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。
2024-07-04 astro-ph.GA
The Role of Bulge Formation in the Homogenization of Stellar Populations at $z\sim2$ as revealed by Internal Color Dispersion in CANDELS
我们使用宇宙大会近红外深河外遗产调查的数据，研究如何在星系的恒星星族的空间变化与星系的形成在$1.5 < z < 3.5$。我们使用内部色散（ICD），测量之间的休息帧紫外和光学波段，这是敏感的年龄（和尘埃衰减）的恒星星族的变化。ICD显示了与恒星质量和星系形态的关系。高ICD证明了星系中恒星星族变化最大的星系具有盘主导的形态（具有Sérsic指数$< 2$），恒星质量在$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot}< 11$之间。当恒星质量和/或Sérsic指数增加时，ICD会显著减小。通过研究ICD和其他星系属性之间的关系，包括大小，总颜色，恒星形成率和尘埃衰减，我们得出结论，最大的变化发生在星系中的光从新的，高恒星形成的团块对比老恒星盘人口。只有在特定恒星质量范围（$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot} < 11$）的星系中，在形成一个大的球状体之前，这个阶段才会达到一个峰值。相比之下，在较高或较低的恒星质量，和/或更高的Sérsic指数（$n > 2$）的星系表现出降低ICD值，这意味着更大的均匀性，他们的恒星星族。这表明，如果一个星系既有一个静止的凸起，又有一个恒星形成盘，这是典型的哈勃序列星系，这是最常见的恒星质量$10 < \mathrm{Log~M/M_\odot} < 11$，当凸起部分保持相对较小（$n<2$）。
2015-03-02 astro-ph.GA
A New Channel of Bulge Formation via The Destruction of Short Bars
短（内）杆的次千秒差距半径已被假设为一个重要的机制，驱动气体流入小规模，从而饲料中央黑洞。最近的数值模拟表明，当黑洞达到星系总质量的$\sim 0.1\%$时，星系中心黑洞的增长可以摧毁短棒。我们利用$N$体模拟方法研究了单棒星系和双棒星系的中心恒星质量分布的长期演化。我们发现，短杆的破坏有助于显着的增长的凸起。最终的隆起质量大致等于初始伪隆起和短棒的质量之和。Sérsic指数$n\lesssim1$最初的方形/花生形凸起被转化为一个更大质量、更紧凑的结构，在形态学（$n \approx 2$）、运动学（色散主导、各向同性）和标准标度关系（科门迪关系、质量-尺寸关系以及黑洞质量与凸起恒星质量和速度色散之间的相关性）上与经典凸起有许多相似之处。我们提出的形成经典凸起的通道完全依赖于短棒的破坏，而不依赖于合并。我们认为，一些质量较小，不太紧凑的经典隆起是以这种方式形成的。
2019-11-16 astro-ph.GA
New kinematic map of the Milky Way bulge
本研究通过结合GIBS、APOGEE和MUSE数据，利用新工具PHOTfun和MCMC方法，更新了银河系核球的运动学图，确认了柱状旋转并揭示了速度弥散的盒状形态。
2025-09-08 astro-ph.GA
Untangling galaxy components: full spectral bulge-disc decomposition
为了确定光度分解的星系到凸起和磁盘的天体物理意义，我们已经开发出一种新的技术分解光谱数据立方体成单独的凸起和磁盘组件，仅受约束，他们再现传统的光度分解。这些分解使我们能够研究各个组成部分的运动学和恒星星族特性以及它们如何随位置而变化，以评估它们作为离散元素的可扩展性，并开始重建它们独特的形成历史。这种方法的初步应用CALIFA积分场单位观测三个孤立的S0星系证实，在地区的凸起和光盘的流量显着贡献，他们可以被物理和鲁棒分解成一个旋转的色散为主的凸起组件，和旋转的低色散光盘组件。对所得到的恒星星族的分析表明，这些星系的凸起相对于它们的盘有一系列的年龄，这表明各种各样的过程是描述它们的演化所必需的。这个简单的测试案例表明，从光谱数据立方体中提取各种各样的单个星系组成部分的完整光谱数据，并使用这种分解来了解这些不同结构之间的相互作用，从而了解这些系统是如何形成的。
2016-12-06 astro-ph.GA
Unification of the Fundamental Plane and Super-Massive Black Holes Masses
根据维里定理，所有处于平衡状态的引力系统都位于由它们的质量、大小和速度张量的二阶矩定义的三维参数空间中的一个平面上。虽然这些量不能直接观测到，但有合适的替代指标：光度Lk，半光半径Re和色散σ_e。这些代理实际上位于非常紧密的基本面（FP）上。星系中心的黑洞与FP有什么关系？已知它们的质量与星系总质量没有很强的相关性，但它们与星系核球质量（当存在时）的相关性很弱，并且通过Mbh = sigma_e ^[5.4]关系与速度色散的相关性非常好。这些事实一起意味着，一个紧平面也必须存在由黑洞质量，星系总质量和大小定义。在这里，我表明，这确实是使用一个异构的230个黑洞的情况下。样本包括从零到100亿太阳质量的BH和宿主星系，从低表面亮度的矮星，通过无膨胀的盘，到最明亮的星系团。由此得到的BH-尺寸-光度Mbh=（Lk/Re）^[3.8]与M-西格玛关系式具有相同的散射量，并且与星系FP对齐，因此它只是西格玛的再投影。推导出的BH-尺寸-质量关系为Mbh=（M_star/Re）^[2.9]。这些关系是普遍的，并延伸到没有凸起的星系。这意味着黑洞主要与其整体速度色散相关，而不是与凸起的性质相关。我表明，经典的凸起-质量关系是一个投影的M-西格玛关系。当速度色散无法测量时（在高z或低色散时），BH-尺寸-质量关系应该被用作黑洞质量的代理，而只支持星系或凸起质量。
2016-06-22 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
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
From BRAVA to BAaDE: A New Kinematic Survey of the Bulge AGB
我们考虑了关于球核运动学的有趣结果，从莫尔德（1983）对球核中晚期M巨星速度色散的测量开始，并将讨论进行到今天，讨论有史以来对发光SiO脉泽AGB星进行的最大调查。AGB星的SiO脉泽群太亮了，不可能是从最古老的球状星团年龄的恒星星族演化而来的，但它的速度色散与球核中最古老的恒星族（红团星）一致。我们确定了两组脉泽星的运动学，运动学相似的隆起的子群具有最高的热光度与一些巨星达到$M_{bol}<-6$。在一个新的结果中，我们发现，最明亮的脉泽星与隆起运动集中在银道面与最明亮的maers被发现在$b<\mid 1.5^\circ \mid$，而盘脉泽人口没有显示出这样的差异。这反映了一个类似的浓度，银河系中心发现长时期的米拉，在早期的研究中指出。我们的结论是，脉泽人口的另一个方面日益紧张的证据之间的支持一个主要由老恒星，和一个显着的部分中间年龄的恒星的人口膨胀。
2019-04-08 astro-ph.GA
Composite Bulges -- II. Classical Bulges and Nuclear Discs in Barred Galaxies: The Contrasting Cases of NGC 4608 and NGC 4643
我们提出了详细的形态，光度和恒星运动学分析的中心区域的两个大规模的，早期型棒星系几乎相同的大尺度形态。两者都有大而坚固的棒，内部光度明显过剩，我们将其与方形/花生形（B/P）凸起联系起来;后者构成了星系光的30%。在它的B/P凸起内，NGC 4608有一个紧凑的，几乎是圆形的结构（半光半径R_e约为1.5米）。310 pc，Sérsic n = 2.2）是一个典型的核球，占总光的12.1%，同时还有一个核星团（R_e ~ 4 pc）。相反，NGC 4643有一个不寻常的破指数表面亮度轮廓（13.2%的光）和一个非常小的球形成分（R_e约为1.2%）的核盘。35 pc，n = 1.6; 0.5%的光）。IFU的恒星运动学支持这一观点，NGC 4608的经典凸起缓慢旋转，并以高速色散为主，而NGC 4643的核盘显示出较低的色散，快速旋转，V-h3的关系，以及升高的h4。这两个星系都显示出至少有一些证据表明，在酒吧（各自的经典凸起和核盘）的V-h3相关，与模型预测一致。两个星系的标准2分量（球/盘）分解产生B/T ~ 0.5-0.7（球n > 2）。这高估了真正的“球状体”成分，分别是NGC 4608和NGC 4643的4倍和100倍以上，说明了将原始的膨胀盘分解应用于大质量棒星系的危险性。
2021-02-09 astro-ph.GA
Detailed abundances for M giants in two inner bulge fields from Infrared Spectroscopy
利用Keck II望远镜上的NIRSPEC红外光谱仪，在R= 25，000的范围内，对银河系内两个球区（l，b）=（0，-1.75）度和（l，b）=（1，-2.65）度的30 M巨星进行了丰度分析。我们发现铁丰度<[Fe/H]>=-0.16 +/- 0.03 dex，1-sigma分散度为0.12 +/- 0.02，<[Fe/H]>=-0.21 +/- 0.02 dex，1-sigma分散度为0.09+/- 0.016，分别为（1，b）=（0，-1.75）和（1，b）=（1，-2.65）deg场。与所有先前的研究一致，我们发现[α/Fe]增加了+0.3 dex。我们确认，缺乏任何主要的垂直丰度或成分梯度在最里面的~600 PC之间的Baade的窗口和150 PC从银河系平面。我们还证实，已知的增强α元素之间观察到的500和1000 pc的核心也存在于体积的内部凸起，因此可以被推定为一个一般特征的凸起/酒吧星在1千秒差距的银河系中心。
2011-12-01 astro-ph.GA
A combined photometric and kinematic recipe for evaluating the nature of bulges using the CALIFA sample
了解盘状星系中球的性质可以为星系的形成和演化提供重要的见解。例如，一个经典的隆起的存在表明了一个相对暴力的历史，相反，一个简单的内盘（也被称为“伪隆起”）的存在表明在主盘的长期演化过程的发生。然而，我们仍然缺乏有效分类膨胀的标准，限制了我们研究它们对宿主星系演化的影响的能力。在这里，我们提出了一个食谱，从经典的隆起相结合的四个不同的参数：隆起Sérsic指数$n_\mathrm{b}$，浓度指数$C_{20,50}$，Kormendy（1977）的关系和径向速度色散剖面$\nablaσ$的内斜率。有了这个配方，我们提供了一个详细的膨胀分类的样本45星系的积分场光谱调查CALIFA。为了帮助在这些星系内的分类凸起，我们进行二维图像分解，以确定凸起的Sérsic指数，凸起的总光比，表面亮度和有效半径的凸起，并使用生长曲线分析，以获得一个新的浓度指数，$C_{20,50}$。我们进一步从CALIFA数据立方体中提取恒星运动学，并分析径向速度色散剖面。不同的方法的结果是在良好的协议，并允许一个安全的分类约$95\%$的星系。特别是，我们表明，我们的新的“内”浓度指数表现得比传统上使用的$C_{50,90}$时，产生的性质的凸起。我们还发现，结合使用这个指数和Kormendy（1977）的关系给出了一个非常强大的指示的物理性质的隆起。
2017-05-01 astro-ph.GA
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS) III. Metallicity distributions and kinematics of 26 Galactic bulge fields
最近的一些研究表明，银河系核球有两个不同平均金属丰度的组成部分，可能有不同的空间分布和运动学。因此，无论是金属丰度分布和径向速度的核球星不同的视线。在这里，我们提出了在26个领域的红色团簇星的金属丰度分布函数分布在一个广泛的区域的凸起，特别强调领域接近银河平面，在纬度b=-2和b=-1，以前没有探索。本文包括新的金属丰度约5000 K巨星的样本，观察光谱分辨率R=6500，在钙II三重态区域。它们是GIRAFFE Inner Bulge Survey的主要数据集。作为同一巡天的一部分，我们先前已经发表了纬度b=-4的600颗K巨星样本的结果，这些结果来自更高分辨率的光谱（R= 22，500）。结果组合的样品使我们能够追踪和表征金属贫和金属富凸起人口下降到内部凸起。我们提出了一个密度图的两个组件。与以前的工作的预期相反，我们发现金属穷人人口集中比金属丰富的，并具有更轴对称的空间分布。另一方面，富含金属的人口以四方形分布排列，与边缘上的酒吧一致。通过耦合金属丰度和径向速度，我们表明，金属穷人人口的速度分散，而温和的纬度变化。相反，富金属粒子群在远离平面的地方有一个低的速度色散（b=-8.5），但它有一个随纬度而变陡的梯度，在最里面的场中变得比贫金属粒子群高（b=-1）。[删节]
2016-10-28 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
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。
2016-09-28 astro-ph.GA
Comparing bulge RR Lyrae stars with bulge giants -- Insight from 3D kinematics
本研究结合APOGEE-2S、OGLE-IV及VVV巡天数据，推导4197颗核球天琴座RR型变星的旋转曲线与轨道，发现其旋转较慢且速度弥散度低，运动学表现为贫金属成分的低金属丰度尾部，并强调轨道分析对分离真正核球变星的重要性。
2024-05-16 astro-ph.GA
Red galaxies with pseudo-bulges in the SDSS: closer to disk galaxies or to classical bulges?
假隆起预计显着不同于经典的，准单片形成的隆起在其恒星形成历史（SFH）和化学丰度模式。为了测试这个简单的期望，我们进行了比较的结构和光谱合成分析的106个红色，大质量的星系发出的SDSS，细分为无球，伪球和经典的球星系根据其光度特征，并进一步服从一个特定的选择，以尽量减少分析中的不确定性，并确保一个公正的推导和比较SFHS。我们的2D测光分析表明，尽管伪凸起背后的盘具有相似的整体光度，但通常比无凸起星系具有更大的指数尺度长度。3”SDSS光纤孔径内恒星辐射的光谱合成模型揭示了无球星系和伪球星系在年龄-金属丰度和质量-金属丰度的光度加权平面上与经典球星系的明显分离，尽管在前两类中观察到了很大的分散。假球丘的长期增长也反映在它们的累积恒星质量作为时间的函数上，这比经典球丘要浅。这样的结果表明，无球星系和伪球星系的中心与有球星系的中心在SFH和化学富集历史方面有很大的不同，这可能指向不同的形成/组装机制。
2015-12-09 astro-ph.GA
The Gaia-ESO survey: Metal-rich bananas in the bulge
我们分析的$\sim 2000$巨星在银河系的膨胀方向的运动学，提取的盖亚-ESO调查的区域$-10^\circ \lesssim \ell \lesssim 10^\circ$和$-11^\circ \lesssim b \lesssim -3^\circ$。我们发现不同的运动学趋势中的金属丰富（$\mathrm{[M/H]}>0$）和金属贫乏（$\mathrm{[M/H]}<0$）的恒星的数据。富金属恒星的速度色散随纬度急剧下降，而贫金属恒星的速度色散则像以前看到的那样是平坦的。我们认为，富含金属的恒星在这一地区的轨道上，大多支持的方块花生形状的凸起，这自然解释了他们的速度色散曲线随纬度下降。富含金属的恒星在它们的视速度直方图上也表现出峰值特征，特别是沿着核球的短轴。我们认为这些特征是由于共振轨道上的恒星支持了方形花生球。这一猜想是加强通过比较短轴数据与速度直方图的共振轨道中产生的模拟屈曲杆。“香蕉”或2：1：2轨道提供了强烈的双峰直方图与狭窄的速度峰值，类似于盖亚-ESO金属丰富的数据。
2016-05-31 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
Relaxation and Stripping: The Evolution of Sizes, Dispersions and Dark Matter Fractions in Major and Minor Mergers of Elliptical Galaxies
我们重新碰撞的主要和次要合并的球状星系的背景下，椭圆星系的大小演化。模拟进行了一系列的合并与质量比为1：1和1：10的模型，代表纯凸起，以及嵌入在暗物质晕凸起。对于主要和次要的合并，分别，我们确定和分析两个不同的过程，激烈的放松和剥离，导致大小的演变和变化的暗物质分数内的可观察到的有效半径。剧烈的弛豫--这是主要合并的主要混合过程，但对次要合并不那么重要--散射的暗物质粒子比凸起粒子要小。剥离在小合并组装恒星卫星粒子在大半径的晕为主的地区的大规模主机。这强烈地增加了膨胀的大小，进入具有更高暗物质分数的区域，而内部宿主结构几乎没有变化。一个因素的两个质量增加较小的合并增加了暗物质分数的20%.We提出了简单的一个组件维里估计的引力半径的演变分析校正。如果这样一个双组分系统仅通过较小的合并而增长，则其尺寸增长$r_{\mathrm{e}} \propto M^α$达到$α\approx 2.4$的值，显著超过$α= 2$的简单理论极限。对于大型合并，大小会随着$α\lesssim 1$的增加而增加。我们的研究结果表明，嵌入在大质量暗物质晕中的星系的微小合并提供了一种潜在的机制，可以解释大质量椭圆系统的快速尺寸增长和建立，预测大半径处的显著暗物质分数和径向偏置速度色散。
2012-06-20 astro-ph.GA
Kinematic, Elemental and Structural Dependences on Metallicity in the Galactic Bulge
本研究结合APOGEE DR17与Gaia DR3数据，分析银河系核球恒星运动学、元素及结构特征对金属丰度的依赖，发现MDF存在6个峰值、富金属星运动学更一致等结果，揭示核球星族的复杂构成。
2025-10-28 astro-ph.GA
Reddening and Extinction Toward the Galactic Bulge from OGLE-III: The Inner Milky Way's Rv ~ 2.5 Extinction Curve
我们将OGLE-III的VI测光与E（J- K_{s}）的VVV和2 MASS测量相结合，以解决长期存在的对银河系凸起的非标准光学消光问题。我们证明了消光系数与A_{I} = 0.7465*E（V-I）+ 1.3700*E（J- K_{s}）的关系很好地拟合，或者等价地，A_{I} = 1.217*E（V-I）（1+1.126*（E（J- K_{s}）/E（V-I）-0.3433））。朝向内星系的光学和近红外红化规律近似遵循R_{V} \approx 2.5消光曲线，色散σ_{ R_{V} } \approx 0.2，与对Ia型SNe宿主的河外调查一致。微分红化被证明是显着的尺度小到我们的平均字段大小为6 '，与1σ分散的红化平均9%的总红化我们的领域。推导出银河系核球红团的内禀光度参数为（M_{I,RC}，σ_{I，RC，0}，（V-I）_{RC，0}，σ_{（V-I）_{RC}}，（J- K_{s}）_{RC，0}）=（-0.12，0.09，1.06，0.121，0.66）。我们的RC亮度，亮度色散和数量计数的测量使我们能够估计几个银河系隆起的结构参数。我们估计到银河系中心的距离为8.20千秒差距，解决了以前根据I波段观测到的距离测定的差异。我们测量了倾斜α \approx 40°的上限。在棒的长轴和太阳-银河系中心视线之间，虽然我们的亮度峰值与α \approx 25°取向的…
2013-03-14 astro-ph.GA
The Milky Way bar/bulge in proper motions: a 3D view from VIRAC & Gaia
我们已经从VIRAC和盖亚得到了整个银河系核球区的绝对自行。我们提出这些作为集成的天空地图，隔离标准的蜡烛红丛（RC）星后，作为一个函数的距离使用RC作为代理的星等。这些数据提供了一个新的全球性的，3维的银河系棒球运动学的看法。我们发现，在平均纵向自行，$<μ_l^\star>$，酒吧，这是敏感的酒吧模式的速度之间的不同侧面的梯度。分裂的RC有独特的自行，比其他类似距离的恒星更冷。自行相关图在所有的星等切片中都有一个四极模式，没有证据表明有一个单独的、更轴对称的内凸分量。视线综合运动学图显示了一个高的中心速度分散周围的一个更不对称的分散配置文件。短轴附近的$σ_{μ_l} / σ_{μ_b}$最小，为$\sim1.1$，在椎间盘平面附近达到$\sim1.4$。综合的$<μ_b>$型信号棒旋转和内部流运动的叠加，近部分在纬度上收缩，远部分在纬度上扩张。为了理解和解释这些显着的数据，我们比较了一个量身定制的禁止动力学模型，折叠在VIRAC选择函数构建模拟地图。我们发现，我们的模型的禁止隆起，与37.5 $\mathrm{km \, s^{-1} \, kpc^{-1}}$的模式速度，是能够再现所有观察到的功能令人印象深刻。像这样的动态模型将是释放这些数据全部潜力的关键。
2019-12-05 astro-ph.GA
The Blackhole-Dark Matter Halo Connection
通过星系中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与宿主星系最大圆速度的关系，以及球状分量的恒星速度色散与圆速度的关系，探讨了星系中心超大质量黑洞与暗物质晕之间的联系.我们假设圆速度代表了暗物质晕的质量。我们依赖于一个包含所有类型星系的异质样本。唯一的要求是，星系有一个直接测量的质量，它的SMBH和直接测量其圆周速度和速度色散。以往的研究通过圆速度和球速度色散之间的关系分析了SMBH和暗物质晕之间的联系，并假设球速度色散代表SMBH的质量，通过已建立的SMBH质量-球速度色散关系.当人们研究中间关系来解释星系形成和演化的有效成分时，使用中间关系可能会产生误导。我们相信，我们的方法将提供一个更直接的探测SMBH和暗物质晕连接。我们发现，超大质量黑洞的质量和宿主星系的圆周速度之间的相关性是非常弱的，导致我们国家的暗物质晕可能不会在调节黑洞的增长在目前的宇宙中发挥主要作用。
2015-02-03 astro-ph.GA
Towards Understanding the Milky Way's Typicality: Assessing the Chemodynamics of M31's Bulge & Bar, Thick & Thin Discs
本研究提出双恒星族群光谱建模框架，分析M31核球与盘面，发现核球含经典核球与棒，北盘类似银河系厚薄盘，为星系演化模型提供关键约束。
2024-10-30 astro-ph.GA
The rotation of classical bulges in barred galaxies in the presence of gas
本文通过不同核球质量与气体比例的流体动力学N体模拟，揭示气体通过削弱棒强度而降低经典核球旋转，并使低质量核球性质系统依赖气体含量。
2024-05-13 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
The kinematics of σ-drop bulges from spectral synthesis modelling of a hydrodynamical simulation
在盘状星系的中心区域经常可以观察到恒星速度色散的极小值。为了研究这种被称为σ滴的特征的起源，我们分析了高分辨率N体+光滑粒子流体动力学模拟的恒星运动学，该模拟模拟了无棒盘星系的长期演化。我们比较了内在的质量加权运动恢复的光度加权的。后者是通过分析由新代码SYNTRA产生的合成光谱获得的，该代码通过根据年龄和金属丰度为每个恒星粒子分配恒星星族合成模型来生成合成光谱。运动学是从合成光谱中得到的，就像在真实光谱中一样，以模仿真实星系的运动学分析。我们发现，恢复的亮度加权运动学在模拟星系的中心偏向于更高的旋转速度和更低的速度色散，由于存在年轻的恒星在一个薄的和运动学冷盘，并最终负责σ下降。
2017-02-07 astro-ph.GA
A 10,000-solar-mass black hole in the nucleus of a bulgeless dwarf galaxy
气体和恒星在附近大星系核中的运动已经证明，大质量黑洞是常见的，它们的质量与凸起的恒星速度色散$σ_{\star}$密切相关。这种相关性表明，大质量黑洞和星系相互影响对方的成长。当影响范围没有得到解决时，动力学测量的可靠性就降低了，因此，这种相关性是否存在于比银河系小得多的星系中，以及这些星系中有多少中心有黑洞，仍然是未知的。光从吸积黑洞周围的光致电离云的回波，结合这些云的速度，产生一个直接的质量测量，绕过了这个困难。在这里，我们报告了一个异常低的混响延迟$83\pm14$分钟之间的吸积盘的变化和高速H $α$发射的无球矮星系NGC~4395的核。结合H $α$视线速度色散$σ_{\rm line}=426\pm1$ ~km~s $^{-1}$，这个滞后决定了黑洞的质量约为10，000 ~ $M_{\odot}$。该质量是已报道的最小中心黑洞质量之一，接近重“种子”预期质量的低端，也是对这种大小的星系的最佳直接质量测量。尽管没有凸起，但当从中心区域测量$σ_{\star}$时，NGC~4395与$M_{\rm BH} - σ_{\star}$关系一致。这表明，这种关系不需要起源于星系的分级组装，也不需要起源于黑洞的反馈。
2019-06-13 astro-ph.GA
The Bulge Radial Velocity Assay for RR Lyrae stars (BRAVA-RR) DR2: a Bimodal Bulge?
本文给出了2768颗基模RR型天琴座星（RRL）向银河系南隆起方向的径向速度，范围从-8 < l < +8和-3 < b <-6。从RRL的脉动特性导出的距离与盖亚自行相结合，给1389 RRL的轨道运动的约束。大多数（约75%）的球型RRL的轨道与这些恒星的轨道一致，它们与银河系中心的距离小于3.5 kpc，类似于棒。然而，与核球巨星不同的是，RRL表现出较慢的旋转和较高的速度色散。更高速度的色散几乎完全来自穿过银河系内部的晕闯入者。我们提出了82颗空间速度> 500 km/s的恒星，并发现这些高速恒星中的大多数是晕闯入者;尚不清楚这些具有类似空间速度的恒星的子样本是否有共同的起源。一旦25%的样本被清理干净，我们就可以清楚地分辨出内星系中的两个隆起RRL群体。其中一个RRL群体与银河系的结合并不紧密（但仍局限于内部~3.5 kpc），并且在空间和运动学上都与棒状隆起一致。第二种人群更集中在中心，不追踪酒吧。一种可能的解释是，这个人口出生前酒吧形成，因为它的空间位置，运动学和脉动特性表明，可能从吸积事件在高红移。
2020-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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$2.0\pm0.3\times 10^{10}M_{\odot}$。
2015-10-26 astro-ph.GA
The Black Hole Mass Scale of Classical and Pseudo Bulges in Active Galaxies
用于计算宽线活动星系核（AGN）中黑洞（BH）质量的质量估计依赖于维里系数（$f$因子），该因子是通过将反射映射（RM）活动星系核与测量的球核恒星速度色散与不活动星系的$M_{\rm BH}-σ_*$关系进行比较来确定的。最近人们认识到，只有经典的膨胀和椭圆星系服从紧密的$M_{\rm BH}-σ_*$关系;伪膨胀有不同的零点和更大的散射。出于这些发展，我们重新评估的$f$因素RM AGN与现有的$σ_*$测量，更新H $β$ RM滞后，和新的隆起分类的基础上详细分解的高分辨率地基和天基图像。单独的校准提供了两种类型的凸起，其维里系数不同的一个因素$\sim 2$：$f=6.3\pm1.5$的经典凸起和椭圆和$f = 3.2\pm0.7$的pseudobulges。宽线区域的结构和运动学，至少是在$f$因子中粗略编码的，似乎与隆起的大尺度性质或形成历史有关。最后，我们调查的RM活动星系核的凸起恒星质量，显示最近的恒星形成的活动星系核主机与爱丁顿比的证据，并讨论了潜在的效用的$M_{\rm BH}-M_{\rm bulge}$关系作为一个更有前途的替代传统使用的$M_{\rm BH}-σ_*$关系，为未来的改进活动星系核的维里质量估计。
2014-06-24 astro-ph.GA
Orthogonal vertical velocity dispersion distributions produced by bars
在棒星系中，恒星速度色散（$σ$）的等值线通常被认为是椭圆形的，并且与棒的方向一致。然而，许多双棒星系（S2 B）在内部棒的短轴上表现出明显的$σ$峰，我们称之为“$σ$ -驼峰”，而两个局部$σ$极小值存在于内部棒的末端附近，即，“$σ$ -空心。“对数值模拟的分析表明，$σ_z$ -驼峰或空洞应该在低倾角星系中产生观测到的$σ$ -驼峰+空洞方面发挥重要作用。为了系统地研究棒星系中$σ_z$的性质，我们将垂直Jeans方程应用到一组设计良好的三维棒星系+盘（+球）模型中.垂直细杆可沿杆降低$σ_z$并垂直于杆增强它，从而产生$σ_z$ -隆起+凹陷。这样的结果表明，$σ_z$ -驼峰+空洞可以产生的纯粹动力学响应的恒星在存在的情况下，足够大的质量，垂直薄酒吧，即使没有外酒吧。使用自洽的$N$体模拟，我们验证了存在的垂直细酒吧的核禁止和S2 B模型，产生突出的$σ$ -驼峰+空洞。因此，S2 Bs中普遍存在的$σ$ -驼峰+空洞意味着内部棒在垂直方向上是薄的。添加凸起使$σ_z$ -驼峰更加模糊，因此倾向于在某种程度上隐藏$σ_z$ -驼峰+凹陷。我们发现，$σ_z$可用于作为恒星组件，具有不同的厚度的运动学诊断，提供了一个直接的视角上的形态和厚度的近面对酒吧和凸起的积分场单位光谱。
2017-02-16 astro-ph.GA
The Evolution of Bulge-Dominated Field Galaxies from z~1 to the Present
作为Gemini/HST星系团计划（GCP）的一部分，我们分析了红移为0.3<z<1.2的膨胀主导场星系的恒星星族和演化历史。来自双子座天文台的高信噪比光谱学和哈勃太空望远镜的成像被用来分析总共43个星系，重点是样本中的30个被动星系。利用被动场星系的大小-质量和速度色散-质量关系，我们发现在给定的动力学质量下，从z~1到现在，大小和速度色散没有显著的演化。我们建立了基本平面并研究了质光比（M/L）。M/L与动力学质量关系表明，被动场星系遵循的关系比本地比较样本的斜率更陡，与z=0.86的GCP中的星系团一致。这个较陡的斜率表明，形成红移是与质量相关的，与“缩小”一致，这意味着低质量星系形成恒星的时间更近，而高质量星系形成恒星的时间更高。M/L比标度关系的零点差意味着被动场星系的形成红移为zform =1.35（+0.10）（-0.07）。这与（Hdelta_A + Hgamma_A）'线指数相一致，该线指数意味着z_form=1.40（+0.60）（-0.18）的地层红移。
2017-08-22 astro-ph.GA
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
The Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) VIII: Chemo-kinematics in the southern Galactic bulge from 2.3 million red clump stars with Gaia DR3 proper motions
结合BDBS测光与Gaia DR3数据，本研究利用230万颗红团簇星揭示了南银河系核球化学-运动学特征，发现核球运动学随金属丰度显著变化，首次证实棒结构运动学可能依赖于金属丰度。
2023-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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…
2014-11-10 astro-ph.GA
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。
2014-04-16 astro-ph.GA
The Star-Formation Main Sequence: The Dependence of Specific Star Formation Rate and Its Dispersion on Galaxy Stellar Mass
恒星形成主序列的离散性反映了恒星质量相似的恒星形成星系（$M^\ast$）中恒星形成历史的多样性和恒星形成速率的变化。我们研究分散的本地SFMS使用完整的样本斯隆数字巡天星系在0.01 $<z<$ 0.03与$\log(M^\ast/M_\odot)>$ 8.8。根据H $α$结合来自WISE的22个$μm$观测值估计SFR。Simard et al.（2011）的核球+盘分解星表可用于样本星系。我们测量作为$M^*$的函数的特定SFR（SSFR）的分散。我们证实，随着$M^*$的增加，分散度从$\log(M^\ast/M_\odot)<$ 9.6时的0.37 $\pm0.01$ dex增加到$\log(M^\ast/M_\odot)>$ 10.2时的0.51 $\pm0.02$ dex。尽管恒星的形成主要与盘有关，但盘SSFR的色散仍然随着$M^*$的增加而增加。我们的结论是，隆起/酒吧的存在可能是负责大规模SFG的SSFR的大分散，而低质量SFG大多是磁盘为主，因此具有小分散。我们的研究结果表明，星系尺度上的恒星形成是显着影响中央致密结构通过增强和/或淬火过程，而较低质量的SFG往往有较少的突发恒星形成的历史。然而，分散的SSFR变得显着更小，并保持不变时，只有磁盘占主导地位的SFG计数。这一发现意味着随机恒星反馈对恒星形成的影响在所有盘星系中可能遵循相同的模式，与晕势无关。
2015-07-13 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
Dynamical structure of small bulges reveals their early formation in ΛCDM paradigm
星系形成的Λ冷暗物质（ΛCDM）范式预测，致密的球状恒星结构总是在宇宙早期生长。这些原始的球状体演化到一个维里化的动力学状态，最终成为今天的椭圆星系和盘状星系中心的大凸起。然而，观测表明，螺旋星系中的小凸起在附近的宇宙中很常见。流行的观点认为，所有的小凸起都是在以后的时间里由盘中发生的内部过程形成的，这对ΛCDM方案提出了挑战。值得注意的是，在星系演化的早期阶段，凸起和中心超大质量黑洞（SMBH）的共同演化也岌岌可危。然而，迄今为止的观测还没有提供确凿的证据来证明它们可能的早期起源。在这里，我们报告的小凸起的新的观察表明，他们遵循的质量-速度色散关系预期维里化系统。与先前的说法相反，小的凸起是大质量椭圆星系和球状星团之间的桥梁。这个动力学图像支持这样一种情况，即在早期宇宙时间，恒星质量超过7个数量级的系统形成。这些结果缓解了ΛCDM模拟和星系尺度观测之间的紧张关系。我们假设这些小凸起实际上是在高红移下观测到的致密天体的低质量后代，也称为红块，它们在宇宙学的ΛCDM模拟中一直产生。因此，这也表明，已建立的SMBH和大凸起的共同进化自然延伸到球体在低质量的制度。
2020-01-14 astro-ph.GA
Kinematics in the Galactic Bulge with APOGEE: II. High-Order Kinematical Moments and Comparison to Extragalactic Bar Diagnostics
大部分的内银河系（MW）的全球旋转和速度色散模式可以重现的模型，长期演变，酒吧为主的隆起。更复杂的约束，包括较高的时刻的视线速度分布（LOSVDs）和化学动力学的子结构的限制，是至关重要的解释观测的未解决的河外星系的内部区域，并将MW的背景下与其他星系。在这里，我们使用SDSS-APOGEE数据来开发这些限制，通过呈现富金属和贫金属内MW星的LOSVD偏斜度和峰度的第一张地图（以[Fe/H] = -0.4划分），并将观察到的模式与N体模型和河外酒吧中看到的模式进行比较。尽管密切匹配的平均速度和色散，模型不再现所观察到的LOSVD偏度模式，以不同的方式，这表明我们的内部MW的详细轨道结构的理解仍然是一个重要的制度改进。我们发现的偏度速度相关性，被用来作为诊断河外酒吧/凸起的MW的证据。这种相关性只出现在富含金属的恒星中，为化学分化种群的不同进化历史提供了进一步的证据。我们将这些偏度测量与以前在银河系内部高速“峰值”上的工作联系起来，确认了这种现象的存在，并且我们量化了银河系内部的圆柱形旋转，发现纬度无关的旋转在lon ~ 7 deg之外消失。最后，我们评估MW数据的光选择河外酒吧的诊断和讨论的进展和挑战，使用MW作为一个解决类似的未解决的恒星星族。
2016-09-23 astro-ph.GA
No evidence for small disk-like bulges in a sample of late-type spirals
大约20%的低红移星系是晚型螺旋星系，只有很小的或没有凸起成分。虽然它们在结构和动力学方面是最简单的盘星系，但驱动它们形成和演化的不同物理过程的作用尚未完全了解。我们研究了晚型螺旋的小凸起是否遵循椭圆星系和大凸起所追踪的相同的标度关系，以及它们是盘状凸起还是经典凸起。我们导出了9个邻近的晚型螺线的光度学和运动学性质。为此，我们分析了Sloan数字巡天的i波段图像的表面亮度分布，并从二维光度分解中获得星系的结构参数。我们测量的视线恒星的速度分布在球的有效半径从长缝光谱采取高光谱分辨率的国家伽利略望远镜。我们使用的光度和运动学性质的样品凸起，研究它们的位置在基本平面，Kormendy，和Faber-Jackson关系定义的椭圆和大凸起。我们发现，我们的样品隆起满足一些被认为是盘状隆起的光度和运动学处方，如小尺寸和质量与近指数光剖面，小隆起总光度比，低恒星速度色散，和正在进行的恒星形成。然而，它们中的每一个都遵循椭圆星系、大质量凸起和紧凑的早型星系的标度关系，因此它们不能被归类为盘状系统。我们发现一个单一的人口的星系球状体，遵循相同的比例关系，质量似乎导致一个平滑的过渡，在光度和运动学性质，从质量较低的凸起，以更大的凸起和椭圆。
2017-03-08 astro-ph.GA
The Activation of Galactic Nuclei and Their Accretion Rates are Linked to the Star Formation Rates and Bulge-types of Their Host Galaxies
我们使用Gadotti（2009）对809个代表性SDSS星系的膨胀类型分类，使用随机森林将大样本星系分类为真正的膨胀（经典或椭圆）和伪膨胀。我们使用结构和恒星人口预测，可以很容易地测量，而无需图像分解。多个参数，如1千秒差距的中心质量密度，浓度指数，Sérsic指数和速度分散，结合在一起时，确实会导致准确的隆起分类。我们以$93 \pm 2$ %的精度将恒星质量大于10 $^{10}$ M $_\odot$且红移大于$ 0.02 < z < 0.07$的$\sim 44,500$正面星系划分为实星系和伪星系.我们表明，$\sim 75 - 90\%$的活动星系核的光学线比诊断确定的主机由真正的隆起。赝球分数随活动星系核特征线比率的变化而显著减小，从纯恒星形成（$\sim 54 \pm 4$ \%）到恒星形成和活动星系核的复合（$\sim 18 \pm 3$ \%），再到活动星系核主导的星系（$\sim 5 \pm 3$ \%）。用尘埃校正的[ \ion{O}{3} ]光度作为活动星系核吸积的指示器，用恒星质量和半径作为黑洞质量的替代，我们发现在真实的核球中活动星系核的爱丁顿比要比在假核球中的低.真实的球状核具有广泛的活动星系核和恒星形成活动，尽管它们大多是弱活动星系核。对于这两种膨胀类型，它们的爱丁顿比与特定的恒星形成率（SSFR）相关。在相似的SSFR下，真实核球比假核球具有更…
2019-12-08 astro-ph.GA
The cluster Terzan 5 as a remnant of a primordial building block of the Galactic bulge
球状星团是紧凑而巨大的恒星系统，它们的年龄足以见证我们银河系的整个历史。虽然最近的结果表明它们的形成可能比以前认为的更复杂，但它们仍然是在相对较短的时间尺度（小于1 Gyr）内形成的恒星星族的最佳近似，并且铁含量几乎没有分散。事实上，在星系晕中只有一个星团状系统（半人马座ω）已知有多个恒星星族，其铁丰度和年龄分布显著4，5。在银河系隆起中的类似发现受到了星际尘埃厚而多变层所产生的遮蔽的阻碍。在这里，我们报告，泰山5，一个球状星团系统在银河系的隆起，有两个恒星星族不同的铁含量和年龄。泰山5号可能是被认为合并并形成星系凸起的原始建筑块之一的幸存遗迹。
2009-12-01 astro-ph.GA
From Discs to Bulges: effect of mergers on the morphology of galaxies
我们研究的合并对星系形态的影响，通过模拟合并树的方法首先提出的Moster等人。这种方法结合N体宇宙学模拟和半解析技术，以提取现实的初始条件星系合并。然后使用高分辨率的流体动力学模拟来演化这些，其中包括暗物质、恒星、盘中的冷气体和晕中的热气体。我们表明，卫星质量吸积是不像以前认为的那样有效，因为有大量的恒星剥离前的最后合并。即使在大合并的情况下，恒星盘质量转移到凸起的比例也很低，这主要是由于部分恒星盘质量分散到晕中。我们证实了霍普金斯等人的发现，富含气体的盘能够更有效地经受住主要的合并。与合并相关的增强的恒星形成并不局限于星系的凸出部分，但也有相当大的一部分发生在圆盘中。在星系模型中包含热气体库有助于降低核球形成的效率。总的来说，我们的研究结果表明，合并并不像以前认为的那样有效地将光盘转化为凸起。这可能解释了观测无凸星系和结构形成的分级方案之间的一些紧张关系。
2015-07-16 astro-ph.GA
Constraining the structure and formation of the Galactic bulge from a field in its outskirts. FLAMES-GIRAFFE spectra of about 400 red giants around (l,b)=(0°,-10°)
最近有报道称，在银河系核球中存在两个恒星星族。我们的目标是研究恒星的丰度和运动学的外凸，从而提供额外的限制其形成的模型。用FLAMES在VLT上获得了401颗红巨星在（l，b）=（0°，-10°）视场中的光谱。光度低于两个凸起红团（RC）的恒星也包括在内。从这些光谱，我们测量一般的金属丰度，丰富的铁和α-元素，和径向速度（RV）的恒星。这些测量以及光度数据进行比较，模拟与贝桑松和TRILEGAL模型的银河系。我们确认在我们的样本星中存在两个星族：i）在[M/H] ~+0.3处的富金属星族，约占样本的30%，具有低RV色散和低α丰度; ii）在[M/H] ~-0.6处的贫金属星族，具有高RV色散和高α丰度。富含金属的人口可能与银河系酒吧有关。我们确定这一人口的双RC功能的载体。我们没有发现一个显着的差异，金属或RV之间的两个RC，金属的一个小的差异可能是由于选择效应。RV色散与贝桑松星系模型的预测吻合得很好，但“厚凸起”模型组件的金属丰度应向低金属丰度移动0.2至0.3dex，以再现观测结果。我们提出的证据表明，金属丰度分布函数取决于样本恒星的演化状态，这表明增强的质量损失优先删除富含金属的恒星。我们还证实了随着金属丰度的增加，α元素的过剩丰度减少。
2012-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin and Dynamical Support of Ionized Gas in Galaxy Bulges
我们结合电离气体（[N II] 6583）和恒星中心速度色散，对345个有和没有活动星系核（AGN）的星系样本进行了核气体动力学状态及其物理起源的研究。在30-350 km/s的速度范围内，气体色散与恒星色散有很强的相关性，σ_g/σ_*= 0.6-1.4，平均值为0.80。这些结果与哈勃类型（从E到Sbc的星系），存在或不存在棒或局部星系环境无关。对于Sc型和更晚的星系，以及sigma_* < 40 km/s的星系，气体似乎有一个最小的阈值sigma_g ~ 30 km/s，使得sigma_g/sigma_* 总是超过1。在活动星系核样本中，sigma_g/sigma_* 随着核亮度或埃丁顿比的增加而增加，这可能是活动星系核与吸积盘风或外流相关的反馈的表现。当试图用sigma_g来估计sigma_* 时，这种非引力谱线增宽的额外来源应该被去除。我们表明，窄线区域的质量预算可以占演化恒星的质量损失。气体的运动学主要是随机运动，很大程度上反映了膨胀区高温气体的速度场。最后，我们对活动星系核窄线区观测到的线宽和线亮度之间的相关性给出了一个简单的解释。
2009-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A case against an X-shaped structure in the Milky Way young bulge
上下文最近的一些论文声称在我们银河系的凸起中发现了一个X形结构，在红色团块的人口中。目标。我们试图分析的恒星密度的球星在同一地区使用不同的恒星星族是年轻的球（$\lesssim 5$陀螺仪）的特点。特别是，我们使用F0-F5主序星的距离通过光度视差。方法.我们从VISTA-VVV数据的近红外光谱中提取了这些恒星，并计算了它们沿视线的密度。我们把光度视差的不确定性和其他来源的污染考虑在内，我们看到，这些错误并不能避免检测到一个可能的双峰沿某些视线预期的X形凸起，如果它存在。结果在沿着视线的密度分布中，只有一个单峰被观察到，所以很明显，这群恒星没有X形结构。尽管如此，在选定的人口中的绝对星等分散的影响可能是另一种解释，尽管原则上这些影响不足以解释根据我们的计算缺乏双峰。结论.本文的结果并不能证明以前仅用红团星证明X形核球的说法是不正确的，但如果我们想保持红团星结果和本文结果的正确性，显然还有一些令人困惑的问题。
2016-06-30 astro-ph.GA
The black hole mass-bulge mass correlation: bulges versus pseudo-bulges
研究了椭圆星系、经典星系球和伪星系球中超大质量黑洞质量（M_bh）与宿主星系球质量之间的标度关系。利用二维图像分析软件BUDDA对57个星系进行了动力学M bh测量，获得了星系的结构参数，并确定了核球K带光度（L bul，K）、恒星质量（Ms）和动力学质量（M d）。修正后的椭圆星系和经典星系球的M_bh-L_bul、K、M_bh-M_s和M_bh-M_d关联给出M_bh~ 0.006M_s或0.003M_d。最紧密的关系是log（M_bh/M_sun）=a+b log（M_d/10^11 M_sun），其中a=8.46+/-0.05，b =0.90+/-0.06，内禀散射为0.27 dex。这些赝球壳中的黑洞比经典球壳中的黑洞小一个数量级，即M_bh~0.0003M_s或0.0002M_d。除了M_bh-σ（bulge stellar velocity dispersion）关系外，这些与球型有关的M_bh-M_bul标度关系还为SMBH及其宿主球的生长和共同演化历史提供了信息。我们还发现，核心椭圆星系与其他正常椭圆星系一样，也服从无耗散并合情形所期望的M_bh-M_d关系。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accurate AGN black hole masses and the scatter in the M_{bh} - L_{bulge} relationship
本文给出了一个由H β速度色散和5100埃连续光度估算活动星系核中黑洞质量的新的经验公式。它被校准到混响映射和黑洞质量的恒星动力学估计。由此产生的质量估计与混响映射和恒星动力学估计一样准确。新的质量估计表明，在高光度星系的M_{bh} - L_{bulge}关系中，散射非常小，而在低质量星系中，散射大大增加。
2010-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Self-consistent bulge/disk/halo galaxy dynamical modeling using integral field kinematics
我们介绍了一种方法，旨在充分利用积分场光谱（IFS）的数据来模拟盘星系。该方法适合平衡模型，同时再现星系的表面亮度，旋转和速度色散配置文件。该模型是完全自洽的6D分布函数的一个星系的Sersic配置文件恒星隆起，指数盘和参数暗物质晕，生成的更新版本的GalactICS。通过创建逼真的通量加权地图的运动学时刻（通量，平均速度和色散），我们同时适合光度和光谱数据使用最大似然和贝叶斯（MCMC）技术。我们将该方法应用于GAMA螺旋星系（G79635）的运动学从SAMI星系巡天和深$g$ -和$r$ -波段测光从VST-KiDS调查，比较参数约束与传统的2D膨胀盘分解。我们的方法返回广泛一致的结果共享的参数，同时限制恒星组件的质光比和再现HI推断的圆速度远远超出了SAMI数据的限制。虽然该方法是专为拟合积分场运动学数据，它可以使用其他动力学约束，如中央纤维分散体和\HI圆速度，是非常适合模拟星系的组合，深成像和HI和/或光谱（解决或其他）。我们的实现（MagRite）计算效率高，可以在现代处理器上在一分钟内生成分辨率良好的模型和运动学地图。
2017-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Galaxy bulges and their massive black holes: a review
参考了关键的和经常被遗忘的开创性工作，这篇文章首先介绍了我们是如何相信在星系中心存在大质量黑洞的审查。然后介绍了近线性（黑洞）-（宿主球体）质量关系的历史发展，然后解释了为什么这最近被戏剧性地修改。过去的分歧（黑洞）（速度色散）关系的斜率也得到了解释，并在（黑洞）（速度色散）图的子结构的发现进行了讨论。随着对大质量黑洞和它们的宿主星系之间的基本联系的研究的继续，主要是不活跃的星系的样本的竞争阵列的额外的黑洞质量标度关系。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
