A New Sample of Mid-Infrared Bright, Long-Period Mira Variables from the MACHO Galactic Bulge Fields
利用来自银河系天体观测卫星数据档案的时间序列测光法对银河系隆起方向的中红外明亮天体进行了研究，从而发现了大量的长周期变星。其中，共确定了192个真正的米拉变量，据我们所知，这是第一次在这里报道。再加上我们以前的调查结果，我们从而使米拉变量的数量发现在银河系膨胀领域的一个新的总数为1286颗恒星。给出了所有新的Mira变星的光变曲线、折叠光变曲线和概要数据，并研究了它们在色-色、周期-色和周期-星等空间中的性质。与我们的预期一致，目前的中红外明亮天体样本主要由发光的长周期变星组成。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way without X: An alternative interpretation of the double red clump in the Galactic bulge
在银河系核球的高纬区域出现的两个红团（RC）被解释为一个X形结构起源于棒不稳定性的证据。然而，在这里，我们表明，这种双RC现象更有可能是另一种表现形式的多个人口中观察到的球状星团（GC）中的金属丰富的制度。与Terzan 5一样，在银河系经典球区的氦增强的第二代恒星（G2）被放置在明亮的RC上，比第一代恒星（G1）产生的正常RC亮约0.5等，产生了观测到的双RC。在一个复合的凸起，一个经典的凸起可以与一个四方形的伪凸起共存，我们的模型也可以重现关键的意见，如依赖的双RC功能的金属丰度和银河系的纬度和经度。如果盖亚三角视差距离证实了这一点，这将表明银河系棒没有足够的弯曲来形成凸起中的X形结构，并表明早期类型的星系将同样被超富氦的亚群所占据。
2015-08-24 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
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
Relation between Black Hole Mass and Bulge Luminosity in Hard X-ray selected Type 1 AGNs
利用哈勃空间望远镜获得的35个邻近（$z<0.1$）1型活动星系核（AGN）的$I$波段图像，从70个月Swift-BAT X射线源星表中选取，研究了宿主星系的光度学性质。仔细处理的点扩散函数（PSF）模型和成像分解，我们鲁棒地测量$I$带的亮度和有效半径的凸起在我们的样品。在利用单历元光谱数据估算黑洞质量的基础上，我们给出了活动星系核的黑洞质量与$I$带隆起光度之间的关系（$M_{\rm BH}-M_{I,\rm bul}$关系）。我们发现我们的样本偏离不活跃星系的$M_{\rm BH}-M_{I,\rm bul}$关系0.4 dex，即，在一个给定的球核光度下，我们样本的BH质量系统地小于不活跃星系的BH质量。我们还表明，在$M_{\rm BH}-M_{I,\rm bul}$关系相对于不活跃的星系的零点偏移与爱丁顿比。基于Kormendy关系，我们发现在我们的样本中的椭圆星系和经典的凸起的平均表面亮度与正常星系的亮度相当，揭示了凸起的亮度在我们的样本中没有增强。因此，我们得出结论，$M_{\rm BH}-M_{I,\rm bul}$关系从不活跃星系的偏差可能是因为维里BH质量估计的标度因子依赖于爱丁顿比。
2022-04-15 astro-ph.GA
Finding the Brightest Galactic Bulge Microlensing Events with a Small Aperture Telescope and Image Subtraction
根据Gould和Depoy（1998）的建议，我们研究了使用小孔径（~10 cm）望远镜研究朝向银河系凸起的最亮微透镜事件的可行性。我们使用一台HAT望远镜在2005年获得了88个夜晚的151次曝光，视场为8.4x8.4平方度，中心为（l，b）=（2.85，-5.00）。我们使用图像减影软件减少了数据。我们发现，这样的搜索方法可以有效地有助于监测明亮的微透镜事件，主张。将这种搜索方法与现有的方法进行比较，我们发现这种性质的专用凸起光度测量将以优异的性能和相当低的成本实现显著的利基。我们获得了2005年OGLE档案中列出的7个微透镜事件的匹配。我们发现了其他几个光变曲线，其拟合非常类似于微透镜事件。不出所料，我们的数据中也发现了许多周期变量和杂项变量，我们估计其中约有50%是新发现的。最后，我们简要地提出了小孔径微透镜巡天计划，该计划将昼夜不停地监测银河系的凸起，以提供最高放大率微透镜事件的密集覆盖。
2009-04-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Growth of bulges in disc galaxies since $z\sim1$
我们研究了明亮的盘星系（$M_B<-20$）自$z\sim1$以来，在静止坐标系B和I波段，使用来自GOODS-South的HST ACS和WFC 3的图像（$0.4<z<1.0$）和SDSS（$0.02<z<0.05$）。通过两组分膨胀圆盘分解，并进一步利用Kormendy关系将膨胀分为伪膨胀和经典膨胀，追溯了膨胀的生长历史。在我们的样品中，我们有大约$27\%$伪和$40\%$经典的凸起。在这里探测的所有红移中，在两个静止带中，经典凸起都比赝凸起亮;事实上，从$z\sim0.77$开始，经典凸起比赝凸起亮大约$\sim1$等。这两个凸起都见证了实质性的增长，自$z\sim1$以来，它们现在的恒星质量已经增加了一半以上。它们的主盘同时增长，在静止帧I波段逐渐变亮。在静止标架B带中，赝和经典凸起的高红移主盘具有相同的聚集性。在同一个波段，我们发现经典凸起的增长伴随着其宿主圆盘的消退-这可能是长期过程的一个迹象。然而，无论是主盘还是凸起都在恒星质量方面大幅增长。我们的分析表明，单独的团块迁移和长期过程不能解释隆起生长，因为$z\sim1$，吸积和小合并将是必需的。
2017-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
OGLE-III Detection of the Anomalous Galactic Bulge Red Giant Branch Bump: Evidence of Enhanced Helium Enrichment
我们测量了银河系凸起的红巨星分支凸起（RGBB），这是有史以来探测到的最富含金属的RGBB。RGBB光度函数在预期亮度处达到峰值，但其数密度相对于银河系球状星团校准值非常低，这意味着银河系球丘具有更高的氦富集参数ΔY/ΔZ $\ge$ 4.0（Y = 0.35），而不是标准的2.0（Y=0.27）。RGBB比I中的红团（RC）暗（0.71 +/- 0.02）等，朝向OGLE-III银河系球核光度巡天拍摄的致密恒星区（|l| $\le$ 4，2 <~ |b| $\le$ 4）。RGBB星的数密度是RC星的（12.7 ± 2.0）%。RGBB的亮度色散明显低于RC，这一结果很难解释，因为已知RGBB的光度随金属丰度显著变化。朝向有两个RC的银河系隆起的视线有两个彼此具有相似性质的RGBB，如果银河系的隆起是X形的，这是预期的结果。我们还发现了银河系隆起渐近巨分支凸点的初步证据，其亮度比I中的RC亮约1.1等，数密度约为RC的1.5%。考虑到RGBB对RC的最佳拟合参数的影响很小，使其最佳拟合峰值亮度偏移，并使其亮度色散分别降低约0.015 mag。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) V. Cleaning the foreground populations from Galactic bulge colour-magnitude diagrams using Gaia EDR3
布兰科DECam膨胀巡天（BDBS）已经拍摄了超过200平方度的南银河系膨胀，为$\sim 250$百万颗独特的恒星提供了丑陋的滤光片。存在着一个强大的前景盘人口，以及复杂的红化和极端的图像拥挤，使得它很难限制存在的年轻和中等年龄的恒星在隆起人口。我们采用了BDBS与盖亚任务最新数据发布（EDR3）的精确交叉匹配，将超过1.4亿个源与BDBS测光和盖亚EDR3测光和天体测量相匹配。我们依靠盖亚EDR3天体测量，没有任何光度选择，以产生干净的BDBS膨胀色星等图（CMD）。盖亚星系的视差被用来过滤明亮的前景源，而适合银河系自行的高斯混合模型可以识别出运动学上与凸起成员一致的恒星。我们将这种方法应用于127个不同的凸起领域的$1$度$^2$，与$|\ell| \leq 9.5^\circ$和$-9.5^\circ \leq b \leq -2.5^\circ$。天体测量的清理程序会移除每个区域的大部分蓝色恒星，特别是在银道面附近，那里蓝色恒星与红色恒星的比率为$\lesssim 10\%$，在较高的银道纬度上会增加到$\sim 20\%$。我们排除了普遍存在的年龄小于2 Gyr的恒星。根据他们测量的天体测量学，绝大多数比岔道亮的蓝色恒星属于前景星群。我们介绍了所观察到的红巨星分支凸块和红色团块之间的距离作为一个简单的年龄代理在该领域的优势人口，我们确认了一个占主导地位的老凸起的图片。还…
2022-06-26 astro-ph.GA
The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III
红色团块被发现沿着朝向银河系隆起的几条视线分裂成两个部分。这种分裂被检测到具有朝向区域（-3.5<l<l，b<-5）和（l，b）=（0，+5.2）的高显著性，即，沿凸出部短轴且偏离平面至少5度。较暗的（以下称为“主”）分量是更紧密地遵循膨胀红团的距离-经度关系的分量。主要分量比次要分量暗约0.5等，总体数量大致相等。对于距离平面较远的视线，亮度的差异会增加，并且在次要分量中发现的恒星比在主要分量中发现的恒星更多。这两个分量具有非常接近相等的（V-I）颜色。
2010-07-28 astro-ph.GA
Disclosing Submillimeter Galaxy Formation: Mergers or Secular Evolution?
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Science（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
本研究通过分析SMGs的形态特征，发现恒定演化在星系核球形成中占据主导地位，挑战了传统合并与恒定演化的二元对立观点。
2025-12-08 astro-ph.GA
Reddening and Extinction Toward the Galactic Bulge from OGLE-III: The Inner Milky Way's Rv ~ 2.5 Extinction Curve
我们将OGLE-III的VI测光与E（J- K_{s}）的VVV和2 MASS测量相结合，以解决长期存在的对银河系凸起的非标准光学消光问题。我们证明了消光系数与A_{I} = 0.7465*E（V-I）+ 1.3700*E（J- K_{s}）的关系很好地拟合，或者等价地，A_{I} = 1.217*E（V-I）（1+1.126*（E（J- K_{s}）/E（V-I）-0.3433））。朝向内星系的光学和近红外红化规律近似遵循R_{V} \approx 2.5消光曲线，色散σ_{ R_{V} } \approx 0.2，与对Ia型SNe宿主的河外调查一致。微分红化被证明是显着的尺度小到我们的平均字段大小为6 '，与1σ分散的红化平均9%的总红化我们的领域。推导出银河系核球红团的内禀光度参数为（M_{I,RC}，σ_{I，RC，0}，（V-I）_{RC，0}，σ_{（V-I）_{RC}}，（J- K_{s}）_{RC，0}）=（-0.12，0.09，1.06，0.121，0.66）。我们的RC亮度，亮度色散和数量计数的测量使我们能够估计几个银河系隆起的结构参数。我们估计到银河系中心的距离为8.20千秒差距，解决了以前根据I波段观测到的距离测定的差异。我们测量了倾斜α \approx 40°的上限。在棒的长轴和太阳-银河系中心视线之间，虽然我们的亮度峰值与α \approx 25°取向的…
2013-03-14 astro-ph.GA
Red Giant Branch Bump Brightness and Number Counts in 72 Galactic Globular Clusters Observed with the Hubble Space Telescope
我们提出了最广泛和最精确的红巨星分支凸块（RGBB）的亮度和数量计数进行了实证调查。我们实现了一种新的方法，并使用来自两个\textit{Hubble Space Telescope (HST)}球状星团（GC）调查的数据来测量72个GC中RGBB的亮度和恒星计数。亮度测量精度优于0.01 mag，计数精度达到10%。在适当的情况下，主序星关闭（MSTO）的位置和水平分支（HB）星的数量被用作比较。几个独立的科学结论是新的可能与我们的参数化的RGBB。亮度和计数被证明有第二个参数，除了他们的强烈依赖于金属丰度。在GC NGC 2808、5286、6388和6441中发现RGBB异常，可能是由于存在多个种群。最后，我们使用我们的经验校准来预测的性质的星系核球RGBB，如果类似的恒星物理的核球和银河系GC系统的假设成立。的RGBB性质的凸起被证明是不同的银河系GC系统，与前者具有较低的数量计数，较低的亮度色散和更明亮的峰值亮度比预期从后者。这种差异很好地解释了银河系隆起有一个更高的氦丰度比预期的GC，$Δ$ Y $\sim +$ 0.06的金属丰度中位数。
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure of our Galactic Bulge from CN Measurements
双红色团块（DRC）现在被认为是所谓的X形银河棒结构的强有力的观测证据。最近，Lee等人报道了DRC之间的细微平均\ds \差异，并提出了一种可以在球状星团中看到的二分法图像：暗淡的红色团块是第一代，而明亮的红色团块对应于第二代（SG）。他们认为，两个DRC之间的星等差异是由于不同的恒星星族，而不是由于DRC之间的几何差异。我们的重新分析表明，他们的数据似乎并不支持在我们的银河系隆起的多人口诱导的DRC的想法。我们进行充分的经验蒙特卡罗模拟，发现\ds \分布的形状是最严格的证据追求。我们的结果强烈地表明，CN向银河系核球的分布与X形核球的分布是定性一致的，SG的一小部分约为2 - 3%。
2019-04-19 astro-ph.GA
Chemically-dissected rotation curves of the Galactic Bulge from Main Sequence proper motions
我们报告的结果，从一个探索性的研究实施一个新的探测器的星系演化使用档案哈勃太空望远镜成像观测。精确的自行与光度相对金属丰度和温度指数相结合，分别为贫金属和富金属的主序列样品产生银河系隆起的自行旋转曲线。这提供了一个“双光束”的补充，以大规模的宽领域的调查，其中迄今已集中在更传统的明亮的巨人分支示踪剂。我们发现强有力的证据表明，从“富金属”和“贫金属”样品中绘制的银河系球旋转曲线确实是不一致的。“富金属”样品显示出更大的旋转幅度和相对于视线距离的更陡的梯度，可能是沿着视线的更强的中心浓度。这可能是一个新的探测到不同的轨道各向异性之间的金属丰富和金属贫乏的凸起物体。我们还调查了选择的影响，这将是隐含的纵向自行切割经常用来隔离一个“纯凸起”的样品。对合成恒星星族的广泛研究表明，仪器和观测的人为因素不太可能解释观测到的自转曲线差异。因此，适当的运动为基础的旋转曲线可以用来探测主序列示踪星，这是数量级更多的银河系隆起比明亮的巨人分支示踪剂的化学动力学相关。我们简要讨论了使用这种新工具来约束详细的银河系形成和演化模型的前景。
2018-04-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
The OGLE Collection of Variable Stars: Over 18 000 Rotating Variables toward the Galactic Bulge
本文基于OGLE项目测光数据库，识别出朝向银河系核球的18,443颗自转变星，提供其长期时序测光数据及基本观测参数，为研究恒星磁活动与活动周期提供独特数据集。
2024-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting bulge to total luminosity ratio of galaxies using deep learning
我们提出了一个深度学习模型，仅使用附近星系的多波段JPEG图像来预测其r波段膨胀与总光比（B/T）。我们的卷积神经网络（CNN）为基础的回归模型训练的大样本的星系与可靠的分解成凸起和磁盘组件。现有的方法来估计B/T使用星系光剖面建模，以找到最佳的拟合。这种方法在计算上是昂贵的，对于大的星系样本来说是禁止的，并且需要大量的人为干预。机器学习模型有可能克服这些缺点。在我们的CNN模型中，对于20000个星系的测试集，85.7%的预测B/T值的绝对误差（AE）小于0.1。如果在测试时，我们只考虑没有明亮邻居的较亮星系（r波段视星等< 17），我们会看到进一步的改善，达到87.5%。我们的模型在不到一分钟的时间内估计了20000个测试星系的B/T。这与传统的拟合流水线相比，在推理时间上有了显著的改进，传统的拟合流水线每分钟管理大约2-3个估计。因此，所提出的机器学习方法可能会节省大量的时间，精力和计算资源，同时可靠地预测B/T，特别是在下一代天空调查的时代，例如空间和时间的传统调查（LSST）和欧几里得天空调查，这将产生非常大的星系样本。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
The X-Shaped Milky Way Bulge in OGLE-III Photometry and in N-Body Models
我们在OGLE-III光度学中模拟了银河系凸起的分裂红团，并将结果与两个N体模型的预测进行了比较。我们的分析产生了两个红色团块亮度的精确地图，在更遥远的峰值中的恒星比例，以及它们的组合表面密度。我们比较观察到的预测，以前在文献中使用的两个N体模型。只要假设银河棒的主轴和银河中心的视线之间有一个角度$α_{\rm{Bar}} \approx 30^{\circ}$，两个模型都能正确地预测几个特征。特别是在微弱的红色团块中的恒星比例应该随着经度的增加而减少。模型和数据之间最大的差异是红团星的表面密度向负向的下降速度，以及两个红团星之间的亮度差向正向的下降速度，两者的差异幅度都不超过$\sim$ 25%。我们的红巨星光度函数的分析也产生了红巨星分支碰撞参数的估计对这些高纬度领域，和证据的高比率（$\sim$ 25%）的磁盘污染的凸起的颜色和大小的红团，磁盘污染率增加对视线进一步远离飞机。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Difference image photometry with bright variable backgrounds
在过去的二十年里，仙女座星系（M31）一直是一个试验台，旨在在高度拥挤的领域内获得精确的时域相对测光方法。差分成像方法，最初是针对M31的，已经发展成为复杂的方法，例如Alard & Lupton（1998）的最佳图像减法（OIS）方法，今天最广泛地用于调查我们银河系中的变星，瞬变和微透镜事件。我们表明，现代的差异图像（DIA）算法，如OIS，虽然非常成功的对银河系凸起，可能会表现不好对高表面亮度的目标，如M31凸起。在存在向图像添加虚假通量贡献的常见系统学的情况下，可能会出现差的结果，例如内部反射、散射光或边缘。使用的数据从埃项目微透镜调查的M31隆起，我们表明，通常可以获得非常好的结果，首先进行仔细的光度校准之前，使用OIS进行点扩散函数（PSF）匹配。这种背景匹配和PSF匹配的分离是早期M31测光技术的一个共同特征，使我们能够充分利用OIS提供的强大PSF匹配灵活性，以实现高表面亮度目标。我们发现，这种方式产生的差异图像的噪声分布接近高斯，单独使用OIS实现的结果显着改善。我们表明，通过这种校正，变星的光变曲线和瞬变可以恢复到M31核的~10角秒内。我们的方法是简单的实现，是足够快的实时DIA管道内纳入。（节录）
2010-07-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
