VVV WIN 1733$-$3349: a low extinction window to probe the far side of the Milky Way bulge
在过去的几十年里，银河系低消光窗口（MW）一直被用于研究银河系的结构和横跨内球和盘的恒星星族。在这里，我们报告了另一个低消光近红外窗口的分析发现的VISTA变量在Vía Láctea调查。VVV WIN 1733 $-$ 3349的大小约为半度，它正好位于MW平面，银河系坐标为$(l, b) = (-5.2, -0.3)$。VVV WIN 1733 $-$ 3349的平均消光为$A_{Ks} = 0.61\pm0.08$ mag，比周围地区的消光小得多。恒星数量的过剩与减少的灭绝是一致的，并通过研究红团（RC）恒星的分布来补充。由于VVV WIN 1733 $-$ 3349的战略低纬度位置，我们能够用由于凸起之外存在旋臂而预期的过密度来解释它们的RC密度波动。此外，我们发现在窗口内微透镜事件的数量明显过剩，这证实了我们的解释，即VVV WIN 1733 $-$ 3349揭示了MW凸起的远侧。
2020-02-11 astro-ph.GA
A Near-Infrared Extinction and Reddening Map Towards the Galactic Bulge Using UKIRT
Cornell University（康奈尔大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）；University of Iowa（爱荷华大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
利用UKIRT观测数据制作银河银盘近红外消光和色指数地图，揭示不同纬度区域的消光和色指数变化，为后续天文观测提供参考。
2025-09-29 astro-ph.GA
Extinction law and stellar mass in the Nuclear Bulge from kinematically-selected red clump stars
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教庞蒂菲亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理学与空间探索跨学科研究中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
通过运动学选择红巨星星团星研究银河核球的消光定律和恒星质量，发现消光比和恒星密度分布，验证了之前的研究结果。
2026-04-30 astro-ph.GA
The complex, variable near infrared extinction towards the Nuclear Bulge
使用深J，H和KS波段的观测，我们研究了近红外（NIR）消光的核隆起（NB），我们发现显着的，复杂的变化在小的物理尺度。我们已经采用了一种新的可变近红外颜色过剩的方法，V-NICE，来测量消光，这种方法允许在非常小的物理尺度上的消光定律参数α和绝对消光的程度的变化。我们看到这两个参数在5角秒的尺度上有显著的变化。在我们观察到的领域，代表了一个随机样本的视线到NB，我们测量α为2.64 +- 0.52，相比之下，规范的“通用”值为2。我们测得的A_Ks值与以前测得的结果相似（1 < A_Ks < 4.5）;然而，消光定律越陡，A_J值越高（4.5 < A_J < 10），A_H值越高（1.5 < A_H < 6.5）。只有当消光定律被允许在最小尺度上变化时，我们才能在每个波长处恢复绝对消光的自洽措施，从而使NB中的场星测光的精确红化校正成为可能。更陡的消光定律斜率也表明，可能需要重新考虑以前的近红外消光到A_V的转换。最后，我们发现，消光的测量值显着依赖于用于获得数据的仪器的滤波器传输函数。在合并或比较来自不同工具的数据时必须考虑到这一影响。
2009-01-14 astro-ph.GA
High-Resolution Mapping of Dust via Extinction in the M31 Bulge
根据HST/WFC 3和ACS在近紫外（2700 A）到近红外（1.5微米）的10个波段的观测，我们绘制了M31隆起中心180”（~680 pc）区域的尘埃分布图。这种大的波长覆盖范围使我们不仅可以探测到密集的尘埃团，而且可以探测到弥漫的尘埃分子气体。我们拟合逐像素的光谱能量分布以构建具有无与伦比的角分辨率（~0.5”，即，~2 pc）和灵敏度（消光不确定度，δ AV ~0.05）。特别是，这些数据可以直接拟合被单个尘埃团遮挡的星光部分，从而拟合它们在凸起中的径向距离。大多数这些团块似乎是位于一个薄的平面，这是倾斜的相对于M31磁盘和出现faceon. We消光图转换成尘埃质量的表面密度图，并比较它与赫歇尔观测到的尘埃排放。这两张地图上的尘埃质量是一致的，除了在低灭绝区域，那里的质量推断灭绝往往被低估。此外，我们使用模拟表明，我们的方法可以用来测量质量的尘埃团在室女星系团早型星系的一个因素的精度~2。
2016-04-14 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
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
High-resolution extinction map in the direction of the strongly obscured bulge fossil fragment Liller 1
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的宽视场照相机获得的光学图像和来自GeMS/GSAOI的近红外数据，在凸出恒星系统Liller 1的方向上构建高分辨率消光图。尽管Liller 1看起来是球状星团，但最近发现它拥有两个年龄明显不同的恒星星族，它是在凸起中发现的第二个具有类似性质的复杂恒星系统（继Terzan 5之后），从而定义了一个新的天体类别：凸起化石碎片。由于它位于银河系的内凸，非常接近银河平面，Liller 1受到大而多变的消光的强烈影响。对光学和近红外色星等图的同时研究表明，Liller 1方向的消光系数R $_V$比通常假设的弥漫星际介质的消光系数R $_V=2.5$要小得多（而不是3.1），这与以前沿着不同光路到达银河系凸起的发现一致。所得到的微分红化图在大约$90''$ X $90''$的视场上具有从$1''$到$3''$的空间分辨率。我们发现，吸收云显示出斑片状的子结构与消光变化一样大的$δ{\rm E}(B-V)\sim0.9$马格。
2021-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way bulge at high resolution: the 3D dust extinction, CO, and X factor maps
三维星际消光图为恒星星族分析提供了有力的工具。我们使用的数据，从VISTA变量在通过Lactea调查与贝桑松恒星星族合成模型的银河系，以确定星际消光作为一个函数的距离在银河系的隆起覆盖$ -10 < l < 10$和$-10 < b <5$。我们采用了最近开发的方法来计算颜色过剩。首先，我们根据与2 MASS匹配的VVV星表构建了H-Ks vs. Ks和J-Ks vs. Ks色星等图。然后，根据M巨星的温度-颜色关系和距离-颜色关系，我们导出了消光系数随距离的变化。观察到的颜色被移动，以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数。这就创建了一个三维的灭绝图：两个空间维度和一个距离维度，沿着每一条朝向凸起的视线。我们提出了一个三维消光图，覆盖整个VVV区域的分辨率为6' x 6'，使用距离箱为0.5千秒差距。测光的高分辨率和深度使我们能够推导出距离范围高达10千秒差距和高达30个$A_{V}$消光星等的消光图。综合地图显示了与其他2D地图相同的灰尘特征和一致的值。我们讨论了尘埃特征在视线中的空间分布，这表明在银河系酒吧前面有很多物质，特别是在5-7千秒差距之间。我们比较我们的尘埃消光图与高分辨率$\rm ^{12}CO$地图对银河系的隆起，在那里我们发现一个很好的相关性之间的$\rm ^{12}CO$和$\rm A_{V}$。我们通过结合CO图和尘埃消光图来确定X因子。我们导出的平均…
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the bulge to the outer disc: StarHorse stellar parameters, distances, and extinctions for stars in APOGEE DR16 and other spectroscopic surveys
我们结合高分辨率的光谱数据从APOGEE-2调查数据发布16（DR 16）与宽带光度数据从几个来源，以及从{ \it盖亚}数据发布2（DR 2）。使用贝叶斯等时拟合程序{ \tt StarHorse}，我们得到了大约388，815颗APOGEE星的距离、光度和天体物理参数，得到了APOGEE巨星的$\sim 6\%$和APOGEE矮星的$\sim 2\%$的典型距离不确定度，以及当所有光度信息可用时$\sim 0.07$等的消光不确定度和当光学光度信息缺失时$\sim 0.17$等的消光不确定度。{ \tt StarHorse}不确定度随输入光谱目录、可用光度学和视差不确定度而变化。为了说明我们的结果的影响，我们表明，由于{ \it盖亚} DR 2和现在更大的天空覆盖的APOGEE-2（包括APOGEE南），我们获得了银河平面的扩展地图，提供了前所未有的覆盖范围的磁盘接近银河中平面（PDMATHAMS kpc）从银河系中心到$R_{\rm Gal}\sim 20$ kpc。统计数据的改进以及距离和灭绝的不确定性揭示了恒星密度中存在的酒吧，以及在圆盘最内部区域的惊人化学二元性，现在显然延伸到内部凸起。我们用其他公开发布的光谱调查中的恒星距离和距离来补充本文：GALAH DR 2中的324，999，LAMOST DR 5中的4，928，715，RAVE DR 6中的408，894和GE…
2020-04-20 astro-ph.GA
Foreground of GRBs from AKARI FIS data
利用余辉计算了伽马射线暴及其宿主星系的大量参数。有各种方法获得消光值的必要修正银河前景。这些是：星系计数，从HI 21厘米调查，从光谱测量和附近的银河系恒星的颜色，或使用消光图计算红外调查对伽玛射线暴。我们证明了AKARI远红外巡天仪的天空表面亮度图是有用的，揭示了伽玛暴的银河前景的精细结构。用2角分的分辨率计算了一些伽玛暴的卷云结构，并与其它方法的结果进行了比较。
2017-06-05 astro-ph.GA
High-resolution extinction map in the direction of the bulge globular cluster NGC 6440
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3的紫外线通道获得的光学图像来构建NGC 6440方向的第一个高分辨率消光图，NGC 6440是位于银河系凸起的一个球状星团。该地图的空间分辨率为0.5”，在集群中心周围约160”X 240”的矩形区域内，长边在西北/东南方向。我们发现，吸收云表现出斑片状和非均匀的子结构与消光变化一样大的$δ{\rm E}(B-V)\sim0.5$马格。我们还进行了一阶自行分析，以区分集群成员从字段interlopers。经过现场去污和微分红化校正，在颜色星等图中的集群序列出现更好的定义，提供了最好的光学颜色星等图迄今为止，这个集群。
2019-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar populations in the Galactic Bulge (review)
直到最近，我们对银河系膨胀区恒星星族的了解都是基于对几个低消光窗口的研究。大规模的光度和光谱测量正在进行中，以绘制大面积的凸起。他们探测了几个复杂的结构，这些结构仍然有待充分表征，以及它们与内盘、厚盘和内晕的联系。我将回顾我们目前迅速增长的关于核球恒星星族的知识，以及对盖亚时代的新认识，以解开银河系内部区域的形成历史。
2012-10-08 astro-ph.GA
The True Luminosities of Planetary Nebulae in M31's Bulge: Massive Central Stars from an Old Stellar Population
我们测量了M31内凸区（$r \lesssim 3$ arcmin）23个最亮行星状星云（PNe）的巴耳末衰减，并对该区域[O III] $λ5007$行星状星云光度函数的亮端进行了去红处理。我们发现，最明亮的PNe产生$\gtrsim 1{,}200 \, \rm{L}_{\odot}$的权力，在他们的[O III] $λ5007$线，这意味着中心恒星的光度至少$\sim 11{,}000 \, \rm{L}_{\odot}$。即使是最新的加速演化后AGB模型，这样的光度也需要中心恒星质量超过$0.66 \, \rm{M}_{\odot}$，主序星的质量至少要达到$\sim 2.5 \, \rm{M}_{\odot}$。由于M31的核球中几乎没有中间年龄的恒星，我们得出结论，传统的单星演化不能对这些极其明亮的天体负责。我们还提出了该地区的明亮PNe的星周反射，并证明了该分布是类似的PNe在大麦云，与$A_{5007} = 0.71$的中值。最后，我们比较我们的结果消光测量PNe在E6椭圆NGC 4697和相互作用的透镜状NGC 5128。我们表明，这种arbittions是不寻常的，非常高质量的PN中心恒星的存在是一个老恒星种群的一般特征。我们的研究结果表明，单星人口合成模型显着低估了最大光度和总的综合光的AGB星。
2018-08-08 astro-ph.GA
NGC 1980 is not a foreground population of Orion: Spectroscopic survey of young stars with low extinction in Orion A
我们用MMT/Hectospec对猎户座A的前景人口进行了光谱调查。我们使用这些数据，连同档案光谱数据和光度数据，以获得光谱类型，消光值，和691颗恒星的质量。使用斯皮策太空望远镜的数据，我们表征这些源的磁盘属性。我们确定了37个新的过渡盘（TD）对象，一个全球耗尽磁盘候选人，和7个可能年轻的碎片磁盘。我们发现了一个质量小于0.018-0.030 M $_{\odot}$的天体，它拥有一个耀斑盘。使用H $α$发射线，我们表征的吸积活动的源盘，并确认吸积TD的分数是低于光学厚盘（46 $\pm$ 7%对73 $\pm$ 9%，分别）。使用斯隆数字巡天和APOGEE年轻星云星团红外光谱计划（IN-SYNC）的运动学数据，我们确认前景人口显示出与当地分子云和相同区域的其他年轻恒星相似的运动学。利用等时线年龄，我们发现前景星群的中位年龄约为1- 200万年，与猎户座A中其他年轻恒星的中位年龄相似。因此，我们的结果反对在猎户座A前面存在一个大而古老的前景星团。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO abundances in the Galactic bulge
我们最近在一个基于近红外光谱的正在进行的项目中对这些元素进行了分析，并在此背景下讨论了凸起中的碳、氮和氧丰度和趋势（Ryde等人，2009）。我们使用VLT上的CRIRES光谱仪获得了这些。通过对核球恒星元素丰度的研究，可以对核球的形成和演化进行定量的研究。由于在朝向凸起的视线中存在较大且可变的视觉消光，因此优选在近红外中进行分析。
2009-09-01 astro-ph.GA
The Galactic Bulge exploration IV.: RR~Lyrae stars as traces of the Galactic bar -- 3D and 5D analysis, extinction variation
利用改进的 RR~Lyrae 周期-光度-金属丰度关系，绘制新红化图并推导消光律，发现消光变化可模拟棒状分布，而近红外距离揭示真实棒状结构，并给出 5D 运动学分析。
2025-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Zone of Avoidance catalogue of 2MASS bright galaxies. I. Sample description and analysis
我们提出了一个均匀的2 MASS明亮的星系目录在低银河系纬度（$|b| \le 10.0^{\rm o}$，所谓的回避区），这是完整的银河系修正的星等$K^o_s \le 11.25^{\rm m}$。它还包括位于高纬度的高前景区（$E(B-V) > 0.95^{\rm m}$）的星系。该目录构成了整个ZoA大规模结构，流场和灭绝研究的基础，并补充了正在进行的2 MASS红移和塔利-费舍尔调查。它包括3763个星系，其中70%在文献中至少有一个径向速度测量。该星表是完整的恒星密度水平的$\log N_*/{\rm deg}^2 <4.5$和至少为$A_K < 0.6^{\rm m}$和可能高达$A_K = 20^{\rm m}$。因此，以明亮的近红外星系计，ZoA只占整个天空的$2.5-4$ %。我们使用一个直径相关的消光校正，比较我们的样品与一个清晰的，高纬度的样品。虽然对$K_s$ -带幅度的校正是足够的，但是校正的直径平均太小大约$4''$。忽略应用这种直径相关消光校正可能导致流场偏差，即使在2 MRS调查中发现的中间消光值。星系颜色与恒星密度的轻微相关性表明，未减影的前景恒星使星系看起来更蓝。此外，远红外源的DIRBE/IRAS消光图，没有删除在低纬度影响的前景消光校正的三个星系，并可能会微弱地影响进一步估计的$\approx 20$ %我们的星系。
2018-11-07 astro-ph.GA
Measuring the Evolution of Bulge, Disk and Colour Gradients in HST Observations of Galaxies with 3D Modelling
本研究利用HST图像和3D建模分析2505个星系的核球与星盘结构及颜色梯度，发现约26%样本受消光影响显著，并追踪了从z~0到z~2.5星系成分的演化，揭示了伪核球的主导地位及颜色分布规律。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the Interstellar Reddening and Extinction towards Baade's Window Using Minimum Light Colors of ab-type RR Lyrae Stars. Revelations from the De-reddened Color-Magnitude Diagrams
利用CTIO的Blanco 4m望远镜上的DECam成像仪，我们在5个通带（u，g，r，i，z）中获得了朝向银河系隆起的6个视场的重复图像。从超过16亿个人光度测量领域为中心的巴德的窗口，我们已经发现了4877个推定的变星。其中474颗已被确认为基模RR型天琴座星，它们在最小光下的颜色产生了视线红化的测定结果，以及对银河系隆起的红化规律，这与标准的R_V = 3.1公式有很大的不同。假设恒星的混合是不变的3平方度的领域，我们能够得到一个线的视线红化的地图与亚弧分分辨率，使我们能够获得去红化和消光校正的颜色星等图（CMD的），这个隆起领域使用多达250万颗测量良好的恒星。校正的CMD显示出前所未有的细节并暴露出稀疏分布的序列：例如，非常宽的红巨星分支的描绘、红巨星团内的结构、水平分支的完整范围以及一个令人惊讶的明亮特征，这可能是由于年龄小于1 Gyr的恒星造成的。我们使用天琴座RR型恒星来追踪古老恒星的空间结构，发现密度随银河系距离呈指数下降。我们讨论了我们的数据产品可用于探索凸起的年龄和金属丰度特性的方法，以及我们的所有变量的更大列表如何有助于学习解释未来的LSST警报。
2019-02-14 astro-ph.GA
Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and its Structure
从OGLE RR天琴座变星观测到的银河系中心的距离是Ro=8.1+-0.6 kpc。精确测定Ro受到无数影响的阻碍，包括一个模糊的消光定律，由于消光导致的变星的优先采样导致Ro值偏小，以及在表征变星群的平均距离与Ro之间的关系时存在不确定性。一个基于VI的周期变红的关系RR天琴座变量推导出整个凸起的地图灭绝。从银河系核球、LMC、SMC和IC 1613中的天琴座RR型变星推断出的变红与从OGLE红团巨星和经典造父变星建立的一致。RR型Lyrics变星服从周期-颜色（VI）关系，对金属丰度相对不敏感。银河系的边缘和正面插图是通过映射凸出的天琴座RR变星与编目的红团巨星、球状星团、行星状星云、经典造父变星、年轻的疏散星团、HII区域和分子云一起构建的。天琴座RR型变星的样本并没有追踪到一个突出的银河棒或在φ ~25度方向的三轴凸起。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Star formation history and metallicity in the Galactic inner bulge revealed by the red giant branch bump
对银河系隆起内部区域的研究受到高星际消光和极端源拥挤的阻碍。在如此复杂的环境中，需要高灵敏度的高角分辨率近红外成像来研究恒星种群。我们使用0.2 $''$角分辨率$JHK_s$数据从银河核调查研究恒星人口在两个$8.0'\times 3.4'$领域，约0.6 $^\circ$和0.4 $^\circ$银河系北部的银河系的中心，并将其与一个在人马座A* 的直接周围。我们还计算了这两种光场的消光曲线。外磁场和内场的平均星际消光分别为$A_{K_s} \sim 1.20 \pm 0.08$等和$\sim 1.48 \pm 0.10$等。我们目前的$K_{s}$光度函数，是完整的，至少2个MAG以下的红色团块（RC）。我们检测到一个功能的光度功能，这是微弱的RC由$0.80\pm0.03$和$0.79\pm0.02$马格，分别在$K_s$ -波段。它与变红矢量平行。我们将这个特征确定为红巨星分支隆起。拟合$α$增强的BaSTI光度函数，我们的数据，我们发现，一个单一的老恒星人口的$\sim12.8 \pm 0.6$陀螺仪和$Z = 0.040 \pm 0.003$提供了最好的拟合。我们得到，在最里面的凸起的恒星人口是老的，类似于一个在更大的距离银河系平面，它的金属丰度增加到距离银河系中心约60 pc短的距离。与以前已知的值在较大的纬度（$|b|>2^\circ$）相比，我们的结果有利于平坦…
2021-07-29 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
Mapping the stellar age of the Milky Way bulge with the VVV. III. High resolution reddening map
详细研究银河核球恒星的数量必然需要精确地描述星际消光，特别是在银河平面和中心，那里的严重和差异性红化预计会在亚弧分尺度上变化。虽然最近的红外巡天已经通过提供整个银河系凸起区域的消光图来解决这个问题，但平面和中心附近的去红色星等图似乎系统性地校正不足，这表明需要更高的分辨率。这些欠校正影响了任何对颜色敏感的恒星研究（例如通过颜色-星等图拟合进行的恒星形成历史分析），要么使它们不准确，要么将它们限制在小的低/稳定消光窗口中，在那里这个值被更好地约束。我们的目标是提供一个高分辨率（2 arcmin到$\sim$ 10 arcsec）的彩色多余图的VVV隆起区，在$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色。我们使用MW-BULGE-PSFPHOT星表采样$\sim$ 300度$^2$横跨银河系的隆起（$|l| < 10^\circ$和$-10^\circ < b < 5^\circ$），以隔离红团和红巨星分支星的样本，为此，我们计算平均$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色在$(l, b)$空间的精细空间网格。我们获得了一个E $(\mathrm{J}-\mathrm{K}_s)$图，它跨越了大约300度$^2$的VVV凸起区域，其分辨率相当于凸起外围（$l < -6^\circ$）的$\sim$ 1弧分到中心$|l| < 1^\circ$内的20弧秒以下，以及…
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Proper motions for HST observations in three off-axis bulge fields
目标。这是一系列论文中的第二篇，这些论文试图通过研究径向速度和自行来揭示银河系膨胀的运动学结构。我们在这里报告~15000个新的自行为三个低前景消光离轴领域的银河球。方法.自行是由哈勃太空望远镜宽视场行星照相机2（WFPC 2）和高级巡天照相机（ACS）相隔8年和9年拍摄的图像以及相隔9年和10年拍摄的ACS观测结果得出的，它们对超过10000个星等F814 W < 24的天体达到了优于0.9 mas/yr的精度。结果在这些领域的自行分布是类似的银河系短轴隆起领域。我们观察到的旋转主序星低于关闭内的银河系隆起，在短轴领域。结论.我们的恒星自行测量表明，在远离银道面b=-8的地方，有一个显著的凸起旋转。
2014-03-11 astro-ph.GA
Detailed near-IR stellar abundances of red giants in the Inner Bulge and Galactic Center
由于它们的极端拥挤和高度和可变的消光，银河系隆起中的恒星，在银河平面的+-2度范围内，特别是那些在核星团中的恒星，很少被针对它们的详细丰度进行分析。对于这些恒星丰度的上限也有一些分歧。现在可以获得高色散，高S/N光谱在红外K波段（2.0-2.4微米）的这些巨人，我们报告我们的进展，在凯克和VLT在使用这些光谱来推断这个恒星星族的组成。
2017-08-30 astro-ph.GA
Interstellar extinction and the distribution of stellar populations in the direction of the ultra-deep Chandra Galactic field
我们利用哈勃空间望远镜ACS/WFC的蓝色（F435 W）和红色（F625 W）图像研究了超深（1毫秒）钱德拉银河场（距银河系中心约1.5度的“钱德拉凸起场”（CBF））中心6.6 × 6.6弧分区域的恒星星族。我们主要关注红团巨星的行为-一种独特的恒星星族，已知具有基本恒定的固有光度和颜色。通过研究空间分辨色星等图上的红团巨星位置的变化，我们证实了异常的总选择消光比，在以前的工作中报告的其他银河系的凸起领域。结果表明，该区域的星际消光平均值为<A_（F625 W）>= 4，但在1角分的小角尺度上，消光值在~3-5之间变化很大。利用修正色星等图中红团巨星的分布，我们将恒星质量分布模型的形状限制在这个超深钱德拉场的方向上，这将用于未来对X射线源人口的分析。我们还表明，所采用的模型的恒星密度分布预测的红外表面亮度的方向上的“钱德拉膨胀场”在良好的协议（即在~15%）与来自斯皮策/IRAC观测的实际测量。
2010-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Inspection of 19 globular cluster candidates in the Galactic bulge with the VVV survey
对银河系中球状星团的普查仍在进行中。我们探索的性质，19个新的GC候选人在银河系的隆起，基于他们的颜色星等图（CMD）在近红外线的分析，使用VISTA变量通过Láctea调查（VVV）数据库。我们估计他们的主要天体物理参数：红化和消光，距离，总光度，平均集群自行（PMs），金属丰度和年龄。我们获得的集群目录，包括可能的集群成员通过应用去污程序上观察到的CMD，矢量PM图VIRAC 2的基础上。我们估计了一个广泛的变红范围的$0.25 \leqslant E(J-K_s) \leqslant 2.0$等和消光$0.11 \leqslant A_{Ks} \leqslant 0.86$等的样品集群中预期的隆起地区。日心距离的范围是$6.8\leqslant D\leqslant 11.4$ kpc。这使我们能够将这些星团放置在距离银河系中心0.56到3.25千秒差距之间，假设$R_{\odot}=8.2$千秒差距。此外，它们的PM在运动学上类似于银河系膨胀的典型运动，除了VVV-CL 160，它显示了不同的PM。我们还计算了它们的金属丰度和年龄，分别发现了$-1.40 \leqslant$ [Fe/H] $\leqslant 0.0$ dex和$t\approx 8-13$ Gyr。在$K_{s}-$和V波段计算光度，恢复$-3.4 \leqslant M_V \leqslant -7…
2021-11-16 astro-ph.GA
Foreground Extinction to Extended Celestial Objects -- I. New Extinction Maps
本研究利用Gaia DR3近亿颗矮星数据，经系统误差校正后构建了高分辨率的二维、三维银河系消光图，给出多类天体的消光估计，并发现以往红外消光图易低估低消光值。
2025-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a metal-poor population in the inner Galactic Bulge
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，在化学演化研究中一直避免银河系内隆起。大型近红外光谱巡天，如APOGEE，首次允许测量我们银河系内部区域的金属丰度。我们研究了33 K/M巨星位于银河系中心区域的观测与APOGEE调查。我们从APOGEE/ASPCAP管道中选择了具有可靠恒星参数的K/M巨星。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系内隆起。我们发现一个富金属人口集中在[M/H] = +0.4 dex，在协议与其他凸起区域的早期研究，但也在低金属丰度的峰值周围$\rm [M/H] = -1.0\,dex$，这表明存在一个贫金属人口，以前没有被检测到的中心区域。我们的研究结果表明，一个占主导地位的富金属人口与贫金属的组成部分，是增强的$α$ -元素。这种贫金属的人口可能与经典的隆起和快速形成的情况。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Three-Dimensional Density of the Galactic Bulge with VVV Red Clump Stars
银河系内部主要是一个四方形的三轴凸起，据信是通过盘不稳定过程形成的。尽管它很接近，但由于我们在模糊的银河系圆盘中的位置，它的大尺度特性仍然不是很清楚。在这里，我们使用VVV巡天DR 1中确定的红团巨星对银河系凸起的三维密度分布进行测量。我们的密度图覆盖了凸起/酒吧的内部（2.2x1.4x1.1）kpc。视线密度分布估计消光和完整性校正的K波段震级分布的反卷积。在构造我们的测量时，我们假设三维的凸起是8重镜像三轴对称的。在这样做的时候，我们测量的角度的酒吧凸起的视线是（27+-2）度，其中的主要误差是系统的反卷积过程的细节所产生的。由此产生的密度分布显示出一个高度拉长的棒，投影轴比约为（1：2.1），等照度线沿长轴达到约2kpc。沿着棒轴，密度大致呈指数下降，轴比（10：6.3：2.6）和指数尺度长度（0.70：0.44：0.18）kpc。从银道面上方约400秒差距开始，球的密度分布呈现出明显的X型结构。总的来说，银河系隆起的密度分布是棒星系内一个强烈的四方形/花生形隆起的特征。
2013-08-02 astro-ph.GA
Dust extinction map of the Galactic plane based on the VVV survey data
尘埃消光是银河系气体分布最可靠的示踪剂之一。在Via Lactea（VVV）巡天中的近红外（NIR）Vista变星可以在银河平面的大面积上基于恒星测光进行消光映射。我们设计了一种新的消光映射方法，XPNICER，汇集VVV光度计目录，恒星参数数据从StarHorse目录，和以前出版的Xpercentile和PNICER消光映射技术。我们将这种方法应用于VVV调查区域，得到了一张灭绝图，覆盖了经度295至350度之间的银河系圆盘和纬度-2至2度之间的银河系凸起，纬度-10至5度之间的银河系凸起。该地图有30弧秒的空间分辨率，它的痕迹通常可达约10-20马格的视觉消光，最大可达Av~30马格。我们比较我们的地图与以前的尘埃为基础的地图，得出的结论是，它提供了一个高保真度的消光为基础的地图，特别是在它的能力，以恢复弥漫的尘埃成分的银河系和适度膨胀的巨型分子云地区。该地图是特别有用的，作为独立的，基于观测数据的银河系尘埃分布和适用于广泛的研究，从个别分子云的银河系恒星星族的研究。
2022-10-18 astro-ph.GA
Stellar Ages through the Corners of the Boxy Bulge
在某些银河系隆起形成的情况下，四四方方的隆起边缘的恒星星族可能比短轴上的恒星族年轻，或者靠近银河系中心。到目前为止，唯一获得深色星等图的隆起区域确实是沿着短轴。为了克服这一局限性，我们的目标是年龄测定远离隆起短轴的隆起恒星星族。颜色-星等图和光度函数已经从深近红外VLT/HAWK-I图像中获得，这些图像拍摄于方形凸起的两个南部角落，即，靠近银河系酒吧的相对边缘。前景盘污染已被统计删除使用纯磁盘领域观察到相同的仪器和位于近似的银河系纬度的两个凸起领域，和30度的经度远离银河系中心。对于每一个凸起领域，平均红化和距离确定使用的位置的红团星，和金属丰度分布推导光度使用的颜色分布在上部红巨星分支。两个场的金属丰度分布函数在[Fe/H] -0.1 dex附近达到峰值，大部分恒星星族的金属丰度在-1 dex < [Fe/H] <+0.4 dex的范围内，与其他内核球场非常相似。与先前探索的内场一样，两个棒场的色星等图与它们的恒星星族年龄大于~10 Gyr一致，没有明显的证据表明存在更年轻的恒星族。
2013-09-18 astro-ph.GA
Galactic Bulge Population II Cepheids in the VVV Survey: Period-Luminosity Relations and a Distance to the Galactic Center
本文介绍了银河系核球区第二星族造父变星的近红外观测结果。根据VVV巡天与OGLE-III星表的匹配，我们在银河系核球中识别出340颗第二星族造父变星。单历元$JH$和多历元$K_s$观测补充了OGLE的精确周期和光学$(VI)$平均星等。用武仙座BL型和室女座W型的样本对消光的平均星等进行校正后，导出了周期光度关系。我们的$K_s$带周期光度关系，$K_s = -2.189(0.056)~[\log(P) - 1] + 11.187(0.032)$，是一致的大麦云云的BL武仙座和W室女座变量与已发表的工作。我们提出了一个结合OGLE-III和VVV目录的周期，分类，平均星等和消光264银河系核球人口II造父变星具有良好的质量$K_s$带光变曲线。使用盖亚和哈勃太空望远镜的射电望远镜校准的第二类造父变星和天琴座RR的绝对星等，以及大麦云第二类造父变星的校准星等，被用来获得到银河系中心的距离，$R_0=8.34\pm0.03{\mathrm{(stat.)}}\pm0.41{\mathrm{(syst.)}}$，它随不同的消光定律而变化$^{+ 0.05}_{-0.25}$。虽然注意到小数目统计的局限性，我们发现，目前的样本人口II造父变星在银河系的隆起显示出一个近球形的空间分布，类似于金属贫RR天琴座变量。我们没有发现富含金属的红团星所描绘的倾斜棒的证据。第二星族造父变星的数量密度比…
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The WFC3 Galactic Bulge Treasury Program: Relative Ages of Bulge Stars of High and Low Metallicity
HST/WFC 3多波段光度测量包括银河球核四个区域的紫外到近红外波段，以及六个模板球状星团和疏散星团的多波段光度测量，在排除大部分前景盘污染物后，对这些区域的恒星金属丰度[Fe/H]进行光度标记。色星等图和光度函数，然后构建，特别是最富金属和最贫金属的恒星在每个领域。我们没有发现任何显着的差异之间的$I$ -带和$H$ -带光度函数，因此关闭光度和年龄，富金属和贫金属的成分，因此出现基本上是同时代的。特别是，我们发现，不超过$\sim 3\%$的富金属组分可以是$\sim 5$ Gyr老，或年轻。相反，理论上的光度函数给出了一个很好的匹配，以观察到的年龄为10 Gyr。假设这个年龄是大部分核球恒星的代表，那么我们回顾一下在10 Gyr回望时间观察到的恒星形成星系的性质，即，在z~2处，并推测在该背景下的凸起形成。我们认为，酒吧的形成和屈曲的不稳定性，导致观察到的四四方方/花生，X形凸起可能已经出现在银河系的历史后期，一旦它的气体分数相比，典型的高红移星系的高值下降。本文是继公开发布这四个领域的测量恒星的光度和天体测量星表之后的又一篇文章。
2018-06-29 astro-ph.GA
2MASS wide field extinction maps: IV. The Orion, Mon R2, Rosette, and Canis Major star forming regions
我们提供了一张覆盖猎户座、麒麟座R2、玫瑰座和大犬座分子云的大区域（约2200 deg^2）的近红外消光图。我们使用了强大的和最佳的方法来映射尘埃柱密度在近红外（NICER和NICEST）到2微米全天巡天（2 MASS）点源目录的约1900万颗恒星。在该领域的相关区域，我们达到了一个1西格玛误差为0.03 mag的K波段消光与3弧分的分辨率。我们通过比较观测到的前景恒星密度与星系模型的预测来测量云的距离，从而获得d_{Orion A} =（371 +/- 10）pc，d_{Orion B} =（398 +/- 12）pc，$d_{Mon R2} = (905 +/- 37) pc, $ d_{Rosette} =（1330 +/- 48）pc，和$ d_{CMa} =（1150 +/- 64）pc，这些值与独立估计值相比非常好。
2011-07-26 astro-ph.GA
The Average Age Map of the Galactic Bulge
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；Zhejiang Lab（浙江实验室）；China West Normal University（西华师范大学）
本文通过分析银河银盘内红巨星的年龄分布，揭示其空间上的年龄梯度，并探讨年轻和年长恒星群体的形成机制。
2026-03-09 astro-ph.GA
Into the Darkness: Classical and Type II Cepheids in the Zona Galactica Incognita
银河系圆盘的远端是已知宇宙中最隐蔽的部分之一，这是由于极高的星际消光和低银河系纬度的点源密度。在近红外波段进行的大型时域光度测量对探索我们银河系中这些巨大的未知区域具有巨大的潜力。我们利用Vía Láctea巡天中的VISTA变星的近红外测光，对银河系南部中平面上遥远的经典型和II型造父变星进行了普查。我们使用卷积神经网络基于造父变星的红外线曲线对造父变星进行了机器学习分类。我们已经发现了640个远距离的经典造父变星，它们的视消光值高达40个星等，还有500多个II型造父变星，其中大部分位于内隆。固有的颜色指数的个别造父变星预测稀疏的光度数据，使用神经网络，使其作为准确的红化示踪剂。他们揭示了一个陡峭的，空间变化的近红外消光曲线朝向内部凸起。第二类造父变星在银河系的隆起也被用来测量强大的平均选择绝对消光比。他们跟踪一个集中的空间分布的老隆起人口略有延长，与早期的结果从RR天琴座恒星。同样，经典造父变星被用来追踪银河系的翘曲和银河系盘的各种子结构，并揭示银河系远端薄盘人口的显著垂直和径向年龄梯度。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The RR Lyrae distribution in the Galactic Bulge
本文通过比较银河系核球 RR Lyrae 星观测与理论球状星团分布，检验其是否来自轨道衰变并解体的球状星团。
2025-02-19 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
Discovery of a Pair of Classical Cepheids in an Invisible Cluster Beyond the Galactic Bulge
我们报告了利用VVV巡天的近红外时间序列测光发现的一对位于星系平面内凸起后面的极度变红的经典造父变星。这是第一次在银河平面的另一边发现这样的物体。造父变星有几乎相同的周期、视亮度和颜色。根据近红外莱维特定律，我们确定它们的距离，精度约为1.5%，准确度约为8%。我们发现它们的总消光量相同，为A（V）~32等，它们的日心距相同，均为<d>=11.4+/-0.9kpc，距离真正的银道面小于1 pc。它们相似的周期表明造父变星也是同时代的，根据理论模型，它们的年龄约为48+/-300万年。它们之间的角距离仅为18.3”，对应于约1 pc的投影分离。他们的位置与凸起后面的远3千秒差距臂的预期位置相吻合。如此紧密的一对相似的经典造父变星表明了一个潜在的年轻疏散星团的存在，它既隐藏在严重的消光之后，又被核球的致密恒星场所掩盖。我们所有直接探测这个“看不见的星团”的尝试都失败了，需要更深入的观测。
2014-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The continuous rise of bulges out of galactic disks
本研究围绕dmB展开，dmB是一种新的独立于距离和距离的测量方法，用于测量年龄大于9 Gyr的恒星星族对来自CALIFA巡天的135个晚型星系（LTG）中凸起分量的平均r波段表面亮度的贡献，它们的总质量和核球质量分别为2.6 dex和3 dex（M*T~10^（8.9-11.5）M_solar和M*B~10^（8.3-11.3）M_solar）。从这项研究的主要见解是，LTG隆起形成一个连续的序列增加dmB的增加M*T，M*B，恒星质量表面密度S* 和质量加权年龄和金属丰度：高dmB隆起是最古老的，最密集的和最大的，反之亦然。此外，我们发现，膨胀到磁盘的年龄和金属对比度，以及膨胀到磁盘的质量比随着M*T的增加，分别从~0 Gyr，0 dex和0.25提高到~3 Gyr，~0.3 dex和0.67在我们的样品覆盖的质量范围内。而气体激发在低质量的凸起总是占主导地位的恒星形成（SF），班轮和塞弗特特定的发射线比专门记录在高质量，高S * 凸起。无论是在性质的连续性LTG凸起本身，并在他们的年龄和金属丰度对比，他们的父母磁盘表明，这些组件一起演变，在一个并发的过程中，导致连续的物理和进化特征。我们的研究结果是一致的图片，在LTGs的隆起增长是由叠加的快速早期和缓慢的长期过程，其相对重要性与M*T的增加。这些过程，据推测结合在原位SF的凸起和向内迁移的材料从磁盘，预计将导致一个非同源的径向…
2017-12-14 astro-ph.GA
The Structure of the Milky Way's Bar Outside the Bulge
虽然内星系包含一个棒是无可争议的，但它在银道面附近的结构仍然不确定，在那里，来自干预尘埃的灭绝最大。在这里，我们调查的星系酒吧外的隆起，长酒吧，使用来自UKIDSS，2 MASS，VVV和GLIMPSE的红团巨星（RCG）。我们匹配并结合这些调查，以调查纬度和经度上的大范围区域，|b| <9度和|l| <40度。我们发现：（1）在距银道面|b| ~ 5度处，棒延伸到1 ~ 25度，在低纬处，棒延伸到1 ~ 30度。(2)长杆与视线的角度在（28-33）度范围内，与|l| <10度的隆起研究一致。(3)RCG星的标度高度从凸起平滑过渡到较薄的长条。(4)有证据表明，在长酒吧两个规模的高度。我们发现一个~ 180 pc的薄棒组件让人想起旧的薄盘附近的太阳，和一个~ 45 pc的超薄棒组件，主要存在于酒吧结束。(5)构造RC震级分布的参数模型，我们发现两分量杆的杆半长为5.0 ± 0.2kpc，单独细杆分量的杆半长为4.6 ± 0.3kpc。我们的结论是，银河系包含一个中央盒/花生球，这是一个更长，更平坦的酒吧，类似于外部星系和N体模型中看到的垂直延伸。
2015-04-06 astro-ph.GA
The Blanco DECam Bulge Survey. I. The Survey Description and Early Results
布兰科暗能量相机（DECam）膨胀调查是维拉鲁宾天文台（LSST）的探路者成像调查，跨越$\sim 200$平方米。°的在南银河核球区，$-2^\circ <$ b $< -13^\circ$和$-11^\circ <$ l $ < +11^\circ$。我们利用CTIO-4米望远镜和暗能量相机（DECam）对一个连续的$\sim 200$平方米的天体进行了成像。°的在SDSS $u$ + Pan-STARRS $grizy$中，南银河系隆起相对较少变红的区域。将使用具有大颜色基线的光学光度测量法来调查隆起主要结构的年龄和金属丰度分布。包括在调查足迹是26球状星团成像在所有通带。在隆起的大部分区域，我们有盖亚DR 2匹配天体测量学的$i\sim 18$，深度足以到达红色团块的暗淡末端。本文提供了调查的背景、科学案例和说明。我们提出了一系列新的红校正的颜色星等图，跨越南银河系隆起的程度。我们认为，处于蓝环进化阶段的大质量恒星群（建议位于凸起处）与太阳的距离为$\sim 2$ kpc，并且很可能是旧盘中的红丛巨星。在$(l,b)=(+8^\circ,-4^\circ)$附近有一个亮红色的团块，可能是前景盘的一个特征，或者与早期工作中报告的长条有关。我们还报告了第一张跨越BDBS领域的蓝色水平分支人口的地图，我们的数据并没有证实一些提议的球状星团在凸起的现实。
2020-09-10 astro-ph.GA
Dust within the old nuclear star cluster in the Milky Way
银河系中心的绝对消光平均为A_K~3等，包括前景和银河系中心的尘埃。本文提出了一种银河系老核星团（NSC）尘埃消光的测量方法，该方法是基于NSC恒星的微分消光与它们沿银河经度的u_l自行相结合。NSC内部的消光优先影响其远侧的恒星，并且由于NSC旋转，这导致了具有负u_l的NSC恒星的更高消光，以及u_l直方图的不对称性。我们使用的NSC的轴对称动力学模型结合简单的模型的灰尘分布这些影响建模。将预测的不对称性与几个NSC场的~7100颗恒星的数据进行比较，我们发现与消光A_K~= 0.15 - 0.8等的银河系中心小螺旋有关的尘埃解释了大部分数据。最大的绝灭事件A_K~= 0.8等出现在小螺旋的西臂区域。通过与由恒星颜色确定的总A_K值的比较，确定了NSC前的消光。最后，我们估计对于A_K~= 0.4的典型消光，NSC的统计视差变化约0.4%。
2015-09-25 astro-ph.GA
Mid-infrared extinction and fresh silicate dust towards the Galactic Center
我们解释了在$λ= 1 - 20\,\mkm$波长范围内观测到的朝向银河系中心（GC）的星际消光。它的主要特征是在$3 - 8\,\mkm$的平坦消光，其解释仍然是宇宙尘埃模型的一个问题。我们寻找尘埃颗粒的结构和化学成分，可以解释观察到的灭绝。与以前的工作相比，我们使用实验室测量的光学常数，并考虑不同结构的粒子。我们表明，芳香族碳和一些硅酸盐的紧凑的颗粒的混合物是更好地适合于再现基本上多孔的颗粒或脂肪族碳颗粒相比，平面消光。金属铁应该位于颗粒内部，即不能在硅酸盐颗粒上形成层，因为消光曲线变得非常特殊。我们发现一个模型，包括芳香族碳质颗粒和三层颗粒与橄榄石型硅酸盐核心，一个薄的非常多孔的层和一个薄的信封磁铁矿，提供了一个很好的（但仍然不是完美的）适合的观测数据。我们认为，这种硅酸盐尘埃应该是新鲜的，即最近在银河系中心区域的晚型恒星的大气中形成的。我们假设这个区域的半径约为1千秒差距，产生的消光约为观测到的一半。消光的剩余部分是由在$λ= 4 - 8\,\mkm$处几乎透明的“前景”材质引起的。
2017-01-30 astro-ph.GA
Supplementing the 2MRS survey: The 2MZoA catalogue
本文提出了一个低银纬且完备至 Ko <= 11.75 mag 的 2MASX 星系星表（2MZoA），通过结合直径相关的消光改正方法纳入高遮蔽星系，与 2MRS 巡天互补形成全天红移巡天 e2MRS，为研究大尺度结构和流场奠定基础。
2025-10-30 astro-ph.GA
Probing Dust Composition in Distant Galaxies with JWST Mid-IR Spectroscopy of Quasars with Foreground 2175 Å Absorbers II. Measurements of Grain Composition and Extinction Properties
University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；Georgia Southern University（佐治亚南方大学）
通过JWST中红外光谱分析五颗类星体的尘埃谱特征，确定硅酸盐矿物学，并发现三种星系可能存在结晶硅酸盐，与银河系星际介质不同。
2026-03-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Discovery of carbon-rich Miras in the Galactic bulge
到目前为止，只有一个富碳的米拉变星被认为是银河系凸起的成员，这是一个共生系统。在这里，我们描述了一种从红外颜色-颜色图（J-Ks）vs（[9]-[18]）中选择富C候选物的方法。后续的低分辨率光谱分析从36个朝向银河系隆起的候选者中检测到8个富含C的米拉变星。我们的近红外测光表明，其中两个，包括已知的共生体，比凸起的主体更近，而第三个是已知的前景物体。在5个核球成员中，有一个有He I和[O II]发射，可能是另一个共生星。我们的方法是有用的，以确定罕见的富C星在银河系的凸起和其他地方。这些富碳恒星的年龄和产生它们的演化过程仍然不确定。它们可能很老，是双星质量转移或合并的产物，即蓝离散星的后代，但我们不能排除它们属于核球中一小部分贫金属的中间年龄（小于5 Gyr）恒星的可能性，或者它们是从矮星系吸积而来的。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction Distributions in Nearby Star-resolved Galaxies. I. M31
本研究利用多波段测光数据构建了高分辨率、大覆盖范围的M31消光分布及对应前景银河系消光图，结果与既往研究吻合，可为后续观测消光校正和尘埃模型改进提供支撑。
2025-03-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
Foreground Dust Properties towards the Cluster NGC 7380
本文利用四滤光片恒星光偏振观测研究 NGC 7380 前景尘埃，发现偏振与消光随距离增加、约 1.2 kpc 处存在尘埃层，并识别出八颗内禀偏振候选星，结果支持辐射力矩取向理论。
2024-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
