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
Boxy/peanut/X bulges, barlenses and the thick part of galactic bars: What are they and how did they form?
杆具有复杂的三维形状。特别地，它们的内部部分在竖直方向上比更外面的部分厚得多。从侧面看，棒的厚部分通常被称为方形、花生状或X形凸起，从正面看，它被称为棒透镜。这些部件是由于盘和杆的不稳定性造成的，由盘材料组成。我在这里回顾他们的形成，演变和动力学，使用模拟，轨道结构理论和观测比较。
2015-03-16 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 inner Galactic bulge: evidence for a nuclear bar?
最近来自VVV调查的数据加强了银河系膨胀向内|l| <=4度的结构变化的证据。在这里，我们展示了一个N体棒星系模拟，通过酒吧和屈曲不稳定性毫不费力地匹配测量凸起经度配置文件的红丛星形成一个四方形的凸起。相同的模拟快照先前用于澄清明显的方形凸起-长条二分法，用于相同的方向和缩放。在内部几度的模型经度轮廓的斜率的变化是由一个过渡，从高度拉长到更接近轴对称的等密度轮廓内盒状隆起。这种转变被限制在银河平面的几度，因此预测斜率的变化在银河系高纬度处消失。我们还表明，来自这个模拟快照的核恒星计数图显示了类似于2 MASS数据中观察到的纵向不对称性，但比2 MASS地图更不平坦的银河平面。这些结果支持了银河系隆起起源于盘演化的解释，并质疑了从恒星计数数据中提出的银河系存在次级核棒的证据。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observed properties of boxy/peanut/barlens bulges
我们回顾了观察到的方形/花生状（B/P）形状凸起的形态、光度和运动学特性。在附近的边缘星系中，近一半的凸起具有这些特征，这部分与早于Scd的哈勃类型中观察到的棒部分相似。B/P凸起通常在边缘视图中检测到，但是最近已经证明，棒透镜（barlenses）是嵌入在棒中的透镜状结构，是B/P凸起的更正面的对应物。多组分结构分解表明，B/P/棒透镜结构可能占大多数的核球光，包括早期型盘窝藏大部分的星系核球质量。冷中心盘常嵌入B/P/barlens隆起中。棒星系也包含动力学热的经典凸起，但目前还不清楚它们在多大程度上是真正的动力学不同的结构成分，以及在棒的形成和演化过程中恒星在多大程度上包裹在星系的中心区域。如果附近宇宙中银河系质量星系的大部分隆起质量确实存在于B/P形隆起中，而不是经典隆起中，那么这个想法需要整合到星系形成的范式中。
2015-05-04 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
A close look at secular evolution: Boxy/peanut bulges reduce gas inflow to the central kiloparsec
在这封信中，我们调查的影响boxy/花生（b/p）的隆起棒诱导的气体流入中央千秒差距，这起着至关重要的作用，盘星系的演化。我们进行流体动力学气体响应模拟在现实的棒星系的潜力，包括或不B/P凸起的几何形状，调查在不同的模型中诱导的气体流入量。我们发现，B/P凸起可以减少气体流入率的中央千秒差距超过一个数量级，这导致在中心区域的可用气体量的减少。我们还研究了这些结果的暗物质晕浓度的影响，并发现，最大的光盘，b/p凸起的气体流入的影响仍然显着。由于b/p凸起的存在，到达中心区域的气体量减少，可能会对盘状（伪）凸起的形成、核恒星的形成和反馈量、活动星系核活动的燃料库以及星系的整体长期演化产生重大影响。
2016-06-14 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
Establishing the level of cylindrical rotation in Boxy/Peanut bulges
我们提出了12个中高倾角盘星系样本的SAURON积分场观测，以揭示隐藏的酒吧的基础上，他们的运动学，即，速度和h3剖面之间的相关性，并确定它们的圆柱旋转度。对于后者，我们介绍了一种方法来量化圆柱旋转，是强大的对内部磁盘组件。我们确认高水平的圆柱形旋转的四四方方/花生凸起，但也观察到这一功能在一些星系圆凸起。我们认为，这些也是棒星系与端的方向。使用这种新方法重新分析我们自己的银河系的已发表数据，我们确定银河系凸起与我们样本中最强的棒星系处于同一水平的圆柱旋转。最后，我们使用自洽的三维N体模拟的酒吧不稳定盘研究柱旋转对酒吧的方向和宿主星系倾角的依赖。
2015-11-17 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
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
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs III. Boxy/peanut bulge formation and evolution in presence of thick discs
本文通过系统改变厚盘质量分数和盘标长比的N体模拟，揭示厚盘会削弱并扩大b/p核球、缩短棒形成到屈曲的间隔，并影响垂直对称性恢复。
2023-12-07 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
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
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
Analysing the structure of the bulge with Mira variables
在纬度$4<|b|$（deg.）$<10$被认为是一个X形，这意味着恒星密度沿视线的分布有一个双峰。然而，这种双峰只在红丛种群中观察到，并且怀疑它是否可以作为完美的标准蜡烛。因此，不带X形状的方形凸起不会被丢弃。我们的目标是利用不同的人口来约束凸起的形状：Mira变量从新的光学引力透镜实验数据发布，OGLE-IV，平均年龄为9 Gyr。我们分析了远离平面的凸起区域，在那里我们用方形凸起和X形凸起模型拟合了Miras的密度，并计算了每个模型的概率。我们发现，方形隆起拟合数据的概率是$p=0.19$，而X形隆起的概率只有$p=2.85 \cdot 10^{-6}$（相当于模型的张力与4.7 $σ$水平的数据）。因此，四四方方的膨胀模型似乎更适合描述银河系的膨胀，尽管我们不能完全肯定地排除任何模型。
2022-10-07 astro-ph.GA
Boxy/Peanut Bulges: Comparative Analysis of EGIPS Galaxies and TNG50 Models
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院中央（普尔科沃）天文台）；St. Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）
本文通过比较EGIPS和TNG50中的B/PS隆起，发现其在大小和亮度上存在差异，表明其物理成因而非投影效应。
2026-01-20 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
On the nature of the barlens component in barred galaxies: what do boxy/peanut bulges look like when viewed face-on?
棒星系具有有趣的形态特征，它们的存在和性质限制了星系演化。在这里，我们研究棒透镜，即透镜状部件，其沿棒长轴的长度小于棒的长度，并且其轮廓是椭圆形或圆形的。我们识别和分析的棒透镜$N$ -体加SPH模拟，比较他们广泛的NIRS 0 S（近红外S 0星系调查）和S $^4$ G样本（斯皮策星系结构调查），发现非常好的协议。我们在模拟中从不同的视角观察棒透镜。这表明棒透镜是正面看到的棒的垂直厚部分，即侧面看到的棒透镜是方形/花生状/X形凸起。在形态学研究中，在缺乏运动学或光度学的情况下，棒透镜或其一部分可能被误认为是经典的隆起。因此，无论是在数量上还是质量上，经典凸起的真正重要性都小于目前的假设，这对星系形成的研究有影响。最后，使用形状的等密度曲线，我们提出了一个经验法则，用于测量棒透镜的范围沿酒吧主轴的中等倾斜的星系，从而提供了一个估计的酒吧的一部分是厚的。
2016-02-29 astro-ph.GA
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies II. The relation between face-on and edge-on boxiness
我们研究的动力学机制，加强形成的\textit{inner}地区，大致在中间，酒吧观察到近\textit{face-on}的盒状结构。外箱，在年底的酒吧，通常与轨道在内部，径向4：1共振区，可以研究与二维动力学。然而，在中间的酒吧占主导地位的3D轨道，使四四方方/花生凸起的边缘上的看法的模型。在本文中，我们表明，三维准周期，以及三维混沌轨道粘x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面，特别是从内Lindblad共振（ILR）区域，有boxy投影的赤道平面上的酒吧。大多数垂直扰动的2D轨道，最初在赤道平面上的ILR共振区域，增强了面对酒吧的四四方方的功能。通过在ILR能量\textit{beyond}的侧视图中支持尖锐的“{ \sf X}”特征来构建条形的轨道也可以具有双方形特征。如果填充，沿长轴的内部方形的范围与侧面视图中的花生支撑轨道的范围大致相同。无论如何，这些轨道并没有掩盖在正面视图中ILR区域的方形轨道的观察，因为它们对棒的侧面的表面密度的贡献大于它们的中心部分。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
The Effect of Dark Matter Halo Shape on Bar Buckling and Boxy/Peanut Bulges
已经确定的是，棒在星系盘中形成后会发生显著的演化，经常在盘平面内外改变形状。在某些情况下，它们可能会弯曲或屈曲出椎间盘平面，导致形成方形/花生状/X形凸起。在本文中，我们表明，暗物质晕的形状影响酒吧的形成和屈曲。我们已经进行了N体模拟的非球形暗物质晕酒吧屈曲和跟踪酒吧演变为8 Gyr。我们发现，酒吧形成扁圆晕延迟，导致延迟屈曲，而酒吧形成较早的扁长晕导致早期屈曲。然而，第一次屈曲的持续时间仍然几乎相当。所有的模型显示两个屈曲事件，但最极端的长晕具有三个不同的屈曲功能。与球形和扁圆形晕相比，扁长形晕中的杆也显示出持续时间最长的屈曲特征。由于很少观察到持续的屈曲事件，我们的研究表明，大多数棒星系可能有更多的扁圆或球形晕，而不是长晕。我们对BPX结构的测量还表明，扁长晕比扁长晕和球形晕更能促进棒增厚和盘加热。
2021-10-15 astro-ph.GA
Revealing the cosmic evolution of boxy/peanut-shaped bulges from HST COSMOS and SDSS
垂直加厚的棒，以方形/花生（B/P）凸起的形式被观察到，在本地宇宙中的大多数大质量棒盘星系中被发现，包括我们自己。B/P凸起表明，它们的主酒吧遭受了强烈的弯曲不稳定性驱动的各向异性的速度分布。我们调查的第一次如何在棒星系的B/P隆起的频率从$z = 1$ $z\approx 0$的演变，使用大样本的非边对星系质量$M_{\star} > 10^{10}\:M_{\odot}$，从HST宇宙巡天选择。我们发现观察到的分数从$z = 1$的$0^{+3.6}_{-0.0}\%$增加到$z = 0.2$的$37.8^{+5.4}_{-5.1}\%$。我们占的问题，确定B/P凸起的星系低倾角和不利的酒吧的方向，由于红移依赖的观测偏差的帮助下，从斯隆数字巡天的样本，匹配的分辨率，静止帧带，信噪比和恒星质量和分析以同样的方式。由此，我们估计，真正的比例与B/P隆起的棒星系增加从$\sim 10\%$在$z \approx 1$的$\sim 70\%$在$z = 0$。在与以前的结果附近的星系，我们发现一个强烈的依赖性的存在下，星系恒星质量的B/P隆起。这种趋势在本星系和高红移星系中都有观察到，表明它是宇宙年龄很大一部分的垂直不稳定性的重要指标。我们提出，星系形成过程调节星系盘的厚度，这反过来又影响哪些星系经历暴力弯曲不稳定的酒吧。
2019-11-20 astro-ph.GA
The small boxy/peanut structure of the Milky Way traced by old stars
分析了天琴座RR型星在银河系中心区域的位置。除了先前检测到的整体条形外，我们还发现了花生状结构的证据，其形式为在$b\sim-3.5$ deg处的$\ell=-2$ deg和$1$ deg附近的超密度。花生星的两个峰值之间的物理距离为$\sim0.7$ kpc，明显短于近红外图像（3.3 kpc）和红丛星。Qualitatively这是预期从“分馏”酒吧的轨道，我们证明是匹配的一个由内而外的不断增长的光盘随后形成一个酒吧的模拟。
2021-11-11 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
The Effects of Boxy/Peanut Bulges on Galaxy Models
我们研究的影响，建模的一个Boxy/花生（B/P）的凸起将有恒星的引力势，部队，轨道结构和酒吧的棒星系强度的估计。我们提出了一种从面密度图像中获得盘星系势的方法，假设密度为垂直分布（高度函数），这是让随着位置而变化，从而使它能够代表的几何形状的B/P。我们构造了一个B/P高度函数后，从一个高分辨率的结果，N-body+SPH模拟一个孤立的星系，并比较所得到的动力学模型与常用的，位置无关的“平坦”高度函数。我们发现，不允许B/P的方法可以引起高达40%的杆区域中的力的误差，并证明这对模型的轨道结构有显着的影响，这反过来又决定了它的运动学和形态学。此外，我们表明，酒吧的强度降低B/P的存在下，我们的结论是，忽略B/P的垂直范围可以引入相当大的误差的动态建模。我们还研究了由于B/P参数的不确定性在模型中引入的误差，并表明即使对于慷慨但现实的不确定性值，误差也会明显小于完全不建模B/P凸起的误差。
2015-03-10 astro-ph.GA
Barlenses and X-shape features compared: different manifestations of Boxy/Peanut bulges
研究了垂直厚内杆构件的形态特征。在高星系倾角时，它们表现为Boxy/Peanut/X形特征，并且接近正面视图为棒透镜。利用斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）和近红外S 0星系巡天（NIRS 0 S），我们比较了88个X形特征，85个棒透镜和41个非棒星系的光度凸起的性质。这些结构的大小和短轴与长轴比（b/a）进行了比较，并解释通过合成图像使用N体模拟模型。棒透镜和它们的母星系也被分成不同的子星系群。以与观察类似的方式分析合成图像。这是第一次在大范围的星系倾角上比较棒透镜和X形特征的观测特性。我们的分析与柱镜和X形特征在物理上是相同现象的观点是一致的。然而，这两个功能的观察，不仅取决于星系的倾角，但也对它的中心流量集中。所观察到的近圆形的表面上的棒透镜形态是预期的，当至少有几个平行的磁盘质量是在一个中心组件，在一个区域内比棒透镜本身的大小小得多。我们还讨论了文献中光度凸起所得到的大范围的恒星星族年龄与我们的解释是一致的。
2016-09-07 astro-ph.GA
Observational constraints to boxy/peanut bulge formation time
Boxy/peanut bulges被认为是与棒相同的恒星结构的一部分，两者都可以通过屈曲不稳定性联系起来。银河系是最接近我们的例子。这封信的目的是确定不同组成部分的质量组合是否在它们的恒星星族中留下了印记，从而可以估计棒形成及其演化的时间。为了这个目的，我们使用积分场光谱，推导出恒星的年龄分布，SAD，沿酒吧和光盘的NGC 6032。该分析清楚地显示了不同酒吧区域的不同SAD。整个星系都有一个潜在的老（>=12 Gyr）恒星星族。突出部分显示了恒星的形成时刻都在发生。内棒结构显示年龄大于6 Gyrs的恒星，缺乏年轻的人口。外杆区域呈现与椎间盘相似的SAD。为了解释我们的结果，我们使用一个通用的数值模拟的棒星系。因此，我们约束，第一次，时代的酒吧形成，屈曲不稳定期和后方的增长从光盘材料。我们确定NGC 6032的棒是古老的，形成于大约10 Gyr前，而屈曲阶段可能发生在大约8 Gyr前。所有这些结果都表明，即使在气体存在的情况下，棒也是持久的。
2017-06-02 astro-ph.GA
Boxy/Peanut/X-shape bulges: steep inner rotation curve leads to barlens face-on morphology
我们使用恒星动力学隆起/磁盘/晕模拟研究是否barlenses（透镜状结构嵌入在狭窄的酒吧组件）只是面对的对应物的Boxy/花生/X-形状（B/P/X）在边缘酒吧，或者如果一些额外的物理参数影响形态。膨胀盘的质量和尺寸比的范围进行了探讨：我们的标称参数（$B/D=0.08$，$r_{\rm eff}/h_r=0.07$，磁盘包括2/3的总力在$2.2h_r$）对应于典型的MW质量星系。在所有的模型中，一个带有明显的B/P/X形式的酒吧在几个陀螺仪中，在边缘视图中可见。然而，纯棒透镜形态仅在具有足够陡峭的内旋转曲线$dV_{cir}/dr\gtrsim5V_{max}/h_r$的模型中形成，当包括具有$B/D\gtrsim0.02$和$r_{\rm eff}/h_r\lesssim0.1$的小的经典凸起时实现。对于较浅的斜坡，中心结构仍然类似于棒透镜体，但即使在低倾角下也显示出清晰的X信号。类似的结果适用于无凸起模拟，其中通过改变晕圈浓度来修改中心斜率。对于斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）中观测到的棒透镜和X形星系，预测的内旋曲线灵敏度与由3.6 $μ$ m图像计算的引力势估算的斜率一致。对于倾角为$<60^\circ$的棒透镜星系，其内旋曲线平均比X形星系陡两倍：极限斜率为$\sim250$ km/s/kpc。在棒星系中，那些有棒透镜的星系在棒透镜区（$\lesssim…
2016-11-10 astro-ph.GA
Formation of young boxy/peanut bulges in ringed barred galaxies
我们研究了方形和花生形（B/PS）凸起的形成机制是否取决于星系的气体含量。我们已经进行了N体模拟和没有气体成分。在第二种情况下，恒星形成/反馈配方也被用来创造新的恒星星族。和以前的许多研究一样，在我们的N体无碰撞模拟中，B/PS是由于z镜像对称性的经典破缺，持续了大约2亿年。当一个气体成分和恒星形成配方被添加到模拟中时，膨胀生长机制就完全不同了。诞生于薄气盘中的年轻恒星星族，在线性水平和垂直ILR的共同作用下，迅速进入垂直共振轨道。这导致了B/PS球主要由比周围的恒星年轻的恒星物质构成。轨道结构的非线性分析表明，在这两种情况下，负责B/PS的主轨道族是不同的。2：2：1的轨道占主导地位的碰撞模拟，而额外的非对称家庭有助于B/PS，如果耗散组件存在，可以形成新的恒星。我们发现2：3：1和2：5：1轨道捕获了相当大一部分质量。在年轻星族变厚的同时，还出现了一个平环盘星成分。这是由于恒星形成在一个位于中央kpc的核气体盘中，在ILR内部，并通过大尺度杆施加的扭矩在那里积累。值得注意的是，它在整个模拟过程中保持平坦，尽管它发展了一个核棒，导致了一个双棒星系。我们预测，两个人口的B/PS凸起可能存在，甚至共存于同一个星系。
2009-02-04 astro-ph.GA
Bar Evolution in Edge-on Galaxies: A Demographic Study of Boxy/Peanut Bulges
Indian Institute of Science Education and Research, Bhopal（印度科学教育研究所博帕尔分校）；Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
研究通过大规模普查发现边缘盘星系中BP/X突出物的分布特征，揭示其与星系缩放关系及棒状结构形成的相关性。
2025-11-26 astro-ph.GA
Colors of barlenses: evidence for connecting them to boxy/peanut bulges
我们研究了中低倾角棒星系结构的颜色和取向。我们测试的假设，barlenses，圆形的中央组件嵌入酒吧，可以形成一部分的酒吧以类似的方式，以四方形/花生凸起的边缘视图。从S $^4$ G和NIRS 0 S巡天中选取了79个棒透镜星系。测量棒透镜的大小、椭圆度和取向，并用于定义颜色测量中的棒透镜区域。研究了棒透镜相对于“细棒”和圆盘节点线的取向。对47个星系，利用SDSS图像在u、g、r、i和z五个光学波段上绘制了彩色图。用两种不同的方法测量了棒、棒透镜、盘和星系中心区域的颜色，并构建了对金属丰度、恒星表面引力和短寿命恒星敏感的色-色图。每个星系的结构成分之间的颜色差异被计算出来，并以直方图的形式呈现出来。我们发现棒透镜的颜色与周围棒的颜色非常相似，这表明它们很可能是棒的一部分。我们还发现，棒透镜的方向更接近磁盘线的节点比薄酒吧，这是一致的想法，他们是垂直厚，在一个类似的方式，在更倾斜的星系的方形/花生结构。通常，棒透镜的颜色与正常E/S0星系的颜色相似。逐个星系的研究表明，在旋涡星系中也存在尘埃很重的棒透镜体，以及再生恒星星族的棒透镜体。星系的中心区域被发现平均比棒或棒透镜更红，尽管也存在中心峰更蓝的星系。
2016-10-07 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
Our Milky Way as a Pure-Disk Galaxy -- A Challenge for Galaxy Formation
人们普遍认为，星系的膨胀是在星系碰撞和合并的动力学暴力中形成的。在这里，我们模拟的恒星运动学的膨胀径向速度测定（BRAVA），并没有发现任何迹象表明，银河系包含一个经典的凸起形成的混乱预先存在的磁盘的恒星在重大合并。相反，凸起似乎是一个酒吧，看到有点端上，从其不对称的四方形暗示。我们构建了一个简单但现实的银河系N体模型，自洽地发展了一个酒吧。钢筋在垂直方向上立即弯曲并变厚。从太阳上看，结果类似于我们银河系的四方形凸起。该模型符合BRAVA恒星运动学数据，涵盖了整个隆起惊人的好，不需要合并的经典隆起。在我们的最佳拟合模型中，棒的半长约为4kpc，从太阳-银河系中心线延伸20度。我们使用新的运动学约束表明，任何经典的凸起的贡献不能大于磁盘质量的8%。因此，银河系凸起是盘的一部分，而不是在先前合并中形成的单独组成部分。像我们这样的巨大的纯盘星系对标准图片提出了重大挑战，在标准图片中，星系形成是由等级聚类和星系合并主导的。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
First direct identification of the barlens vertical structure in galaxy models
将谱动力学方法应用于一个典型的带棒透镜的$N$ -体模型，我们将模型化的棒分解成由完全不同类型的轨道支持的独立分量。我们确定至少有四个组件：一个狭窄的细长酒吧，一个四方形酒吧，和两个组件的barlens。我们分析了组成杆的厚部分的所有组件的垂直结构，该部分具有方形/花生形状（B/P凸起）。我们表明，“花生”的形状主要是由于轨道组装的四四方方的一部分，面对酒吧。我们把X形与狭长的条形联系起来。当我们从侧面观察星系时，具有方形等照度线的棒透镜的较宽部分有助于B/P凸起的方形形状。然而，从正面观察时，具有圆形等照度线的棒透镜部分在垂直方向上是一个相当平坦的结构，没有任何明显的偏心突起。因此，第一次，我们证明了圆形的面上棒透镜不能完全与B/P凸起。
2021-04-03 astro-ph.GA
Formation and evolution of boxy/peanut bulges in the Auriga cosmological simulations
利用Auriga宇宙学模拟研究盒状/花生状核球的形成与演化，发现其形成于棒形成后约1.1-1.6 Gyr的屈曲事件，并揭示了b/p比例随红移下降的趋势及其与观测的差异。
2025-05-19 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
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
Early Growing Supermassive Black Holes Strengthen Bars and Boxy/Peanut Bulges
通过N体模拟发现，在棒形成早期引入超大质量黑洞可增强棒状结构和盒状/花生状核球，通过加热内盘增加被共振捕获的恒星比例，而后期引入则削弱棒。
2023-11-16 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
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies I. Properties of non-periodic orbits
在动力学系统中遇到的结构的相空间特性的调查是必不可少的理解他们的形成和增强。在本文中，我们探索的相空间中的能量间隔，我们有轨道，作为积木盒花生（b/p）和“{ \sf X}形”结构的旋转潜力的星系型。我们强调的意义，旋转环面周围的3D家庭x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$已从平面x1家庭分叉。这些环面起着多重作用：（i）它们属于准周期轨道，增强了局部密度。(ii)它们作为障碍的混沌轨道的扩散和（iii）他们吸引了大量的混沌轨道，成为粘到他们。也存在不稳定族的分叉（x1 v2，x1 v2 $^{\prime}$）。它们的不稳定渐近曲线缠绕在x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面周围，产生具有介于x1 v1和x1 v2之间的混合形态的轨道。此外，一个新的家庭的多样性2，称为x1 mul 2，被发现是重要的花生建设。我们的工作还表明，在垂直ILR之前存在花生支撑轨道。与x1族相关的非周期轨道确保了这一贡献，以及在其他几个能量区间对b/p结构的支持。非线性现象与复杂的不稳定性的单倍和双倍家庭的周期轨道表明，这些结构是不中断的地区，这种轨道占主导地位。根据其形成背后的主要机制，四四方方的凸起表现出不同的形态特征。最后，我们的分析表明，“X”的功能形成的轨道附近的x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$周期轨道是明显的，只有在侧或近端的酒吧的意见。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
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
Non-Parametric Density Reconstruction of the Galactic Bulge Area using Red Clump Stars in the VVV Survey
本文利用VVV巡天数据，通过基于最大熵正则化的非参数方法重建银河系核球三维密度分布，证实其盒状/花生状/X形结构，并发现核球前后延伸约3 kpc的旋臂结构。
2020-09-13 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
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
Comparing the Galactic Bulge and Galactic Disk Millisecond Pulsars
银河系中心过剩（Galactic Center Excess，GCE）是费米大天区望远镜（Fermi-LAT）数据中发现的银河系中心区域的扩展伽马射线源。对GCE的主要解释之一是银河系隆起中尚未解决的毫秒双星（MSP）。由于不同的恒星形成历史，预计银河系球核中的MSP比银河系盘中的MSP更古老，因此更暗。此外，还观测到了MSP的光谱参数与相应中子星的自旋下降速率之间的相关性。这意味着凸起MSP可能在光谱上不同于盘MSP。我们进行详细的建模的MSP从形成到观察。虽然我们确认的相关性，我们没有发现他们是足够大的显着区分的光谱时，不确定性的凸起MSP和磁盘MSP占。我们的研究结果表明，人口的MSP，可以解释的伽马射线信号，从解决MSP在银河系盘和未解决的MSP在四方形隆起和核隆起可以始终被描述为产生一个共同的进化轨迹的一些子集的天体物理源共同所有这些不同的环境。我们并不要求银河系内部的MSP有什么不寻常的地方来解释GCE。此外，我们使用一个更准确的几何形状的凸起MSP的分布，并纳入分散措施估计MSP的距离。我们发现，细长的方形凸起形态意味着一些凸起MSP离我们更近，因此更容易解决。我们确定了三个解决MSP具有显着的概率属于隆起人口。
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
N-body simulation insights into the X-shaped bulge of the Milky Way: Kinematics and distance to the Galactic Centre
使用模拟盒/花生（B/P）形凸起，我们探索银河系的凸起的X形的性质。X形可以与由条形驱动的B/P形凸出相关联。通过比较详细的模拟和观察，我们表明，主要的运动学印记的X形是一个最小的近，远侧的平均视线速度沿短轴之间的差异。该最小值出现在大约|b| = 4°处，这接近于可以检测到X形的下限。在银河系中心的方位角速度、垂直速度或任何色散中，都找不到X形的相干特征。在缩放我们的模拟之后，我们发现与BRAVA数据的最佳拟合导致15°的杆角。我们还探讨了一个纯粹的几何方法来确定银河系中心的距离跟踪臂的X形。我们发现，我们能够确定这一鲜为人知的距离，约5%的准确度与足够准确的距离测量的红团星的武器。
2014-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar populations in the Milky Way bulge region : Towards solving the Galactic bulge and bar shapes using 2MASS data
我们重新分析光度近红外数据，以调查为什么它是如此难以得到一个共识的形状和密度的法律的凸起，从文献中看到的。为了解决这个问题，我们使用贝桑松星系模型提供了一个方案的参数拟合的结构特征的隆起区。拟合过程允许确定凸出主结构的全局形状。我们探索了各种参数和形状的凸起/酒吧结构的基础上费雷尔的椭球体和适合的形状的内部光盘在同一过程中。结果表明，主结构是一个相当标准的三轴箱形杆/凸起，相对于太阳中心方向的取向约为13度。但是当我们添加第二个结构时，拟合得到了极大的改善，第二个结构是一个更长更厚的椭球体。我们强调，我们的第一个椭球体代表的主要boxy酒吧的银河系，厚的凸起可以是一个经典的凸起稍微扁平的酒吧潜力的影响，或内部厚盘对应。我们表明，在中纬度看到的双丛可以复制添加轻微耀斑的酒吧。为了更好地表征种群，我们进一步模拟了几个领域，这些领域已经在光谱学中进行了调查，并且金属丰度分布函数（EIB）可用。如果我们假设主棒具有平均太阳金属丰度，而第二个较厚的人口具有较低的金属丰度，则该模型与短轴上的这些平均值吻合得很好。然后，通过两种粒子的混合，自然地产生垂直的金属丰度梯度。（节略）
2012-01-20 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
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
Kinematics at the Edge of the Galactic Bulge: Evidence for Cylindrical Rotation
我们提出了新的结果，从BRAVA，大规模的径向速度调查的银河系的隆起，使用M巨星从2微米的全天巡天目录中选择的Cerro Tololo美洲天文台4米水螅多目标摄谱仪的目标。本调查的目的是构建一个新一代的自洽酒吧模型，符合这些意见。我们报告的领域在银河系的边缘在纬度b=-8度的动态。并与b=-4 °时的动力学进行比较。我们发现，在b=-8度时，转动曲线V（r）是相同的。当b=-4 °时，也就是说，银河系四四方方的凸起是圆柱形旋转的，就像其他星系的四四方方的凸起一样。b=-8度时的视线速度分布总和。是高斯的，和分箱的超光速图显示没有证据表明，无论是（磁盘）人口与冷动力学或（经典的隆起）人口与热动力学。所观察到的运动学很好地模拟了一个边缘上的N-体酒吧，与已发表的结构证据。我们的运动学观测表明，银河系的隆起是一个典型的产品的长期演化的星系盘，在对比恒星星族的结果，是最容易理解的，如果主要的合并是占主导地位的形成过程。
2009-08-27 astro-ph.GA
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs. II. Can bars form in hot thick discs?
本研究通过N体模拟发现，厚盘几乎不阻碍棒状结构形成，但纯厚盘模型中棒状结构形成依赖盘标长和标高，且Ostriker-Peeble判据更适用。
2023-04-18 astro-ph.GA
