Orientation of Galactic Bulge Planetary Nebulae toward the Galactic Center
我们用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪对银河系行星状星云的一个样品进行了积分场光谱学研究。H $α$发射线的空间分辨速度分布被用来确定运动学特征和星云方向。我们的发现表明，一些朝向银河系中心的行星状星云有一个特定的方向。
2014-11-29 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
The formation of the Galactic bulge in an inside-out scenario
化学演化模型（CEM）是理解银河系和宇宙中其他星系的形成和演化的重要工具。银河系隆起是唯一可以分辨的星系隆起，可以用精致的细节进行研究。通过这种方式，可以追踪凸起内不同区域的凸起金属丰度分布函数，并为我们提供有关凸起形成情景的线索。在这项工作中，我们已经假设了一个由内而外形成的银河系的隆起，并使用CEM，我们能够计算在9个不同的径向区域的化学演化，从0到2千秒差距，在0.25千秒差距的步骤。初步结果表明，在隆起的内部区域的金属丰度偏高，而在外部区域有一个富金属的组件，但也有一个金属贫乏的组件比在内部区域更广泛。这些结果可以解释在银河系核球中观测到的金属丰度梯度。
2019-05-06 astro-ph.GA
Dust Properties in the Galactic Bulge
有人认为，在银河系核球中，星际介质中尘埃的全消光与选择性消光的比值RV不同于其在局部邻域中的值。我们试图测试这个建议。利用斯皮策空间望远镜观测到的16条银河系核球PNe中红外氢谱线，确定了消光校正后的Hβ通量。将其与观测到的Hβ通量进行比较，以获得Hβ处的总消光。选择性消光是从观测到的这些星云的巴耳末衰减中获得的。这样就可以求出RV的值，在银河系球核中，总消光与选择性消光的比值与RV =3.1的值一致，这与在局部邻域中发现的值相同。我们的结论是，建议RV是不同的银河系的隆起是不正确的。对此原因进行了讨论。
2013-01-16 astro-ph.GA
Terzan 5: a Fossil Remnant of the Galactic Bulge
泰山5是一个位于银河系凸起的恒星系统，距离5.9千秒差距。最近的发现表明它拥有两个具有不同铁丰度（Δ[Fe/H]=0.5）的恒星星族。如此大的差异仅在星系晕的半人马座ω中被测量到。此外，在泰山5中没有观察到任何的球状星团，因此它不是一个真正的球状星团。观察到的化学模式与在膨胀恒星中观察到的化学模式惊人地相似。这表明泰山5号是银河系隆起的残余碎片。
2013-01-11 astro-ph.GA
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
Galactic Orbits of Globular Clusters in the Region of the Galactic Bulge
银河系轨道已被构建了很长的时间间隔，为10个球状星团位于银河系中心附近。一个具有轴对称引力势的银河系模型最初被应用，之后一个非轴对称的潜力，相应的中央酒吧被添加。由于棒的影响，所有这些球状星团在XY平面的轨迹的变化被检测到。这些是最大的集群泰山4在纬向（RZ）平面。球状星团Terzan 1、Terzan 2、Terzan 4、Terzan 9、NGC 6522和NGC 6558始终保持在银河系的凸起内，距离银河系中心不超过4 kpc。
2017-05-15 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
HAT Discovery of 76 Bright Periodic Variables Toward the Galactic Bulge
本文报道了银河系核球附近147个亮（8<I<13）周期变星的I波段测光观测结果，其中包括76个新发现。2005年，我们使用HATnet望远镜中的一架，在88个夜晚获得了151次曝光，视场为8.4 x 8.4 deg^2，中心约为（l，b）=（1.73，-4.68）。作为微透镜可行性研究的一部分，我们在2005年观察了银河系的隆起（Nataf et al. 2009），在这里我们讨论了我们在数据中发现的周期变量。在我们的发现中，我们计算了52个新的食双星和24个其他周期变量。
2010-09-15 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
Two-Component Galactic Bulge Probed with Renewed Galactic Chemical Evolution Model
最近对银河系核球的观测结果要求我们放弃一个简单的关于它形成的图像，即核球中存在两个恒星星族，由两个恒星金属丰度分布峰（Eg）表示。为了评估这个问题，我们构建了银河系化学演化模型，已在两个方面进行了更新：第一，延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia）最近揭示了广泛的SNIa调查纳入模型。其次，核合成时钟，在渐近巨星分支（AGB）星的s-处理，仔细考虑在这项研究中。这个新的模型首次表明，银河系的功能标记的关键元素，镁，铁，钡的隆起以及薄和厚盘是兼容的一个短延迟的超新星Ia。我们提出了一个成功的模型的两个组成部分的隆起，包括的Mg/Fe]和[Ba/Mg]的演变，并揭示其起源如下。贫金属组分（<[Fe/H]>~ 0.5）以~1 Gyr的相对短的时间尺度形成。这些特性与太阳附近厚盘的特性相同。随后，从其剩余的气体与气体流从磁盘以外的隆起，一个富金属的组件（<[Fe/H]>~+0.3）形成了一个较长的时间尺度（~4 Gyr）与头重脚轻的初始质量函数，可能与薄盘组件内的隆起。
2012-01-04 astro-ph.GA
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
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
The 3D structure of the Galactic bulge
本文综述了有关银河系核球三维结构的观测证据。虽然我们银河系内部的几千秒差距通常被称为{ \it the bulge}，但所有的观测都表明，这个区域由一个条形主导，即，凸起是条。该条在其外部区域具有方形/花生状（X形）结构，而在其最内部区域似乎变得越来越不细长。一个更薄和更长的结构也被发现了，虽然支持两个独立结构的观测证据最近受到了挑战。贫金属星（[Fe/H] $\lesssim -0.5$ dex）的结构不同，运动学也不同。
2016-01-12 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
Chemical evolution of the bulge of M31: predictions about abundance ratios
我们的目标是再现的化学演化的隆起的M31通过一个详细的化学演化模型，包括径向气流来自磁盘。研究了初始质量函数、恒星形成速率和核球形成时间尺度对恒星金属丰度分布函数的影响。我们计算了几种模型的化学演化使用的金属丰度分布的矮星作为观测约束的隆起的M31。然后，通过最佳再现金属丰度分布函数的模型，我们预测了几种化学元素（O，Mg，Si，Ca，C，N）的[X/Fe]与[Fe/H]关系。我们的最佳模型的M31的隆起通过一个强大的统计方法，并假定一个萨尔彼得初始质量函数，施密特-肯尼库特定律的恒星形成指数k = 1.5，恒星形成的效率为$\sim 15\pm 0.27\, Gyr^{-1}$，和一个下降的时间尺度为$\sim 0.10\pm 0.03$陀螺仪。我们的研究结果表明，M31的隆起形成非常迅速，通过强烈的恒星形成率和初始质量函数平坦比太阳附近，但类似于银河系隆起推断。在M31核球的恒星中，[$α$/Fe]比值在[Fe/H]的大部分范围内都应该很高，就像在银河系核球中观察到的那样。这些预测有待未来的数据来证明。
2014-10-27 astro-ph.GA
The Chemical/Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
在过去的十年中，针对银河系核球研究的大型光谱数据集取得了显著的进展。我们认为剩余的问题，似乎是棘手的与现有的数据，包括重要的问题，如是否隆起和厚盘实际上显示出不同的化学，和明显的戏剧性变化的形态在太阳金属丰度，以及大规模的研究的重元素（包括r-过程）在隆起。虽然红外光谱是强大的，但红外线中缺乏重元素原子跃迁使得不可能从这样的数据中进行任何重元素的调查。我们认为，统一的，高S/N，高分辨率的光学数据提供了一个很好的机会来解决这些问题，并探讨其他人口的凸起，如RR天琴座和热HB星。
2019-04-08 astro-ph.GA
Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
2009-01-10 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
LSST Cadence Optimization White Paper: The Definitive Map of the Galactic bulge
我们建议配置银河系内面的LSST覆盖范围，以允许从LSST数据中生成银河系凸起的确定性年龄/金属丰度图，并在适当的情况下与外部调查相匹配。这将使银河系隆起的形成历史得以重建，并提供一个巨大的遗留数据集，以支持LSST的关键科学目标之一（绘制银河系）。我们建议使用精确的多色$grizy$ ~测光，深度应尽可能达到空间拥挤程度（理想情况下应在项目早期完成），并辅以覆盖整个10年时间基线的单滤光片测量。这两条线应该覆盖尽可能广泛的区域内的隆起，与图像质量足以达到至少隆起主序列关闭在看到有限的观察。我们指定的指标和优点的数字，候选人的观察策略可以评估相对于'静态'隆起科学（自行和测光）
2018-12-20 astro-ph.GA
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
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Candidate Hypervelocity Red Clump Stars in the Galactic Bulge Found Using the VVV and Gaia Surveys
我们提出了一种新的方法来寻找超高速恒星在银河系的隆起，通过使用红团（RC）巨人，这是很好的距离指标。第二次盖亚数据发布和来自Via Lactea（VVV）巡天中VISTA变星的近红外数据导致选择了34颗膨胀RC星的体积有限样本。在这一组合数据集中的搜索导致在银河系凸起中发现了七颗候选超高速红团星。在此基础上，我们估计超高速RC星从中央超大质量黑洞（SMBH）的总生产率为$N_{HVRC} = 3.26 \times 10^{-4} $年$^{-1}$。这开辟了在银河系隆起中使用未来的调查发现更大的超高速恒星样本的可能性，更接近它们的主要生产地点，如果它们起源于双星与中央SMBH的相互作用。
2019-12-04 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
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
A new class of fossil fragments from the hierarchical assembly of the Galactic bulge
星系核球的形成和演化过程仍然不清楚，银河系核球中是否存在年轻恒星也存在很大争议。我们最近证明，在银河系隆起的Terzan 5是一个复杂的恒星系统，拥有年龄非常不同的恒星，并且与现场人口具有惊人的化学相似性。这表明它的祖先可能是被认为通过合并产生凸起的巨大结构之一。在这里，我们表明，另一个球状星团系统在隆起（Liller 1）主机两个不同的恒星星族具有显着不同的年龄：只有1-3 Gyr的最年轻的，12 Gyr的最古老的，这是令人印象深刻的相似，老的组成部分泰山5。这一发现将Liller 1和Terzan 5归类为银河系凸起中最近的恒星形成地点，并提供了明确的观测证据，证明原始大质量结构的分层组装有助于银河系球体的形成。
2020-12-14 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
ARGOS II: The Galactic Bulge Survey
我们描述的动机，现场位置和恒星选择的ARGOS光谱调查的28,000颗恒星在银河系的隆起和内盘在纬度b = -5度到-10度。这项调查的主要目标是限制隆起的形成过程，并确定它是否主要是合并或不稳定的残留物。从光谱（R = 11，000）中，我们测量了径向速度并确定了恒星参数，包括金属丰度和[α/Fe]比。根据恒星参数估计出的距离，大约有14，000颗恒星是距离银河系中心3.5kpc以内的红巨星。在本文中，我们提出的意见和分析方法。随后的论文（III和IV）将讨论恒星金属丰度分布和银河系核球和内盘的运动学，以及核球形成的意义。
2012-12-07 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
Elemental abundances in the Galactic bulge from microlensed dwarf stars
我们目前的元素丰度的13微透镜矮和次巨星在银河系的隆起，这构成了迄今为止最大的样本。我们发现，这些恒星的金属丰度范围从Fe/H=-0.8到+0.4，并且它们遵循明确的丰度趋势，与银河系厚盘的趋势一致。
2009-08-19 astro-ph.GA
An estimate of the DM profile in the Galactic bulge region
我们提出了一个银河系隆起的区域，这导致在其中的暗物质（DM）的总量和分布的限制的质量分布的分析。我们的研究结果-基于动态测量的BRAVA合作-是定量兼容的最近的分析，并概括到一个vaste样品的观测推断的形态的恒星组件在该地区的银河系的隆起。通过拟合推断DM质量的广义NFW配置文件，我们发现，核心（指数γ小于0.6）是禁止的，只有非常轻的配置的凸起，尖点（指数γ大于1.2）是允许的，但不一定是首选。有趣的是，我们发现，凸起区域的结果是兼容与动力学方法（基于旋转曲线）应用到银河系的外部区域，所有的形态。我们发现，恒星形态的形状的不确定性严重影响的DM分布在隆起区，这是由重子的引力为主，增加了其归一化的不确定性的确定。两者的结合阻碍了推断银河系隆起区域DM分布的合理结论的实际可能性，只有未来对该区域恒星普查和动力学的观测才能使我们更接近定量更明确的答案。
2017-04-20 astro-ph.GA
Orbits of selected globular clusters in the Galactic bulge
本文对8个内凸球状星团和一个参考晕天体进行了轨道分析。我们使用的自行值来自长时间的CCD数据。轨道被集成在轴对称模型和模型，包括银河酒吧潜力。酒吧的列入证明是必不可少的集群的动力学行为的描述。我们使用蒙特卡洛计划来构建每个集群的初始条件，考虑到运动学数据和距离的不确定性。典型的样本星系团显示最大高度低于1.5千秒差距的银河平面，并发展相当偏心的轨道。七个隆起的样本集群共享的酒吧/隆起的轨道特性，具有近银河系和远星系距离，和最大的垂直偏移从酒吧区域内的银河平面。而NGC 6540则显示出完全不同的轨道行为，具有厚盘的动力学特征。发现了相对于银河系自转方向的逆时针和逆时针逆行轨道，这可能是一种混沌行为的特征。
2018-04-16 astro-ph.GA
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
COSMIC-LAB: Terzan 5 as a fossil remnant of the Galactic bulge formation epoch
星系球的形成和演化是现代天体物理学中最有争议的话题之一。解决这个问题的一种方法是观察银河系的凸起，因为它是最近的。根据一些理论模型，我们的凸起可能是由星系演化早期阶段气体盘碎裂形成的子结构合并而成的。我们可能已经在恒星系统Terzan 5中发现了这些子结构之一的遗迹。事实上，泰山5拥有两个恒星星族，它们的铁丰度完全不同，这表明它曾经比今天大得多。此外，它独特的化学性质与在银河系隆起中观察到的化学性质惊人地相似。在这篇论文中，我们进行了详细的光度和光谱分析，以确定该集团的形成和演化。从光度的角度来看，我们建立了一个高分辨率的微分红化地图的方向的系统，我们测量相对自行分离其成员人口的污染核球和磁盘明星。从光谱的角度来看，我们测量了600多颗恒星的丰度属于泰山5及其周围地区，以建立最大的现场净化金属丰度分布为这个系统。我们发现金属丰度分布非常广泛（>1 dex），并且我们发现了第三个金属贫乏和α增强的群体，平均[Fe/H]=-0.8 dex。这篇论文清楚地揭示了Terzan 5和凸起在化学形成和演化方面的惊人相似性，这表明Terzan 5与银河系凸起在原地形成。特别是其贫金属的人口跟踪凸起形成的早期阶段，而其最富金属的组成部分可能包含的凸起最近的演变的关键信息。
2014-12-18 astro-ph.GA
The Age and Helium Abundance of the Galactic Bulge
我讨论了银河核球恒星星族的年龄和氦丰度。我目前的例子，年龄和氦丰度可以退化的观测，因此，如何未声明的假设氦金属丰度关系可能会导致偏见的年龄金属丰度测定。我总结的努力，以解决这种退化使用红巨星分支凸点，微透镜选择效应的前向建模，并直接质量和金属丰度测量的恒星沿红巨星分支。我的情况下，这两个参数之间的简并可以在不久的将来解决。
2013-07-13 astro-ph.GA
Peanuts, brezels and bananas: food for thought on the orbital structure of the Galactic bulge
最近的观测发现在银河系核球中存在一个盒子/花生或X形结构。这样的盒子/花生结构在外部盘星系中很常见，并且在N体模拟中是众所周知的，它们是在棒的屈曲不稳定性之后形成的。从分析势和N体模型的研究中，过去有人声称盒子/花生的凸起是由“香蕉”或x1 v1轨道支撑的。我们在这里提出了一套N体模型，而不是花生凸起主要是支持brezel样轨道，允许强大的花生形成短的程度相对于酒吧的长度。这表明X形的恒星不一定沿着香蕉轨道流动，香蕉轨道跟随X形的臂。brezel轨道也被发现是主要的轨道组成部分，支持花生形状在我们最近的制造到测量的银河系膨胀的动力学模型。我们还表明，在这些模型中，恒星轨道的分数，有助于X-结构占恒星质量的40-45%。
2015-03-24 astro-ph.GA
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
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
Chemical evolution of bulges of active galactic nuclei in the early Universe: roles of accreting stars
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院国家天文台）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过建模揭示了高红移AGN晕中吸积修改恒星（AMS）对气体相金属丰度的快速增强作用，为未来光谱学调查提供预测。
2025-11-20 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
Metallicity Properties of the Galactic Bulge Stars Near and Far: Expectations from the Auriga Simulation
利用御夫座模拟的高分辨率类银河系模型，我们研究了银河系膨胀的化学性质，重点是近侧（银河系中心前面）和远侧（银河系中心后面）恒星之间的金属丰度差异。一般来说，沿着某些视线，近侧比远侧更富含金属，这与盘的负垂直金属丰度梯度一致，因为远侧比近侧位于盘平面上方。然而，在$l<0^\circ$和$|b|\le6^\circ$区域，近端比远端更贫金属，它们的差异随着银河经度而变化。这主要是由于短轴附近的恒星比长轴附近的恒星更贫金属。由于棒是倾斜的，在负经度区域，近侧主要是由靠近短轴区域的恒星贡献，而远侧则是造成这种金属丰度差异的主要原因。我们通过识别近端和远端的过密度来提取X形结构中的恒星。它们的金属丰度性质与整个银河系核球的结果一致。这种四四方方的花生状凸起可以很自然地解释观测中双红团簇星的金属丰度差异。没有必要涉及一个经典的球分量与不同的恒星星族。
2022-07-11 astro-ph.GA
Terzan 5: a pristine fragment of the Galactic Bulge?
泰山5号是位于银河系内凸起的一个恒星系统，在历史上被归类为球状星团。然而，最近的测光（Ferraro et al. 2009）和分光（Origlia et al. 2011; Origlia et al. 2013）研究表明，它至少拥有三个具有不同铁丰度的恒星星族（Delta[Fe/H]>1 dex的总扩散），从而证明Terzan 5不是一个真正的球状星团。此外，从金属丰度分布和α元素富集的角度来看，这个系统的化学模式与其周围环境的化学模式之间惊人的相似性，表明Terzan 5可能是凸起本身的原始碎片。
2014-01-16 astro-ph.GA
TERZAN 5: the remnant of a pristine fragment of the Galactic Bulge?
泰山5号是银河系隆起中的一个恒星系统，通常被归类为球状星团。通过专门的近红外测光和光谱学，我们发现它拥有两个主要的恒星星族，在颜色星等图中定义了两个不同的红色团块（RC），并显示出不同的铁含量：[Fe/H] = -0.2和[Fe/H]=+0.3，分别为微弱和明亮的红色团块。此外，最近还检测到了金属丰度明显较低（[Fe/H]=-0.79）的第三个次要种群，从而将Terzan 5覆盖的金属丰度范围扩大到Delta[Fe/H] ~ 1 dex。这一证据表明，与星系晕中的半人马座欧米伽相似，泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个经历了更复杂的恒星形成和化学富集历史的恒星系统。此外，与凸起恒星惊人的化学相似性表明，泰山5可能是通过与其他类似子结构的强烈动力学相互作用而形成银河系凸起的大质量团块之一的遗迹。
2013-11-20 astro-ph.GA
Modelling the formation of the galactic bulge
在这项工作中，我们已经假设了一个Hernquist模型与一个由内而外形成的银河系的凸起，并使用化学演化模型，我们能够获得的凸起金属丰度分布函数（ESTA）为不同的径向区域。初步结果显示，在球核的内部区域，贫金属星的比例较高，而这一比例随着球核向外移动而逐渐减少。这些结果可以解释在银河系核球中观测到的金属丰度梯度。
2017-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Velocity-Dependent $J$-factor of the Milky Way Halo: Does What Happens in the Galactic Bulge Stay in the Galactic Bulge?
我们考虑的角度分布的光子信号，可能会出现从速度依赖的暗物质湮灭内的银河系隆起。我们发现，对于索末菲增强湮灭的情况下，暗物质湮灭内的凸起是由低速粒子，永远不会离开凸起，使之能够找到一个简单的分析关系的暗物质的轮廓内的银河系凸起和角分布。另一方面，对于$p$ -或$d$ -波湮灭的情况下，我们发现，一小部分的高速粒子，可以离开隆起提供了一个显着的，往往是占主导地位的，在隆起内的暗物质湮灭的贡献。对于这些场景，要充分理解银河系隆起深处的暗物质湮灭，以及由此产生的光子信号的角分布，就需要理解隆起之外的暗物质轮廓。我们认为银河系中心过剩的光这些结果，并发现，解释这种过剩的$p$波湮灭将需要的暗物质的轮廓内的凸起有一个更陡峭的轮廓比通常认为的，但与不确定性有关的轮廓外的凸起的行为。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
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
The Stellar Population of the Galactic Bulge
银河系的核球是银河系的中心球体，包含银河系总恒星质量的四分之一（M_bulge=1.8x10^10 M_sun; Sofue，Honma & Omodaka 2009）。由于比圆盘更古老，它是银河系中第一个坍缩成恒星的大质量组成部分。因此，了解它的结构和它的恒星星族的性质，对星系形成模型有很大的意义。我将回顾我们目前对核球性质的了解，特别强调最近对几百颗恒星测量的化学丰度。
2009-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Galactic Pseudo-bulges via Gas Rich Major Mergers
在LCDM的框架下，有相当一部分巨盘星系最近经历了剧烈的星系合并，这一点被广泛接受。我们提出的数值模拟这种主要合并的气体丰富的纯盘星系，并专注于最里面的恒星组成部分（凸起）的磁盘残留物。模拟具有高的空间和质量分辨率，并解决区域足够深，以允许根据标准的运动学和结构特征的凸起分类。与最近的研究一致，我们发现这些凸起主要是由最终合并过程中形成的恒星所主导。与通常解释的经典凸起（类似于中等光度的椭圆星系）不同，我们发现它们有高度相干的旋转支持，并且具有Sersic指数n<2，这导致它们被分类为伪凸起。由纯盘的富气主合并形成的赝球是赝球形成的一种新模式，它补充了由长期演化导致的赝球增长，有助于解释经典无球巨盘星系的高比例，以及在巨Sc星系中发现的赝球。
2012-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
LISA Galactic Binaries in the Roman Galactic Bulge Time-Domain Survey
本文评估 Roman 银河核球时域巡天对 LISA 短周期白矮星双星的探测前景，预测基线设计或发现约 5 个分离型系统，并有 ≥20% 概率探测核球距离处的已知基准双星。
2022-12-30 astro-ph.GA gr-qc
Period-Colour and Amplitude-Colour relations for OGLE-$δ$ Scuti stars in the Galactic Bulge and LMC
我们提出了一个分析的行为的银河系球和大麦云（LMC）$δ$盾牌星的周期颜色和振幅颜色（PCAC）的关系在最大，平均和最小的光。公开可用的光学引力透镜实验-IV（OGLE-IV）的光变曲线的银河系凸起和OGLE-III的光变曲线的LMC $δ$盾牌星的分析利用。研究发现，银球区$δ$盾牌座恒星在最大/平均/最小光照下遵循平坦的PC关系，而大麦哲伦星系$δ$盾牌座恒星在最大/平均/最小光照下遵循倾斜/倾斜/平坦的PC关系。银河球和大麦哲伦$δ$盾都有倾斜/平坦/倾斜的AC关系，最大/平均/最小。这些关系也显示银河系的$δ$盾座比大麦哲伦星系的盾座更热。$δ$盾的周期-振幅（PA）关系在银河核球和大麦哲伦星云中表现出不同的行为。发现LMC变量在给定的周期内具有较高的振幅。银河系隆起$δ$盾牌座的振幅呈现双峰分布，可以用双分量高斯混合模型来模拟：一个分量的振幅较低，另一个分量的振幅较高。观测到的$δ$ Scuti PCAC关系的行为可用氢电离锋（HIF）与恒星光球层相互作用的理论和PA图来解释。我们使用MESA-RSP计算理论非线性流体动力学脉动模型的$δ$盾牌星与输入金属丰度的$Z=0.02$和$Z=0.008$适合银河系的隆起和LMC，分别。观测到的PCAC关系和理论计算支持HIF-光球相互作用理论。
2022-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the young bulge-like population in the stellar system Terzan5: linking the Galactic bulge to the high-z Universe
银河系的核球被一个古老的、富含金属的恒星星族所控制。年轻（几个Gyr老）的次要成分的可能存在和数量是文献中争论的主要问题之一。最近，研究人员发现膨胀恒星系统Terzan 5有三个铁含量变化超过一个数量级（从太阳值的0.2倍到2倍）的子群，其化学丰度模式与在膨胀场恒星中观察到的化学丰度模式惊人地相似。在这里，我们报告检测到两个不同的主序列的泰山5号关闭点，提供了两个主要的恒星星族的年龄：12 Gyr的（占主导地位的）太阳下的组件和4.5 Gyr的组件在超太阳的金属丰度。这一发现将泰山5归类为银河系隆起中的一个地点，在那里发生了多次恒星形成的爆发，从而表明一个相当大的祖先可能类似于在高红移的恒星形成星系中观察到的巨大团块。这种联系为研究球状体的形成和演化及其恒星成分开辟了一条新的途径。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconciling the Galactic Bulge Turnoff Age Discrepancy with Enhanced Helium Enrichment
我们表明，因子$\sim$ 2之间的差异光谱和光度年龄测定的银河系隆起主序星关闭可以自然地解释为假定一个升高的氦富集的隆起相对于标准等时线假设。我们得到了一个上限的氦富集参数的球$(ΔY/ΔZ)_{\rm{Bulge}} \lesssim 5.0$给定的要求，光谱和光度年龄是一致的，瞬时恒星形成的限制条件。隆起的相应平均年龄为$t_{\rm{Bulge}} \approx 10$ Gyr。我们讨论的现象学证据表明，隆起可能有一个化学演化，是不同的太阳附近以这种方式，我们做了几个可检验的预测。如果这一新出现的氦增强核球的图像成立，它将需要开发新的等时线，新的模型大气，并修改其他核球和椭圆星系的综合光的分析和宇宙学解释。
2012-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
