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
8 in 10 Stars in the Milky Way Bulge Experience Stellar Encounters Within 1000 AU in a Gigayear
银河系凸起是一个动荡的密集空间区域，挤满了恒星，它们之间的距离远小于太阳附近的恒星。在这种环境中，近距离恒星相遇的频率和接近程度的量化决定了物质的交换，行星轨道的破坏以及消毒能量事件的威胁。我们目前估计遇到率的恒星在银河系的隆起发现使用数值和分析方法相结合。通过对具有不同轨道能量和角动量的膨胀恒星的轨道进行积分，以找到它们随时间的位置，我们能够估计出恒星应该经历多少次近距离的恒星相遇，作为轨道形状的函数。我们确定，大约80%的膨胀恒星在1000 AU内遇到，一半的膨胀恒星将有超过35次这样的遭遇，都超过了10亿年。我们的工作对银河系凸起中行星的长期生存能力有着有趣的影响。
2020-04-30 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 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
Simulating the Milky Way bar and bulge with an initially Sérsic disc
本研究通过含 Sérsic 恒星盘与气体盘的孤立星系模拟，验证银河系棒早期形成并增厚为 BP 核球的假说。
2025-07-28 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
The Milky Way Bulge
该综述从观测角度总结银河系中心约2 kpc内核球的三维结构、年龄、运动学与化学性质，并梳理相关历史、争议及局限。
2024-12-02 astro-ph.GA
Age-morphology dependence of the Milky Way boxy/peanut bulge seen in Mira variables
分析了银河系中央区域Mira变星的分布。我们发现，随着增加的周期，即减少年龄，米拉转向负的银河系天体$\ell$。与棒星系的宇宙学变焦模拟相比，我们发现这种随年龄的变化可以用方形花生/凸起的年龄形态依赖性来解释。由于投影效应和银河系天体范围的限制，$\ell>0$的近峰在年轻的人群中被截断，而$\ell<0$的远峰在观测到的分布中占主导地位。
2022-06-09 astro-ph.GA
The Globular Cluster Origin of the Milky Way Outer Bulge: Evidence from Sodium Bimodality
最近对银河系球核色星等图中的双红团的研究使人们对外球核的结构和形成起源产生了严重的怀疑。与以前基于X形凸起的解释不同，恒星演化模型和CN波段观测表明，这一特征是在球状星团（GC）中观察到的多恒星星族现象的另一种表现。这种新的情况需要一个显着的比例外球星的化学模式独特的GC观察。在这里，我们从均匀的高质量的光谱数据表明，红巨星分支恒星的外凸（> 5.5度，从银河系中心）明显分为两组，根据钠丰度在[Na/Fe] - [Fe/H]平面。富Na星的Al含量也有所增加，而O和Mg的含量在两个Na族之间没有差别。两组之间的人口比例和Na和Al的差异也与在富含金属的GC中观察到的相似。对这些化学模式和特征的唯一合理解释似乎是，外部凸起主要是由银河系早期历史中被破坏的原始GC组装而成的。
2019-05-21 astro-ph.GA
Young stars in an old bulge: a natural outcome of internal evolution in the Milky Way
我们的盘状星系的中心，银河系，是由一个四方形/花生形的凸起。许多基于恒星光度学的研究都得出结论，核球恒星是唯一的老恒星。人们认为凸起中缺乏年轻恒星，这强烈限制了其可能的形成情景，提供了证据表明凸起是一个独特的种群，形成得很早，并且与盘分开。然而，最近使用微透镜技术对个别核球恒星的研究报告说，它们跨越了一个年龄范围，强调核球可能不是一个整体结构。在这封信中，我们证明了主要位于平面附近的年轻恒星的存在，预计通过动力学不稳定性从磁盘形成的凸起。使用一个N体+SPH模拟的磁盘星系形成的气体冷却内的暗物质晕和形成恒星，我们发现我们的模型和年轻的金属丰富的恒星在隆起的观测之间的定性协议。我们还能够部分解决文献中的明显矛盾，即认为纯粹是老年人口膨胀的结果与显示人口由年龄范围组成的结果之间的矛盾;关键是看哪里。
2014-01-02 astro-ph.GA
Comments on the paper `Unifying Boxy Bulge and Planar Long Bar in the Milky Way' by Martinez-Valpuesta & Gerhard [arXiv:1105.0928]
我们对Martinez-Valpuesta和Gerhard最近的论文（arXiv：1105.0928，2011）进行了评论，他们提出了一种替代我们银河系内部4 kpc的凸起+长棒假设的方法，即具有扭曲主轴的单一箱式凸起结构。原则上，我们认为这一建议是可以接受的;事实上，从纯粹的形态学观点来看，这更多的是一个语义学问题，而不是科学问题，可能我们所有人都在谈论同一件事。然而，我们认为这个新提议的“单一扭曲的凸起/棒”场景的特定特征使得某些观测事实无法解释，而错位凸起+长棒的模型成功地解释了它们。
2011-06-01 astro-ph.GA
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) II. The role of mergers in shaping the Milky Way analogues in TNG50
Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺西亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）
研究无核盘银河系的形成和演化，通过Mordor的运动学分解确定B/D<0.08的无核盘银河系，发现74%的无核盘银河系经历至少一次重大合并，揭示了无核盘和有核盘银河系在形成时间、质量、角动量等方面的不同特征。
2026-05-18 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
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
Stellar density profile and mass of the Milky Way Bulge from VVV data
我们提出的第一个恒星密度分布的银河系隆起达到纬度$b=0^\circ$。它是通过计算VVV巡天数据中VISTA变星的PSF光度学拟合色星等图中的红团星而得到的。新的恒星密度图以前所未有的精度覆盖了$|l|\leq 10^\circ$和$|b|\leq 4.5^\circ$之间的区域，从而可以在长颈鹿内鼓光谱巡天（GIBS）的恒星运动学和恒星质量密度分布之间建立直接联系。特别是，从GIBS中心的速度分散峰值的位置匹配的VVV星计数图中的高密度。通过将由所有VVV场得到的总光度函数（LF）缩放到Zoccali等人的LF。（2003），我们获得了第一个完全经验估计的质量在恒星和残余的银河系隆起。银河系核球内的恒星质量（$|b|<9.5^\circ$，$|l|<10^\circ$）是$2.0\pm0.3\times 10^{10}M_{\odot}$。
2015-10-26 astro-ph.GA
Assembling the Milky Way bulge from globular clusters: Evidence from the double red clump
在银河系核球的色星等图中观察到的两个红色团块（RC）被广泛接受为起源于棒不稳定性的X形结构的证据。然而，基于在球状星团（GCs）中观察到的氦增强的多恒星星族现象，提出了一种截然不同的解释。由于这两种情况意味着非常不同的图片形成的核球和椭圆星系，了解双RC的起源是至关重要的。在这里，我们报告了我们的发现，在两个RC中的恒星在CN带强度上显示出显着的差异（> 5.3 σ），与X形隆起场景中的预期形成鲜明对比。CN丰度和两个RC之间的人口比例的差异与第一代和第二代恒星之间的GC中观察到的差异相当。由于CN-强的恒星跟踪人口与增强的N，Na，和He丰度起源于GC，这是直接的证据，双RC是由于多人口现象，并在银河系的突出的恒星人口的组装从破坏的原GC。我们的研究结果还要求对银河系凸起的3D结构进行重大修订，因为目前的观点是基于以前对双RC现象的解释。
2018-06-29 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
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
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
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
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
Common Origin of Two RR Lyrae Populations and the Double Red Clump in the Milky Way Bulge
最近对银河系核球的观测发现了两个在周期-振幅图上的天琴座RR型星序列，两个星群之间的最大周期偏移为Δlog P = 0.015。在这里，我们从我们的合成水平分支模型中表明，这种周期偏移很可能是由于第一代和第二代恒星（G1和G2）之间氦丰度的微小差异（ΔY = 0.012），就像我们的模型中具有相似金属丰度（[Fe/H] = -1.1）的内晕球状星团的情况一样。我们进一步表明，当这些模型扩展到太阳金属丰度满足G2的ΔY/ΔZ = 6时，在凸起中观察到的双红团（RC）会自然再现，正如化学演化模型所预期的那样。因此，两个群体的RR天琴座恒星和双RC观察到的隆起似乎是不同的表现，同样的多人口现象，在贫金属和富金属制度分别。
2016-11-03 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution of the Milky Way Bulge
银河系的星系核球由金属丰度范围很广的恒星组成，-3.0 < [Fe/H] < 1 dex。金属丰度分布函数的平均值（α）随着距平面的高度z而减小，随着星系半径而减小。内星系中最富金属的恒星集中在平面上，而更多的贫金属恒星主要位于离平面较远的地方，平均垂直梯度约为-0.45 dex/kpc。这种垂直梯度被认为反映了银河系最内部区域不同人口的高度变化。核球中富含金属的恒星是四四方方/花生状结构的一部分，它们的轨道描绘出了X形的轮廓。对于核球区贫金属星（[Fe/H] < -0.5）的起源至今仍缺乏共识。一些研究将球核中贫金属星的存在归因于内部区域的厚盘和恒星晕，而另一些研究则认为贫金属星是一个独特的“老球状体”球核。了解构成银河系凸起的星系团的族群的起源，以及确定是否存在一个独立于盘和晕形成的独特的凸起族群，对于确定银河系形成和演化的相关过程具有重要意义。
2015-11-23 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 astro-ph.GA
Milky Way demographics with the VVV Survey III. Evidence for a Great Dark Lane in the 157 Million Star Bulge Color-Magnitude Diagram
新一代的红外巡天观测揭示并量化了银河系的特征，为我们自己的银河系提供了改进的3D解释。我们提出了一个分析的全球分布的尘埃云在隆起使用近红外测光的1.57亿颗恒星的VVV调查。我们研究了银河系球核的色星等图，它显示了一个红巨星团的核心氦燃烧星，它被分成两个颜色分量，平均色差（Z-Ks）=0.55等，相当于A_V=2.0等。我们的结论是，有一个光学厚的尘埃带在中间纬度的平面上方和下方，运行从l=-10度到l=+10度的几个平方度。我们称之为“大黑暗巷”。虽然它的确切距离不确定，但它位于凸起的前面。银河系隆起内存在大规模大暗带的证据非常重要，这有助于限制银河系隆起的模型，并将我们的银河系与外部的棒星系进行比较，这些特征在外部的棒星系中非常突出。我们讨论了其他两个潜在的影响存在的大暗巷的微透镜和膨胀恒星星族的研究。
2014-09-19 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
Unifying boxy bulge and planar long bar in the Milky Way
人们知道银河系是一个棒盘星系已经有一段时间了。最近的几项研究从恒星计数的观测中推断，银河系必须包含一个独立的、新的、扁平的长棒组成部分，相对于棒状隆起扭曲。在这里，我们使用一个模拟与四方形凸起和酒吧，建议这些意见可以复制一个单一的结构。在这个模拟中，恒星棒从圆盘中演化出来，而四方形的凸起则通过长期演化和屈曲不稳定性起源于它。我们计算这个模型在不同的纬度和纬度的星数分布，以类似的方式，观察者已经解决了星数。对于合适的快照，即使模拟具有单个方形凸起和条形结构，也可以在模拟和观察之间实现良好的一致性。在该模型中，长杆签名的一部分是由于星数的体积效应，另一部分是由于选择了一个快照，其中方形凸起和杆的平面部分通过与相邻的螺旋臂头的相互作用而形成了前端。我们还提供了预测，从这个模型的视线速度分布在与长酒吧签名，与即将到来的调查比较，在eclides。
2011-05-04 astro-ph.GA
The First Detection of Blue Straggler Stars in the Milky Way Bulge
本文报道了在银河系核球区首次探测到的蓝离散星。沿着一条视线进行广泛的天基观测的自行使我们能够分离出一个足够干净和特征良好的凸起样本，我们能够在颜色-星等图的区域中检测到一小群凸起物体，这些物体通常被年轻物体和蓝色straggler占据。然而，这些物体的可变性测量清楚地表明，它们中的一小部分是蓝离散星。在色星等图这个区域发现的42个天体中，我们估计至少有18个是真正的BSS。我们规范化的BSS人口我们的水平分支恒星的数量估计在隆起，以比较其他恒星系统的隆起。BSS分数明显不同于在星团中发现的。矮椭球体的蓝离散星数量仍然是一个有争议的问题;一些作者声称归一化的蓝离散星分数和积分光之间存在着一种近似关系。如果这一趋势是真实的，那么凸起可能会将其质量扩大三个数量级。相反，我们发现，在最保守的情况下，在隆起的真正年轻（~5Gy或更年轻）的人口，必须是最多3.4%的BSS人口。
2011-05-20 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
Stars behind bars I: The Milky Way's central stellar populations
我们第一次表明，一个完整的宇宙流体动力学模拟可以再现银河系最内层区域的关键属性。我们的高分辨率模拟与银河系四方形/花生形凸起的轮廓和运动学相匹配，因此我们可以用它来重建和理解凸起组件。特别是，模拟隆起的X形形态的年龄依赖平行于观察到的金属丰度依赖分裂的内星系的红团星。我们使用这个功能来获得一个观测指标，使我们能够量化何时从磁盘形成的凸起。我们提出的度量标准可以与即将到来的调查数据，以限制银河系酒吧的年龄。从恒星计数的分裂中，我们估计模拟中4~kpc尺度条的形成发生在$t^{\rm bar}_{\rm form}\sim8^{+2}_{-2}$ Gyr之前，与模拟中测量条形成的传统方法非常一致。我们测试的前景，观测区分的恒星属于凸起/酒吧相比，周围的磁盘，并发现，内盘和凸起实际上是无法区分的化学和年龄。
2018-05-29 astro-ph.GA
Mapping a stellar disk into a boxy bulge: The outside-in part of the Milky Way bulge formation
通过理想化的，无耗散的N体模拟，遵循的恒星酒吧的形成和随后的屈曲，我们研究了方形/花生状的凸起的特性，并比较它们与银河系凸起的恒星星族的属性。我们的模拟的主要结果，适用于一般家庭的方形/花生形的凸起，是如下：（i）由于空间重新分布的磁盘开始在时代的酒吧形成，恒星从最里面的区域到外部的恒星酒吧的林德布拉德共振映射到一个方形的凸起;（ii）恒星的贡献，局部凸起密度取决于他们的出生半径：出生在最里面的恒星倾向于在盒子状凸起的最里面的区域占主导地位，而起源于更接近OLR的恒星则优先出现在盒子状/花生状结构的外部区域;（iii）恒星的诞生半径在球核运动学中有印记，在球核中结束的恒星的诞生半径越大，它们的旋转支撑越大，它们的视线速度分散度就越高（但请注意，这最后的趋势取决于酒吧的视角）;（iv）经典的膨胀率越高，离星系中面垂直距离越远的恒星的贡献就越大。根据它们的化学和运动学特征，我们的建模结果表明，ARGOS调查定义的种群A，B和C可以分别与内部薄盘，年轻厚盘和老厚盘相关联，遵循Haywood等人最近建议的太阳附近恒星命名法。
2014-04-16 astro-ph.GA
Theoretical Models of the Galactic Bulge
来自COBE卫星的近红外图像提供了第一个明确的证据，表明我们的银河系包含一个四方形的凸起。近年来，银河系隆起的形成和演化经历了一个逐渐的范式转变。人们普遍认为，凸起是在星系合并的动力学暴力中形成的。然而，越来越清楚的是，银河系隆起的主体并不是由以前的大合并形成的经典隆起，而是一个从端部看起来有点像的棒。银河系棒可以从一个前体盘自然形成，并通过内部的消防管/屈曲不稳定性垂直弯曲，从而产生四方形的外观。这张照片得到了许多证据的支持，包括不对称的椭圆形，强烈的圆柱形旋转（即，无论盘平面以上的高度如何，几乎恒定的旋转），在凸起中存在有趣的X形结构，也许还有金属丰度梯度。我们回顾了主要的理论模型和技术，以了解银河系隆起。尽管在最近的理论尝试的进展，一个完整的隆起形成模型，解释完整的运动学和金属丰度分布仍然没有完全理解。即将进行的大型调查预计将揭示银河系隆起的形成历史。
2015-04-20 astro-ph.GA
Composite Stellar Populations and Element by Element Abundances in the Milky Way Bulge and Elliptical Galaxies
本文探讨了银河系（MW）隆起的集成光特性，以及在何种程度上，他们在本地宇宙中的椭圆星系匹配。我们模拟复合恒星星族与现实的丰度分布函数（ADF），跟踪的趋势，个别元素的整体重元素丰度的函数，实际上观察到的MW球星。由此产生的预测吸收功能的强度从MW凸起模拟椭圆星系比太阳附近的恒星做，但MW凸起不匹配椭圆星系，无论是。比较球星系和椭圆星系，Fe、Ti和Mg的趋势大致相同，但C、Na和Ca似乎不可调和地不同。探索丰度复合性的行为导致了“红贫”的概念，其中较窄的ADF比宽ADF显得更富含金属，以及“红扩散”，其中宽ADF和窄ADF之间的光谱差异随着ADF峰值移动到更富含金属的值而增加。利用单颗恒星星族模型对复合恒星星族的丰度、丰度分布和年龄进行了系统性恢复试验。化学丰度模式得到充分恢复，虽然发现了一些小的系统性影响。研究了测量老恒星星族ADF宽度的前景，使用紫外到红外测光法似乎很明亮。
2014-09-08 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
Detection of a Distinct Pseudobulge Hidden Inside the "Box-Shaped Bulge" of NGC 4565
N-body模拟表明，边缘靠近的星系的“盒形凸起”根本不是凸起：它们是侧面看去的条形。我们在像NGC 4565这样的边缘靠近的Sb星系中很容易看到的两个组成部分是盘和条形，但正面靠近的SBB星系总是显示盘、条形和（伪）凸起。NGC 4565中的（伪）凸起在哪里？我们使用档案哈勃太空望远镜K波段和斯皮策太空望远镜3.6微米图像穿透尘埃在NGC 4565。我们发现了一个高表面亮度，中央恒星组成部分，不同于四方形酒吧和星系的磁盘。它的短轴轮廓的Sersic指数为1.33+/-0.12，因此它是一个假隆起。在星系的任何组成部分中，伪球的尺度高度最小（约90 pc），而方形棒和薄盘的尺度高度为740 pc。盘状的伪凸起也比方形的棒小得多，所以星系的真实（伪）凸起与总光度之比以前认为的要小得多。我们推断，具有盒形凸起的边缘星系的伪凸起与总光度比通常被高估。因此，更多的星系比我们所认识的包含很少或根本没有证据的合并建立的经典隆起。这挑战了我们的星系形成的层次聚类图，因为很难在不产生大的经典凸起的情况下生长大的星系。解决了NGC 4565中“缺失的伪凸起”之谜，进一步增加了我们将盒形凸起正确理解为边缘棒的信心。这支持了我们对孤立星系中长期演化形成的伪凸起（包括边缘上的酒吧和盘状中心组件）的发展。
2009-01-30 astro-ph.GA
What the Milky Way bulge reveals about the initial metallicity gradients in the disc
我们研究的金属丰度的趋势在银河系（MW）隆起-使用APOGEE DR 13数据-并探讨其起源，通过比较两个N-体模型孤立星系开发一个酒吧和一个四四方方/花生（B/P）隆起。这两个模型已被提出的情况下，调和盘起源的MW凸起与负垂直金属丰度梯度。第一个模型是具有不同尺度高度、运动学和金属丰度的同空间（即重叠）盘种群的叠加。在这个模型中，厚的，金属贫乏的，集中的光盘人口作出显着贡献的恒星质量预算在内部星系。第二个模型是一个单一的磁盘与初始陡峭的径向金属丰度梯度，这是映射到B/P凸起的酒吧在这样一种方式，即垂直金属丰度梯度的MW凸起被复制-已经在以前的作品中所示的文献。然而，正如我们在这里所展示的，后一种模型并没有再现内盘的正纵向金属丰度梯度，也没有再现数据中所看到的隆起的金属贫乏的最内部区域。另一方面，具有共空间薄和厚圆盘种群的模型再现了所有上述趋势。因此，我们看到，它是可能的调和（主要）光盘起源的MW凸起与所观察到的趋势，金属丰度通过映射到一个b/p的内部薄和厚光盘的MW。对于这种情况下重现的意见，$α$增强，金属贫，厚光盘人口必须有一个显着的质量贡献的内部区域-已建议为银河系。
2017-10-31 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
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
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 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
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
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
Extinction Maps towards the Milky Way Bulge: 2D and 3D Tests with APOGEE
银河系星际消光图是分析银河系结构和恒星星族分布的重要工具，特别是在严重发红的凸起和中平面。然而，由于很难获得大量独立于这些地图的恒星的可靠消光测量和距离，因此对其准确性和系统学的测试受到了限制。我们的目标是评估各种光度恒星灭绝的估计，包括2D和3D灭绝图，使用独立的消光措施的基础上对银河系凸起的恒星的大型光谱样本。我们采用恒星大气参数来自高分辨率的$H$带远地点光谱，结合理论恒星等时线，计算视线消光和距离的样本超过2400个巨人对银河系隆起。我们将这些消光值与单个近红外和近+中红外恒星颜色，2D凸起消光图和3D消光图预测的值进行比较。长基线，近+中红外恒星的颜色，平均而言，最准确的预测APOGEE灭绝的估计，和2D和3D灭绝地图来自不同的恒星星族沿不同的视线显示不同程度的可靠性。我们给出了所有比较的结果，并讨论了观察到的差异的原因。我们还演示了如何采用特定的恒星大气模型可以对这种类型的分析产生强烈的影响，并讨论相关的警告。
2014-05-09 astro-ph.GA
Stellar Populations in a semi-analytic model I: bulges of Milky Way-like galaxies
我们研究银河系类（MW类）星系的隆起的恒星星族，目的是确定在我们的银河系的隆起的形成所涉及的物理过程。我们采用半解析的星系形成和演化模型SAG，这类模型可以追踪星系及其组成部分的性质，如恒星盘，隆起和晕，但分辨率限制，使他们无法达到恒星星族（SP）的规模。在单个恒星形成事件中形成的恒星群的属性被存储在模型中并进行跟踪，结果与星系核球中恒星的观测结果进行了比较。类MW星系是使用两种不同的标准选择的。其中之一考虑了固有的光度量性质，第二个重点关注本星系群（LG）的宇宙学背景。我们比较我们的模型结果与光谱和光度恒星金属丰度分布。我们发现，在我们的模型中，MW型星系的星系核球中有87%的恒星是在星盘不稳定事件中吸积形成的。合并贡献了13%的质量预算的凸起，并负责低金属丰度尾部的分布。测量了模型星系SP中α元素相对于铁的畸变比[α/Fe]。在模型中发现的具有不同起源的SP的模式有助于解释在观测到的恒星中沿着核球短轴的[α/Fe]比梯度的缺乏。
2017-09-13 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: Dissecting the chemo-morphological relations using N-body simulations and APOGEE
关于银河系（MW）核球中贫金属恒星星族的起源有一个长期的争论，两种主要的假设是这些恒星族要么是i）经典贫金属椭球体的一部分，要么是ii）与太阳附近化学定义的厚盘相同的恒星族。在这里，我们测试后一种情况下是否可以重现所观察到的MW凸起的化学性质。要做到这一点，我们比较了一个复合（薄+厚）恒星盘的N体模拟-它长期演变形成一个酒吧和一个方形/花生（b/p）凸起-从APOGEE DR 13的数据。这个模型中厚盘是大质量的，并且集中在中心，可以再现核球中富金属和贫金属恒星星族的形态，以及从APOGEE数据获得的平均金属丰度和[ $α$ /Fe]图。它还再现了隆凸金属丰度分布函数（BMT）在经度和纬度上的趋势。此外，我们表明，该模型预测小，但可测量的方位角金属丰度的变化，由于在酒吧的薄，厚光盘的差分映射在内部光盘。因此，我们看到，MW核球中恒星星族的化学形态关系，可以通过将内部MW的薄盘和厚盘映射到b/p中而自然地再现。
2018-05-08 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 3: Milky Way Disc and Bulge Low-Resolution Survey (4MIDABLE-LR)
银河系的形成和演化机制被编码在其恒星的轨道，化学和年龄中。通过4 MOST MILKY WAY Disk And BuLgE低分辨率巡天（4 MIDABLE-LR），我们的目标是研究银河系盘和凸起区域的运动学和化学子结构，其样本的大小前所未有，比单独使用盖亚或任何其他正在进行或计划中的巡天更大的距离和更高的精度。盖亚为我们提供了几乎完全基于视差和星等范围进行目标选择的独特机会，从而提高了利用定义明确和有效的选择函数对更大的银河系体积进行采样的效率。我们的主要目标是提供一个详细的时间-化学-运动学扩展的银河系地图和最大的盖亚随访到$G = 19$等（织女星）。盘组件的复杂性质（例如，银河系凸起和盘区域的大目标密度和高度结构化的消光分布）促使我们制定了一项调查策略，其中有五个主要的子调查，这些调查旨在回答关于我们银河系组装和演化的尚未解决的问题，同时充分利用盖亚数据。
2019-04-01 astro-ph.GA
Separation of Stellar Populations by an Evolving Bar: Implications for the Bulge of the Milky Way
我们提出了一个新的解释，以前令人费解的不同行为的恒星星族的银河系的隆起。我们首先表明，通过纯N体模拟，最初的空间恒星星族不同的面内随机运动时，酒吧的形式分开。径向较冷的种群形成一个强的酒吧，垂直薄，花生形，而较热的种群形成一个较弱的酒吧，成为一个垂直厚盒。我们表明，这是径向，而不是垂直，速度分散，占主导地位的演变。假设早期的恒星盘在形成时迅速加热，那么平面内和垂直方向的随机运动都与恒星的年龄和化学成分有关，导致富金属和贫金属恒星的密度分布不同。然后，我们使用高分辨率的模拟，其中所有的恒星都是由气体形成的，以证明这就是发生的事情。当我们将这些结果应用到银河系中时，我们发现，一个非常广泛的年龄，密度，运动学和化学观察到的趋势，已经提出了作为证据的矛盾路径形成的隆起，实际上是一致的隆起形成从一个连续的磁盘恒星星族的运动学分离的酒吧。我们第一次能够通过一个模型来解释凸起的主要趋势，在这个模型中，凸起主要是在原地形成的。由于该模型是通用的，我们也预测外部边缘星系的恒星星族地图的一般外观。
2017-06-06 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge
银河系隆起，即银河系内部几千秒差距内存在的突出的平面外超密度，是一个复杂的结构，正如其恒星的形态学，运动学，化学和年龄所表明的那样。为了了解其主要成分的性质--那些在[Fe/H] >~ -1 dex的成分--有必要对银河系圆盘的恒星星族及其边界作一个清单：多年来对恒星的详细研究所熟知的太阳附近圆盘的化学成分并不能代表整个圆盘。这一发现，加上最近对薄盘和厚盘的质量和大小的修订，构成了理解隆起复杂性的重要一步。一个盒子状/花生状凸起的N-体模型由一个薄盘通过一个棒的中介形成，已经成功地解释了银河系凸起的一些全球性质，但它们无法再现其组成部分和形态所满足的详细化学运动学关系。只有在这张照片上加上厚厚的圆盘，我们才能理解银河系凸起的本质。
2016-03-17 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
Metallicity of the double Red Clump in the Milky Way Bulge
本研究重新分析了银河系核球双红支恒星的金属丰度，采用贝叶斯方法分配恒星，发现两RC平均金属丰度差异存在高统计误差，未能证实多重星族假说。
2025-10-13 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
Dynamical Origin of the Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Bulge
本研究通过构建单盘和三盘N体模型，揭示了银河系核球垂直金属丰度梯度由“两步加热”机制在长期演化中形成的动力学起源。
2024-11-14 astro-ph.GA
