Kinematics of RR Lyrae stars in the Galactic bulge with OGLE-IV and Gaia DR2
结合OGLE-IV测光数据和Gaia DR 2自行，我们分析了银河系隆起中15,599颗基本模式RR天琴座（RRL）恒星的运动学和空间分布。我们表明，纵向自行和视线速度可以给出类似的结果，在银河系中心区域的旋转。球丘RRL的角速度约为$35$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，明显小于大多数球丘恒星的角速度（$50-60$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）;球丘RRL的速度色散比年轻恒星大（120 $-$ 140 km s $^{-1}$）。通过旋转曲线和空间分布，揭示了核球RRL的运动学特征与其金属丰度的关系。贫金属RRL（[Fe/H]< $-1$）显示出比富金属RRL更小的棒角。我们还发现线索表明，在隆起的RRL不占主导地位的晕星。这些结果可能解释一些以前的矛盾的结果，对核球RRLs和帮助理解银河系核球的化学动力学演化。
2020-10-13 astro-ph.GA
APOGEE Kinematics I: Overview of the Kinematics of the Galactic Bulge as Mapped by APOGEE
我们提出的恒星运动学的银河系的SDSS-III APOGEE光谱调查的银河系的凸起，并进入磁盘在积极的曝光率。APOGEE包括沿中面和近面区域的凸起的恒星星族的广泛覆盖。根据这些数据，我们绘制了10，000颗恒星的运动学图，这些恒星横跨0度<1度< 65度的纬度，主要是在隆起区的|b| < 5度的纬度。APOGEE数据显示，在所有纬度上，隆起是圆柱形旋转的，并且在隆起的正中心处是运动学上最热的，在运动学和化学空间中最小的梯度在最内部的区域（l，|b|）<（5，5）deg。APOGEE的结果与其他高纬度巡天的数据吻合得很好，并且与边缘观测的棒星系的旋转和色散图非常相似。据报道，在|b| < 2 deg的狭窄纬度范围内，存在于内盘中的薄棒似乎具有相应的[Fe/H]和[alpha/Fe]特征。[Fe/H] > -0.5的恒星的色散和旋转轮廓与方形/花生状凸起的N体模型相似。对于[Fe/H] >-1.0的恒星，从细棒和盒状凸起（l，|b|）<（15，12）度向外到盘有一个平滑的运动学过渡，而（l，b）的化学动力学表明，内星系中[Fe/H] > -1.0的恒星起源于盘。
2015-12-15 astro-ph.GA
The Stellar Kinematics of Extragalactic Bulges
银河系凸起是复杂系统。曾经被认为是椭圆星系的小尺度版本，天文仪器（特别是光谱学）的进步揭示了大量的光度和运动学子结构，否则看起来简单的组件。这篇评论概述了我们对银河系凸起的看法多年来是如何变化的。虽然它主要集中在与其恒星的动力学状态有关的方面，但将与本卷其他评论中讨论的其他属性（例如形态，恒星星族）有自然的联系。
2015-03-16 astro-ph.GA
ARGOS IV: The Kinematics of the Milky Way Bulge
我们提出的运动学结果，从我们的ARGOS光谱调查的银河系的星系核球。我们的目标是了解银河系隆起的形成。我们研究了位于银河系中心3.5千秒差距内的凸起中约17，400颗恒星的运动学，这些恒星是从28，000颗恒星的ARGOS调查中确定的。我们的目标是确定是否已形成的凸起内部驱动磁盘不稳定性所建议的四方形形状，或者合并发挥了重要作用，预计从Lambda CDM模拟。从我们在纬度b = -5度，-7.5度和-10度的速度测量中，我们发现凸起是一个圆柱形旋转系统，平滑地过渡到磁盘。在凸起中，我们发现了一个运动学上明显的贫金属粒子（[Fe/H] < -1.0），它不是圆柱形旋转的。5%的[Fe/H] < -1.0的恒星是一个缓慢旋转的球状群体，我们认为它们是目前位于银河系内部的金属弱厚盘和晕的恒星。我们在ARGOS论文III中确定的两个隆起部分（平均[Fe/H] = -0.25和[Fe/H] =+0.15）的运动学表明，它们可能有着共同的形成起源，并与共同位于隆起内部的厚盘和晕中金属含量较低的部分不同。我们不排除潜在的合并产生的凸起组件，但我们的研究结果有利于凸起形成早期薄盘不稳定。
2013-03-26 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
Morpho-kinematic properties of field S0 bulges in the CALIFA survey
我们研究了从积分场光谱（IFS）调查CALIFA中提取的28个S0星系的样本。我们结合一个准确的二维（2D）多组分光度分解与IFS运动学性质的凸起，以了解他们的形成情况。我们最后的样本是具有高恒星质量（$M_{star}/M_{sun} > 10^{10}$）的S 0的代表。它们主要分布在红色层序上，生活在与野外和松散群体相似的相对孤立的环境中。我们使用我们的2D光度分解来定义的大小和光度特性的凸起，以及它们在星系内的位置。我们进行模拟光谱模拟模拟我们观察到的星系，以量化的影响，我们的隆起运动学测量（$λ$和$v/σ$）的基础光盘。我们比较我们的膨胀校正的运动学测量与史瓦西动力学模型的结果。良好的一致性证实了我们的结果的鲁棒性，并允许我们使用$λ$和$v/σ$的凸起重投影值。我们发现，光度（$n$和$B/T$）和运动学（$v/σ$和$λ$）我们的领域S0隆起的属性是不相关的。我们证明，这种形态运动解耦是固有的凸起，它不是由于投影效果。我们的结论是，光度诊断分离不同类型的凸起（盘状与经典）可能是没有用的S0星系。本文推导的S0凸起的形态运动学性质表明，它们主要是由发生在高红移的耗散过程形成的，但专用的高分辨率模拟是必要的，以更好地确定其起源。
2017-10-25 astro-ph.GA
The Structure, Populations and Kinematics of the Milky Way central and inner Bulge with OGLE, APOGEE and Gaia data
本研究结合多巡天数据，通过轨道参数划分银河系核球星族，发现内核球与棒结构对齐、中央核球自转更慢，支持核球以伪核球起源为主且更符合盒状核球模型。
2025-03-24 astro-ph.GA
From BRAVA to BAaDE: A New Kinematic Survey of the Bulge AGB
我们考虑了关于球核运动学的有趣结果，从莫尔德（1983）对球核中晚期M巨星速度色散的测量开始，并将讨论进行到今天，讨论有史以来对发光SiO脉泽AGB星进行的最大调查。AGB星的SiO脉泽群太亮了，不可能是从最古老的球状星团年龄的恒星星族演化而来的，但它的速度色散与球核中最古老的恒星族（红团星）一致。我们确定了两组脉泽星的运动学，运动学相似的隆起的子群具有最高的热光度与一些巨星达到$M_{bol}<-6$。在一个新的结果中，我们发现，最明亮的脉泽星与隆起运动集中在银道面与最明亮的maers被发现在$b<\mid 1.5^\circ \mid$，而盘脉泽人口没有显示出这样的差异。这反映了一个类似的浓度，银河系中心发现长时期的米拉，在早期的研究中指出。我们的结论是，脉泽人口的另一个方面日益紧张的证据之间的支持一个主要由老恒星，和一个显着的部分中间年龄的恒星的人口膨胀。
2019-04-08 astro-ph.GA
Comparing bulge RR Lyrae stars with bulge giants -- Insight from 3D kinematics
本研究结合APOGEE-2S、OGLE-IV及VVV巡天数据，推导4197颗核球天琴座RR型变星的旋转曲线与轨道，发现其旋转较慢且速度弥散度低，运动学表现为贫金属成分的低金属丰度尾部，并强调轨道分析对分离真正核球变星的重要性。
2024-05-16 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Decomposed Stellar Kinematics of Galaxy Bulges and Disks
我们调查的826个星系的球和磁盘组件的恒星运动学与广泛的形态从悉尼-AAO多目标积分场光谱（SAMI）星系巡天。空间分辨的旋转速度（V）和速度色散（$σ$）的凸起和磁盘组件已同时估计使用惩罚像素拟合（pPXF）的方法与光度定义的权重为两个组件。我们介绍了一个新的子程序pPXF处理退化的解决方案。我们表明，V和$σ$分布在每个星系可以重建使用的运动学和重量的凸起和磁盘组件。两个不同的组件的组合提供了一个一致的描述的主要运动学特征的星系在广泛的形态类型。我们目前的塔利-费舍尔和费伯-杰克逊关系表明，星系恒星质量的规模与V和$σ$的所有星系类型的两个组件。我们发现一个紧密的Faber-Jackson关系，甚至磁盘组件。我们发现，凸起和磁盘组件是运动学上不同的：（1）这两个组件显示类似的斜率，但不同的截距的标度关系;（2）自旋参数$λ_R$表明，凸起是压力主导的系统和磁盘的旋转支持;（3）凸起和磁盘组件，分别有，低和高值的内在椭圆率。我们的研究结果表明，这两个组件的相对贡献解释，至少在一阶，复杂的运动学行为的星系。
2020-05-13 astro-ph.GA
Kinematic decomposition of IllustrisTNG disk galaxies: morphology and relation with morphological structures
我们最近开发了一种自动化的方法，自动GMM分解模拟星系。它以准确，高效和无监督的方式提取运动学结构。我们使用auto-GMM来研究来自IllustrisTNG的TNG 100运行的盘星系的恒星运动学结构。我们确定了四到五个结构，这些结构通常存在于不同的星系群中。具有强到中等旋转的结构分别被定义为冷盘和暖盘。由随机运动主导的球状结构被分类为凸起或恒星晕，这取决于它们的紧密结合程度。盘状隆起是具有适度旋转但紧凑形态的结构。在所有的盘状星系中，在3个半质量半径范围内的恒星质量中，运动学球状结构（通过将凸起和晕的恒星相加得到）占总恒星质量的45%，而盘状结构占55%。这项研究也提供了重要的见解运动学和形态学派生的星系结构之间的关系。将运动学结构的形态与传统的球+盘分解的形态进行比较，我们得出结论：（1）形态分解的球是由慢旋转球、内晕和盘状球组成的复合结构：（2）运动学盘状球类似于观测中通常所说的伪球，是具有类似暖盘的旋转的致密盘状成分;（3）从正面看，晕占形态盘外部表面密度的近30%;（4）冷盘和暖盘在中心区域常被截断。
2020-05-05 astro-ph.GA
A new look at the kinematics of the bulge from an N-body model
通过使用一个N体模拟的隆起，通过一个酒吧的不稳定性机制形成的，我们分析的印记的初始（即酒吧形成之前）的位置上的隆起运动学，特别是对日心径向速度分布的隆起星。在$l=\pm5^\circ$和$l=\pm10^\circ$，沿隆起短轴以及其外部，考虑了四个不同的纬度：$b=-4^\circ$、$-6^\circ$、$-8^\circ$和$-10^\circ$。凸起的X形结构包括在盘中不同位置形成的恒星。在外盘中形成的恒星，超出了棒的末端，这是方形花生凸起结构的一部分，可能会在正和负的日心径向速度下显示出速度分布的峰值，其绝对值可以大于100 $\rm km$ $\rm s^{-1}$，这取决于观测方向。在某些情况下，速度场的结构更复杂，并观察到几个峰值。在内盘中形成的恒星数量最多，主要贡献于X形结构，并呈现出不同的运动学特征。我们的研究结果可能使我们能够解释在APOGEE调试数据中观察到的冷高速峰，以及在$l$ = $0^\circ$和$b$ = $-6^\circ$的X形结构的近臂和远臂中的高速恒星过剩。当与实际数据相比，运动学图片变得更加复杂，由于可能存在于经典的鼓包和/或厚盘星的观测样本。总的来说，我们的研究结果指出，存在复杂的模式和结构的凸起速度场，这是由酒吧。这表明，在解释膨胀运动学时应谨慎使用：在速度场中存在子结构，峰值和团块不一定是过去吸积事件的标志。
2016-02-21 astro-ph.GA
B/PS bulges and barlenses from a kinematic viewpoint. I
本研究通过N体模型分析B/PS核球在中间倾角下的运动学特征，发现花生状结构可追踪垂直密度分布，且棒透镜轨道不产生相关运动学信号，为IFU观测提供解读依据。
2023-09-05 astro-ph.GA
Proper motions and kinematics of selected bulge globular clusters
我们计算了自行选定的样本球状星团投影在中央隆起，采用CCD图像收集在过去25年的ESO-NTT，ESO-Danish和HST望远镜。我们提出了一种方法来推导它们的自行，和一组坐标变换，以获得三维银河系的速度矢量的集群。我们分析了10个球状星团，它们是Terzan 1，Terzan 2，Terzan 4，Terzan 9，NGC 6522，NGC 6558，NGC 6540，AL~3，ESO 456-SC 38和Palomar 6。为了比较的目的，我们也研究了外核星系团NGC 6652。我们讨论的一般性质的适当的运动清洁色幅图，推导出的第一次为他们中的大多数。一个普遍的结论是，内鼓球状星团有明显较低的横向运动（和空间速度）比晕星团，似乎是被困在鼓酒吧。
2015-04-07 astro-ph.GA
A combined photometric and kinematic recipe for evaluating the nature of bulges using the CALIFA sample
了解盘状星系中球的性质可以为星系的形成和演化提供重要的见解。例如，一个经典的隆起的存在表明了一个相对暴力的历史，相反，一个简单的内盘（也被称为“伪隆起”）的存在表明在主盘的长期演化过程的发生。然而，我们仍然缺乏有效分类膨胀的标准，限制了我们研究它们对宿主星系演化的影响的能力。在这里，我们提出了一个食谱，从经典的隆起相结合的四个不同的参数：隆起Sérsic指数$n_\mathrm{b}$，浓度指数$C_{20,50}$，Kormendy（1977）的关系和径向速度色散剖面$\nablaσ$的内斜率。有了这个配方，我们提供了一个详细的膨胀分类的样本45星系的积分场光谱调查CALIFA。为了帮助在这些星系内的分类凸起，我们进行二维图像分解，以确定凸起的Sérsic指数，凸起的总光比，表面亮度和有效半径的凸起，并使用生长曲线分析，以获得一个新的浓度指数，$C_{20,50}$。我们进一步从CALIFA数据立方体中提取恒星运动学，并分析径向速度色散剖面。不同的方法的结果是在良好的协议，并允许一个安全的分类约$95\%$的星系。特别是，我们表明，我们的新的“内”浓度指数表现得比传统上使用的$C_{50,90}$时，产生的性质的凸起。我们还发现，结合使用这个指数和Kormendy（1977）的关系给出了一个非常强大的指示的物理性质的隆起。
2017-05-01 astro-ph.GA
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
Rotation of classical bulges during secular evolution of barred galaxies
棒驱动的长期演化在改变盘星系的形态和运动学方面起着关键作用，导致快速旋转的方形/花生状凸起的形成。如果这些盘状星系也有一个先前存在的经典核球，那么长期演化将如何影响经典核球，以及观测性质。我们首先研究的酒吧和一个预先存在的非旋转的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系的共同演化。它与N体模拟表明，在长期的演变过程中，这样的凸起可以获得显着的角动量发出的酒吧通过共振和随机轨道。因此，它变成了一个圆柱形旋转，各向异性和三轴物体，嵌入通过磁盘不稳定性形成的快速旋转的方形凸起中（Saha等人，2012）。复合的方形/花生状凸起也以圆柱形旋转。然后，我们表明，酒吧的增长只略有依赖于预先存在的经典凸起的旋转特性。对于最初旋转的小的经典凸起，由此产生的复合方形/花生状凸起中的圆柱旋转延伸到较低的高度（Saha & Gerhard 2012）。更大质量的经典凸起也获得了由棒发射的角动量，在大约4 Gyrs内引起了令人惊讶的大旋转支持（Saha等人准备）。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
SiO Masers in the Galactic Bulge and Disk: Kinematics from the BAaDE Survey
我们目前的第一个结果从BAaDE（膨胀不对称性和动态演化）调查。虽然只是一个完整的调查（$\sim$ 2700出$\sim$ 20000最终来源）的子集，我们的数据包括最大的无线电运动学调查迄今为止的恒星SiO脉泽观测到的银河系的隆起和平面从$-15^\circ < l < +12^\circ$和$-6^\circ < b < +6^\circ$。我们的资料来源包括银河平面内$\pm 1^\circ$高消光区的大量视线（LoS）速度。当与2 MASS测光相匹配时，我们的无线电探测样品明显比第一个红巨星分支尖端更亮，更红，达到了$(J-Ks)_0 > 8$的极端，颜色与Mira变量和质量损失的AGB星一致。我们看到一个干净的划分成两个运动学人口：一个运动学冷（$σ\sim 50\rm\ km\ sec^{-1}$）人口，我们建议是在前景盘，包括巨人与2质量$Ks<5.5$，和运动学热（$σ\sim 100\rm\ km\ sec^{-1}$）候选人隆起/酒吧人口的大多数巨人与$Ks>5.5$。只有运动学上的热巨星与$Ks>5.5$包括最红的恒星。采用8.3千秒差距的银河系中心，并校正前景消光，我们发现，大多数的来源有$M_{bol} \sim -5$，符合他们是明亮的，可能是中间年龄，AGB星。我们注意到一些紧张局势之间的可能中间年龄的运动学热人口，其高速分散相比，磁盘。
2018-05-11 astro-ph.GA
Kinematic, Elemental and Structural Dependences on Metallicity in the Galactic Bulge
本研究结合APOGEE DR17与Gaia DR3数据，分析银河系核球恒星运动学、元素及结构特征对金属丰度的依赖，发现MDF存在6个峰值、富金属星运动学更一致等结果，揭示核球星族的复杂构成。
2025-10-28 astro-ph.GA
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS). I. Survey Description and a kinematical map of the Milky Way bulge
银河系的膨胀是银河系中一个巨大而古老的组成部分。它是已知的主机酒吧，它最近被证明有一个明显的四方形/花生结构在其外部区域。几项独立的研究表明，在核球中存在不止一个恒星星族，它们的起源不同，相对比例在核球区域内也有变化。这是一系列论文的第一篇，介绍了长颈鹿内部膨胀调查的结果，在ESO-VLT与多光纤光谱仪火焰进行。在红外钙三重态8500埃波长范围内，获得了24个球场中~5000个红团簇巨星的光谱，分辨率R = 6500。它们被用来推导径向速度和金属丰度，基于专门为此项目设计的新校准。另外约1200颗从类似档案数据中获得的膨胀红团巨星的径向速度也被添加到样本中。在纬度b =-3.5的另外450颗恒星上获得了更高分辨率的光谱，目的是研究内球区化学丰度模式随经度的变化。在这里，我们总共提出了6392个RC星的径向速度。我们推导出一个径向速度，速度色散图的银河系的凸起，有用的外部凸起类似的地图进行比较，并推断出预期的速度和色散在任何视线。K-型巨星的运动学与BRAVA巡天中M-巨星的圆柱旋转模式一致。我们的样本能够将这一结果扩展到纬度b =-2，比以前的调查更接近银河平面。最后，我们发现了在（0，-1）和（0，-2）处存在速度弥散峰的有力证据，这可能表明在隆起的中央250 pc处存在高密度峰
2014-01-20 astro-ph.GA
Dynamical evolution of a bulge in an N-body model of the Milky Way
关于银河系核球的详细动力学结构目前仍在争论之中。虽然盒状核球可以很好地再现核球星的运动学，但不能排除小的嵌入式经典核球的可能性。我们使用自洽的高分辨率N体模拟研究了银河系模型中一个小的经典核球的动力学演化。详细的运动学和动力学特性，这样的隆起。
2011-10-21 astro-ph.GA
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS) III. Metallicity distributions and kinematics of 26 Galactic bulge fields
最近的一些研究表明，银河系核球有两个不同平均金属丰度的组成部分，可能有不同的空间分布和运动学。因此，无论是金属丰度分布和径向速度的核球星不同的视线。在这里，我们提出了在26个领域的红色团簇星的金属丰度分布函数分布在一个广泛的区域的凸起，特别强调领域接近银河平面，在纬度b=-2和b=-1，以前没有探索。本文包括新的金属丰度约5000 K巨星的样本，观察光谱分辨率R=6500，在钙II三重态区域。它们是GIRAFFE Inner Bulge Survey的主要数据集。作为同一巡天的一部分，我们先前已经发表了纬度b=-4的600颗K巨星样本的结果，这些结果来自更高分辨率的光谱（R= 22，500）。结果组合的样品使我们能够追踪和表征金属贫和金属富凸起人口下降到内部凸起。我们提出了一个密度图的两个组件。与以前的工作的预期相反，我们发现金属穷人人口集中比金属丰富的，并具有更轴对称的空间分布。另一方面，富含金属的人口以四方形分布排列，与边缘上的酒吧一致。通过耦合金属丰度和径向速度，我们表明，金属穷人人口的速度分散，而温和的纬度变化。相反，富金属粒子群在远离平面的地方有一个低的速度色散（b=-8.5），但它有一个随纬度而变陡的梯度，在最里面的场中变得比贫金属粒子群高（b=-1）。[删节]
2016-10-28 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
The kinematics of σ-drop bulges from spectral synthesis modelling of a hydrodynamical simulation
在盘状星系的中心区域经常可以观察到恒星速度色散的极小值。为了研究这种被称为σ滴的特征的起源，我们分析了高分辨率N体+光滑粒子流体动力学模拟的恒星运动学，该模拟模拟了无棒盘星系的长期演化。我们比较了内在的质量加权运动恢复的光度加权的。后者是通过分析由新代码SYNTRA产生的合成光谱获得的，该代码通过根据年龄和金属丰度为每个恒星粒子分配恒星星族合成模型来生成合成光谱。运动学是从合成光谱中得到的，就像在真实光谱中一样，以模仿真实星系的运动学分析。我们发现，恢复的亮度加权运动学在模拟星系的中心偏向于更高的旋转速度和更低的速度色散，由于存在年轻的恒星在一个薄的和运动学冷盘，并最终负责σ下降。
2017-02-07 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Full spectroscopic bulge-disc decomposition of MaNGA early-type galaxies
通过应用光谱分解方法的样本的MANGA早期型星系，我们分离出空间和运动学上不同的恒星星族，使我们能够探索星系的凸起和光盘之间的相似性和差异，以及它们如何影响星系的全球性。我们发现，这些组成部分有有趣的变化，在他们的恒星星族，并显示出不同的运动学。凸起往往是一贯更丰富的金属比他们的光盘同行，虽然年龄的两个组成部分是可比的，有一个有趣的尾巴年轻，更金属穷人光盘。无论是在恒星自旋参数λ_R和椭圆率的平面上，还是在恒星质量和比角动量j之间的关系中，星系作为一个整体在这些平面上的位置都取决于它包含了多少凸起和圆盘。作为检查的运动学分解的物理意义，我们还动态模型的星系的全球潜力内的个别星系组件。由此产生的组件表现出与光谱分解的运动学参数一致，虽然动力学建模遭受一些退化，凸起和光盘显示系统不同的内在动力学特性。这项工作证明了考虑星系的各个组成部分的价值，而不是将它们视为一个单一的实体，这忽略了可能对理解星系在何处，何时以及如何演变成我们今天看到的系统至关重要的信息。
2019-02-11 astro-ph.GA
New kinematic map of the Milky Way bulge
本研究通过结合GIBS、APOGEE和MUSE数据，利用新工具PHOTfun和MCMC方法，更新了银河系核球的运动学图，确认了柱状旋转并揭示了速度弥散的盒状形态。
2025-09-08 astro-ph.GA
Morphology and kinematics of orbital components in CALIFA galaxies across the Hubble sequence
基于轨道叠加Schwarzschild模型得到的恒星轨道分布，我们将250个代表性的现代星系分解为4个轨道分量：冷的强旋转，暖的弱旋转，热的占主导地位的随机运动和反旋转（CR）。我们重建的表面亮度（$Σ$）的每个轨道组件，我们提出的数字和表格中的量化的形态使用Sersic指数\textit{n}，浓度$C = \log{(Σ_{0.1R_e}/Σ_{R_e})}$和内在的扁平$q_{\mathrm{Re}}$和$q_{\mathrm{Rmax}}$，与$R_e$的半光半径和$R_{\mathrm{max}}$的CALIFA数据覆盖。我们发现：（1）运动学上较热的组分通常比较冷的组分更集中和更圆;（2）在质量较大的星系中，所有组分都变得更集中和更厚/更圆;它们从低质量晚型星系的盘状转变为高质量早型星系的隆起状。我们的研究结果表明，Sersic \textit{n}不是旋转凸起和非旋转凸起之间的良好分隔。冷轨道$f_{\rm cold}$的光度分数与光度分解的盘分数$f_{\rm disk}$（$f_{\mathrm{cold}} = 0.14 + 0.23f_{\mathrm{\mathrm{disk}}}$）有很好的相关性。类似地，热轨道分数$f_{\rm hot}$与膨胀分数$f_{\rm bulge}$相关为$f_{\mathrm{hot}} = 0.19 + 0.31f_{\…
2018-06-07 astro-ph.GA
2D kinematic signatures of boxy/peanut bulges
我们研究了模拟盘星系的二维视线运动学上的盒状/花生状结构的印记。所研究的模型属于一个家庭，具有不同的初始气体分数和晕三轴度，再加上一些其他控制运行不同的结构参数;运动学信息提取使用Voronoi分箱技术和参数化到第四阶的高斯-厄米级数。建立在以前的工作长缝的情况下，我们调查的2D运动学行为的边缘上的投影作为一个功能的盒/花生强度和位置角，我们发现，最强的结构的最高时刻显示的特征功能远离中平面的位置角的范围内。我们还讨论了一个经典的凸起的掩蔽效应和运动学上区分这个球对称的组件从一个盒子/花生凸起看到end-on. Regarding面对的情况下，我们扩展了现有的结果，包括第二屈曲的效果，并发现这种现象刺激了一组额外的更深的最小值在第四时刻。最后，我们展示了如何演变的结果时，倾斜的磁盘远离完美的边缘上和面对的。行为的恒星出生的过程中的模拟进行了讨论，面对的预先存在的磁盘。我们的研究的总体目标是提供一个手柄，以确定boxy/花生结构和它们的属性在最新一代的IFU附近的盘星系的观测。
2015-03-31 astro-ph.GA
Kinematics of the X-shaped Milky Way Bulge: Expectations from a Self-consistent N-body Model
我们探讨的运动学（径向速度和自行）的垂直X形功能在银河系中的N体酒吧/隆起模型。从太阳的角度看，粒子的距离分布是双峰的字段通过的X形。两个峰之间的分离和振幅比定性地与观测到的朝向银河系凸起的趋势相匹配。我们确认明确的签名的圆柱形旋转的平均径向速度在酒吧/凸起区域的模式。我们还发现可能的印记的相干轨道运动内部的酒吧结构中的径向速度分布沿l=0度，近和远侧的酒吧/凸起显示过剩的接近和后退的粒子。相干轨道运动还反映在平均径向速度的零速度线的轻微位移，和最大/最小的平均纵向自行跨越隆起区的位移。我们发现一定程度的各向异性的恒星速度内的X-形状，但基本的轨道家庭的X-形状不能清楚地区分。测试了先前文献中X形的两个潜在应用，即，凸起旋转和银河系中心测量。我们发现，在X形的两侧之间的自行差可以用来估计的平均方位流运动的凸起，但不是酒吧的图案速度。我们还证明了银河系中心可以用X形来定位，但精度取决于拟合方案、场的数量及其纬度覆盖范围。
2015-04-20 astro-ph.GA
Transverse kinematics of the Galactic bar-bulge from VVV and Gaia
我们分析了银河系酒吧隆起使用自行从ESO的公众调查Vista变量在通过Lactea（VVV）和第二盖亚数据发布。盖亚提供了一些第一个绝对自行内的隆起和近红外VVV多历元目录补充盖亚在高纬度地区。我们讨论的相对绝对校准的VVV自行使用盖亚。沿着视线跨越$-10<\ell/\,\mathrm{deg}<10$和$-10<b/\,\mathrm{deg}<5$，我们概率模型的密度和速度分布作为距离的函数的$\sim45$百万颗恒星。横向速度证实了在光谱测量中看到的棒的旋转特征。星等分布的双峰之间的差异旋转证实了棒凸起的X形性质。两个横向速度分量沿棒的近侧向银河系中心平滑地增加，在银河系中心达到峰值，在远侧下降。各向异性是$σ_\ell/σ_b\approx1.1-1.3$内的酒吧，减少到$0.9-1.1$时，旋转加宽的帐户，并表现出明确的X形签名。$\ell$和$b$中的顶点偏差是显著的$|ρ_{\ell b}|\lesssim0.2$，在杆的近侧上更大，并且在整个凸起上产生四极特征，指示近似径向对准。我们已经重新构建了三维运动学的三轴性的假设，发现很好的协议与光谱调查结果。在同向旋转的框架中，我们发现的证据，酒吧支持x1轨道和切向偏置的面内色散场。
2019-03-05 astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for a kinematic signature of the moderately metal-poor stars in the Milky Way bulge using N-body simulations
虽然有共识认为，银河系隆起中富含金属的恒星是通过薄盘的长期演化形成的，但它们的贫金属对应物的起源仍在争论中。贫金属恒星有两种不同的起源：它们可能是经典的核球星，或者是由大质量厚盘内部演化形成的恒星。我们使用N体模拟来计算由平均银心径向速度的差异给出的运动学特征（$Δ\rm V_{\rm GC}$）之间（[Fe/H] $\ge$ 0）和中等贫金属恒星（-1.0 $\le$ [Fe/H] $<$ 0）在两个模型中，一个包含薄圆盘和小的经典凸起（B/D=0.1），另一个包含一个薄盘和一个巨大的中央集中的厚盘。我们合理地假设，薄盘星在每个模型中可以被认为是一个代理的金属丰富的恒星。类似地，核球星和厚盘星可以被认为是贫金属星的代表。我们计算了不同纬度的$Δ\rm V_{\rm GC}$（$b=0^\circ$，$-2^\circ$，$-4^\circ$，$-6^\circ$，$-8^\circ$和$-10^\circ$）和不同纬度的大气环流（$l=0^\circ$，$\pm5^\circ$，$\pm10^\circ$和$\pm15^\circ$），结果表明两个模型预测的$Δ\rm V_{\rm GC}$趋势是不同的。我们将预测结果与ARGOS数据和APOGEE DR 13数据进行了比较，结果表明，中等贫金属星与同空间恒星盘模型，它有一个巨大的厚盘很好地再现。我们的结果提供了更多的证据反对的情…
2018-03-26 astro-ph.GA
Structure and kinematics of Type II Cepheids in the Galactic bulge based on near-infrared VVV data
II型造父变星（T2 Cs）是径向脉动变星，追踪古老的恒星星族，并通过它们的周期光度（PL）关系提供距离估计。我们使用新的距离估计和运动学性质的T2 Cs跟踪老恒星的结构在凸出。我们提出了新的近红外光度法的T2 Cs在隆起的VVV调查。我们提供了最大的样本（894星）的T2 Cs与JHKs的观测，具有准确的周期从OGLE目录。我们的分析利用KS波段的时间序列估计平均幅度和距离的PL关系。为了约束我们的目标的运动学特性，我们补充我们的分析与自行（PM）的基础上VVV和盖亚DR 2。我们推导出一个依赖于银河系经度和纬度的经验KS波段PL关系：KS 0 =（10.66+-0.02）-（2.21+-0.03）*（logP-1.2）-（0.020+-0.003）*l+（0.050+-0.008）* |b| mag;我们的目标显示出一个中心集中的分布，有坚实的证据证明椭圆对称-类似于RR Lyrant（RRL）椭圆体-和一些高达>100 kpc的晕异常值。我们得到了银河系中心的距离R 0 =8.46+-0.03（统计）+- 0.11（系统）科索沃保护团。我们还发现了T2 Cs核球属于运动学热粒子群的证据，因为切向速度分量（sigma vl*=104.2+-3.0 km/s和sigma vb=96.8+-5.5 km/s）在1.2 sigma范围内一致。此外，绝对PM和相对PM之间的差异与VLB…
2018-08-31 astro-ph.GA
New insights on the origin of the High Velocity Peaks in the Galactic Bulge
我们提供了新的洞察力的起源冷高V $_{\rm los}$峰（$\sim$ 200公里$^{-1}$）在银河系隆起中发现的APOGEE调试数据\citep{Nidever2012}。在这里，我们表明，这种运动学行为存在于对银河系的凸起领域的区域是不太可能与轨道，建立的四四方方/花生（B/P）的凸起。为此，一组新的测试粒子模拟的运动学冷恒星盘演变成一个3D稳态禁止银河系星系的潜力，已详细分析。特别是被困在酒吧的酒吧粒子通过轨道雅可比能量$E_{J}$，这使我们能够识别的B/P功能的积木和调查他们的运动学性质。最后，我们提出了初步的结果表明，高V $_{\rm los}$功能观察到的银河系隆起是一个大规模的\textit{midplane}粒子结构，这是不太可能与银河酒吧的自然后果。
2017-08-18 astro-ph.GA
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO 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
Kinematics in the Galactic Bulge with APOGEE: II. High-Order Kinematical Moments and Comparison to Extragalactic Bar Diagnostics
大部分的内银河系（MW）的全球旋转和速度色散模式可以重现的模型，长期演变，酒吧为主的隆起。更复杂的约束，包括较高的时刻的视线速度分布（LOSVDs）和化学动力学的子结构的限制，是至关重要的解释观测的未解决的河外星系的内部区域，并将MW的背景下与其他星系。在这里，我们使用SDSS-APOGEE数据来开发这些限制，通过呈现富金属和贫金属内MW星的LOSVD偏斜度和峰度的第一张地图（以[Fe/H] = -0.4划分），并将观察到的模式与N体模型和河外酒吧中看到的模式进行比较。尽管密切匹配的平均速度和色散，模型不再现所观察到的LOSVD偏度模式，以不同的方式，这表明我们的内部MW的详细轨道结构的理解仍然是一个重要的制度改进。我们发现的偏度速度相关性，被用来作为诊断河外酒吧/凸起的MW的证据。这种相关性只出现在富含金属的恒星中，为化学分化种群的不同进化历史提供了进一步的证据。我们将这些偏度测量与以前在银河系内部高速“峰值”上的工作联系起来，确认了这种现象的存在，并且我们量化了银河系内部的圆柱形旋转，发现纬度无关的旋转在lon ~ 7 deg之外消失。最后，我们评估MW数据的光选择河外酒吧的诊断和讨论的进展和挑战，使用MW作为一个解决类似的未解决的恒星星族。
2016-09-23 astro-ph.GA
Formation Models of the Galactic Bulge
现在，银河系凸起被认为是银河系棒的内部三维部分。它呈花生形状，具有圆柱形旋转的特征。在N体模拟中，盒状/花生状凸起是由圆盘通过杆和屈曲不稳定性引起的。这类模型解释了银河系隆起的大部分结构和运动学，原则上也解释了它的垂直金属丰度梯度。具有高分辨率的宇宙盘星系形成模型和改进的反馈模型现在能够产生具有盘状或棒状凸起的晚型盘星系。这些凸起通常包含一个早期的坍缩恒星星族和一个由后来的盘不稳定性驱动的恒星族。由于由内而外的盘形成，这些凸起可以主要是旧的，类似于银河系凸起。
2014-08-01 astro-ph.GA
Towards Unveiling the Origins of the Milky Way Bulge through Multi-band-Messenger Sky Surveys
Wuhan University（武汉大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；China West Normal University（西华师范大学）
研究通过多波段多信使数据分析银河系银盘结构及化学动力学性质，揭示其形成路径，发现银盘具有盒状形态而非X形。
2026-03-17 astro-ph.GA
Chemodynamical history of the Galactic Bulge
银河系膨胀可以从单个恒星的大样本中进行独特的研究，因此对于理解一般膨胀的恒星星族结构至关重要。本文综述了基于光度和光谱数据的膨胀恒星星族的运动学、化学成分和年龄的观测证据。膨胀星的大部分都很老，金属丰度范围为-1.5<~[Fe/H]<~+0.5。恒星星族和化学性质表明，恒星形成的时间尺度低于~2 Gyr。整体的凸出部分呈棒状，遵循圆柱形旋转，金属含量更高的恒星遵循盒/花生（B/P）结构。动力学模型显示了富金属星和贫金属星的不同空间和轨道分布。我们讨论目前的隆起形成的动力学，化学，化学动力学和宇宙学模型的基础上的情况。尽管取得了令人印象深刻的进展，我们还没有一个成功的完全自洽的化学动力学膨胀模型在宇宙学框架，我们还需要更广泛的恒星的时间化学运动学3D地图，以更好地约束这样的模型。
2018-05-03 astro-ph.GA
The BRAVE Program - I: Improved Bulge Stellar Velocity Dispersion Estimates for a Sample of Active Galaxies
我们提出了新的球恒星速度色散测量的10个活动星系与安全的$M_{BH}$确定混响映射。这些新的速度色散测量是基于积分场（IFU）光谱的空间分辨运动学。除一种情况外，所有情况下IFU的视野均超出星系的有效半径，而在Mrk 79的情况下，视野几乎延伸到有效半径的一半。这种空间分辨率和视场的组合允许在所有10个目标星系的有效半径内安全地确定恒星速度色散。视线速度分布（LOSVD）的一阶（V）和二阶（$σ_{\star}$）矩的空间分辨图表明在大多数情况下存在运动学子结构。在未来的项目中，我们计划探索的方法来校正的运动学子结构的影响，在推导出的球恒星速度色散测量。
2016-12-08 astro-ph.GA
Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model
我们使用N体模拟，对薄（运动学上冷）和厚（运动学上热）盘进行了研究，探索了盘星系内部区域恒星星族的形态和视线（los）速度的趋势，形成了一个条形和方形/花生状（b/p）凸起。薄圆盘部件中的杆比厚圆盘杆的强度高$\sim$ 50\%，并且更细长，轴比几乎是厚圆盘杆的一半。薄盘b/p凸起具有明显的X形，而厚盘b/p较弱，具有相当方形的形状。这导致厚盘中b/p凸起的特征比薄盘中更弱且更远离平面。在运动学方面，我们发现在b/p球的外部，厚盘星的损失速度比薄盘星的损失速度大\emph{larger}，在棒的侧向和类银河方向上分别大40%和20%.这是由于在bar-b/p区域薄盘星和厚盘星遵循不同的轨道，这受到以下事实的影响：i）薄盘星在棒- b/p不稳定性中被更有效地捕获，因此比厚盘星损失更多的角动量; ii）厚盘星有很大的径向偏移，因此在棒区可以找到具有高角动量的大半径恒星。我们还发现，b/p凸起中薄盘和厚盘的损失速度之差（$Δv_{los}$）与两个盘的径向速度弥散的初始差（$Δσ$）有关。因此，我们得出结论，在酒吧的B/P凸起的恒星将有相当不同的形态和运动学取决于他们起源的光盘人口的运动学特性。
2017-05-30 astro-ph.GA
Why the Milky Way's bulge is not only a bar formed from a cold thin disk
通过分析一个N体模拟的球形成简单地通过一个酒吧不稳定性机制运作的运动学冷恒星盘，并通过比较这种分析的结果与银河系的主要恒星星族的结构和运动学性质的凸起，我们得出的结论是，我们的银河系的凸起是不是一个纯粹的恒星酒吧形成的一个预先存在的薄恒星盘，最近的一些研究表明。在本文中强调的几个论点的基础上，我们提出，在银河系中，被观察到的核球人口不属于花生结构的一部分，对应于旧的银河系厚盘，从而意味着银河系是一个纯粹的薄+厚盘星系，只有一个可能有限的贡献的经典核球。
2014-11-05 astro-ph.GA
B/PS bulges and barlenses from a kinematic viewpoint. II
本文通过两个含 B/PS 核球的 $N$ 体模型研究 $h_3-\overline V$ 运动学特征，发现棒透镜中心反相关源于其特有轨道，可用于解释未来 IFU 观测。
2023-11-08 astro-ph.GA
On the Oosterhoff dichotomy in the Galactic bulge: II. kinematical distribution
本文对银河系核球中两个Oosterhoff群的RR~天琴座星进行了运动学研究。我们使用了该系列第一篇论文中发表的数据，加上{ \it Gaia}数据发布2中的自行，以及文献中的径向速度。得到了429颗RR~天琴座星的6D运动学和空间解。我们使用银河系的引力势模型来推断恒星的轨道。我们没有发现奥斯特霍夫群在空间速度的各个分量上的差异。我们报告说，\textit{foreground}和\textit{background}恒星相对于银河系的隆起突出的平均$V$速度分量，我们解释为银河系旋转的迹象。在银河系的中心区域的研究恒星的运动是一致的随机运动预期的一个经典的凸起组件。根据轨道积分，我们估计目前位于银河系核球中的RR~天琴座星中有8，%是晕闯入者。大多数恒星的轨道都在距离银河系凸起3，000秒差距的半径内。Oosterhoff II型恒星的比例随着银河系纬度的增加而增加，以及朝向更长的轨道周期。我们发现了几颗具有高空间速度的RR~天琴座星，其中一颗的轨道周期非常长，为$\sim$ 1\，Gyr。我们的结论是，基于它们的运动学，我们样本中的绝大多数恒星似乎并没有对银河系凸起的四方形/花生状成分做出贡献。
2019-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sculpting Andromeda -- made-to-measure models for M31's bar and composite bulge: dynamics, stellar and dark matter mass
仙女座星系（M31）包含一个与经典凸起（CB）纠缠的盒子/花生凸起（BPB），需要三轴建模来确定动力学，恒星和暗物质质量。我们构建了适合新的VIRUS-W IFU凸起恒星运动学观测，IRAC-3.6 $μ$ m测光和光盘的HI旋转曲线的定制模型。我们探索的参数空间为3.6 $μ$ m的质量与光的比例$(Υ_{3.6})$，酒吧模式的速度（$Ω_p$），和复合隆起（$M^B_{DM}$）的暗物质质量在3.2kpc。考虑到Einasto暗物质配置文件，我们找到了最好的模型$Υ_{3.6}=0.72\pm0.02\,M_\odot/L_\odot$，$M^B_{DM}=1.2^{+0.2}_{-0.4}\times10^{10}M_\odot$和$Ω_p=40\pm5\,km/s/kpc$。这些模型的动力学膨胀质量为$M_{dyn}^B=4.25^{+0.10}_{-0.29}\times10^{10}M_{\odot}$，包括恒星质量$M^B=3.09^{+0.10}_{-0.12}\times10^{10}M_\odot$（73%），其中CB具有$M^{CB}=1.18^{+0.06}_{-0.07}\times10^{10}M_\odot$（28%）和BPB $M^{BPB}=1.91\pm0.06\times10^{10}M_\odot$（45%）。我们还探讨了NFW晕模型发现，…
2018-08-22 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
The Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) VIII: Chemo-kinematics in the southern Galactic bulge from 2.3 million red clump stars with Gaia DR3 proper motions
结合BDBS测光与Gaia DR3数据，本研究利用230万颗红团簇星揭示了南银河系核球化学-运动学特征，发现核球运动学随金属丰度显著变化，首次证实棒结构运动学可能依赖于金属丰度。
2023-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical Modelling of the Galactic Bulge and Bar
我们提出了第一个自洽的化学动力学模型拟合再现数据的星系核球，酒吧和内盘。我们扩展的测量方法，以增强相空间，包括恒星的金属丰度，并显示其第一个应用程序的酒吧区的银河系。利用ARGOS和APOGEE（DR 12）调查的数据，我们适应Portail等人最近的动力学模型。再现观测到的空间和运动学变化作为金属丰度的函数，从而允许详细研究不同金属丰度箱中恒星的3D密度分布，运动学和轨道结构。我们发现[Fe/H] > -0.5的富金属恒星是强棒性的，并且具有与共同盘起源一致的动力学性质。[Fe/H] < -0.5的贫金属恒星表现出强烈的运动学变化，表明来自底层恒星星族的不同贡献。在中心kpc外，贫金属星的密度和运动学被发现有一个厚的磁盘，而在内部kpc，一个额外的浓度的贫金属星的证据被发现。最后，在模型中的所有金属丰度的组合轨道分布自然地再现所观察到的顶点偏差的凸起。本文展示了测量化学动力学模型的力量，当扩展到其他化学维度时，将是非常强大的工具，可以最大限度地利用从大型光谱调查（如APOGEE，GALAH和MOONS）中获得的信息。
2017-06-21 astro-ph.GA
Chemical and kinematical properties of Galactic bulge stars surrounding the stellar system Terzan 5
作为一项旨在确定泰山5的运动学和化学性质的研究的一部分，我们提出了围绕这个令人费解的恒星系统的膨胀恒星的第一个特征。我们观察了615个位于远超过泰山5潮汐半径的目标，我们发现它们的径向速度分布很好地描述了高斯函数，峰值为<v_rad>=+21.0 \pm 4.6 km/s，色散sigma_v=113.0 \pm 2.7 km/s。这是为数不多的在低纬度和正纬度环境（b=+1.7°）下对大样本核球星的径向速度进行的高精度光谱测量之一。我们没有发现<v_rad>Nidever等人（2012）中发现的\sim +200 km/s峰值的证据。TiO波段对许多观测光谱的强烈污染使我们无法推导出整个光谱样品的铁丰度，从而引入了选择偏差。金属丰度分布的子样本中的112颗恒星的星等范围内的选择偏差的影响是可以忽略不计的。分布范围相当广，大致在太阳金属丰度（[Fe/H] \simeq +0.05 dex）处达到峰值，在太阳上和太阳下范围内的恒星数量相似。不同金属丰度范围内的星族数比与低纬球区观测结果一致，表明：（1）在超太阳区，可能存在一个|b| <4°的星族数比平台;（0<[Fe/H]<0.5 dex）和太阳下（-0.5<[Fe/H]<0 dex）金属丰度范围;（ii）贫金属组分（[Fe/H]<-0.5）作为银河系纬度的函数严重下降。
2014-06-30 astro-ph.GA
Metallicity gradients through disk Instability: A simple model for the Milky Way's boxy bulge
观测结果表明，在银河系核球中有一个明显的垂直金属丰度梯度，这通常被认为是经典核球形成过程中耗散过程的标志。然而，各种证据表明，银河系是一个棒星系，它有一个四方形的凸起，代表着棒的内部三维部分。在这里，我们表明与长期的演变N-体模型，通过酒吧和屈曲不稳定性形成的一个方形凸起可以显示类似于所观察到的梯度垂直金属丰度梯度，如果初始轴对称盘具有可比的径向金属丰度梯度。在这个框架内的范围内的金属丰度在凸起领域的约束化学结构的银河系盘在早期，酒吧形成之前。我们的长期演化模型先前被证明可以重现银河系内部的恒星计数，我们在这里展示了它也有圆柱旋转。我们用它来预测一个完整的平均金属丰度地图从一个简单的金属丰度模型的初始磁盘整个银河系的凸起。这张地图显示了天空中一般向外的梯度以及纵向透视的不对称。我们还简要地评论解释金属丰度梯度观测外部盒状隆起。
2013-02-27 astro-ph.GA
Mapping the tilt of the Milky Way bulge velocity ellipsoids with ARGOS and $Gaia$ DR2
直到最近出现的$Gaia$数据发布2（DR 2）和深多目标光谱，它一直难以获得6-D相空间信息的大量超过4千秒差距的恒星，特别是对银河系中心，那里的尘埃和拥挤的影响是显着的。在这项研究中，我们结合了从丰度和径向速度银河起源调查（ARGOS）光谱调查的视线速度与自行从$Gaia$ DR 2，以获得一个样本的$\sim$ 7,000红色团簇星的三维速度。我们进行了一个大尺度的恒星运动学研究的银河系（MW）的隆起的速度椭球的特点。我们测量了20个场的径向-纵向速度平面中速度椭球长轴的倾斜$l_{v}$。倾斜或顶点偏差是非轴对称系统的特征，并且显著倾斜是非轴对称或杆存在的稳健指示。我们比较观察到的运动学的N体盒状隆起模型形成的动力学不稳定性的预测。在模型中，$l_{v}$值与凸起主轴和太阳-银河系中心视线之间的角度（$α$）密切相关。我们使用最大似然法获得一个独立的测量$α$，从膨胀恒星运动学。在我们的模型中，$α$最可能的值是$α= (29 \pm 3)^{\circ}$。在Baade窗口中，富金属星显示出比贫金属星（$l_{v} = 10^{\circ}$）更大的顶点偏差（$l_{v} = -40^{\circ}$），但我们在其他区域没有检测到显著的$l_{v}-$金属丰度趋势。
2020-11-27 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: On the necessity of the thick disc
在MW核球中，富含金属的恒星形成了一个坚固的棒，比缺乏金属的恒星更像花生状。最近有人声称，这种行为是由这些人口的初始面内径向速度分散，而不是由他们的初始垂直随机运动。这导致了一个建议，厚盘是没有必要解释的MW凸起的特点。我们重新讨论这个问题，通过分析两个无耗散N-体模拟的盒状/花生（B/P）形的凸起形成的复合恒星盘，由运动学的冷和热的恒星星族，我们得出结论，初始垂直随机运动是重要的，在确定的相对贡献的冷和热盘人口与高度以上的平面，金属丰度和年龄趋势的随机运动。以前的声明强调的主导作用，在确定这些趋势的面内运动没有得到证实。然而，所产生的b/p形凸起的形态和强度存在差异：一个模型，其中光盘人口最初只有不同的面内随机运动，但类似的厚度，结果到一个b/p凸起，其中所有人口具有类似的花生形状，独立于他们的初始运动学，或金属丰度。我们讨论了这些差异背后的原因，也预测了这两个极端的初始条件会留下的签名的垂直年龄和金属丰度梯度的盘星，外的凸起区域。我们的结论是，一个金属穷人，运动学（径向和垂直）热组件，这是一个厚盘，是必要的MW前酒吧形成，支持的情况下跟踪以前的作品。[删节]
2019-01-03 astro-ph.GA
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 astro-ph.GA
