星爆发的演变。通过快速供给低角动量气体，赝膨胀的前身形成了尺度长度小的高红移圆盘。到红移2时，在主盘形成之前，伪球的形成在质量上已经基本完成。长期演化，如酒吧的不稳定性约占30%的一个星系和其他星系的13%，但最终的形状和运动学性质的影响的假隆起的隆起质量。
2012-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of a Pseudobulge Hidden Inside the "Box-Shaped Bulge" of NGC 4565
数值模拟结果表明，边向星系的盒状凸起不是凸起，而是从侧面看的棒状凸起，因此，在NGC 4565这样的边向Sb星系中看到的两个组成部分是盘状凸起和棒状凸起。但是面对SBb星系总是显示出一个盘，一个酒吧，和一个（假）隆起。NGC 4565中的（伪）凸起在哪里？我们使用哈勃空间望远镜H波段和斯皮策空间望远镜3.6微米波长的图像，都校准到2 MASS K_s波段，穿透NGC 4565中的主要尘埃带。我们发现了一个高表面亮度，中央恒星组成部分，这是明显有别于四方形酒吧和磁盘。它的亮度分布是一个Sersic函数，沿长轴的指数n = 1.55 ± 0.07，沿短轴的指数n = 1.33 ± 0.12。因此，它是一个伪凸起。它的亮度比方形棒小得多，因此星系的真实假膨胀与总光度之比为PB/T = 0.06 +- 0.01，比之前认为的方形膨胀的B/T = 0.4小得多。我们推断，已公布的B/T光度比的边缘上的星系与盒状凸起被高估。因此，更多的星系比我们想象的包含很少或根本没有证据的合并建立的经典隆起。从形成的角度来看，NGC 4565是一个巨大的纯盘星系。这对我们的星系形成的层次聚类图提出了挑战：很难在不产生大的经典凸起的情况下生长像NGC 4565这样大的星系。
2010-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using 3D Spectroscopy to Probe the Orbital Structure of Composite Bulges
对附近S 0和旋涡星系中心的详细成像和光谱分析表明存在“复合凸起”，即经典凸起和盘状伪凸起共存于同一星系中。作为在邻近星系核中寻找超大质量黑洞的一部分，我们获得了其中几个星系的自适应光学模式的VLT-SINFONI观测。史瓦西动力学模型使我们能够解开恒星的轨道结构的不同的中心组件，并区分不同的贡献，运动学热（经典的隆起）和运动学冷（pseudoclull）组件在同一个星系。
2014-09-28 astro-ph.GA
Discovery of a near-infrared bar and a pseudobulge in the collisional ring galaxy Cartwheel
我们报告发现了一个酒吧，一个pseudobulge和未解决的点源的原型碰撞环星系车轮使用仔细的形态分析的近红外（NIR）K $_s$波段图像的优良品质（见=0.42 \arcsec）在ESO档案。棒呈椭圆形，半长轴长度为3.23 \arcsec \（$\sim$ 2.09~kpc），光分布几乎是平坦的。球几乎是圆形的（椭圆率=0.21），有效半径为1.62 \arcsec \（$\sim$ 1.05~kpc），Sersic指数为0.99，这是晚型星系中典型的假球。新发现的棒在光学图像中无法识别，即使哈勃太空望远镜的空间分辨率提高了两倍以上，由于其红色和尘埃特征的存在。观察到的酒吧和pseudobulge最有可能属于碰撞前的祖先车轮。在原型碰撞环形星系车轮中发现的棒是第一个观测证据，证实了棒可以在穿越碰撞中幸存下来的预测，以及像中央隆起（伪）这样的形态结构。
2020-06-25 astro-ph.GA
Close Major-merger Pairs at $z=0$: Star-forming Galaxies with Pseudobulges
本文基于H-KPAIR样本研究z=0密近主并合对中具有伪核球的恒星形成星系，发现其中心星族年龄与盘星系一致且不随B/T变化，并揭示伪核球与核区星暴紧密相关，其sSFR增强显著高于经典核球星系，且受环境密度和并合类型影响。
2024-03-28 astro-ph.GA
Secular- and merger-built bulges in barred galaxies
我们研究了10个面对棒星系样本中复合凸起的发生率和性质，以约束盘星系中心区域的形成和演化过程。我们分析了每个凸起的形态，光度和运动学特性。然后，通过使用一个案例一个案例的分析，我们确定复合凸起和分类成一个经典或pseudobulge的每个组件。此外，酒吧相关的盒状/花生（B/P）结构也被确定和表征。我们发现只有三个星系主办的单组件的凸起（两个pseudoclugges和一个经典的凸起）。我们发现证据的复合凸起来在两个主要类型的基础上，他们的形成：世俗建立和合并和世俗建立。我们称之为长期建造的复合隆起，完全由与长期过程相关的结构组成，如伪隆起、中心盘或B/P隆起。我们在样品中发现了四个这种复合凸起。另一方面，合并和世俗建造的凸起是那些具有不同形成路径的结构共存于同一星系内的凸起，即，一个经典的隆起与一个世俗的结构共存（伪隆起，中心盘，或B/P）。在样品中发现了三个这种凸起。我们注意到检测运动学结构，如西格玛下降，以确定复合凸起的重要性。在我们的样本中，发现很大一部分（80%）的星系具有sigma下降或sigma平台，揭示了它们在棒星系中的高发生率。在棒星系中复合凸起的高频率指向一个复杂的形成和演化的场景。此外，合并和世俗建筑并存的证据强化了这一观点。我们讨论了如何存在不同的凸起类型，不同的形成历史和时间尺度，可以限制目前的模型凸起的形成。
2014-09-09 astro-ph.GA
AGN III - primordial activity in nuclei of late-type galaxies with pseudobulges
1.根据类星体和不同类型星系演化的观测资料，结合数值模拟结果，我们得出结论：在低红移（$z<0.5$）条件下，具有经典凸起的大质量椭圆星系和旋涡星系中的QSOI/II天体不可能处于晚单活动事件（“原初”）。相反，它们在进化的早期就有了活动事件。这意味着它们在低红移时的存在与重现现象，即连续的湿次要合并有关，因为活动的时间尺度不超过几个单位的$10^7$年。2.我们定义了一个新的类别--“活动星系核III”，即具有低质量快速旋转伪凸起的孤立晚期螺旋中的活动星系核。我们还指出，只有这样的对象可以在原始阶段的活动在低红移。在这样的星系中的黑洞有质量$M_{BH}<10^7M_\odot$，而且可能有很高的自旋。这些性质可以解释它们奇特的发射光谱。AGN III的一个很好的代表可能是具有窄（${\rm FWHM}(Hβ)\leq1200$ km/s）宽允许发射线的星系- NLS。它们的黑洞质量小于$M_{BH}<10^7M_\odot$，其宿主星系具有伪球而不是经典球。由于NLS的宿主星系具有伪核球，而BLS（宽线赛弗特星系）具有经典核球，这两类天体不可能有演化联系。据推测，NLS的母族是“A族”的类星体。
2013-02-12 astro-ph.GA
Ground-based Pa$α$ Narrow-band Imaging of Local Luminous Infrared Galaxies II: Bulge Structure And Star Formation Activity
利用东京大学阿塔卡马天文台（TAO）1.0 m望远镜在近红外波段观测到的$H$、$K_s$和1.91 $μ$ m窄谱带中的氢Pa $α$发射线，给出了20个亮红外星系（LIRGs）中两种类型（经典型和伪型）星系核球的性质。为了对这两种类型的隆起进行分类，我们首先在$K_\mathrm{s}$波段图像中进行二维隆起盘分解分析。结果表明，Sérsic指数在$\log(n_b)\sim0.5$处呈双峰分布，与经典星系和正常星系的分布一致.接下来，我们测量Pa $α$发射线图像中恒星形成区域的分布范围，并根据凸起的大小进行归一化，发现它们随着Sérsic指数的增加而减少。这些结果表明，恒星形成的星系与经典的凸起有紧凑的恒星形成区域集中在凸起，而那些与pseudobulges扩展恒星形成区域以外的凸起，这表明有不同的形成场景在工作中的经典和pseudobulges。
2019-03-25 astro-ph.GA
Bulgeless Giant Galaxies Challenge our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering
我们用哈勃空间望远镜测光和Hobby-Eberly望远镜分光对巨型Sc-Scd星系进行了解剖。我们使用HET的高分辨率摄谱仪（分辨率= 15，000）来测量纯盘星系M33，M101，NGC 3338，NGC 3810，NGC 6503和NGC 6946的核星团和伪凸起中的恒星速度色散。我们得出结论：（1）任何超大质量黑洞的质量上限是M101中的MBH ≤（2.6+-0.5）* 10**6 M_Sun，NGC 6503中的MBH ≤（2.0+-0.6）* 10**6 M_Sun。(2)HST测光显示，上述星系包含微小的伪凸起，占恒星质量的<~ 3%，但没有经典凸起。我们清点了一个半径为8 Mpc的球体，以我们的银河系为中心，看看巨大的纯盘星系是常见的还是罕见的。在这个体积中，19个旋转速度> 150 km/s的星系中有11个没有经典核球的证据。其中四个可能包含小的经典凸起，贡献了星系光的5-12%。19个巨星系中只有4个是椭圆星系，或者有经典的凸起，贡献了1/3的星系光。因此，纯盘星系并不罕见。很难理解它们是如何形成为合并历史分布的静态尾部的。对伪凸起的认识使得冷暗物质星系形成的最大问题变得更加尖锐：等级聚类如何能够制造出如此多的巨大的纯盘星系，而没有证据表明合并建造了凸起？这个问题在很大程度上取决于环境：室女星系团并不是一个谜，因为它的恒星质量的2/3以上是在合并残留物中。
2010-09-15 astro-ph.GA
The Black Hole Mass Scale of Classical and Pseudo Bulges in Active Galaxies
用于计算宽线活动星系核（AGN）中黑洞（BH）质量的质量估计依赖于维里系数（$f$因子），该因子是通过将反射映射（RM）活动星系核与测量的球核恒星速度色散与不活动星系的$M_{\rm BH}-σ_*$关系进行比较来确定的。最近人们认识到，只有经典的膨胀和椭圆星系服从紧密的$M_{\rm BH}-σ_*$关系;伪膨胀有不同的零点和更大的散射。出于这些发展，我们重新评估的$f$因素RM AGN与现有的$σ_*$测量，更新H $β$ RM滞后，和新的隆起分类的基础上详细分解的高分辨率地基和天基图像。单独的校准提供了两种类型的凸起，其维里系数不同的一个因素$\sim 2$：$f=6.3\pm1.5$的经典凸起和椭圆和$f = 3.2\pm0.7$的pseudobulges。宽线区域的结构和运动学，至少是在$f$因子中粗略编码的，似乎与隆起的大尺度性质或形成历史有关。最后，我们调查的RM活动星系核的凸起恒星质量，显示最近的恒星形成的活动星系核主机与爱丁顿比的证据，并讨论了潜在的效用的$M_{\rm BH}-M_{\rm bulge}$关系作为一个更有前途的替代传统使用的$M_{\rm BH}-σ_*$关系，为未来的改进活动星系核的维里质量估计。
2014-06-24 astro-ph.GA
Investigating the Bulge Morphology of Dual AGN Host Galaxies from the GOTHIC survey
Indian Institute of Science Education and Research, Bhopal（印度科学教育研究所博帕尔分校）；Indian Institute of Astrophysics, Bangalore（班加罗尔天体物理研究所）；Observatoire de Paris, LERMA, College ‘ de France, PSL University, Sorbonne University, CNRS, Paris（巴黎天文台，LERMA，法兰西学院，PSL大学，索邦大学，法国国家科学研究中心，巴黎）；Siebel School of Computing and Data Science, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校赛布尔计算与数据科学学院）；Birla Institute of Technology & Science, Goa（戈亚邦比尔拉理工科学与艺术学院）；HappyMonk AI
研究发现双AGN多存在于演化、红色、熄灭的系统中，主要宿主在经典晕或椭圆星系中。
2025-11-02 astro-ph.GA
Connecting galaxy structure and star formation: the role of environment in formation of S0 galaxies
在这项工作中，我们调查背后的原因，在高密度环境中的S0星系的出现增加。我们的样本包括$\sim$ 2500螺旋星系和$\sim$ 2000 S0星系，跨越了广泛的环境。将星系分为经典和pseudoclull托管螺旋星系和S0星系的类别，我们研究了它们的属性作为环境的函数。我们发现，随着密度的增加，盘状星系的伪球的比例减少。经典的隆起主机螺旋和S0星系遵循类似的趋势，在密度较低的环境中，但对更高的密度，我们观察到的经典隆起主机S0星系的比例增加，在牺牲螺旋。通过比较星系在大小质量平面和$NUV-r$色质量平面上的结构和恒星形成性质，我们推断经典的核球螺旋可能会转变为S0形态.我们注意到星系结构随环境密度的变化趋势，发现经典核球中的旋涡星系比例随环境密度的增加而增加。我们还发现，在经典的隆起托管螺旋，淬火星系的比例增加，在更密集的环境。我们推测，存在更多的经典球托管螺旋星系和更有效的淬火导致观察到的高密度环境中的S0星系的出现增加。星系结构与环境之间的关系也存在于盘星系中，无论它们的视觉形态如何，这主要是由晕质量驱动的。
2019-05-26 astro-ph.GA
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Secular evolution of barred galaxies from structural decomposition of multi-band images
本文给出了棒星系在五个SDSS波段（$ugriz$）的二分量（盘+棒）和三分量（盘+棒+凸）多波长二维光度分解的结果。这是从银河动物园公民科学项目中选出的$\sim$ 3，500个附近（$z<0.06$）具有强棒的星系样本，是使用包括棒成分的光度分解研究的最大棒星系样本。通过详细的结构分析，我们获得了物理量，如酒吧和隆起总光度比，有效半径，Sérsic指数和颜色的各个组件。我们观察到组件的颜色有明显的差异，圆盘比条和凸起更蓝。绝大多数的凸起成分具有与伪凸起一致的Sérsic指数。通过比较棒星系的质量匹配和体积有限的样本unbarred星系，我们研究之间的连接存在一个大规模的星系酒吧和光盘和凸起的属性。我们发现，无棒星系的光盘是显着的蓝色相比，棒星系的光盘，而没有显着差异的颜色的凸起。我们发现可能的证据，长期的演变通过酒吧，导致建立的pseudobulges和淬火的恒星形成的光盘。我们确定了一个子样本的unbarred星系与内透镜/椭圆形，并发现它们的属性是类似的酒吧星系，与酒吧溶解成透镜的进化情景相一致。这种情况值得通过理论和观测工作进行进一步研究。
2017-10-05 astro-ph.GA
Updating the (Supermassive Black Hole Mass) - (Spiral Arm Pitch Angle) Relation: A Strong Correlation for Galaxies with Pseudobulges
我们已经进行了图像分析的（当前）44个螺旋星系的直接测量超大质量黑洞（SMBH）的质量，$M_{\rm BH}$，以确定每个星系的对数螺旋臂俯仰角，$ϕ$的完整样本。为了预测黑洞的质量，我们导出了关系式：$\log({M_{\rm BH}/{\rm M_{\odot}}}) = (7.01\pm0.07) - (0.171\pm0.017)[|ϕ|-15°]$。在$\log{M_{\rm BH}}$方向上，与该关系相关的总均方根散射为0.43 dex，固有散射为$0.33\pm0.08$ dex。因此，$M_{\rm BH}$ - $ϕ$关系式在预测旋涡星系中SMBH质量时至少和其他已知关系式一样准确。根据定义，$M_{\rm BH}$ - $ϕ$关系的存在要求SMBH质量必须以某种方式与星系盘相关。此外，我们的样本（44个中的37个）中的大多数在文献中被归类为具有pseudobulge形态，我们还揭示了SMBH质量与大规模螺旋图案相关，因此星系盘托管pseudobulges。此外，由于$M_{\rm BH}$关系能够估计出无膨胀螺旋星系中的黑洞质量，因此它在预测哪些星系可能拥有中等质量黑洞（IMBHs，$M_{\rm BH}<10^5$ ${\rm M_{\odot}}$）方面具有很大的前景。从目前的关系外推，我们预测，具有$|ϕ| \geq 26.7°$的星系应该具有IMBH。
2018-03-19 astro-ph.GA
On the claimed X-shaped structure in the Milky Way bulge
最近的一些研究声称，在银河系凸起中观察到的双红团（RC）是一个巨大的X形结构的结果。特别是，Ness & Lang（2016）报告了从宽视场红外巡天探测器（WISE）凸起图像的残差图中直接检测到微弱的X形结构。然而，在这里，我们表明，他们的结果受到影响，无论是传统的灰尘消光校正是否应用或不，部分由从原始图像减去一个凸起模型。我们发现，从去红图像中减去椭球或盒状凸起模型得到的残差没有显示出明显的X形结构。我们进一步表明，即使它是真实的，在声称的X形结构中的恒星密度太低，无法在l=0时观察到强双RC。
2018-01-11 astro-ph.GA
Saying Hallo to M94's Stellar Halo: Investigating the Accretion History of the Largest Pseudobulge Host in the Local Universe
本文利用 Subaru HSC 首次解析 M94 恒星晕中的 RGB 星，发现富金属晕为外盘延续、贫金属晕来自吸积，推断其最大并合星系质量不超过小麦哲伦云，从而说明并合未显著影响其伪核球形成。
2023-04-17 astro-ph.GA
Age distribution of stars in boxy/peanut/X-shaped bulges formed without bar buckling
一些棒星系，包括银河系，拥有一个四四方方/花生/X形的凸起（BPX形凸起）。以往的研究表明，BPX形凸起可以通过杆屈曲或垂直内Lindblad共振（VILR）加热而不屈曲。在本文中，我们研究了可观察到的后果的BPX形隆起后，通过VILR加热无屈曲酒吧形成迅速建立，使用N-体/流体力学模拟一个孤立的银河系般的星系。我们发现BPX形的凸起主要是由在酒吧形成之前出生的恒星组成的。这是因为除了核星盘（NSD）区域和它的尖端之外，棒抑制了恒星的形成。在杆端附近形成的恒星具有较高的雅可比能量，当这些恒星失去角动量时，它们的非圆能量增加以保持雅可比能量。这防止它们到达vILR以被加热到BPX区域。相反，NSD形成后，酒吧形成。从这个模拟和一般的考虑，我们预计，年龄分布的NSD和BPX形隆起形成没有酒吧屈曲不相互重叠。然后，这些组件之间的过渡年龄背叛了酒吧的形成时间，并在未来的银河系和河外棒星系的观测是可以检验的。
2022-02-28 astro-ph.GA
Absence of an X-shaped Structure in the Milky Way Bulge Using Mira Variable Stars
利用球核的示踪剂分析了球核的恒星密度分布。我们使用Catchpole等人（2016）调查和OGLE-III调查中的富氧Miras变量作为标准蜡烛。这些恒星的平均年龄约为9 Gyr。Mira变量追踪的总体符合方形凸起预测，而不是X形预测，因为沿着分析的视线只有一个密度峰值，而X形预测给出了两个明显的峰值。
2017-02-08 astro-ph.GA
Nuclear Star Clusters and Bulges
核星团是已知的致密恒星系统之一，在早型和晚型星系中都很常见。它们与宿主星系的比例关系可能与超大质量黑洞的比例关系有关。因此，这些可能有助于我们解开发生在星系中心的复杂物理过程。核恒星系统的性质表明，它们的形成需要耗散和无耗散两种过程。它们拥有不同年龄的恒星星族，从与宿主星系一样古老的恒星到最近1亿年形成的年轻恒星。因此，恒星的形成必须直接发生在核星团或其附近。长期的过程，燃料形成的pseudobulges很可能也有助于核星团的增长。
2015-04-22 astro-ph.GA
Creation of Peanut-Shaped Bulges via the Slow Mode of Bar Growth
最近的理论研究表明，在某些盘状边缘星系中观察到的花生状凸起的形成机制是快速棒形成模式和随后的演化。我们展示了一个N-体模拟的磁盘进行对比缓慢的酒吧增长模式，不受屈曲不稳定，但增长的4：1轨道家庭负责花生形凸起。我们还提出了一个模拟与快速模式酒吧的增长，表现出增厚类似于其他工作。提出了一种新的轨道分类方法，发现动态不同的家庭，允许在磁盘的角动量转移通道的详细分析。
2013-10-29 astro-ph.GA
3D kinematics through the X-shaped Milky Way bulge
最近发现银河系的球核是X形的，X的两个南臂都在l=0和|b| >4处穿过视线，因此在球核CMD中产生了一个双红团（RC）。动力学模型预测了X形凸起的形成，作为方形花生凸起的极端情况。然而，由于X形凸起只存在于外部星系中，因此模型从未与单个恒星的3D运动学数据进行过比较。我们研究银河系核球星的轨道运动，在两个臂的X在南半球。我们的目标是提供观测约束，通过酒吧动力学不稳定性预测形成的X-形状的凸起形成模型。在（l，b）=（0，-6）的场中，我们已经获得了454颗球巨星的径向速度，它们大致均匀地分布在明亮和暗淡的RC之间。自行推导出所有RC星在同一领域的图像相结合的两个时代获得11年。光谱子样本的自行分析考虑到径向速度和金属丰度测量近红外钙三线，为352颗恒星的子样本。在明亮的RC中，恒星的径向速度分布，追踪了更近的膨胀恒星的密度，显示了多余的恒星向太阳移动。同样地，在远超密度中可以看到从太阳后退的恒星过多，由暗淡的RC星跟踪。这可以用恒星在拉长的轨道上的存在来解释，很可能是沿着X形凸起的臂流动。这些恒星的自行与花生状凸起的动力学模型的定性预测是一致的。令人惊讶的是，在细长轨道上的恒星优先具有贫金属的金属丰度，而富含金属的，在这两种超密度中，优先在更轴对称的轨道上发现。
2013-04-23 astro-ph.GA
Reinforcing the link between the double red clump and the X-shaped bulge of the Milky Way
在银河系核球的光度函数中发现的双红色团块被解释为X形结构的证据。最近，有人提出了另一种解释，即双红团是经典椭球体中多个恒星星族的效应。在这封信中，我们提供了对这种情况的观测评估，并表明它与红色团块在不同视线上的行为不一致，特别是在距离银河平面很远的地方。相反，我们确认的形状的红团星等分布密切遵循的距离分布预期的X形凸起在银河系的关键纬度。我们还强调了在寻找替代方案时不应忽视的凸出红团的一些关键观测特性。
2015-10-20 astro-ph.GA
Peanut-shaped metallicity distributions in bulges of edge-on galaxies: the case of NGC 4710
边缘星系的凸起通常是四方形/花生形（B/PS），不清晰的掩模显示X形的存在。模拟结果表明，这些形状可以产生的动力学过程驱动的酒吧垂直加厚的中心。在包含这种B/PS凸起的银河系中，X形结构被富含金属的恒星追踪，而不是被贫金属的恒星追踪。最近Debattista等人（2016）将这一特性解释为棒对具有不同起始运动学的恒星星族的不同影响。这个运动学分馏模型预测，较冷的人口在酒吧形成的时候去跟踪X形状，而较热的人口分布更均匀。由于这一预测并不特定于银河系，我们用MUSE对附近星系NGC 4710中B/PS凸起的观测来测试它。我们发现金属丰度图比密度分布本身更像花生形，与预测吻合得很好。这一结果表明，B/PS凸起中的X形结构是由相对富含金属的恒星形成的，这些恒星被棒垂直重新分布，而贫金属的恒星则具有更均匀的盒形分布。
2016-11-29 astro-ph.GA
The rotation of classical bulges in barred galaxies in the presence of gas
本文通过不同核球质量与气体比例的流体动力学N体模拟，揭示气体通过削弱棒强度而降低经典核球旋转，并使低质量核球性质系统依赖气体含量。
2024-05-13 astro-ph.GA
New X-shaped bulge photometric model as a tool for measuring B/PS bulges and their X-structures in photometric studies
最近在各种数值和分析模型中对3D条形结构的轨道研究表明，位于盒状/花生状（B/PS）凸起中的X结构不是由某些特定类型的轨道描绘的，而是它们的自然部分，并且由构成这种凸起的相同轨道形成。这意味着，为了在光度研究中准确地解释B/PS凸起及其X结构，需要包含X结构作为其自然部分的B/PS凸起的光度模型。为了找到这样一个模型，我们考虑了一个自洽的数值星系模型，一个典型的B/PS隆起出现。利用粒子星的光谱特性，将星系模型分解为棒状和非棒状两个分量。我们使用提取的3D酒吧组件，以找到一个适当的B/PS凸起光度模型，它可以占X结构驻留在这样的凸起。由此产生的B/PS凸起光度模型具有截断的2D Sersic轮廓，该截断在X结构的射线之上（在上半平面中）和之下（在下半平面中）引入。我们应用这个模型来表示各种数值模型和一些实际星系的B/PS凸起。与以前的工作的比较表明，有系统的移动之间的X-结构参数的相同的星系内测量的不同的方法。我们发现用我们的新模型测量真实星系和模型星系的X结构的几何参数是一致的。
2020-09-28 astro-ph.GA
Asymmetric streaming motion in the Galactic bulge X-shaped structure revealed by the OGLE-III proper motions
银河核球在视线中显示出一个双红色团块，|b| > 5度，-3度<1 < 4度。它被解释为几乎是从侧面看到的X形结构的特征。我们测量属于X形结构的较近和较远臂的恒星的自行。的两个手臂的内在运动学性质被发现，通过将信息从光度函数。当b = -5度时，我们发现两个旋臂之间的自行差是银河经度的线性函数（-0.1度< l < 0.5度），我们将其解释为恒星在X形结构中的流动运动。这样的流运动以前没有被报道过。自行差在-0.8度< l < -0.1度时是恒定的，这给了我们一个87.9 +/- 8.2 km/s/kpc的膨胀旋转速度的估计。
2013-04-22 astro-ph.GA
Hidden Broad-line Regions in Seyfert 2 Galaxies: from the spectropolarimetric perspective
Seyfert 2星系中的隐藏宽线区（BLR）是支持活动星系核（AGN）统一模型的重要证据，它在偏振光谱中显示出宽发射线（BELs）。然而，隐藏的BLR的详细运动学和几何形状仍然没有完全理解。从混响映射类型1活动星系核的维里因子可能是一个有用的诊断的性质隐藏的BLR类型2对象。为了了解隐藏的BLR，我们从文献中编译了6个2型物体，它们具有偏振BEL和黑洞质量的动力学测量。所有这些都含有假隆起。我们估计了它们的维里因子，平均值为0.60，标准差为0.69，这与具有赝凸的1型活动星系核的维里因子值吻合得很好。研究表明：（1）BLR在具有相同隆起类型（伪隆起）的1型和2型活动星系核中的几何和运动学特征相似;（2）Seyfert 2型星系中较小的维里因子值表明，与1型活动星系核相似，2型天体中的BLR倾向于成为非常厚的盘。
2017-04-22 astro-ph.GA
Comparing the properties of the X-shaped bulges of NGC 4710 and the Milky Way with MUSE
我们使用新的ESO VLT仪器MUSE获得NGC 4710的光谱和成像覆盖范围。MUSE积分场摄谱仪的宽区域和出色的采样使我们能够研究NGC 4710 X形凸起的动力学特性，并将其与银河系自身X形凸起的特性进行比较。我们测量了径向速度，速度色散，和恒星星族使用惩罚像素全光谱拟合技术，采用简单的恒星星族模型，在1' x 1'的区域中心的NGC 4710的隆起。我们已经构建了速度地图的NGC 4710的隆起，我们调查的存在下，垂直的金属丰度梯度。这些属性进行了比较，银河系的隆起，以及模拟星系与四四方方/花生球。我们发现NGC 4710的视速度图和一维旋转曲线的隆起是非常相似的银河系的隆起。确定的一些具体差异与棒方向角变化的预期一致。NGC 4710的凸起具有明显的X形的方形花生状形态，没有显示任何额外的球状分布的凸起人口，其中我们测量的垂直金属丰度梯度为0.35 dex/kpc。NGC 4710的一般性质与在MW凸起中观察到的非常相似。然而，有人认为MW核球有一个额外的组成部分，由最古老、最贫金属的恒星组成，而不是方形花生核球结构的一部分。在NGC 4710中没有观察到这样的人口，但可能隐藏在我们观察到的整合光中。
2016-03-08 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the X-Shaped Milky Way Bulge
利用2 MASS数据分析了银河系球核中RC星的分布。我们绘制了1平方度内红色团块的位置。在区域|l| <= 8.5度和$3.5deg<=|b|<=8.5deg, for a total of 170 sq.deg. The red clump seen single in the central area splits into two components at high Galactic longitudes in both hemispheres, produced by two structures at different distances along the same line of sight. The X-shape is clearly visible in the Z-X plane for longitudes close to $ 1 =0度轴内的尺寸字段。在明亮和暗淡的RC人口的RC星的空间密度的粗测量是一致的，通过RC距离，提供进一步的支持证据，X-结构是真实的，有近似的前后对称，在我们的凸起领域。我们的结论是，银河系核球在$ |l| <~ 2度范围内具有X形结构，几乎可以从视线的边缘看到。为了区分可能导致观察到的X形结构的不同可能性，需要与光谱数据相结合的延伸到最里面的凸起区域的额外的深NIR测光。
2011-07-27 astro-ph.GA
Mapping the Three-Dimensional "X-Shaped Structure" in Models of the Galactic Bulge
数值模拟表明，银河系凸起中的X形结构可以自然地由棒不稳定性和屈曲不稳定性引起。为了了解屈曲振幅对X形形态的影响，我们分析了三个自洽的数值模拟的棒星系与不同的屈曲振幅（强，中，弱）。我们推导出的三维密度与自适应核平滑技术。面上的等密度表面都是椭圆形的，而在边上的视图中，屈曲棒的形态随着半径的增加而过渡，从中央的盒状核心到花生状凸起，然后到延伸的细棒。基于这些不同密度水平的等密度表面，我们没有发现明确的证据来证明形状像字母X的结构。X形结构更像花生，其视觉感知可能是由挤压的内凹等密度轮廓增强的。花生凸起可以定性地再现所观察到的双峰分布，这些双峰分布被用作发现X形的证据。中央的方形核心形状像一个长方形的石板，延伸到银河平面（$|b| \sim 4^\circ$）上下500 pc的$\sim$。从太阳的角度来看，通过中央方形核心的视线不显示双峰分布。这与观测结果基本一致，即双峰在银道面的$|b| \sim 4^\circ - 5^\circ$处合并，表明在银道隆起处可能存在类似的结构。
2015-11-30 astro-ph.GA
Milky Way mass galaxies with X-shaped bulges are not rare in the local Universe
利用斯皮策巡天3.6 μ m的银河系恒星结构图像和近红外S 0星系巡天K_s波段图像，研究了B/P/X型（Boxy/Peanut/X-shaped）星系核球。它们与棒透镜的性质进行了比较，棒透镜被定义为嵌入在棒中的透镜状结构，其尺寸约为棒的50%，轴比为0.6-0.9。基于观测和最近的模拟模型，我们证明了棒透镜是B/P/X形凸起的更正面的对应物。使用unsharp masks识别了18个新的X形结构，覆盖了大范围的星系倾角。相似的质量和红色B-3.6妈妈的颜色的宿主星系，以及事实上，合并的轴比分布的宿主星系盘是平坦的，支持棒透镜和X形的解释是物理上相同的现象。在哈勃类型-3<T<2中，甚至有一半的棒包含棒透镜或X形结构。我们详细的2D多分量分解的29个星系，拟合棒透镜/X-形状与一个单独的组件，表明非常小或不存在的经典凸起。考虑到我们研究的结构与银河系（MW）具有相似的宿主星系质量，我们的结果意味着MW质量星系在附近的宇宙中没有显着的经典凸起是常见的。
2014-08-22 astro-ph.GA
The Frequency and Stellar-Mass Dependence of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Barred Galaxies
从一个样本的84个本地酒吧，适度倾斜盘星系，我们确定的分数主机四四方方或花生形（B/P）凸起（垂直加厚内部酒吧）。我们发现棒星系中B/P凸起的频率是恒星质量的一个很强的函数：在log（M_{star} / M_{sun}）>~ 10.4的星系中，79%的棒星系具有B/P凸起，而在较低质量的星系中只有12%的棒星系具有B/P凸起。(We在Yoshino & Yamauchi 2015发表的关于边缘星系的数据中发现了类似的依赖性。其他星系参数也有很强的趋势--例如，哈勃类型：77%的S 0-Sbc棒，但只有15%的Sc-Sd棒，有B/P凸起-但这些似乎是这些参数与恒星质量相关性的副作用。特别是，尽管从模型的迹象表明，高气体含量可以抑制酒吧屈曲，我们发现没有证据表明（原子）气体质量比M_{atomic} / M_{star}影响B/P凸起的存在，一旦恒星质量的依赖性被控制。B/P凸起的半长轴范围为完整条尺寸的四分之一到四分之三，平均值为R_{box} / L_{bar} = 0.42 +/- 0.09和R_{box} / a_{max} = 0.53 +/- 0.12（其中R_{box}是B/P凸起的尺寸，a_{max}和L_{bar}是条尺寸的下限和上限）。
2017-03-05 astro-ph.GA
Two Red Clumps and the X-Shaped Milky Way Bulge
从2 MASS红外测光中，我们发现两个红团（RC）种群共存于纬度|b| >5.5 °的银河系隆起的同一场中，范围在经度13度和纬度20度以上。只有当这些RC峰仅仅反映了相隔约2.3 kpc的两个恒星星族时，我们才能理解这些数据;在（l，b）=（+1，-8）时，两个RC分别位于6.5和8.8+/-0.2 kpc。双峰RC是不一致的倾斜酒吧形态。我们的大多数场显示两个RC与经度的距离大致恒定，这也与倾斜的酒吧不一致，尽管可能存在底层酒吧。两个RC中的恒星密度随经度变化很大：在正经度侧，前景RC占主导地位，而背景RC占主导地位的负经度。连接前景和背景群体的最大值的线相对于视线倾斜约20 +/-4 °，类似于银河系的倾斜。两个RC之间的距离向银道面方向逐渐减小;从边缘看，凸起是X形的，类似于一些河外凸起和N体模拟的结果。这个X的中心与银河系中心的距离一致，尽管如果凸起比47 Tuc年轻2-3 Gyr，则会出现更好的一致性。如果两个RC星群几乎相切地从银河棒的两端发散出来，每一边都像漏斗或喇叭，我们的观测就可以理解了。或者，X，或双漏斗形状，可能会继续到银河系中心。从太阳方向看，这看起来像花生/盒子形状，但当切向观察时，它是X形的。
2010-09-24 astro-ph.GA
A case against an X-shaped structure in the Milky Way young bulge
上下文最近的一些论文声称在我们银河系的凸起中发现了一个X形结构，在红色团块的人口中。目标。我们试图分析的恒星密度的球星在同一地区使用不同的恒星星族是年轻的球（$\lesssim 5$陀螺仪）的特点。特别是，我们使用F0-F5主序星的距离通过光度视差。方法.我们从VISTA-VVV数据的近红外光谱中提取了这些恒星，并计算了它们沿视线的密度。我们把光度视差的不确定性和其他来源的污染考虑在内，我们看到，这些错误并不能避免检测到一个可能的双峰沿某些视线预期的X形凸起，如果它存在。结果在沿着视线的密度分布中，只有一个单峰被观察到，所以很明显，这群恒星没有X形结构。尽管如此，在选定的人口中的绝对星等分散的影响可能是另一种解释，尽管原则上这些影响不足以解释根据我们的计算缺乏双峰。结论.本文的结果并不能证明以前仅用红团星证明X形核球的说法是不正确的，但如果我们想保持红团星结果和本文结果的正确性，显然还有一些令人困惑的问题。
2016-06-30 astro-ph.GA
Distribution of red clump stars does not support the X-shaped Galactic bulge
上下文X形银河系隆起的说法是基于这样的假设，即在某些穿过平面外隆起的视线中，红色团块星是标准烛光。然而，一些人怀疑沿着视线的两个恒星计数峰值是否真的代表了密度分布的双峰，或者所有这些恒星都有一个唯一的恒定绝对星等的假设是否有问题。目标。随着Gaia-DR 2望远镜与近红外VISTA-VVV数据的结合，我们能够检查哪些假设是正确的。方法.我们计算了对应于七条视线中假定的红色团块的两个峰值的绝对星等中值$M_K$，这些红色团块在感兴趣的坐标范围内具有最低的消光。结果亮峰和暗峰的绝对星等之差为$ΔM_K\approx 0.4$。两个峰中的选定恒星不能用相同的具有恒定$M_K\approx -1.6$的红团巨星来表示。结论.隆起包含X形的假设是基于这样的假设，即朝向隆起的密度分布的暗峰和亮峰主要是标准的红团星。然而，我们表明，这两个微弱的和明亮的峰值不能同时由标准的红团簇星为主。
2019-05-31 astro-ph.GA
Before the Bar: Kinematic Detection of A Spheroidal Metal-Poor Bulge Component
我们提出了947径向速度的RR天琴座变星在四个领域位于朝向银河系的隆起，正在进行的隆起RR天琴座径向速度测定（BRAVA-RR）的数据内观察。我们表明，这些RR Lyrics明星表现出热运动学和零或可忽略的旋转，因此是一个单独的人口的成员从酒吧/pseudoblugge，目前占主导地位的质量和光度的内银河系。我们的RR型天琴座星早于这些结构，并具有金属丰度，运动学和空间分布与“经典”的隆起一致，尽管我们还不能完全排除它们是更富金属（[Fe/H] ~ -1 dex）的Halo-bulge种群的贫金属尾部的可能性。BRAVA-RR星的径向速度的完整目录也以电子方式出版。
2016-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Black Hole -- Bulge Mass Relation including Dwarf Galaxies Hosting Active Galactic Nuclei
我们提出了一个新的中心黑洞（BH）质量和宿主星系恒星球质量之间的关系，延伸到矮星系（$M_{\rm BH} \lesssim 10^{5} M_{\odot}$ ; $M_{\star} \sim 10^{9} M_{\odot}$）已知的最低BH质量。我们获得了七个矮星系的可见光和近红外$Hubble \ Space \ Telescope \ (HST)$成像与光学选择的宽线活动星系核（AGN）和BH质量估计从单历元光谱。我们用GALFIT进行2D光度建模来分解这些星系的结构，并发现大多数星系都有一个内凸/伪凸分量，其指数盘占主导地位。使用建模结果和颜色相关的质光比，我们确定每个星系中每个光度组成部分的恒星质量。我们确定的$M_{\rm BH} - M_{\rm bulge}$关系，共使用12个矮星系主办的宽线活动星系核，以及88个星系的动态BH质量和37个混响映射的活动星系核的比较样本。我们发现BH质量和隆起质量与${\rm log}(M_{\rm BH}/M_\odot) = (1.24\pm 0.08)~{\rm log}(M_{\rm bulge}/10^{11} M_\odot) + (8.80\pm 0.09)$有很强的相关性。近似线性的斜率和归一化与以前只考虑更高质量系统时发现的相关性很好地吻合。这项工作使BH-凸起质量关系的矮星系数量增加了四倍，这对BH播种和引…
2019-07-31 astro-ph.GA
Kinematics of the X-shaped Milky Way Bulge: Expectations from a Self-consistent N-body Model
我们探讨的运动学（径向速度和自行）的垂直X形功能在银河系中的N体酒吧/隆起模型。从太阳的角度看，粒子的距离分布是双峰的字段通过的X形。两个峰之间的分离和振幅比定性地与观测到的朝向银河系凸起的趋势相匹配。我们确认明确的签名的圆柱形旋转的平均径向速度在酒吧/凸起区域的模式。我们还发现可能的印记的相干轨道运动内部的酒吧结构中的径向速度分布沿l=0度，近和远侧的酒吧/凸起显示过剩的接近和后退的粒子。相干轨道运动还反映在平均径向速度的零速度线的轻微位移，和最大/最小的平均纵向自行跨越隆起区的位移。我们发现一定程度的各向异性的恒星速度内的X-形状，但基本的轨道家庭的X-形状不能清楚地区分。测试了先前文献中X形的两个潜在应用，即，凸起旋转和银河系中心测量。我们发现，在X形的两侧之间的自行差可以用来估计的平均方位流运动的凸起，但不是酒吧的图案速度。我们还证明了银河系中心可以用X形来定位，但精度取决于拟合方案、场的数量及其纬度覆盖范围。
2015-04-20 astro-ph.GA
Forming disk galaxies in wet major mergers. I. Three fiducial examples
使用三个基准Nbody+SPH模拟，我们遵循合并的两个盘状星系的热气晕组件，并检查合并残余是否可以是一个螺旋星系。恒星的祖先盘在合并过程中被强烈的弛豫破坏，大部分恒星形成经典的凸起，而其余的则形成厚盘和棒。一个新的恒星盘随后逐渐形成在主要来自晕吸积的气体的残余物中。它在垂直方向上很薄，在赤道平面上延伸得很好。在盘完全就位之前，棒就开始形成了，这与孤立的棒形成星系的理想化模拟所假设的相反。它具有形态学特征，如柄和方形/花生状凸起。不同年龄的恒星分布在盒子/花生的不同部分。一个盘状的伪凸起也形成了，所以在模拟结束时，所有三种类型的凸起共存。最古老的恒星出现在经典的球中，其次是厚盘中的恒星，然后是薄盘中的恒星。最年轻的恒星位于旋臂和盘状的假隆起中。圆盘表面密度分布属于II型（指数向下弯曲），圆周速度曲线是平坦的，表明圆盘在这些例子中是次最大值：两个明显如此，一个接近最大值和次最大值之间的边界。平均而言，只有大约10%到20%的恒星质量在最终模型的经典凸起中，即比以前的模拟少得多。
2016-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
The Vertical X-shaped Structure in the Milky Way: Evidence from a Simple Boxy Bulge Model
最近在银河系核球中发现了一个垂直的X形结构。在这里，我们提出了一个类似的X形结构的证据，在沈等人（2010）的酒吧/boxy隆起模型，同时匹配恒星运动学成功。X形结构被发现在我们的酒吧/盒状隆起模型的中心区域，并在许多方面与观察到的定性一致。X形结构在径向和垂直方向上的端到端间隔分别约为3 kpc和1.8 kpc。X形结构在四方形凸起区域包含约7%的光，但它足够重要，可以在观测中识别。X形结构是在棒状/盒状凸起的形成过程中自然产生的，并且主要与围绕垂直延伸的x_1族捕获的轨道有关。就像我们模型中的棒一样，X形结构从太阳-银河系中心线倾斜20度。X形结构变得越来越对称于盘平面，因此观察到的对称性可能表明它至少在几十亿年前形成。垂直X形结构的存在表明，银河系凸起的形成主要是由内部盘动力学不稳定性形成的。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
