Barium Abundances in Cepheids
我们推导出的钡大气丰度的造父变星，包括270颗恒星的大样本。该样品涵盖了大范围的银河系的距离，从约4至15千秒差距，使它是适当的调查存在的径向钡丰度梯度的银盘。事实上，这是第一次对星系盘中钡丰度的分布进行如此全面的分析。因此，我们得出结论，Ba丰度分布可以用零梯度来表征。这一结果与其他元素导出的梯度进行了比较，并简要讨论了钡丰度独立于银河系距离的一些原因。
2012-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium lines in high-quality spectra of two metal-poor giants in the Galactic halo
上下文理论结果表明，早期宇宙中的中子俘获元素可能是由两个不同的来源产生的：一个是由旋转的大质量恒星承载的频繁的s过程源，另一个是最有可能由中子星合并承载的罕见的r过程源。这两种来源产生的钡具有不同的同位素组成。目标。我们的目标是研究两颗晕星HD 6268和HD 4306中钡的谱线。光谱在分辨率（R > 100'000）和信噪比（400）方面都呈现出精致的品质。由于超精细分裂（hfs）的影响，钡线预计将显示略有不同的配置文件取决于钡同位素分数。方法.我们应用了一个标准的局部热力学平衡合成钡线。我们比较了合成的结果，假设一个s-过程同位素模式或r-过程同位素模式的两个钡线的每颗恒星，表现出hfs。我们还应用了一种方法，较少依赖于理论Ba hfs结构的准确性，将HD 4306的谱线转换为我们观察到的谱线，如果其大气参数值（即Teff，log g，微观和宏观湍流，Vsin i和Ba丰度）与HD 6268相同。结果这两种方法，我们的研究结果表明，钡线HD 4306的hfs效应与s-过程的组成和HD 6268的线有不同的配置文件，这是最有可能与存在的r-过程同位素模式。结论. HD 6268和HD 4306的两条钡线似乎证实了理论上的预期，即旋转的大质量恒星的r过程事件和s过程贡献都污染了我们银河系的古老晕。
2021-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium Stars Across the Milky Way: Probing Their Origins via the GALAH Survey
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Utah（犹他大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
通过GALAH调查发现银河系中钡星的起源，揭示其通过伴星物质转移和辐射抬升形成，且多星性在其中起重要作用。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multicolour photometry of pulsating stars in the Galactic Bulge fields
我们提出了一个非常拥挤的恒星场朝向银河系隆起的光度学性质的研究。我们在OGLE-II巡天的数千颗变星中寻找脉动星，并在4个Johnson-Rinstein $UBVI_{\rm C}$通带中进行光度测量，补充了变星研究。利用这些数据，我们分析了位于不同距离的物体的特性，并尽可能对其进行分类。
2014-10-20 astro-ph.SR
Photometric differences between modulated and non-Blazhko RRab Lyrae stars in the Galactic bulge
我们提出了我们的研究结果的调制和非调制RRab星的光变曲线的差异在银河系球。我们研究了8000多颗恒星的样本。最重要的结果是，Blazhko星具有较短的脉动周期，较小的倾斜的平均光变曲线，较低的平均振幅，较大的上升时间，没有空间分布和金属丰度的差异。
2018-09-10 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. Type II Cepheids in the Galactic Bulge - Supplement
我们报告发现额外的22 RV Tau恒星位于OGLE-II和OGLE-III领域对银河系的隆起，增加到357个对象OGLE-III目录的II型造父变星在银河系中心。新发现的RV Tau星中有四颗属于RVb类，也就是说，它们的平均光度具有大振幅、长周期的调制。在更新后的星表中，整个银河系核球II型造父变星样本中RV Tau星的相对数量与麦哲伦云样本相似。
2013-04-08 astro-ph.SR
New Mira Variables from the MACHO Galactic Bulge Fields, part II
我们提出了一个新的样本525米拉变量的方向的银河系隆起，扩大以前的样本69和500个对象，分别，从而结束我们的搜索新的米拉变量在银河系隆起领域。本样本中的364颗Mira是首次报道的变星。我们将我们的样本与银河系隆起中OGLE-III长周期变星目录（LPV）中的Mira星样本进行了交叉相关，发现了146个匹配项; OGLE和OGLE的周期总体上非常一致。我们目前的样本的所有恒星的摘要数据，并给出一个统计概述，比较的性质的CASTO和OGLE样本和扩大我们以前的论文中的分析。光变曲线、折叠光变曲线和更多细节可通过AAVSO国际变星索引（http：//www.aavso.org/vsx/）获得。我们的论文（Bernhard，2011; Huemmerich and Bernhard，2012和本论文）中提供的来自1990年银河隆起场的Mira变星的完整样本数据可以在附录中找到。
2013-07-28 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. OGLE-III Photometric Maps of the Galactic Bulge Fields
我们目前OGLE-III光度计的OGLE项目的第三阶段期间观察到的银河系的隆起领域的地图。本文介绍了最后一组基于OGLE-III数据的地图。这些地图包含了在整个OGLE-III阶段（2002-2009年）期间观测到的银河系隆起267个区域中约3.4亿颗恒星的精确、校准的VI测光，覆盖了天空中约92平方度的区域。还提供了这些天体的精确天体测量。我们简要地讨论了测光程序和数据的质量。我们还提供了样本数据和观测场的色-星等图。天文学界可从OGLE互联网档案馆获得所有测光数据。
2011-07-20 astro-ph.SR
The Metallicity Gradient of the Old Galactic Bulge Population
了解银河系隆起的结构，形成和演化需要正确确定径向和垂直方向的空间金属丰度梯度。RR Lycoproteinerator，已知是优秀的距离指示器，可能是确定这些梯度的关键。Jurcsik & Kovacs（1996）已经表明，RR Lyrics光变曲线和它们的傅里叶分解的相位差，可以用来估计光度金属丰度。星系核球金属丰度梯度的存在是目前争论的话题，这将有助于确定银河系的形成和演化。Pietrukowicz等人（2012年）最近对OGLE-III银河隆起RR天琴座星群的研究表明，其空间分布是均匀的。我们调查如何小的梯度将是目前的数据集的当前S/N水平内检测到的，给定的随机和系统误差与光度金属丰度与空间位置关系的推导。
2014-09-08 astro-ph.SR
Abundance of barium in the atmospheres of red giants in the Galactic globular cluster NGC 104 (47 Tuc)
上下文虽然大多数（如果不是全部的话）I型银河系球状星团（GGC）的特征是轻化学元素（如Li、N、O、Na、Mg、Al）丰度的分布，但还没有很好地确定s过程元素是否也存在类似的分布。目标。研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc（NGC 104）中原始星（1 P）和污染星（2 P）Ba丰度的可能差异。为此，我们在261颗红巨星分支（RGB）恒星的样本中获得了Fe，Na和Ba的均匀丰度，这是迄今为止在任何GGC中用于Na和Ba丰度分析的最大样本。方法.使用档案GIRAFFE/VLT光谱和一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析方法确定Na和Ba的丰度。结果与Gratton等人（2013）的发现相反，我们在47 Tuc的261颗RGB恒星样本中没有检测到任何显着的Ba-Na相关性或2 P-1 P Ba丰度差异。这证实了D 'Orazi等人（2010）的结果，他们在GGC中的110颗RGB恒星中没有发现统计学上显着的Ba-Na相关性。在261颗RGB恒星的样本中获得的平均钡铁比$\langle{\rm Ba/Fe}_{\rm 1D~NLTE}\rangle = -0.01\pm0.06$与在此金属丰度下在银河场恒星中测定的值吻合得很好，因此可能代表了在星团随后的化学演化过程中没有改变的原始原星团气体的丰度。
2021-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
What planetary nebulae tell us about helium and the CNO elements in Galactic bulge stars
使用合成模型计算了膨胀星的热脉冲渐进巨分支（TP-AGB）模型。我们的目标是通过再现银河系凸起行星状星云（PNe）的典型化学成分和中心恒星质量来推断典型的祖星质量和成分。AGB的尖端光度和观测到的缺乏明亮的碳星在隆起的模型相匹配。分析了五组星系核球PNe，以找到典型的丰度和行星状星云（CSPN）质量的中心星。这些全局参数与AGB模型相匹配。这些集合被证明是符合最大质量的CSPN具有最大的氦和重元素丰度。最富氦的（He/H $\ga$ 0.130或$Y\ga0.34$）PNe的CSPN质量估计在0.58和0.62 $ {\rm M}_{\sun}$之间。这些最高质量CSPN的形式$\log{\rm (O/H)}+12$的氧丰度估计为$\approx$ 8.85。TP-AGB模型的ZAMS质量在1.2和1.8 $ {\rm M}_{\sun}$之间，具有$Y_{\rm ZAMS}\approx0.31-0.33$和$Z_{\rm ZAMS}\approx0.19-0.22$，符合最高质量CSPN的典型全局参数、质量和丰度。根据ZAMS的氦丰度推断，大多数金属富集恒星的氦丰度意味着银河系核球存在$dY/dZ\sim4$。这些模型没有产生明亮的碳星，这与对核球的观测一致。这些模型产生了与观测一致的AGB尖端光度的隆起。这些模型表明，银河系隆起中最年轻的主序星在主序星上具有增强的氦丰度（$Y…
2012-10-26 astro-ph.SR
Accelerated post-AGB evolution, initial-final mass relations, and the star-formation history of the Galactic bulge
我们研究银河系隆起的恒星形成历史，来自行星状星云的中心恒星的年龄分布，属于这个恒星星族。利用31个致密行星状星云的高分辨率成像和光谱观测资料，计算了它们的中心恒星质量。Bloecker跟踪与集群IFMR结果的年龄，这是出乎意料的年轻。我们发现Bloecker后AGB轨道需要加速三倍，以适应当地的白矮星质量。这种加速扩大了年龄分布。我们将IFMR调整为自由参数，以绘制凸出恒星星族全年龄范围内的中心恒星年龄。这种拟合需要比聚类关系更陡的IFMR。我们发现在银河系核球中有一个恒星形成率，在3至10 Gyr前近似恒定。结果表明，行星状星云主要与更年轻、更富金属的核球群有关。恒星形成的恒定速率在3到10 Gyr之间，这与以下观点一致：凸出部分富含金属的成分是在一个扩展的过程中形成的，例如棒的相互作用。
2014-04-25 astro-ph.SR
New variable stars in the Galactic Bulge: I. The bright regime
我们报告的检测1143变星对银河系的隆起，包括320个以前未编目的变量，使用时间序列测光与VIMOS成像仪在甚大望远镜获得的数据提取。在3月至10月期间，以$\sim$ 4天的周期对银河隆起的人马座窗口太阳系外行星搜索（SWEEPS）场进行了为期两年的观测，从而能够检测周期长达$\sim$ 100天的变量。其中许多是已知的，但我们发现了大量的新变量，包括26个造父变星，另外18个造父变星候选者和许多接触双星。在这里我们发布了新变星的目录，包括坐标、平均星等、周期和分类;这些变星的完整光变曲线也以电子方式提供。
2018-05-04 astro-ph.SR
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
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 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
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
Gauging the Helium Abundance of the Galactic Bulge RR Lyrae Stars
我们报告的第一次估计的人口的RR天琴座恒星在银河系的隆起的他丰富。这是通过将最近的观测数据与最新模型进行比较来完成的。我们使用OGLE IV在内球区和VVV巡天在外球区发现的ab型RR型天琴座星的大样本。我们提出了Marconi等人计算的新模型的结果。（2017），表明基本RR Lyrics振荡器的最小周期取决于He含量。通过将这些模型与周期与有效温度平面中的观测结果进行比较，我们发现，大部分AB型RR型天琴座的凸起与原始He丰度Y=0.245一致，排除了显着的He富集人口。这项工作表明，氦含量的隆凸RR天琴座是不同的，从大部分的隆凸人口跟踪的红丛巨星，似乎是显着更多的氦丰富。
2018-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the Galactic bulge
为了深入了解银河系的形成和演化，有必要通过它们的球状星团来观察银河系的膨胀。球状星团和场星在运动学、轨道、化学丰度和年龄方面的性质之间的联系应该有助于阐明不同的恒星星族组成。基于空间分布和金属丰度，我们定义了一个可能的最佳列表的凸出集群，包含43个条目。对新发现的物体，主要是从VVV调查，未来的工作提出了建议。这些候选者可能会缓解在凸起的远侧缺失集群的问题。我们讨论了影响星系团距离星系中心的红化规律，并得出结论，最合适的总选择性吸收值似乎是R $_{\rm V}$ =3.2，与最近的分析一致。提供了凸出星系团元素丰度的最新资料。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Puzzle Involving Galactic Bulge Microlensing Events
我们研究了16颗微透镜星系核球主序星的高色散谱，并对其进行了详细的丰度分析。我们证明，有一个非常强大的和高度统计显着的相关性之间的最大放大率的微透镜球星和[Fe/H]的值推导出的每个对象的高分辨率光谱。物理学要求这种相关性，假设它是真实的，是一些样本偏差的结果。我们提出了几种可能的解释，但被迫拒绝他们所有人，并留下困惑。为了获得一个可靠的金属丰度分布在银河系隆起的微透镜矮星的基础上，将有必要解决这个问题，通过额外的观测过程。
2009-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Elemental abundances in AGB stars and the formation of the Galactic bulge
我们获得了45颗位于银河系核球的AGB星的高分辨率近红外光谱。该项目的目的是确定这些恒星中的关键元素丰度，以帮助限制凸起的形成历史。另一个目标是将光球丰度与恒星风中发现的尘埃种类联系起来。在这里，我们提出了光谱分析的进展报告。
2011-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
OGLE-III Detection of the Anomalous Galactic Bulge Red Giant Branch Bump: Evidence of Enhanced Helium Enrichment
我们测量了银河系凸起的红巨星分支凸起（RGBB），这是有史以来探测到的最富含金属的RGBB。RGBB光度函数在预期亮度处达到峰值，但其数密度相对于银河系球状星团校准值非常低，这意味着银河系球丘具有更高的氦富集参数ΔY/ΔZ $\ge$ 4.0（Y = 0.35），而不是标准的2.0（Y=0.27）。RGBB比I中的红团（RC）暗（0.71 +/- 0.02）等，朝向OGLE-III银河系球核光度巡天拍摄的致密恒星区（|l| $\le$ 4，2 <~ |b| $\le$ 4）。RGBB星的数密度是RC星的（12.7 ± 2.0）%。RGBB的亮度色散明显低于RC，这一结果很难解释，因为已知RGBB的光度随金属丰度显著变化。朝向有两个RC的银河系隆起的视线有两个彼此具有相似性质的RGBB，如果银河系的隆起是X形的，这是预期的结果。我们还发现了银河系隆起渐近巨分支凸点的初步证据，其亮度比I中的RC亮约1.1等，数密度约为RC的1.5%。考虑到RGBB对RC的最佳拟合参数的影响很小，使其最佳拟合峰值亮度偏移，并使其亮度色散分别降低约0.015 mag。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur abundances in the Galactic bulge and disk
上下文$α$元素丰度的测量为研究星系的化学演化和恒星形成历史提供了强有力的工具。大多数关于$α$元素硫（S）的研究都集中在本地恒星上，使得S在其他环境中的行为成为一个有待分析的天文学课题。目的。对银河系核球中S的研究直到最近才首次被考虑。这项工作的目的是提高我们的知识在银河系的这一组成部分的S行为。方法.我们目前的74个矮和次巨星在银河系的球，21和30 F和G厚和薄盘星的S丰度。我们进行了局部热力学平衡分析，并应用高分辨率和高信噪比UVES光谱的非LTE校正。通过光谱合成或谱线等效宽度，从金属丰度范围$-2<$ [Fe/H] $<$ 0.6的多重态1、6和8中获得S丰度。结果我们确认S的行为像一个$α$ -元素在银河系的隆起。在[S/Fe]-[Fe/H]图中，S在低金属丰度时呈现一个平台，然后[S/Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，直到在超太阳金属丰度时达到[S/Fe] $\sim0$。我们发现，银河系的隆起是丰富的硫相对于厚和薄盘在$-1<$ [Fe/H] $<0.3$，支持更快的形成和化学演化的银河系隆起比磁盘。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic bulge giants: probing stellar and galactic evolution I. Catalogue of Spitzer IRAC and MIPS sources
目的：我们的目标是测量质量损失率和光度的一个统计大样本的星系核球星在几个银河中心半径。以前对球核的红外线观测的灵敏度相当有限，因此关于后期恒星演化的基本问题，例如红巨星分支开始大量质量损失的阶段及其对基本恒星性质的依赖，仍然没有答案。我们的目标是为这些问题提供证据和答案。研究方法：为此，我们使用斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS成像仪器，以前所未有的灵敏度在核球及其附近观测到了7个15 × 15弧分^2的场。在每一个领域，成千上万的点源被检测到。结果如下：在第一篇论文的基础上，这个数据集，我们提出的意见，数据减少，最终目录的来源，并详细比较以前的中红外调查的银河系的隆起，以及理论等时线。我们发现与其他调查和等时线大体上吻合良好，支持我们的目录的高质量。
2010-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Over 24 000 Delta Scuti Stars in the Galactic Bulge and Disk from the OGLE Survey
我们提出了最大的收集三角洲盾牌型恒星在银河系。加上最近发表的OGLE收集的银河系内球的δ Sct变量，我们的样本由24488个沿着银河系平面分布的天体组成，分布在银河系内约-170度至+60度的范围内。收集的数据包括自1997年以来在OGLE-II，OGLE-III和OGLE-IV调查期间收集的I-和V-波段时间序列测光。给出了银河球和银盘中δ Sct星的天球分布，讨论了它们的周期、光度和振幅分布，给出了多模双星的Petersen图，区分了食双星和椭球双星中的34颗δ Sct星，并列出了可能的球状星团成员。
2021-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age and Structure of the Galactic Bulge from Mira Variables
我们报告的周期和JHKL观测648富氧米拉变量发现在两个外凸领域在b=-7度和l=+/-8度，并结合这些数据的8057内凸米拉从OGLE，Macho和2 MASS调查，这是集中在靠近银河系中心。距离模量估计所有这些恒星。证据表明，隆起结构是年龄的函数。较长周期的Miras（log P > 2.6，年龄约为5 Gyr或更年轻）显示出明显的证据，表明在内部和外部区域都有一个倾向于视线的酒吧结构。短周期（富金属球状星团年龄）的Miras分布在外部隆起处呈球状。在内部区域，这些老恒星的分布也与年轻恒星不同，可能暗示了更复杂的结构。这些数据表明，到银河系中心R 0的距离为8.9 kpc，估计不确定性为0.4 kpc。讨论了氦的富集对我们的结论可能产生的影响。
2015-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse Science from VLT imagery and spectroscopy of PNe in the Galactic Bulge
本研究基于VLT与HST对银河系核球136个PNe的成像和光谱，获得统一可靠的形态、方位角及化学丰度，并在5σ水平确认长轴排列族群、部分解释硫异常。
2024-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
M giants with IGRINS IV. Identification and characterization of a near-IR line of the s-element Barium
本研究利用IGRINS光谱仪观测太阳附近37颗M巨星的近红外光谱，识别并表征了K波段2.33 μm处的钡谱线，证明其适用于M巨星丰度分析，为研究受尘埃遮蔽族群的核合成通道提供了新途径。
2024-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Sample of Mid-Infrared Bright, Long-Period Mira Variables from the MACHO Galactic Bulge Fields
利用来自银河系天体观测卫星数据档案的时间序列测光法对银河系隆起方向的中红外明亮天体进行了研究，从而发现了大量的长周期变星。其中，共确定了192个真正的米拉变量，据我们所知，这是第一次在这里报道。再加上我们以前的调查结果，我们从而使米拉变量的数量发现在银河系膨胀领域的一个新的总数为1286颗恒星。给出了所有新的Mira变星的光变曲线、折叠光变曲线和概要数据，并研究了它们在色-色、周期-色和周期-星等空间中的性质。与我们的预期一致，目前的中红外明亮天体样本主要由发光的长周期变星组成。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deciphering the 3D structure of the old Galactic bulge from the OGLE RR Lyrae stars
我们分析了光学引力透镜实验（OGLE）巡天最近发现的27，258颗基模天琴座RR变星（RRab型）。这些数据支持了我们先前的说法，即这些贫金属恒星密切跟踪由中等年龄的红团巨星形成的条纹结构。由天琴座RR型核球星到银河系中心的距离为R_0=8.27+/-0.01（stat）+/-0.40（sys）kpc。我们发现，它们的空间分布具有三轴椭球的形状，其长轴位于银河平面内，并以i=20+/-3度的角度倾斜到太阳-GC视线。得到银道面内长轴与短轴及垂直于银道面的轴的尺度长度比为1：0.49（2）：0.39（2）。我们没有看到天琴座RR核球星形成X形结构的证据。基于光变曲线参数，我们推导出RRab变量的金属丰度，并表明有一个非常温和的，但统计上显着的径向金属丰度梯度。大约60%的核球RRab星在周期-振幅（或贝利）图上形成两个非常接近的序列，我们将其解释为两个主要的古老核球星群：A和B。它们的金属丰度可能不同。种群A的丰度比略贫金属的种群B低四倍。剩下的大多数恒星似乎代表了其他的，甚至更贫金属的核球。多个古老种群的存在表明银河系凸起最初是通过合并形成的。
2015-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maximum Entropy Estimation of the Galactic Bulge Morphology via the VVV Red Clump
本文利用VVV巡天红团簇星数据，通过最大熵解卷积方法重建银河系核球三维密度分布，估计其质量、X成分占比和夹角，并改进Fermi-LAT伽马射线银河系中心超出的模板拟合。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultra-compact X-ray binaries in the Galactic Bulge
我们模拟了银河系膨胀区超致密X射线双星（UCXB）的数量和特征。主要目的是将结果与即将从银河系膨胀巡天（GBS）获得的数据进行比较，以了解形成情景，特别是核心坍缩超新星速率，共同包层演变和动力学相互作用，以及二元初始质量函数。我们使用二进制人口合成代码和详细的恒星演化轨迹，结合观测的11个已知的UCXB。我们预测有几百个微弱的UCXB，周期为20-40分钟，可以被GBS探测到。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Plane's The Thing: The Case for Wide-Fast-Deep Coverage of the Galactic Plane and Bulge
我们认为，从统一的宽-快-深（WFD）LSST调查节奏的银河平面和凸起的排除是从根本上不一致的两个主要科学驱动LSST：映射银河系和探索瞬态光学天空。我们概述了这一主张的哲学基础，然后描述了一些重要的科学目标，这些目标只能通过对平面和凸起的WFD式覆盖来解决。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparing Observed Stellar Kinematics and Surface Densities in a Low Latitude Bulge Field to Galactic Population Synthesis Models
我们提出了一个分析银河核球恒星从哈勃太空望远镜（HST）宽视场相机3（WFC 3）观测的Stanek窗口（l，b=[0.25，-2.15]），从两个时代大约相隔两年。该数据集邻近临时宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）微透镜场。在I $\approx$ 21处测量了大约115，000颗V波段低至28等和I波段低至25等的恒星的自行，精度为0.5 mas yr $^{-1}$（20 km s $^{-1}$）。对纵向自行$μ_l$的切割使我们能够分离星盘和球丘星群，并产生只包含球丘的恒星计数，这些恒星计数是根据自行切割的光度完整性和效率进行校正的。在外地的运动分散和表面密度进行比较，附近的SWEEPS视线，发现一个略大于预期的恒星密度梯度。所观察到的球星计数和运动学的贝桑松，银河系和GalMod银河系人口合成模型进行了进一步比较。我们发现，大多数模型低估低质量的隆起星的$\sim$ 33%以下的主序列关闭，并在更红的J和H波段的$\sim$ 70%以上。在考虑银河系模型中的不准确性的同时，我们给出了WFIRST微透镜任务对系外行星产量的影响。
2020-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
