Stellar populations of bulges at low redshift
Patricia Sanchez-Blazquez
这一章总结了我们目前对球状体的恒星星族性质的理解，并概述了未来重要的研究方向。
This chapter summarizes our current understanding of the stellar population properties of bulges and outlines important future research directions.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Formation of galactic bulges from the cold gas filaments in high-redshift dark matter halos
星系核球的形成过程至今还不十分清楚，尽管已经提出了几种机制。在以前的研究中，我们提出了一种可能性，即星系凸起是由冷气体通过周围的热晕气体流入大质量暗物质晕中形成的。结果表明，这种情况下导致膨胀的总恒星质量比增加与星系的质量，与众所周知的观察到的趋势。我们在这里指出，它也再现了最近的观测结果，即平均恒星年龄的星系质量的增加，而年龄梯度整个隆起减少。我们推断，这一形成路径主要适用于高质量星系，而低质量星系中的凸起有不同的起源，例如来自盘物质的长期形成。
Bright Compact Bulges (BCBs) at intermediate redshifts
通过对Chandra深场南的HST/ACS和WFC 3的亮星系（$M_B<-20$）、中红移星系（$0.4<z<1.0$）和盘主星系（$n_B<2.5$）的研究，在静止标架B和I波段发现了一类比椭圆星系更亮、更致密的星系团.我们称它们为“明亮致密的凸起”（BCB）--它们既不像经典凸起也不像伪凸起，在这些红移处占凸起总数的$\sim12$ %。通过对Simard等人（2011）的自由膨胀$+$盘分解样本和椭圆星系样本的分析，我们发现在本机宇宙中只有$\sim0.2$ %的膨胀可以被归类为BCB。具有BCB的盘星系的膨胀与总膨胀比$(B/T)$（在$\sim0.4$）比具有经典和伪膨胀的盘星系大$\sim2$和$\sim4$倍。BCB的质量是经典和伪隆起的$\sim2.5$和$\sim6$倍。虽然拥有BCB的盘星系拥有最大质量和最主要的隆起类型，但它们的特定恒星形成率比其他盘星系高出$1.5-2$倍。这与大质量致密凸起会导致恒星形成率降低的预期相反。我们推测，我们的BCB主机盘星系的后代大规模的，紧凑的和被动的椭圆星系在较高的红移。这些高红移椭圆星系缺乏本地的对应物，可能是通过在它们周围获得一个致密的圆盘而进化的。BCB的整体性质支持星系组装的图像，其中年轻的盘被吸积在大质量的预先存在的球状体周围。
Photometric properties of classical bulge and pseudo-bulge galaxies at $0.5\le z<1.0$
本研究比较了中红移经典与伪核球星系的光度性质，发现经典核球更致密、更亮且恒星形成更弱，且两类星系差异随红移降低而增大，表明核球类型与外盘性质相关。
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。
The Carnegie-Irvine Galaxy Survey. X. Bulges in Stellar Mass-based Scaling Relations
我们测量的光学颜色的312盘星系的膨胀从伯奇-欧文星系巡天和转换他们以前可用的$R$带结构参数恒星质量参数。我们还测量了它们中央1千秒差距的平均恒星质量表面密度（$Σ_{1}$）。将基于质量的Kormendy关系与基于通量的原始关系进行比较，我们发现大多数经典和伪凸起的分类以及它们的总体统计特性基本保持不变。虽然膨胀型分类的Kormendy关系是强大的对恒星人口的影响，质量为基础的分类标准之间产生更好的协议的膨胀结构特性和它们的恒星星族。此外，基于质量的科门迪关系揭示了一个人口的超密集的隆起类似于高$z$紧凑的早期型星系，否则隐藏在原来的科门迪关系。这些凸起很可能是早期宇宙中聚集的球状体的遗迹，尽管对于一些球状体，我们不能排除长期增长的贡献。我们证实了以前的研究，$Σ_1$相关性以及与凸起表面密度。
Bulgeless Galaxies at Intermediate Redshift: Sample Selection, Colour Properties, and the Existence of Powerful AGN
我们提出了一个目录的无凸星系，其中包括19225个对象中选择的四个最深，最大的多波长数据集-宇宙，神盾，GEMS和GOODS -在中等红移（$0.4 \leq z \leq 1.0$）。形态分类是由高级巡天照相机总目录（ACS-GC）提供的，该目录使用了哈勃太空望远镜上的ACS仪器获得的公开数据。使用kcorrect导出静止帧光度学量。我们分析了样品的性质和纯盘系统的红移演化。非常巨大的[ $\log (M_\star/M_{\odot}) > 10.5$ ]无球星系贡献了$z \geq 0.7$总星系人口数密度的约30%，但它们的数密度随着红移的减小而大幅下降。我们发现，只有一个可以忽略不计的部分纯光盘似乎是静止的系统，和红色序列的无球星系显示尘埃遮蔽的恒星形成的迹象。X射线目录被用来搜索我们的样品中的X射线发射。经过目视检查和详细的参数形态拟合，我们确定了30个活动星系核，居住在星系没有一个经典的隆起。在中等红移下发现这样的奇特天体表明，虽然活动星系核在无合并系统中的增长是一个罕见的事件（在这个无膨胀星系的样本中有0.2%的活动星系核宿主），但它确实可以在宇宙历史的相对早期发生。
Made-to-Measure models of the Galactic Box/Peanut bulge: stellar and total mass in the bulge region
我们构建的银河系的盒子/花生（B/P）隆起的动力学模型，使用最近测得的3D密度的红丛巨人（RCG），以及运动学数据从BRAVA调查。我们匹配这些数据使用NMAGIC量身定制的方法，从N体模型在不同的暗物质晕的酒吧光盘。我们以前所未有的精确度和鲁棒性确定了RCG测量（+-2.2 x +-1.4 x +-1.2 kpc）的隆起体积中的总质量为1.84 +-0.07 x10 ^10 Msun。这个体积中的恒星质量在1.25-1.6 × 10^10 Msun之间变化，取决于凸起中暗物质的数量。我们评估的质量-光和质量-丛比的凸起，并将它们从人口合成模型的理论预测。我们发现K波段的质光比在0.8-1.1的范围内。该模型与Kroupa或Chabrier IMF一致，但Salpeter IMF被排除在10 Gyr的恒星年龄之外。为了与佐卡利国际货币基金组织（Zoccali IMF）的预测相匹配，根据凸起恒星光度函数，凸起区域需要大约40%或0.7 × 10^10兆太阳暗物质。BRAVA数据与RCG的三维密度一起暗示了银河系B/P隆起的低模式速度为25-30 km.s-1.kpc-1。这将使银河系成为慢旋转体（R >= 1.5）。最后，我们表明，银河系的B/P凸起有一个偏心的X结构，并参与花生形状的恒星质量占至少20%的恒星质量的凸起，显着大于以前认为的。
Stellar Populations of Spectroscopically Decomposed Bulge-Disk for S0 Galaxies from the CALIFA survey
我们调查的恒星星族性质的凸起和磁盘分别为34 S0的积分场光谱从卡拉阿尔托遗产积分场面积调查。空间分辨的恒星年龄和金属丰度的凸起和磁盘组件已同时估计使用处罚像素拟合方法与光度定义的权重为两个组件。我们发现一个紧密的年龄和金属丰度之间的相关性的凸起，而磁盘的关系有一个更大的分散比凸起。这意味着盘的恒星形成历史比凸起的恒星形成历史更复杂。大质量S0的凸起在金属丰度方面大多相当，而凸起似乎比低质量S0的盘系统地更富含金属。在高质量的S0s的隆起和磁盘的年龄似乎与当地的密度增加。低质量S0的核球年龄也随局域密度的增加而增加，但这种趋势在低质量S0的盘年龄中并不明显。此外，无论是高质量还是低质量的S0，凸起和盘组件之间的年龄差异（δ年龄）往往会随着局部密度的增加而增加。在给定的局部密度下，高质量的S0比低质量的S0具有更高的δ年龄。我们的研究结果表明，恒星质量显着影响的演化S0星系，但环境也起着重要的作用，在确定的演化的凸起和磁盘在给定的恒星质量。
Stellar Mass-to-light Ratios: Composite Bulge+Disk Models and the Baryonic Tully-Fisher Relation
我们提出了恒星星族模型来计算质量与光比（$Υ_*$）的基础上的星系的颜色范围从$GALEX$ FUV斯皮策IRAC 1在3.6 $μ$ m。我们提出了一个新的复合凸起+磁盘$Υ_*$模型，考虑了不同的贡献，从凸起和磁盘的基础上，他们的光学和近红外颜色。使用这些颜色，我们建立合理的恒星形成的历史和化学富集的情况下，恒星形成率恒星质量和质量金属丰度的恒星形成星系的相关性。最准确的规定是使用凸起和圆盘组件的实际颜色来约束$Υ_*$ ;但是，合理的凸起+圆盘模型加上总颜色只会增加5%的不确定性。将满凸+盘$Υ_*$公式应用于重子TF关系，改善了关联的线性度，增大了斜率，总散射降低了4%.
Comparison of the Stellar Populations of Bulges and Discs using the MaNGA Survey
我们使用的MANGA积分场光谱调查的低红移星系比较的恒星星族的凸起和光盘组件，确定从他们的Sersic配置文件，为各种样本的星系。突出主导的地区往往是更丰富的金属，并有稍微老恒星的年龄比其相关的光盘主导的地区。金属丰度的差异与凸起相对于圆盘更深的引力势一致，这使得凸起能够保留更多的恒星产生的金属。年龄的差异是由于恒星形成持续更长的光盘相对于隆起。相对于恒星质量较低的星系，恒星质量较高的星系倾向于有更多的金属和更古老的（在轻重量测量）比他们的盘主导区域的隆起为主的区域。这表明高质量星系是从内到外的，而低质量星系则是同时在整个星系中淬火。早型星系的凸起主导区域与盘主导区域的年龄相同，而晚型星系的盘主导区域则比凸起主导区域年轻得多。中央星系的核球主导区和盘主导区之间的金属丰度差异往往比类似恒星质量的卫星星系大。这种差异可能是由于中央星系合并或扩展的气体吸积，将新的低金属量气体带到盘中，从而降低了恒星的平均金属量和年龄;卫星盘的淬火也可能起作用。
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。
Stellar populations of the bulges of four spiral galaxies
了解盘状星系形成和演化的关键信息都印在它们凸起的恒星星族中。本文的目的是为四个旋涡星系球核的恒星星族性质提供新的测量方法。一些最常见的Lick指数的线强度的中心值和径向轮廓沿样本星系的膨胀主导区域的长轴和短轴测量。利用简单的恒星星族合成模型预测，得到了相应的年龄、金属丰度和α/Fe比。ESO-LV 1890070、ESO-LV 4460170和ESO-LV 5140100的恒星星族性质的中心值和梯度与以前对旋涡星系凸起的研究结果一致。相反，ESO-LV 4500200的凸起显示出特殊的化学性质，这可能是由于存在中心运动学解耦组分。在我们的凸起样品中发现的负金属丰度梯度表明了在凸起形成中耗散崩溃的相关作用。然而，年龄和α/Fe比的浅梯度表明，不能完全排除样品隆起的合并。ESO-LV 4500200的性质证实了这一点，如果不引起外部物质的捕获，就很难解释这一点。
The Stellar Kinematics of Extragalactic Bulges
银河系凸起是复杂系统。曾经被认为是椭圆星系的小尺度版本，天文仪器（特别是光谱学）的进步揭示了大量的光度和运动学子结构，否则看起来简单的组件。这篇评论概述了我们对银河系凸起的看法多年来是如何变化的。虽然它主要集中在与其恒星的动力学状态有关的方面，但将与本卷其他评论中讨论的其他属性（例如形态，恒星星族）有自然的联系。
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。
Structural and Stellar Population Properties vs. Bulge Types in Sloan Digital Sky Survey Central Galaxies
本文利用新的星系核核球指示器$ΔΣ_1$研究了Sloan数字巡天中心星系核球中的伪星系核球（P-bulges）和经典星系核球（C-bulges）。我们将$ΔΣ_1$与Gadotti（2009）建立的膨胀型指标$Δ\langleμ_e\rangle$进行了比较，结果表明$ΔΣ_1$分类与$Δ\langleμ_e\rangle$一致。$ΔΣ_1$不需要膨胀盘分解，可以在SDSS图像上测量到$z = 0.07$。使用它的膨胀类型映射到20个不同的结构和恒星的人口属性为12,000 SDSS中央星系的质量10.0 < log $M_*$ / $M_{\odot}$ < 10.4。新的趋势出现在这个大样本中。结构参数与$ΔΣ_1$和$Δ\langleμ_e\rangle$的对数-对数关系相当线性，只有适度的散射，而恒星种群参数显示出高度非线性的“弯头”，其中特定的恒星形成率随着中心密度的增加而保持大致平坦，然后在弯头处迅速下降，星系开始淬灭。P-凸起占据了弯头水平臂的低密度端，并且普遍形成恒星，而C-凸起占据了弯头和垂直分支，并且在固定密度下表现出广泛的恒星形成率。中心密度和恒星形成率之间的非线性关系以前已经被发现，但这种映射到凸起类是新的。C-球的恒星形成率范围很广，这有助于解释为什么过去使用不同参数的球分类有时会不一致。密度和恒星指数之间的肘形关系表明，当星系开始熄灭时，中心结构和恒星种…
Revisiting the stellar mass -- angular momentum -- morphology relation: extension to higher bulge fraction, and the effect of bulge type
我们提出了恒星比角动量$j_*$，恒星质量$M_*$，和膨胀与总光比$β$之间的关系，为THINGS，CALIFA和Romanowsky \& Fall数据集，探索这些参数之间存在一个基本平面，首先建议由Obreschkow \& Glazebrook。我们的最佳拟合$M_*-j_*$关系产生的斜率为$α= 1.03 \pm 0.11$，三变量拟合包括$β$。当忽略$β$的影响时，指数$α= 0.56 \pm 0.06$与暗物质晕的预测值$α= 2/3$一致。对于$β\lesssim 0.4$，存在线性$β- j_*/M_*$关系，表现出随着$j_*/M_*$降低而增加$β$的一般趋势。具有$β\gtrsim 0.4$的镓酸盐的$j_*$高于通过该关系预测的值。对于一个给定的$j_*/M_*$，伪核球星系比包含经典核球的星系优先具有较低的$β$。赝核球星系在$β- j_*/M_*$空间中遵循一个定义明确的轨道，与Obreschkow \& Glazebrook一致，而具有经典核球的星系则不然。这些结果是一致的假设，而在任何隆起类型的增长与减少$j_*/M_*$，机制，建立伪隆起似乎是效率较低的增加隆起质量每减少比角动量比那些建立经典的隆起。
Secular Attrition of Classical Bulges by Stellar Bars
研究通过N体模拟和MaNGA观测对比，揭示恒星棒的2:1共振俘获可将多达50%的经典核球恒星转化为盘状运动学成分，从而解释经典核球稀少及银河系核球占比偏低。
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$2.0\pm0.3\times 10^{10}M_{\odot}$。
Environment, morphology and stellar populations of bulgeless low surface brightness galaxies
基于Sloan数字巡天DR 7，我们在一个红移为0.024 ~ 0.04的体积有限的样本中研究了无球低表面亮度星系的环境、形态和恒星星族.局部密度参数$Σ_5$用于跟踪它们的环境。我们发现，对于无球星系，表面亮度不依赖于环境。比较了不同环境下的无球LSB星系和不同形态的无球LSB星系的恒星星族。LSB星系低密度区的恒星星族与高密度区的相似。不规则的LSB星系比规则的LSB星系有更多的年轻恒星，并且更贫金属。这些结果表明，LSB星系的演化可能是由它们的动力学驱动的，包括合并，而不是由它们的大尺度环境。
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。
On the limits of measuring the bulge and disk properties of local and high-redshift massive galaxies
在\emph{z} $\approx$ 2的大质量静止星系中，有相当一部分似乎有一个圆盘，这些星系比今天的质量相当的星系要紧凑得多。我们如何测量这些系统的膨胀和盘的性质？我们模拟两个组件的模型星系，以系统地量化结构和所采用的方法的非同源性的影响。我们采用经验的缩放关系，以产生逼真的本地星系与一个统一的和广泛的范围内的膨胀总比（$B/T$），然后重新缩放它们来模仿的信噪比和大小的观测星系在\emph{z} $\approx$ 2。这提供了迄今为止最完整的一套模拟，我们可以检查的两个组件分解的致密盘星系在不同的$B/T$的鲁棒性。我们确认，这些大规模的，紧凑的星系的大小可以测量鲁棒性使用一个单一的Sérsic适合。我们可以精确地测量$B/T$，而不对凸起的光剖面形状施加任何限制，但是，由于在高红移下凸起的角尺寸很小，它们的详细性质只能在$B/T$ \gax \ 0.2的星系中恢复。相比之下，圆盘分量的测量几乎没有困难。
Galaxies grow their bulges and black holes in diverse ways
银河系的质量与银河系类似，有着很大的膨胀和黑洞质量;反过来，这些与其他性质相关，如恒星形成历史。虽然许多过程可能会导致凸起的形成，但预计主要和次要的合并将发挥关键作用。恒星晕提供了一个新颖和强大的测量星系合并的历史;宇宙学动机的模型预测，合并与较大的卫星产生更大的质量，更高的金属丰度恒星晕，再现最近观察到的恒星晕金属丰度质量关系。我们量化的恒星晕质量和隆起或黑洞日珥之间的关系，使用一个样本的18个银河系质量的星系与新的可用测量（或限制）恒星晕属性。在给定的恒星晕质量（或者等价地，合并历史）下，核球质量有一个数量级的范围，而黑洞质量有两个数量级的范围。低质量凸起的星系团显示了广泛的安静合并的历史，这意味着形成机制，不需要激烈的合并活动。具有大质量“经典”凸起和中心黑洞的星系也显示了广泛的合并历史。虽然其中三个星系具有与合并起源一致的巨大恒星晕，但两个星系没有-合并似乎对这两个巨大的“经典”凸起几乎没有影响。这样的星系可能是理想的实验室，可以研究通过早期富含气体的吸积、剧烈的盘不稳定性或整个宇宙时间内气体的不对准下落等途径形成的大质量凸起。
Correlation of structure and stellar properties of galaxies in Stripe 82
在星系的双峰颜色分布和它们的结构参数之间建立相关性（或缺乏相关性）对于理解双峰性的起源至关重要。为了实现这一目标，我们已经进行了2D质量为基础的结构分解（凸起+盘）的所有盘星系（总$=$ 1263）在赫歇尔成像区的条纹82区域使用$K_s$波段图像从VICS 82调查。由此推导出的标度关系被发现，以反映内部的运动学，并结合使用，以选择一个不容置疑的一组经典和伪球托管盘星系。其余的星系（$<20\%$）被标记为带有“模糊”凸起的圆盘。在所有恒星参数（$M_*$，sSFR，$r-K_s$）方面，赝盘星系和经典盘状星系表现出明显的双峰性。所有伪凸出盘星系都是蓝色的，并且正在形成恒星，而所有经典凸出盘星系都是红色的，处于静止状态，偏离度小于$5\%$。在所有结构参数和恒星参数的分布上，混球球盘星系与伪球盘星系和经典球盘星系都是间歇性的。$Δ$ $\langleμ_{eb}\rangle$ -基于科尔门迪关系上凸起的位置-被认为是凸起类型和恒星活动的最有效的单一结构指标。在标度关系和基本平面上的位置模糊的鼓包盘星系，除了他们独特的恒星性质表明，他们主要是绿谷的一部分。
Stellar age gradients and inside-out star formation quenching in galaxy bulges
径向年龄梯度记录了推动星系球中恒星星族形成和随后恒星形成（SF）淬灭过程的众多物理过程，因此可能是球形成和演化理论概念之间的敏感鉴别器。积分场光谱数据的CALIFA调查的光谱建模的基础上，我们推导出质量和轻重量的恒星年龄梯度（$\nabla$（t，B）L，M）内的光度测定的凸起半径（RB）的一个代表性的样本的本地面对晚型星系，跨度2.6德克斯的恒星质量。我们的分析证明了$\nabla$（t，B）L，M随着M，T的增加而降低的趋势，高质量的隆起主要显示负的年龄梯度，反之亦然。从正到负的$\nabla$（t，B）L，M的反转发生在logM，T ~ 10处，这大致与从低质量凸起（其气体激发由SF提供动力）到分类为Composite、LINER或Seyfert的凸起的转变相一致。我们讨论了两个限制的情况下，在大规模的LTG隆起的径向年龄梯度的起源。第一个假设的恒星年龄的凸起最初是空间均匀的，因此所观察到的年龄梯度出现从内到外的SF淬火（ioSFQ）的前面，是径向扩张的平均速度vq。在这种情况下，年龄梯度转化为缓慢的iSFQ，持续到z~2，表明SF或AGN的轻微负反馈。如果大质量凸起中的负年龄梯度不是由于ioSFQ，而是主要由于它们由内而外的形成过程，那么必须放弃准整体凸起形成的标准假设，而支持这样一种情况，即恒星质量逐渐积累超过2-3 Gyr，例如，由内而外的SF和SF团块从磁盘向内迁移。…
Evolution of Stellar Bars in Spinning Dark Matter Halos and Stellar Bulges
本文通过高分辨率模拟研究旋转暗物质晕中不同质量恒星核球对恒星棒演化、屈曲及角动量交换的影响。
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。
The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): The stellar populations and assembly of NGC 2903's bulge, bar, and outer disc
我们研究的恒星星族和附近的螺旋星系NGC 2903的隆起，酒吧，和外盘使用的VIRUS-P探测附近的Galerkin IFS调查组装。我们观察NGC 2903的空间分辨率为185 pc使用米切尔摄谱仪的4.25角秒的纤维在2.7哈伦J史密斯望远镜。NGC 2903的2 MASS KS波段影像的球棒盘分解显示，它的球棒、球棒和外盘分别有6%、6%和88%的恒星质量，球棒的赛西克指数较低，约为0.27，暗示它是一个盘状球。我们进行了恒星星族合成，发现外盘的质量有46%是在大于5 Gyr的恒星中，48%是在1到5 Gyr之间的恒星中，而<10%是在年轻恒星中。它的恒星棒有65%的质量在1-5 Gyr年龄，金属丰度与外盘相似，暗示了棒由盘物质形成的进化图景。它的膨胀部分主要由年老的高金属量恒星组成，但也有一小部分年轻恒星。我们发现螺旋臂和中心区域的金属丰度增强，追踪在Halalpha地图中看到的高恒星形成区域。这些结果与这样的想法是一致的，即像NGC 2903这样的低膨胀与总质量比和低膨胀Sersic指数的星系最近没有发生重大合并事件，而是主要通过较小的合并和长期过程增长。
The SAMI Galaxy Survey: bulge and disk stellar population properties in cluster galaxies
我们分别研究了双组分星系团星系球和盘中的恒星星族性质，以揭示致密环境中透镜星系的形成。我们研究了来自悉尼-AAO多天体积分场（SAMI）星系巡天的八个低红移星系团，利用二维光度膨胀盘分解在$g$，$r$和$i$ -带上对星系进行了表征。对192个具有$M_{*}>10^{10~}M_{\odot}$的双组分星系，我们估计了星系核球和星系盘的颜色、年龄和金属丰度。对$g-i$颜色的分析表明，凸起比其周围的盘更红，中值偏移为0.12 $\pm$ 0.02 mag，与先前的结果一致。为了测量质量加权年龄和金属丰度，我们研究了三种方法：（i）一种基于星系恒星质量权重的两个组件，（ii）一个基于通量权重和（iii）一个基于径向分离。这三种方法一致认为，62%的星系具有比盘更富2-3倍的金属的凸起。在剩下的星系中，有7%的星系的凸起比盘更贫金属，而31%的星系的凸起和盘金属丰度没有显着差异。我们观察到23%的星系的特点是鼓的老年人和34%的鼓的年轻相对于磁盘。剩下的43%的星系有着统计上无法区分年龄的凸起和盘。较红的凸起往往比盘更富含金属，这表明凸起中较红的颜色是由于它们相对于盘的金属丰度增强，而不是恒星星族年龄的差异。
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。
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）。
The imprints of bars on the vertical stellar population gradients of galactic bulges
这是第二个文件的一系列旨在研究恒星运动学和人口特性的隆起在高度倾斜棒星系。在这项工作中，我们进行了详细的分析的恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]的28个高度倾斜（$i > 65^{o}$）盘星系，从S0到S（B）c，用SAURON积分场摄谱仪观察。样本分为两个干净的样本的酒吧和unbarred星系，恒星速度和h $_3$配置文件之间的相关性的基础上，以及在隆起区域内的圆柱旋转的水平。我们发现，虽然平均恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]在酒吧和无酒吧星系的凸起是统计上没有区别的，[Mg/Fe]梯度沿短轴（远离光盘）的酒吧星系是显着不同的比那些没有酒吧。对于棒星系，垂直远离中平面的恒星通常更[Mg/Fe]-增强，因此棒星系的[Mg/Fe]垂直梯度大多为正，而对于无棒凸起的[Mg/Fe]轮廓通常为负或平坦。这一结果，以及在条形样本中观察到的老种群，表明酒吧是持久的结构，因此不容易被破坏。显着的[Mg/Fe]与无棒星系的凸起的差异表明，不同的形成/演化的情况下，需要解释他们的建设，并强调酒吧的作用，在重新分配恒星物质的凸起占主导地位的地区。
Dynamical signature of a stellar bulge in a quasar host galaxy at $z\simeq 6$
本文利用高分辨率ALMA观测的[CII]发射线对位于$z\simeq 6$（SDSS J2310+1855）的类星体宿主星系进行了动力学分析。观测到的旋转曲线与质量模型相拟合，该模型考虑了厚气体盘、厚恒星形成盘和中心质量集中的引力贡献，中心质量集中可能是由于球形组件（即恒星凸起）和超大质量黑洞（SMBH）的组合。$5\times 10^9\ \rm M_{\odot}$的SMBH质量，先前使用CIV和MgII发射线测量，不足以解释在中心区域的高速度。我们的动力学模型表明，当宇宙年龄小于1 Gyr时，该天体中存在质量为$\rm M_{bulge}\sim 10^{10}\ \rm M_{\odot}$的恒星核。为了最终定位在局部$M_{\rm SMBH}-M_{\rm bulge}$关系上，凸起质量应从$z=6$到0增加$\sim$ 40倍，而SMBH质量最多增加4倍。这指向了异步星系-BH共同进化。使用JWST进行成像将使我们能够验证此场景。
A duality in the origin of bulges and spheroidal galaxies
研究构成大质量星系的不同结构成分的恒星种群，可以直接揭示它们的组装历史。我们的目标是在GOODS-N场中描述大质量星系（$M_{\star}>10^{10}$ M $_{\odot}$）中具有代表性的球状体和纯球状体的恒星布居特性。我们利用SHARDS和HST数据提供的光谱和空间信息来执行星系光的多图像分光光度解耦。在红移范围$0.14<z\leq1$内，我们分别导出了膨胀体和盘体的光谱能量分布，其光谱分辨率为$R\sim50$ .分析这些SED，我们发现了一个双峰分布的隆起形成红移的证据。我们发现，其中33%的老质量加权年龄，这意味着中值形成红移$z_{\rm{form}}={6.2}_{-1.7}^{+1.5}$。它们是嵌入盘状星系中的早期宇宙的遗迹。第二波，占主导地位的数量，占隆起形成的中位红移$z_{\rm{form}}={1.3}_{-0.6}^{+0.6}$。最老的（1 $^{\rm{st}}$波）隆起比最新的更紧凑。几乎所有的纯球体（即，那些没有任何盘的）与2个$^{\rm{nd}}$ -波隆起同时期，呈现形成$z_{\rm{form}}={1.1}_{-0.3}^{+0.3}$的中值红移。这两波球的形成不仅在恒星的年龄上有区别，而且在恒星形成模式上也有区别。所有1个$^{\rm st}$波的隆起在$z\sim6$快速形成，典型的时间尺度大约为2亿年。在2 $^{\r…
Stellar populations, stellar masses and the formation of galaxy bulges and discs at $z < 3$ in CANDELS
我们提出了一个多成分的结构分析的内部结构的$1074$高红移大质量星系在$1<z<3$从坎德尔的HST调查。特别是，我们研究星系最适合的两个结构组件，从而可能形成光盘和凸起。我们研究恒星的质量，恒星形成率，和颜色的内部“凸起”和外部“光盘”组件，这些系统使用SED信息从解决ACS+ WFC 3 HST成像。我们发现，大部分的内部和外部组件位于恒星形成区的UVJ空间（$68$和$90$百分比分别）。然而，内部部分，或可能形成的凸起，主要是由尘埃恒星形成。此外，我们表明，这些系统的外部组件有一个更高的恒星形成率比他们的内部地区，和“光盘”和“凸起”之间的恒星形成率的比例增加在较低的红移。尽管外层成分的恒星形成率较高，但内层与外层成分的恒星质量比在这一时期保持不变。这表明，对于典型的双组分成型系统，存在从外部到内部组分的质量传递，从而从盘形成凸起。最后，利用钱德拉的数据，我们发现活动星系核的存在是更常见的$1$组件的球状星系和$2$组件系统（$13\pm3$和$11\pm2$ %）比$1$组件盘状星系（$3\pm1$ %），表明中央内部组件的形成可能会触发在这些星系的中央质量黑洞的形成。
Lost in secular evolution: the case of a low mass classical bulge
盘星系中经典核球的存在对星系的聚集历史有重要的线索。发现非常低质量的经典凸起的观测证据，特别是在棒星系，包括我们的银河系，是一个具有挑战性的任务，酒吧驱动的长期演化可能会带来显着的动力学变化，这些凸起的恒星盘。使用高分辨率的N体模拟，我们表明，如果一个冷的恒星盘组装在一个非旋转的低质量的经典凸起，磁盘迅速增长一个强大的酒吧在几个旋转的时间尺度。随后，棒驱动的长期过程将初始的经典球核转变为一个扁平的旋转恒星系统，其中心部分也生长出与盘棒同步旋转的棒状成分。在此期间，通过盘杆的屈曲失稳形成了一个方形/花生状（以下简称B/P）凸起，该B/P凸起的垂直范围略高于经典凸起，它包含了整个经典凸起。由此产生的复合凸起似乎是光度和运动学相同的B/P凸起没有任何明显的签名的经典组件。我们的分析表明，在本地宇宙中的许多棒星系可能隐藏着这种低质量的经典凸起。我们认为，恒星星族和化学动力学分析可能需要建立这样的低质量的经典隆起的证据。
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。
Weighing the two stellar components of the Galactic Bulge
最近对银河系核球的光谱测量明确地表明，核球包含两个主要成分，它们的铁含量最好分开，但在空间分布、运动学和丰度比上也不同。所谓的贫金属（MP）组分在[Fe/H]~-0.4处达到峰值，而富金属（MR）组分在[Fe/H]~+0.3处达到峰值。因此，总的金属丰度分布函数是双峰的，在[Fe/H]~0处有一个倾角。两种组分的相对分数在整个凸起区域内变化显著。我们提供，第一次，部分贡献的MP和MR恒星的恒星质量预算的银河系的凸起，其变化在整个凸起区域。我们发现，MP星占48%的总恒星质量的隆起，在区域|l| <10，|b| <9.5，与其余52%的MR星组成。后者在中纬度|b| ~4处的质量收支中占主导地位，但在外部隆起处（|b| >8）则处于边缘地位。MP分量比MR分量更轴对称，并且它至少是可比较的，并且可能在内部几度稍微占优势。因此，MP分量，它不遵循主酒吧，是不是边际的总质量预算，如以前所认为的，这一新的观测证据必须包括在隆起模型。虽然总的径向速度色散有一个趋势，遵循总恒星质量，当我们分别检查每个组件的速度色散，我们发现，MP星有较高的速度色散，他们弥补了恒星质量的一小部分，反之亦然。这是由于两个金属丰度分量的运动学和空间分布显著不同，正如文献中已经讨论的那样。
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…
Formation of the Galactic bulge from a two-component stellar disk: Explaining cylindrical rotation and vertical metallicity gradient
最近的观测研究表明，银河系核球具有圆柱形旋转和更陡的垂直金属丰度梯度。我们采用了两个有代表性的模型的隆起形成，从而调查这两个模型是否可以解释所观察到的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度在一个自洽的方式。一种是“纯盘情景”（PDS），其中凸起是由一个纯薄的恒星盘通过自发的酒吧不稳定性形成的。另一种是“双组分盘情景”（TCDS），其中凸起是由薄盘和厚盘通过杆不稳定性组成的盘形成的。我们的数值模拟表明，虽然PDS可以再现圆柱旋转，它显示了一个相当平坦的垂直金属丰度梯度，这是不一致的观测。导出的平坦的金属丰度梯度是由于不同初始金属丰度的恒星通过恒星棒垂直混合。这一结果意味着，核球不能简单地由一个纯粹的薄恒星盘形成。另一方面，TCDS中由双组分盘形成的星系核球可以很好地解释观测到的星系核球的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度。在TCDS中，更多的贫金属星在更高的|z|（垂直距离），起源于已经动态热厚盘不能强烈的影响，垂直混合的酒吧，使他们可以留在原地更长的时间尺度，从而保持较低的金属在较高的|z|。因此，由最初薄和厚盘星组成的隆起的垂直金属丰度梯度不能如此平坦化，即使薄盘的梯度可以被TCDS中的棒显著平坦化。
3-Dimensional Kinematics in low foreground extinction windows of the Galactic Bulge: Radial Velocities for 6 bulge fields
银河系隆起的详细结构仍然不确定。在银河核球中观测恒星的困难阻碍了对银河系内部kpc的运动学表示的获取。在几个低前景消光窗口中观察三维运动学可以解决这个问题。我们已经开发出一种新的技术，它结合了精确的恒星HST的位置和自行积分场光谱，以获得可靠的3-D恒星运动学拥挤的领域的银河系中心。此外，我们目前的结果使用新技术在我们的项目中的六个领域。一个显着的顶点偏差已被发现在某些领域与以前的测定。这一结果证实了在银河系核球中存在一个恒星棒。
Why the Milky Way's bulge is not only a bar formed from a cold thin disk
通过分析一个N体模拟的球形成简单地通过一个酒吧不稳定性机制运作的运动学冷恒星盘，并通过比较这种分析的结果与银河系的主要恒星星族的结构和运动学性质的凸起，我们得出的结论是，我们的银河系的凸起是不是一个纯粹的恒星酒吧形成的一个预先存在的薄恒星盘，最近的一些研究表明。在本文中强调的几个论点的基础上，我们提出，在银河系中，被观察到的核球人口不属于花生结构的一部分，对应于旧的银河系厚盘，从而意味着银河系是一个纯粹的薄+厚盘星系，只有一个可能有限的贡献的经典核球。
The origin of stellar populations in the Galactic bulge from chemical abundances
在这项工作中，我们研究的形成和化学演化的银河系的隆起，特别关注的丰度模式（[Mg/Fe]与[Fe/H]），金属丰度和年龄分布函数。我们认为详细的化学演化模型的银河系的凸起和内部盘，与这些组件和凸起的恒星的起源之间的连接，目的是脱落光。特别是，我们首先提出了一个模型，假设一个快速和激烈的恒星形成，与大多数的球星形成的时间尺度小于1 Gyr。然后，我们分析了两个不同的恒星星族在隆起的可能性，所建议的盖亚-ESO和APOGEE数据。这两个族群，一个是贫金属族群，另一个是富金属族群，可能有两个不同的起源：i）富金属族群是在核球的恒星形成速率停止约2.5亿年后形成的，或ii）富金属族群是由在内部盘形成的恒星组成，并由棒的早期长期演化带入核球。我们还研究了多个恒星爆发的情况下，随之形成的多个人口的隆起，所建议的微透镜恒星的研究。在比较模型结果和观测结果后，我们认为最有可能的情况是有两个主要的恒星星族，都主要由老恒星（> 10 Gyr）组成，富金属和年轻的一个由内部薄盘星形成，与运动学论点一致。然而，根据动力学模拟，我们不能完全排除第二个人口形成后，停止在恒星形成过程中的隆起演化，使所有的恒星形成原位。
Dark-ages reionization and galaxy formation simulation -- XVIII. The high-redshift evolution of black holes and their host galaxies
黑洞和它们的宿主星系之间的相关性提供了对是什么驱动黑洞-宿主共同进化的深入了解。我们使用Meraxes半解析模型来研究黑洞和它们的宿主星系从高红移到现在的生长过程。我们的模拟发现，在红移为8的情况下，黑洞-凸起和黑洞-恒星总质量关系没有显著的演化。黑洞与恒星总质量的关系与黑洞与核球的关系有相似的散射，但散射稍大，两者的散射都随着红移的增加而减少。在我们的模型中，星系的生长，膨胀和黑洞都是紧密相关的，即使在最高的红移。我们发现，黑洞的增长是由不稳定性驱动或长期类星体模式的增长，而不是由合并驱动的增长在所有的红移。我们的模型还预测，盘占主导地位的星系躺在黑洞总质量的关系，但谎言从黑洞膨胀质量的关系，在最近的观察和流体动力学模拟的协议。
Inward Bound: Bulges from High Redshifts to the Milky Way
这个完全在线的会议有200多名注册参与者，使全球的理论家和观察员能够讨论关于盘星系中心结构的最新发现。根据设计，这次会议包括了银河系、本地和高红移星系以及星系形成和演化理论方面的专家。之所以需要如此广泛的专门知识，是因为近年来在所有方面都取得了重要进展。因此，这次会议的主要目标之一是将这些不同的群体聚集在一起，为讨论和相互理解找到共同点，交流想法，并有效地交流进展情况。
Composite Bulges: The Coexistence of Classical Bulges and Disky Pseudobulges in S0 and Spiral Galaxies
我们研究了9个S 0-Sb星系（光度）由两个不同的组件的凸起。外部组件是一个扁平的、运动学上很酷的盘状结构：一个“盘状假凸起”。嵌入内部的是一个更圆的、运动学上热的球体：一个“经典的凸起”。这表明，伪核球和经典核球并不是相互排斥的：有些星系两者都有。盘状假隆突几乎总是具有指数盘（刻度长度= 125-870 pc，平均$\sim 440$ pc），具有与盘相关的子成分：核环、棒和/或旋臂。它们占星系恒星质量的11-59%（平均PB/T = 0.33），恒星质量为$\sim 7 \times 10^{9}$ - $9 \times 10^{10} M_{\odot}$。经典核球部分的Sersic指数为0.9-2.2，有效半径为25-430 pc，恒星质量为$5 \times 10^{8}$ - $3 \times 10^{10} M_{\odot}$（通常小于星系恒星质量的10%，平均B/T = 0.06）。经典的凸起显示旋转，但比盘状伪凸起运动学热。三个系统的动力学模拟表明，速度频散是各向同性的经典隆起和赤道偏置的盘状伪隆起。在质量-半径和质量-恒星质量密度平面中，经典凸起分量遵循由椭圆和（较大的）经典凸起定义的序列。盘状的伪凸起也落在这个序列上;它们比类似质量的大尺度盘更紧凑。虽然一些经典的球核相当紧凑，但它们在大小和质量上都与核星团不同，并且至少在两个星系中与核星团共存。由于这项…
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。
Bulge growth through disk instabilities in high-redshift galaxies
在低红移的邻近宇宙中，人们长期以来一直在研究盘状星系内部区域的膨胀中，盘状不稳定性（如棒和旋臂）以及相关的共振的作用。在那里，人们长期以来一直在观察它，特别是通过花生状的凸起。在现代盘星系中，这种长期的膨胀是由弱的非轴对称不稳定性驱动的：它主要以缓慢的速度和长的恒星形成时间尺度产生伪膨胀。在中等质量到大质量星系（10^10到几个10^11兆太阳的恒星）中，高红移（z>1）时的盘不稳定性与现代旋涡星系中发现的盘不稳定性非常不同。高红移盘在全局上是不稳定的，会碎裂成巨大的团块，每个团块包含10^8-10^9兆太阳质量的气体和恒星，这导致了高度不规则星系的形态。与剧烈的不稳定性相关的团块和其他特征通过各种机制在短时间尺度上驱动盘的演化和凸起生长。巨大的团块可以向内迁移，并在几个10^8年内合并成隆起。在非常动荡的介质中的不稳定性驱动强烈的气体流入到隆起和核区域。由于剧烈的不稳定性，厚盘和超大质量黑洞可以同时生长。本章回顾了高红移盘不稳定性的性质，巨团块的演化和其他与不稳定性相关的特征，以及由此产生的膨胀和相关的次星系成分的增长。
Resolved properties of classical bulge and pseudo-bulge galaxies
基于MaNGA巡天数据，本文发现伪核球星系的盘比经典核球星系的盘更年轻、恒星形成更活跃且旋转更强，并提出用中心速度弥散分界线区分两类核球宿主星系。
Extinction law and stellar mass in the Nuclear Bulge from kinematically-selected red clump stars
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。
The BRAVE Program - I: Improved Bulge Stellar Velocity Dispersion Estimates for a Sample of Active Galaxies
我们提出了新的球恒星速度色散测量的10个活动星系与安全的$M_{BH}$确定混响映射。这些新的速度色散测量是基于积分场（IFU）光谱的空间分辨运动学。除一种情况外，所有情况下IFU的视野均超出星系的有效半径，而在Mrk 79的情况下，视野几乎延伸到有效半径的一半。这种空间分辨率和视场的组合允许在所有10个目标星系的有效半径内安全地确定恒星速度色散。视线速度分布（LOSVD）的一阶（V）和二阶（$σ_{\star}$）矩的空间分辨图表明在大多数情况下存在运动学子结构。在未来的项目中，我们计划探索的方法来校正的运动学子结构的影响，在推导出的球恒星速度色散测量。
The origin of bulges and discs in the CALIFA survey: I. Morphological evolution
这一系列的论文旨在了解非棒盘星系的形成和演化。我们使用新的分光光度分解代码，C2 D，从CALIFA调查的星系的统计代表性样本的凸起和光盘分离的光谱信息。然后，我们用Pipe 3D算法分析了与结构无关的数据立方体，研究了它们的恒星星族性质。我们发现膨胀总（$B/T$）光度（和质量）比和星系恒星质量之间的相关性。大质量星系的$B/D$质量比随红移的变化很小，但膨胀盘质量比随红移的变化很明显。隆起和盘的质量-尺寸关系描述了在高星系恒星质量（log{（M_{\star} / M_{\sun}）} > 10.5）时的上升。当使用单个恒星的质量时，这个关系适用于凸起，但不适用于圆盘。我们发现，最大质量（log{（M_{\star \rm ,b,d} / M_{\sun}）} > 10）的隆起和光盘的质量-尺寸关系的演变可以忽略不计。对于较低的质量，光盘显示出更大的变化比凸起。我们还发现，星系和球的恒星质量，这并不适用于光盘质量的Sérsic指数之间的相关性。我们的研究结果支持了附近非棒星系的由内而外的形成，并且它们表明i）凸起形成于早期，ii）它们在宇宙时间中没有进化太多。然而，我们发现，凸起的早期属性驱动着整个星系的未来演化，特别是最终在它们周围形成的圆盘的属性。
Sculpting Andromeda -- made-to-measure models for M31's bar and composite bulge: dynamics, stellar and dark matter mass
仙女座星系（M31）包含一个与经典凸起（CB）纠缠的盒子/花生凸起（BPB），需要三轴建模来确定动力学，恒星和暗物质质量。我们构建了适合新的VIRUS-W IFU凸起恒星运动学观测，IRAC-3.6 $μ$ m测光和光盘的HI旋转曲线的定制模型。我们探索的参数空间为3.6 $μ$ m的质量与光的比例$(Υ_{3.6})$，酒吧模式的速度（$Ω_p$），和复合隆起（$M^B_{DM}$）的暗物质质量在3.2kpc。考虑到Einasto暗物质配置文件，我们找到了最好的模型$Υ_{3.6}=0.72\pm0.02\,M_\odot/L_\odot$，$M^B_{DM}=1.2^{+0.2}_{-0.4}\times10^{10}M_\odot$和$Ω_p=40\pm5\,km/s/kpc$。这些模型的动力学膨胀质量为$M_{dyn}^B=4.25^{+0.10}_{-0.29}\times10^{10}M_{\odot}$，包括恒星质量$M^B=3.09^{+0.10}_{-0.12}\times10^{10}M_\odot$（73%），其中CB具有$M^{CB}=1.18^{+0.06}_{-0.07}\times10^{10}M_\odot$（28%）和BPB $M^{BPB}=1.91\pm0.06\times10^{10}M_\odot$（45%）。我们还探讨了NFW晕模型发现，…
Coevolution Between Supermassive Black Holes and Bulges Is Not Via Internal Feedback Regulation But By Rationed Gas Supply Due To Angular Momentum Distribution
我们的理由是，如果没有物理微调，超大质量黑洞（SMBHS）和恒星凸起都无法通过赶走已经下降的冷气体来自我调节或相互调节，以产生它们之间观察到的相关性。我们提出了另一种方案，即观测到的SMBHs的质量比凸起反映的角动量分布的infallen气体，使质量达到稳定的吸积盘是一个小部分，达到凸起区域，平均在宇宙学的时间尺度。我们测试这种情况下使用高分辨率，大规模的宇宙流体动力学模拟（没有AGN反馈），假设角动量分布的气体降落在隆起区域产生一个Mestel光盘，独立的模拟解决的SMBHs的Bondi半径的支持。发现自由下落到亚秒差距区域并吸积到SMBH的极低角动量气体与整个恒星形成速率之间的质量比为$0.1-0.3\%$，发现该比值随着红移的增加而增加，并在$\sim 2$的因子内，这表明SMBH与凸起的比值几乎与红移无关，随着红移的增加而适度增加，这是一个可检验的预测。此外，高爱丁顿比的活动星系核（AGN）的占空比预计将显着增加红移。最后，虽然SMBH和凸起被发现共同发展的$\sim 30-150$万年或更长的时间尺度上，有迹象表明，在较短的时间尺度上，SMBH吸积率和恒星的形成可能不太相关。
The imprint of clump formation at high redshift. II. The chemistry of the bulge
本文通过N体+SPH团块模拟研究银河系核球化学性质，证明团块化恒星形成可同时解释核球、薄盘+厚盘及Splash的化学动力学趋势。
Stellar populations in the bulges of isolated galaxies
我们目前的测光和长缝光谱的12个S 0和螺旋星系从孤立星系表中选择。样本星系的结构参数来自斯隆数字巡天i波段图像通过执行一个二维光度分解的表面亮度分布。这被假定为一个Sèrsic凸起，一个指数盘，和一个费勒斯酒吧的贡献的总和，其特征在于椭圆和同心等照度线与恒定的椭圆度和位置角。从沿星系长轴方向的光谱测量了恒星分量的自转曲线和速度色散剖面。还导出了Hβ、Mg和Fe线强度指数的径向分布。用变元素丰度比的恒星星族模型计算了中心和半径处的恒星星族的平均年龄、总金属丰度和总α/Fe增强。我们确定与太阳的金属丰度和老凸起的金属丰度大的传播中年凸起。大部分样品的α/Fe值呈现出超太阳的增强，没有年龄梯度，金属丰度和α/Fe值呈现负的增强梯度。这些发现支持形成的情况下，通过耗散崩溃的环境影响是显着不那么重要，比在组装的星系团和星系团的凸起。
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。
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。
Photometric Evidence of an Intermediate-age Stellar Population in the Inner Bulge of M31
通过研究哈勃空间望远镜WFC 3和ACS观测中的恒星星族，我们探索了M31核球在投影长轴半径为180”（~680 pc）范围内的聚集历史。通过比较近紫外波段与光学波段形成的颜色被发现随着长轴半径的增加而变得更蓝，这与预测的相反，如果近紫外光的唯一来源是具有负径向金属梯度的旧极端水平分支恒星。光谱能量分布拟合需要一个富含金属的中间年龄的恒星星族（3亿年至1 Gyr的年龄，~太阳金属丰度），除了占主导地位的老人口。老恒星星族的年龄和金属丰度的径向梯度与以前的工作一致。对于中年人口，我们发现年龄随着半径的增加而增加，并且在距离中心680 pc处的质量分数增加到2%。我们排除污染的M31磁盘和/或晕作为这个人口的主要来源。因此，我们的结果表明，中等年龄的恒星存在于M31中心5英寸（19秒差距）之外，并贡献了核球总恒星质量的~1%。这些恒星可能与M31核球的长期增长有关。
The evolution of supermassive blackhole mass--bulge mass relation by a semi-analytic model, $ν^2$GC
研究利用 ν²GC 半解析模型揭示 SMBH 质量–核球质量关系随红移由高红移双序列演化为局域单一关系，并合与盘不稳定性分别主导不同序列。
Milky Way-like galaxies: stellar population properties of dynamically defined disks, bulges and stellar halos
星系的形成可以根据每种类型的星系成分的组装模式来理解。为了执行这种分析，有必要定义一些标准来分离这些组件。基于动力学性质的分解方法比基于光度测量的方法更具物理动机。我们使用\texttt{galactic structure finder}的无监督高斯混合模型从EAGLE模拟中提取具有银河系质量的星系子样本的成分。所有已确定的子结构的一阶和二阶动力学矩的空间中的聚类揭示了五种类型的星系组成部分：薄和厚磁盘，恒星晕，凸起和球状体。我们分析了这五种成分类型的动力学，形态和恒星星族属性，探索这些属性在多大程度上相互关联，以及它们在多大程度上取决于总星系恒星和暗物质晕质量。所有的星系都包含一个凸起，一个恒星晕和一个盘。60%的对象拥有两个磁盘（薄磁盘和厚磁盘），68%的对象还拥有一个球体。动态盘对总的比率不依赖于恒星质量，但两个盘的旋转速度的中位数。薄盘在恒星年龄、[Fe/H]和$α$ -增强中与三个色散主导的分量分离得很好，而厚盘介于两者之间。除了薄盘，所有组件显示其恒星星族属性之间的相关性：年龄越大意味着较低的金属丰度和较大的$α$ -增强。最后，我们量化了恒星星族性质对各组分动力学的弱依赖性。
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