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
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。
2015-05-26 astro-ph.GA
Quantifying the stellar ages of dynamically separated bulges and disks of CALIFA spiral galaxies
本研究利用星族-轨道叠加技术分析CALIFA旋涡星系，发现不同动力学成分的恒星年龄均随星系质量增加，盘普遍比核球年轻，支持大质量旋涡星系核球形成更早的演化图景。
2024-10-07 astro-ph.GA
The First Detection of Blue Straggler Stars in the Milky Way Bulge
本文报道了在银河系核球区首次探测到的蓝离散星。沿着一条视线进行广泛的天基观测的自行使我们能够分离出一个足够干净和特征良好的凸起样本，我们能够在颜色-星等图的区域中检测到一小群凸起物体，这些物体通常被年轻物体和蓝色straggler占据。然而，这些物体的可变性测量清楚地表明，它们中的一小部分是蓝离散星。在色星等图这个区域发现的42个天体中，我们估计至少有18个是真正的BSS。我们规范化的BSS人口我们的水平分支恒星的数量估计在隆起，以比较其他恒星系统的隆起。BSS分数明显不同于在星团中发现的。矮椭球体的蓝离散星数量仍然是一个有争议的问题;一些作者声称归一化的蓝离散星分数和积分光之间存在着一种近似关系。如果这一趋势是真实的，那么凸起可能会将其质量扩大三个数量级。相反，我们发现，在最保守的情况下，在隆起的真正年轻（~5Gy或更年轻）的人口，必须是最多3.4%的BSS人口。
2011-05-20 astro-ph.GA
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。
2022-12-12 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
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。
2019-06-21 astro-ph.GA
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。
2020-02-14 astro-ph.GA
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。
2020-11-11 astro-ph.GA
Formation of S0s in extreme environments II: the star-formation histories of bulges, discs and lenses
人们提出了不同的过程来解释S0的形成，包括合并、盘不稳定性和淬灭螺旋。预计这些过程将在不同的环境中占主导地位，从而在星系内各个组成部分的运动学和恒星星族中留下特征足迹。新技术使我们能够在IFU观测中清楚地解开这些组件的运动学和恒星星族。在本文中，我们使用Buddi光谱提取的光的隆起，光盘和透镜组件内的8个S0星系的样品在极端环境下观察MUSE。虽然在S0星系的隆起和光盘的光谱已经分离之前，这项工作是第一次分离的透镜光谱。恒星星族分析显示，凸起和透镜的金属丰度通常与盘相似或更高，凸起和盘的$α$增强是相关的，而透镜的增强与任何一个组件都完全无关。我们的结论是，在这些星系中的大部分质量是建立在早期的星系的生命，与凸起和光盘形成从相同的材料通过耗散过程在高红移。另一方面，透镜体是在星系生命周期内更随机的时间在独立的时间尺度上形成的，可能是从演化的酒吧。较年轻的恒星星族和不对称的特点，在现场看到的S0 s可能表明，这些星系已受到影响的较小合并比团星系。
2020-09-11 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
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Dissecting galactic bulges in space and time I: the importance of early formation scenarios vs. secular evolution
通过坍缩、合并、长期过程或它们的相互作用形成隆起的细节仍然没有解决。为了开始回答这个问题并量化不同机制的重要性，我们使用Siding Spring天文台ANU 2.3米望远镜上的积分场光谱仪WiFeS的数据绘制了三个星系凸起的样本。它的高分辨率光栅（R=7000），使我们能够提出一个详细的运动学和恒星星族分析的内部结构与经典和新颖的技术。这些技术的比较要求反演算法的必要性，以了解复杂的子结构和单独的人口。我们使用线强度指数来获得SSP等效年龄和金属丰度。此外，我们使用全谱拟合方法，这里的代码STECKMAP，提取他们的恒星形成历史。高质量的数据使我们能够研究不同恒星星族（即年轻、中等和年老）的二维分布。我们可以根据这些年龄歧视的2D光和质量贡献来识别它们的优势种群。在所有被研究的星系凸起中，至少50%的恒星质量在10个Gyrs之前就已经存在，比目前模拟预测的要多。一个年轻的组成部分（年龄在1至8岁之间）也很突出，其目前的分布似乎更强烈地受到形态结构，特别是酒吧，比老的。这三个凸起的深入分析支持的概念，在他们的演变越来越复杂，很可能会发现在许多凸起结构，如果在这个层次的细节，这不能实现单独的合并，需要一个不可忽视的贡献长期的演变研究。
2014-11-11 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
Evidence for a Young Stellar Population in Nearby Type 1 Active Galaxies
为了理解超大质量黑洞与其宿主星系之间紧密联系的物理起源，研究活动星系中恒星形成的性质是至关重要的。利用哈勃空间望远镜高分辨率光学图像，对邻近的第1类活动星系核（AGN）进行了详细的结构分解，研究了黑洞质量与核球光度的相关性以及核球有效半径与表面亮度的（Kormendy）关系.在这两种关系中，1型活动星系核的凸起往往比具有相同黑洞质量或相同凸起尺寸的不活跃星系的凸起更明亮。这表明活动星系核的主星系的中心区域具有比不活跃星系低的质光比，很可能是由于活跃系统中存在较年轻的恒星星族。此外，光度过剩的程度似乎与活动星系核的吸积率成正比，揭示了恒星生长和黑洞生长之间的物理联系。采用一个简单的恒星质量和黑洞质量增加的玩具模型，我们表明，年轻的恒星星族的比例向高吸积率，可能反映了活动星系核驱动的反馈的影响。
2019-03-21 astro-ph.GA
Two Red Clumps and the X-Shaped Milky Way Bulge
从2 MASS红外测光中，我们发现两个红团（RC）种群共存于纬度|b| >5.5 °的银河系隆起的同一场中，范围在经度13度和纬度20度以上。只有当这些RC峰仅仅反映了相隔约2.3 kpc的两个恒星星族时，我们才能理解这些数据;在（l，b）=（+1，-8）时，两个RC分别位于6.5和8.8+/-0.2 kpc。双峰RC是不一致的倾斜酒吧形态。我们的大多数场显示两个RC与经度的距离大致恒定，这也与倾斜的酒吧不一致，尽管可能存在底层酒吧。两个RC中的恒星密度随经度变化很大：在正经度侧，前景RC占主导地位，而背景RC占主导地位的负经度。连接前景和背景群体的最大值的线相对于视线倾斜约20 +/-4 °，类似于银河系的倾斜。两个RC之间的距离向银道面方向逐渐减小;从边缘看，凸起是X形的，类似于一些河外凸起和N体模拟的结果。这个X的中心与银河系中心的距离一致，尽管如果凸起比47 Tuc年轻2-3 Gyr，则会出现更好的一致性。如果两个RC星群几乎相切地从银河棒的两端发散出来，每一边都像漏斗或喇叭，我们的观测就可以理解了。或者，X，或双漏斗形状，可能会继续到银河系中心。从太阳方向看，这看起来像花生/盒子形状，但当切向观察时，它是X形的。
2010-09-24 astro-ph.GA
From naked spheroids to disky galaxies: how do massive disk galaxies shape their morphology?
我们研究了大质量盘星系的组装历史，并描述了它们如何通过宇宙时间塑造它们的形态。利用SHARDS和HST观测数据，模拟了91个红移为$0.14<z\leq 1$的大质量星系在$0.5-1.6$ $μ$ m波段的表面亮度分布，分别得到了星系球和星系盘的无污染光谱能量分布。这种分光光度分解使我们能够比较单个星系中每个组成部分的恒星种群特性。我们发现大多数大质量星系（$\sim85\%$）都是由内而外地形成的，它们围绕着中心椭球体扩展出恒星盘。一些凸起和圆盘可能在相似的时期开始形成，但这些凸起比它们的圆盘生长得更快，分别在$\sim0.7$ Gyr和$\sim3.5$ Gyr中组装它们质量的$80\%$。此外，我们推断，无论是较老的凸起和较老的磁盘更大的质量和紧凑比年轻的恒星结构。特别是，我们发现，隆起显示了双峰分布的质量加权年龄，即，它们形成两个波。相反，我们的分析表明，他们形成在$z\sim1$的第一和第二波隆起的磁盘组件。这意味着第一波膨胀需要更长的时间来获得恒星盘（$5.2$ Gyr），而第二波不太紧凑的球体（$0.7$ Gyr）。我们没有发现不同的属性（例如，质量，恒星形成的时间尺度，和质量表面密度）的磁盘在这两种类型的星系。我们的结论是，球的质量和致密性主要调节恒星盘生长的时间，驱动了大质量盘星系的形态演化。
2022-02-18 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
Exploring the stellar age distribution of the Milky Way Bulge using APOGEE
利用阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）观测到的$\sim$ 6,000高光度（$\log(g) < 2.0$）、富金属（$\rm [Fe/H] \ge -0.5$）核球恒星的年龄，给出了银河核球区的恒星年龄分布。年龄是使用{ \it大炮}标签转移方法推导出来的，该方法在附近具有精确视差的发光巨星样本上进行训练，我们使用贝叶斯等时线匹配技术获得年龄。我们发现，富含金属的凸起主要由老恒星（$>$ 8 Gyr）组成。我们发现的证据表明，平面区域的凸起（$|Z_{\rm GC}| \le 0.25$ kpc）富含金属丰度，$Z$，在一个更快的速度（$dZ/dt \sim$ 0.0034 ${\rm Gyr^{-1}}$）比区域远离平面（$dZ/dt \sim$ 0.0013 ${\rm Gyr^{-1}}$在$|Z_{\rm GC}| > 1.00$ kpc）。我们确定了一个不可忽略的部分年轻的恒星（年龄$\sim$ 2- 5 Gyr）在金属丰度为$\rm +0.2 < [Fe/H] < +0.4$。这些恒星优先出现在平面（$|Z_{\rm GC}| \le 0.25$ kpc）和$R_{\rm cy} \approx 2-3$ kpc之间，其运动学比相同金属丰度的老恒星的运动学更符合旋转。我们没有测量出酒吧内外的恒星之间的显着年龄差异。这些发现表明，凸起经历了一次最初的恒星暴，在…
2020-08-08 astro-ph.GA
Predicted Trends in Milky Way Bulge Proper Motion Rotation Curves: future Prospects for HST and LSST
利用$N$ -体+光滑粒子流体动力学方法对一个孤立棒星系进行了模拟，研究了球核纵向自行（$μ_l$）旋转曲线的年龄依赖性。我们发现，靠近短轴（$|l| \sim 0^\circ$）的相对年轻的恒星比老恒星旋转得更快，正如哈勃太空望远镜在银河系（MW）的隆起中发现的那样。如果MW不受限制，也会出现这种行为。在较大的$|l|$中，出现不同的行为。因为年轻的恒星追踪一个强棒，它们的银河系中心径向运动支配着它们在$|l| \sim 6^\circ$的$μ_l$，导致$\left< μ_l \right>$的符号反转。这导致具有禁止速度的旋转曲线（在正向速度处为负$\left< μ_l \right>$，在负向速度处为正$\left< μ_l \right>$）。而年老的恒星则是沿着一个弱得多的杆运动，因此它们的运动学更具有轴对称性，因此没有禁止速度。我们开发的$\left< μ_l \right>$旋转曲线的年轻和年老的恒星，和禁止速度的差异度量。我们用这些来预测旋转曲线反转的位置，可以观察到的HST和维拉鲁宾望远镜。这样的测量结果将支持棒的振幅是年龄的连续函数，正如运动学分馏所预测的那样，其中棒强度的变化纯粹是由棒形成时恒星星族的随机运动差异产生的。
2021-12-16 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
MaNGA DynPop. VII. A Unified Bulge-Disk-Halo Model for Explaining Diversity in Circular Velocity Curves of 6000 Spiral and Early-Type Galaxies
本研究利用MaNGA巡天约6000个星系的动力学模型推导圆速度曲线，提出统一核球-盘-暗晕模型，揭示CVC形状由核球质量比、暗物质分数和Sersic指数控制，可作为星系演化的诊断工具。
2025-10-01 astro-ph.GA
The Controversial Star-Formation History and Helium Enrichment of the Milky Way Bulge
银河系凸起的恒星星族被彻底研究，天文学家几乎可以使用全套仪器进行大量测量。因此，也许令人惊讶的是，除了公认的结果之外，它的恒星形成历史中存在着一些重大的不确定性。宇宙学模型预测的隆起主机银河系最古老的恒星为[Fe/H] $\lesssim -1$，这是由RR天琴座恒星和球状星团的观测证明。有一个共识是，具有[Fe/H] $\lesssim0$的球星比$t \approx10$ Gyr更老。然而，在超太阳的金属丰度，有一个重大的未解决的差异。从主序星转折点和次巨星分支的光谱测量数据、渐近巨星分支恒星的丰度、Mira变星的周期分布、行星状星云的化学成分和中心恒星质量，都表明存在大量的中年人口（$t \approx 3$ Gyr）。这与基于宇宙学的化学演化模型和主序星关闭区的光度学研究的预测相矛盾，后者都认为几乎没有比$t \approx 8$ Gyr更年轻的恒星。解决这一矛盾的一个可能办法是加强氦的浓缩，因为这将使几乎所有的年龄估计朝着减少差异的方向转变。增强的氦富集也可以通过测量红巨星分支凸起和R参数来提出。
2015-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages of Galactic Bulge Stars with Realistic Uncertainties
使用具有定制物理学和仔细考虑的统计技术的现代等时线，我们重新计算了Bensby等人（2017）提出的银河系隆起中91个微透镜矮星样本的年龄分布，并且没有产生与他们的结果一致的年龄分布。特别是，我们的分析发现，91颗恒星中只有15颗的年龄小于7 Gyr，而他们在同一样本中发现了42颗年轻恒星。虽然我们没有发现一个选区非常年轻的恒星，我们的研究结果表明存在的$\sim8$ Gyr人口在最高的金属丰度，从而有助于长期的争论年龄-金属丰度分布的银河系隆起。我们尝试通过两种光度测量来源BDBS和\textit{Gaia}进行独立年龄确定来补充这一点，但发现光度测量的不精确性阻碍了可靠的年龄和年龄不确定性确定。最后，我们提出了年龄的不确定性，除了标准的观测不确定性，使用一阶考虑全球建模的不确定性。理论上的不确定性是基于已知的方差的自由参数在1D恒星演化模型用于产生等时线，当包括在内，导致年龄的不确定性$2$ - $5$陀螺仪为这个光谱约束良好的样本。这些误差条，这是典型的文献值的两倍左右，构成了现实的下限的真实年龄的不确定性。
2023-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation, vertex deviation and age of the Milky Way's bulge: input from a cosmological simulation with a late-forming bar
我们提出了m12 m的晚期演化，这是FIRE项目中一个类似银河系的星系的宇宙学模拟。模拟在红移z = 0.2之后形成条形。我们表明，该模型的演变表现出典型的运动分馏的行为，酒吧较弱的老年人口，一个X形跟踪的年轻，金属丰富的人口和一个突出的X形的边缘上的平均金属丰度图。由于棒在m12 m形成较晚，在10 Gyr（z = 0.34）之后形成的恒星严重污染了凸起，其污染程度高于银河系高纬度地区的观测结果，这意味着它的棒不可能在m12 m形成那么晚。我们还研究了该模型的速度椭球的顶点偏差作为恒星金属丰度和年龄的函数在等效的巴德窗口。杆的形成导致非零顶点偏差。我们发现富含金属的恒星有一个很大的顶点偏差（~ 40度），对于贫金属的恒星来说，这一点可以忽略不计，尽管在细节上没有匹配，但在银河系中也发现了这种趋势。我们表明，顶点偏差也随恒星年龄而变化，是大的恒星年龄为9 Gyr，而13 Gyr老恒星的顶点偏差可以忽略不计。当我们排除已经吸积的恒星时，顶点偏差没有显着变化，表明观察到的顶点偏差随金属丰度的变化不一定是由于吸积人口。
2019-04-09 astro-ph.GA
Mapping the stellar age of the Milky Way bulge with the VVV. I. The method
最近的观测方案提供了银河系凸起的全球视图，作为与模型和河外凸起进行详细比较的模板。一些调查（即VVV、GIBS、GES、ARGOS、BRAVA、APOGEE）正在以前所未有的准确度绘制银河系凸起的全面和详细的灭绝、金属丰度、运动学和恒星密度图。然而，仍然缺少的关键因素是整个凸起的恒星年龄分布。为了克服这一限制，我们的目标是年龄日期的恒星星族在几个凸起领域的最终目标是获得一个年龄图的凸起。本文介绍的方法和第一次获得的结果，沿膨胀短轴的字段，在$b=-6^\circ$。我们使用一个新的PSF拟合测光的VISTA变星在Vía Láctea（VVV）的调查数据，构建深颜色星等图的隆起恒星星族下降到$\sim$ 2等以下的主序星关闭。我们发现，在观测场沿短轴方向上，大部分的核球恒星星族的年龄至少大于$\sim$ 7.5 Gyr。特别是，当使用GIBS光谱推导出的金属丰度分布函数时，使用年龄在$\sim$ 7.5 Gyr和11 Gyr之间的合成群体的组合获得了数据的最佳拟合。然而，年龄小于$\sim$ 10 Gyr的恒星所占的比例很大程度上取决于在球核中存在的蓝离散星的数量。模拟结果表明，观测到的短轴方向的球斑色星等图与明显的中龄/年轻（即$\lesssim 5$ Gyr）恒星群的存在是不相容的。
2019-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The stellar populations of the central region of M31
我们继续我们的光谱观测活动的M31的数据集的分析，推导出简单的恒星星族属性（年龄金属丰度和α-元素过剩）从Lick/IDS吸收线指数的测量。我们描述他们的二维地图考虑到尘埃分布在M31。80%的年龄测量值大于10 Gyr。M31中央100弧秒的区域主要是M31经典核球的恒星。它们年龄大（11-13 Gyr），中心富含金属（高达[Z/H]~0.35 dex），向外呈负梯度，α元素含量增加（[α/Fe]~ 0.28+-0.01 dex）。在金属丰度图中，该条柱非常突出，在从中心到600弧秒的距离内，沿柱位置角（55.7度）观察到几乎是太阳值的[Z/H]（~0.02+-0.01 dex），没有梯度。相比之下，在年龄和[α/Fe]图中没有看到酒吧的签名，这是近似轴对称的，提供了一个平均年龄和过剩的酒吧和盒状花生凸起分别为10-13 Gyr和0.25-0.27 dex。方形/花生状凸起几乎具有太阳金属丰度（-0.04+-0.01 dex）。三个组分的质光比近似恒定在M/LV ~ 4.4-4.7 Msol/Lsol。在更远的距离上，盘的组成部分是由恒星的混合物组成，年轻到3-4 Gyr，具有太阳的金属丰度和较小的M/LV（~3+-0.1 Msol/Lsol）。我们提出了一个两阶段的形成方案的内部区域的M31，其中大多数的经典凸起的恒星一起到位的原磁盘，酒吧的发展，并迅速将其转化为一个方形花生凸…
2018-07-31 astro-ph.GA
Revisited parameters for the twin bulge globular clusters NGC 6528 and NGC 6553
本研究利用哈勃空间望远镜经自行校正的测光数据，通过贝塞尔等时线拟合重估核球富金属球状星团NGC 6528与NGC 6553的基本参数，明确二者年龄、金属丰度特征及与核球其他天体的演化关联。
2025-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Interstellar Reddening and Extinction towards Baade's Window Using Minimum Light Colors of ab-type RR Lyrae Stars. Revelations from the De-reddened Color-Magnitude Diagrams
利用CTIO的Blanco 4m望远镜上的DECam成像仪，我们在5个通带（u，g，r，i，z）中获得了朝向银河系隆起的6个视场的重复图像。从超过16亿个人光度测量领域为中心的巴德的窗口，我们已经发现了4877个推定的变星。其中474颗已被确认为基模RR型天琴座星，它们在最小光下的颜色产生了视线红化的测定结果，以及对银河系隆起的红化规律，这与标准的R_V = 3.1公式有很大的不同。假设恒星的混合是不变的3平方度的领域，我们能够得到一个线的视线红化的地图与亚弧分分辨率，使我们能够获得去红化和消光校正的颜色星等图（CMD的），这个隆起领域使用多达250万颗测量良好的恒星。校正的CMD显示出前所未有的细节并暴露出稀疏分布的序列：例如，非常宽的红巨星分支的描绘、红巨星团内的结构、水平分支的完整范围以及一个令人惊讶的明亮特征，这可能是由于年龄小于1 Gyr的恒星造成的。我们使用天琴座RR型恒星来追踪古老恒星的空间结构，发现密度随银河系距离呈指数下降。我们讨论了我们的数据产品可用于探索凸起的年龄和金属丰度特性的方法，以及我们的所有变量的更大列表如何有助于学习解释未来的LSST警报。
2019-02-14 astro-ph.GA
The Two-infall Model Revisited: Constraints on Milky Way Bulge Assembly from >30,000 Galactic Chemical Evolution Models and Machine Learning
University of Wyoming（怀俄明大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Department of Physics and Astronomy, UCLA（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）
通过超过30,000个银河化学演化模型和机器学习，研究揭示银河系晕形成过程中早期快速恒星爆发与后期低质量侵入的复合机制。
2026-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The multi-age stellar populations of Terzan 5 as revealed by JWST
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna (OAS)（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本文利用JWST的观测数据，揭示了Terzan 5中存在多个不同年龄的恒星群体，通过光度分析确定了其中两个主要成分的年龄，并发现可能还存在更年轻的恒星成分。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ancient stellar populations in the outskirts of nearby grand-design spirals: Investigation of their star formation histories
本文利用 BAGPIPES 代码对 8 个近邻旋涡星系进行光谱能量分布拟合，研究其空间分辨的恒星形成历史，发现 NGC4321 和 NGC5194 外围存在出乎意料的古老恒星种群，并探讨了环境效应或气体供应停止等潜在起源。
2024-03-26 astro-ph.GA
ProFuse: Physical Multi-Band Structural Decomposition of Galaxies and the Mass-Size-Age Plane
我们提出了新的PROWITOR包，一个同时光谱（紫外到远红外）和空间结构分解工具，产生星系及其组件的物理模型。它结合了最近发布的ProFound（用于自动源提取）、ProFit（用于扩展源剖析）和ProSpect（用于恒星星族建模）软件包的功能。Proximity的关键新颖之处在于，它使用自洽模型分别为凸起和盘的恒星形成和金属丰度历史生成图像，并使用一系列波长范围内的目标图像来定义模型可能性并优化我们的物理星系重建。论文的第一部分详细探讨了Prosthetic方法，并将结果与已发表的结构和恒星星族特性进行了比较。本文的后半部分将Proximity应用于6，664个z < 0.06的GAMA星系。使用重新处理的ugriZYJHKs成像，我们提取的结构和恒星星族并行的凸起和磁盘的属性。以及生产真正的恒星质量为基础的质量大小的关系，我们进一步扩展这种相关性，探索年龄和气相金属丰度的第三个维度。特别是在一个明确定义的平面上，在给定的圆盘恒星质量下，年轻的圆盘往往更大，这些圆盘表现出很强的质量-尺寸-年龄之间的相互依赖性。这些发现与高红移的工作基本一致，表明早期形成的圆盘在物理上更小。
2022-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Full spectral fitting of Milky Way and M31 globular clusters: ages and metallicities
背景：盘状星系的形成和演化是天文学中长期存在的问题。了解球状星团系统的性质可以导致对其宿主星系演化的重要见解。目的：我们的目标是获得恒星星族参数-年龄和金属丰度-的一个样本的M31和银河系球状星团。研究它们的球状星团系统是全面了解它们形成和演化的重要一步。研究方法：我们的分析采用了现代像素到像素的光谱拟合技术，以适应观察到的综合光谱更新的恒星星族模型。通过比较观测和模型，我们得到了它们的恒星星族的年龄和金属丰度。我们将这种技术应用于M31中的38个球状星团和41个银河系球状星团的样本，作为对照样本。结果：我们的M31球状星团样本的年龄跨度从1.5亿年到宇宙的年龄。金属度[Fe/H]范围从-2.2 dex到太阳值。年龄-金属丰度关系可以描述为两个组成部分：一个老的人口与平坦的年龄-[Fe/H]的关系，可能与晕和/或隆起，和第二个年龄和金属丰度之间的大致线性关系，较高的金属丰度对应于年轻的年龄，可能与M31磁盘。虽然我们恢复了非常著名的银河系GC金属丰度双峰性，但我们自己对M31金属丰度分布函数的分析表明，这两个GC系统基本上覆盖了相同的[Fe/H]范围，但M31的金属丰度分布函数并不是明显的双峰性。这些结果表明，这两个星系经历了不同的恒星形成和吸积的历史。
2012-11-21 astro-ph.GA
An Age Difference of 2 Gyr between a Metal-Rich and a Metal-Poor Globular Cluster
球状星团追溯了我们银河系和其他星系的球状组成部分的形成历史，它们代表了宇宙历史上大部分恒星的形成。它们还表现出一系列的金属丰度，贫金属的星团在银河系的恒星晕中占主导地位，而金属丰度较高的星团则在银河系内部，与恒星隆起或厚盘有关。这些星系团之间的年龄差异可以表明银河系的组成部分形成的顺序，特别是哪些星系团是在银河系之外形成的，后来与它们原来的宿主星系一起被吞噬，哪些是在原地形成的。在这里，我们提出了一个富金属的球状星团47 Tuccino的年龄测定通过拟合集群白矮星人口的属性，这意味着在95%的置信度的绝对年龄为9.9（0.7）Gyr。这比从相同模型中推断的贫金属星系团NGC 6397年轻约2.0 Gyr，并提供了定量证据，证明像47 Tuccino这样的富金属星系团比像NGC 6397这样的贫金属晕星系团形成得晚。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
