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%.
2022-02-04 astro-ph.GA
Indications of the invalidity of the exponentiality of the disk within bulges of spiral galaxies
晚型星系（LTG）的形成和演化是河外天文学的一个基本课题。标准的情况包括早期组装的隆起，其次是磁盘吸积。然而，最近的观测证据表明，这些结构组成部分共同形成和永久共同进化。我们目前的知识的性质的凸起和磁盘主要是建立在光度分解的研究，敏感地依赖于所采用的方法和封闭的假设的结构LTG。一个重要的假设，其有效性从未受到质疑，即星系盘保持其指数性质，直到星系中心。这意味着在几乎整个哈勃时间内，膨胀和盘共存，没有显著的动力学相互作用和质量交换。我们的目标是检验标准假设的有效性，即星系盘保持其指数强度轮廓内的凸起半径一直到星系中心。我们开发了一种分光光度膨胀盘分解技术，提供了一个估计的净光谱的凸起。我们的分光光度膨胀磁盘分解工具的一个有代表性的样本135个本地LTG从CALIFA调查产生一个显着的分数（高达30%）的非物理净膨胀光谱时，假设一个纯粹的指数强度分布的磁盘。所获得的结果表明，对于一个显着的分数的LTG，磁盘组件显示了下弯曲的凸起下方。如果被证明是真的，这样的结果将要求大量修改的结构分解研究的LTG和有深远的影响，在我们的理解的光度特性，他们的凸起。
2020-06-03 astro-ph.GA
The evolution of the stellar mass-size relation of bulges and disks since $z = 1$
我们探讨了不同形态类型的星系，特别是鼓和磁盘组件的恒星质量大小关系的演变。我们使用了一个在红移范围内的$\sim35,000$星系样本$0 < z < 1$，恒星质量为$\log_{10}(\mathrm{M}_*/\mathrm{M}_\odot) \geq 9.5$的体积有限样本，这些样本取自DEVILS和HST-COSMOS区域，我们在Paper-I中将其形态分类为双分量（BD），纯盘（pD），椭圆（E）和致密（C），并将其结构分解为盘（D），弥散隆起（dB），和Paper-II中的致密凸起（cB）。我们发现，相比磁盘，椭圆和凸起遵循陡峭的$M_*-R_e$关系，可能表明不同的进化机制。在所有红移下，椭圆星系和盘状结构分别遵循$\sim0.5$和$\sim0.3$不变的斜率。我们量化了盘遵循与红移无关的$M_*-R_e$斜率，而不管凸起分量的存在与否（即，BD或pD），表明所有磁盘的起源和进化途径相似。由于$z = 1$致密凸起呈现不遵循Es的陡峭关系，而扩散凸起经历适度平坦化。总的来说，我们发现一个接近没有变化的$M_*-R_e$的关系在最后的$\sim8$陀螺表明，尽管正在进行，但下降的恒星形成，质量演化，形态转变和合并，演化移动星系沿其$M_*-R_e$的踪迹。这似乎与由内而外的增长和演化图景相一致，即星系的大小和恒星的质量一样。此外，小型合并可能是造成E增长的原因，至…
2022-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
On the observational diagnostics to separate classical and disk-like bulges
具有盘状性质的扁平凸起被认为是星系内部长期演化过程的最终产物。相反，经典的星系球的特征是形状更圆，被认为与低光度的椭圆星系相似。我们的目标是测试各种观测诊断，通常采用分离的经典从盘状凸起附近的星系。我们选择了一个样本的8个无棒透镜状星系的形态和运动学不受干扰，没有证据的其他组件比凸起和磁盘。我们分析档案数据的宽带成像SDSS和积分场光谱从ATLAS $^{\rm 3D}$调查得出的光度和运动学特性，线强度指数，和内在的形状的样品凸起。我们认为，凸起Sérsic指数是一个穷人的诊断，区分不同的凸起类型。我们发现，无论是运动学或光度诊断线强度的组合不提供一个明确的分离的一半的样品凸起。我们包括第一次的内在的三维形状的凸起作为一个可能的判别其性质。所有的凸起都是厚扁球体，但只有一个的扁平度与外盘的预期一致。我们的结论是，即使采用迄今为止提出的所有观测诊断，凸起的分类可能是困难的，并且通过考虑其内在形状，可以更自信地确定经典和盘状凸起。
2018-07-02 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
An Observational Guide to Identifying Pseudobulges and Classical Bulges in Disk Galaxies
在这篇综述中，我们的目的是总结所观察到的性质的pseudobulges和经典的凸起。我们利用经验的方法来研究盘状星系中球的性质，并将我们的分析限制在统计性质上。一个明确的双峰观察到的一些属性，包括形态，结构特性，恒星形成，气体含量和恒星星族，和运动学。以及总结已知的方法来识别pseudobulges和经典的凸起，我们还展示了新的结果，包括吸收线指数，可用于识别不同的凸起类型。最后，我们总结了这些性质，分离pseudobulges从经典的凸起。我们的目的是描述一个实用的，易于使用的，用于识别凸起类型的标准列表。
2015-12-07 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 astro-ph.GA
Formation Models of the Galactic Bulge
现在，银河系凸起被认为是银河系棒的内部三维部分。它呈花生形状，具有圆柱形旋转的特征。在N体模拟中，盒状/花生状凸起是由圆盘通过杆和屈曲不稳定性引起的。这类模型解释了银河系隆起的大部分结构和运动学，原则上也解释了它的垂直金属丰度梯度。具有高分辨率的宇宙盘星系形成模型和改进的反馈模型现在能够产生具有盘状或棒状凸起的晚型盘星系。这些凸起通常包含一个早期的坍缩恒星星族和一个由后来的盘不稳定性驱动的恒星族。由于由内而外的盘形成，这些凸起可以主要是旧的，类似于银河系凸起。
2014-08-01 astro-ph.GA
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。
2011-06-22 astro-ph.GA
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。
2014-11-05 astro-ph.GA
Edge-on disk galaxies in the SDSS DR6: Fractions of bulgeless and other disk galaxies
本研究的目的是确定不同的螺旋星系类型的分数，特别是无凸起的磁盘，从一个完整的和均匀的样本15127边缘盘星系提取的第六次数据发布从斯隆数字巡天。样品被分为广泛的形态类和子类型，包括星系与凸起，中间类型和星系出现无凸起。还检测到一小部分盘状不规则星。形态学分离是基于自动分类标准，其类似于盘的凸起尺寸和平坦度。这些大类中的每一个都约占总样本的1/3。使用严格的标准来选择纯粹的无球星系会导致15%的简单盘星系。我们比较这部分与其他星系目录，并发现一个很好的协议所观察到的频率的无凸星系。虽然这项研究中简单盘星系的比例并不代表无球星系的宇宙比例，但它表明纯盘的相对丰度与其他研究相当，并提供了本地宇宙中简单盘频率的深刻价值。简单盘的这一部分强调了盘星系形成和演化模型的挑战，因为这些模型很难解释这些物体的观测频率。
2009-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundances of disk and Bulge giants from high-resolution optical spectra III. Sc, V, Cr, Mn, Co, Ni
上下文最近对突出部的观察，例如，它的X形，圆柱形的恒星运动，以及年轻恒星的潜在比例，表明它是通过盘的长期演化形成的，而不是通过气体耗散和/或合并，如以前所认为的那样。目标。我们测量了6个铁峰元素（Sc，V，Cr，Mn，Co和Ni）的丰度在本地薄，厚盘以及隆起提供额外的观测约束星系形成和化学演化模型。方法.我们使用的高分辨率光谱的291 K巨星在本地磁盘主要是由FIES获得在NOT（信噪比（S/N）为80-100）和45 K巨星在VLT（S/N比为10-80）的UVES/FLAMES获得的膨胀。我们测量SME中的丰度，并将NLTE校正应用于[Mn/Fe]和[Co/Fe]比。为了区分薄的和厚的，我们使用恒星金属丰度，[Ti/Fe]比，和盖亚DR 2的运动学（自行和径向速度）。结果所观察到的磁盘趋势的V是更厚的磁盘增强，而钴磁盘的趋势显示了一个小的增强厚磁盘。V和Co的凸出趋势看起来甚至更增强。厚的磁盘，但在不确定性。[Ni/Fe]比值在厚盘和隆突中似乎略过剩。薄的磁盘，虽然差异很小。Sc、Cr和Mn的盘状和隆起趋势强烈重叠。结论.有些增强[（V，Co）/Fe]比值中观察到的隆起表明，当地厚盘和隆起可能经历了不同的化学富集和演化路径。然而，我们无法仅仅根据这些观察来预测凸起的确切进化路径。另一方面，银河系化学演化模型可以利用这些结果提供这一点。
2019-03-04 astro-ph.GA
The Star-Forming Histories of the Nucleus, Bulge, and Inner Disk of NGC 5102: Clues to the Evolution of a Nearby Lenticular Galaxy
利用双子座南天区GMOS观测到的长缝光谱研究了透镜星系NGC 5102的恒星形成历史。结构和补充光度信息从档案斯皮策[3.6]图像中获得。与模型光谱的比较表明，光度加权的金属丰度与盘中红巨星分支恒星的颜色一致。在可见光波长下，其核心的光度加权年龄约为1 Gyr，而整合的光主要是由形成时间只有几百万年的恒星组成。相比之下，隆起和盘的亮度加权年龄分别为~2 Gyr和~10 Gyr。核和核球的g '-[3.6]颜色与光谱年龄一致。与核心相比，假设恒星形成活动跨越许多Gyr的模型比简单的恒星星族模型更好地匹配了球和盘的光谱。凸起中的等像线呈圆盘状，暗示凸起是由具有显著旋转支撑的材料组装而成的。球状体和盘状体的恒星形成历史与球状体是由一个长寿的棒体坍缩而形成的一致，并且建议NGC 5102的祖先是一个棒状盘状星系，通过其棒体的屈曲而演变成透镜状星系。
2014-12-05 astro-ph.GA
Dust effects on the derived Sersic indexes of disks and bulges in spiral galaxies
我们提出了一个理论研究，量化的影响，灰尘的衍生Sersic指数的磁盘和凸起。通过在使用辐射转移计算和Popescu等人2011年的模型产生的圆盘和凸起的模拟图像上拟合Sersic分布，获得了导出参数相对于其固有值的变化（如在没有灰尘的情况下所见）。我们发现，在大多数情况下，灰尘具有降低测得的Sersic指数的效果，通过更光学厚的视线看到的圆盘和凸起的效果更强。
2012-02-02 astro-ph.GA
Metallicity gradients through disk Instability: A simple model for the Milky Way's boxy bulge
观测结果表明，在银河系核球中有一个明显的垂直金属丰度梯度，这通常被认为是经典核球形成过程中耗散过程的标志。然而，各种证据表明，银河系是一个棒星系，它有一个四方形的凸起，代表着棒的内部三维部分。在这里，我们表明与长期的演变N-体模型，通过酒吧和屈曲不稳定性形成的一个方形凸起可以显示类似于所观察到的梯度垂直金属丰度梯度，如果初始轴对称盘具有可比的径向金属丰度梯度。在这个框架内的范围内的金属丰度在凸起领域的约束化学结构的银河系盘在早期，酒吧形成之前。我们的长期演化模型先前被证明可以重现银河系内部的恒星计数，我们在这里展示了它也有圆柱旋转。我们用它来预测一个完整的平均金属丰度地图从一个简单的金属丰度模型的初始磁盘整个银河系的凸起。这张地图显示了天空中一般向外的梯度以及纵向透视的不对称。我们还简要地评论解释金属丰度梯度观测外部盒状隆起。
2013-02-27 astro-ph.GA
The Emergence of Bulges and Disks in the Universe
本论文利用哈勃空间望远镜（HST）的先进巡天相机（ACS）在宇宙演化巡天（COSMOS）和深河外可见光遗产巡天（DEVILS）领域的成像数据。我们提供了44，000个星系的视觉形态分类红移$z = 1$和以上的恒星质量$10^{9.5} M_\odot$（D10/ACS样本）。我们进行了一个强大的贝叶斯膨胀盘分解分析的D10/ACS样品。本研究形成了迄今为止该领域最大的形态分类和结构分析目录之一。利用这些星表，我们分别探讨了星系的恒星质量函数（SMF）和恒星质量密度（SMD）以及星系的恒星质量-尺寸关系（$M_*-R_e$）随星系形态类型以及星系盘和星系球的演化。我们量化了目前宇宙中三分之一的恒星质量是在过去的8 Gyr期间形成的。我们发现，高质量端的SMF的适度增长是由椭圆系统的增长和宇宙的绝大多数恒星质量被锁定在磁盘+隆起系统在所有的时代，他们增加了他们的总SMD的贡献。纯盘形态的贡献随着时间的推移逐渐减少（$\sim40\%$），而椭圆形增加了一个因素$1.7$，因为$z = 1$的贡献。通过将星系分解成盘和凸起，我们量化了宇宙总恒星质量的平均$\sim50\%$在所有时期都处于盘结构中，自$z \sim 0.6$以来，这种贡献相对不变。随之而来的是更快速的增长的假凸起和球状体（凸起和椭圆）的质量。此外，虽然宇宙的恒星形成历史正在下降，但宇宙正在从盘主导的时代过渡到.....…
2022-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
Lack of Bulge Alignment in Late-type Galaxies with Large-scale Filaments Plausibly Unveils a Radial Migration Formation Scenario
通过分析Sloan Digital Sky Survey数据中晚型星系核球与外盘及大尺度纤维体的对齐关系，发现核球与外盘强对齐，揭示核球形成可能源于外盘物质径向迁移。
2025-07-15 astro-ph.GA
A study of the evolution of bulges and disks of spiral galaxies in interacting and isolated environments
本研究通过模拟和观测数据，探讨飞掠相互作用与暗物质分布对旋涡星系核球和盘演化的影响，发现盘变短变厚、伪核球变热，并揭示旋臂驱动呼吸运动及暗物质晕形状对棒形成的作用。
2023-06-19 astro-ph.GA
Rotation Curve Decomposition for Size-Mass Relations of Bulge, Disk, and Dark Halo in Spiral Galaxies
从文献中收集了100多个旋涡星系的自转曲线，并利用$χ^2$拟合将其解卷积为球、盘和暗晕，以确定它们的尺度半径和质量。对满足选择和精度标准的星系进行了拟合参数的相关分析。大小-质量关系表明，大小和质量在不同的组成部分之间是正相关的，以这样一种方式，即较大或较大的质量是暗晕，较大或较大的质量是盘和隆起。通过最小二乘拟合得到了球、盘和暗晕的经验尺寸质量关系。盘晕质量比被发现是系统的3倍，比宇宙学模拟结合测光预测。初步得到了暗晕的质量函数，它由Schechter函数和幂律函数表示。
2015-10-20 astro-ph.GA
Tailoring galaxies: size-luminosity-surface brightness relations of bulges and disks along the morphological sequence
本文使用 SourceXtractor++ 对 EFIGI 星系进行核球与盘分解，测量了附近宇宙星系沿形态学序列的标度关系，揭示了核球与盘的尺寸-光度及面亮度变化规律，为构建真实星系模拟图像提供了弯曲的标度关系。
2024-01-02 astro-ph.GA
When Is a Bulge Not a Bulge? Revealing the Satellite Nature of NGC 5474's Bulge
通过积分场光谱分析，发现NGC 5474的疑似隆起与盘存在约24 km/s的速度偏移，证实其为绕盘运行的伴星系，而非经典隆起。
2025-02-28 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 growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic decomposition of IllustrisTNG disk galaxies: morphology and relation with morphological structures
我们最近开发了一种自动化的方法，自动GMM分解模拟星系。它以准确，高效和无监督的方式提取运动学结构。我们使用auto-GMM来研究来自IllustrisTNG的TNG 100运行的盘星系的恒星运动学结构。我们确定了四到五个结构，这些结构通常存在于不同的星系群中。具有强到中等旋转的结构分别被定义为冷盘和暖盘。由随机运动主导的球状结构被分类为凸起或恒星晕，这取决于它们的紧密结合程度。盘状隆起是具有适度旋转但紧凑形态的结构。在所有的盘状星系中，在3个半质量半径范围内的恒星质量中，运动学球状结构（通过将凸起和晕的恒星相加得到）占总恒星质量的45%，而盘状结构占55%。这项研究也提供了重要的见解运动学和形态学派生的星系结构之间的关系。将运动学结构的形态与传统的球+盘分解的形态进行比较，我们得出结论：（1）形态分解的球是由慢旋转球、内晕和盘状球组成的复合结构：（2）运动学盘状球类似于观测中通常所说的伪球，是具有类似暖盘的旋转的致密盘状成分;（3）从正面看，晕占形态盘外部表面密度的近30%;（4）冷盘和暖盘在中心区域常被截断。
2020-05-05 astro-ph.GA
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。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic angular momentum in cosmological zoom-in simulations. I. Disk and bulge components and the galaxy--halo connection
我们研究了四个盘状星系的角动量演化，这些星系居住在银河系大小的晕中，这些晕是在宇宙学放大模拟中形成的，具有各种次网格物理和合并历史。我们分解这些星系的运动学和光度，到他们的磁盘和凸起组件。模拟的星系和它们的组成部分位于观测序列的$j_*$ - $M_*$图有关的特定角动量和质量的恒星组件。我们发现，在低密度环境中的星系遵循关系$j_* \propto M_*^α$过去的主要合并，与$α\sim 0.6$的情况下，强反馈，当膨胀盘比是相对恒定的，和$α\sim 1.4$在其他情况下，当长期的过程在较短的时间尺度上操作。我们计算的保留因子（即恒星和暗物质的特定角动量的比率）的磁盘和凸起，并表明，他们变化相对缓慢的平均后，在众多的，但短暂的波动。对于磁盘，保留因子通常接近于1，而对于凸起，它们要小几倍。因此，我们的模拟表明，星系和它们的晕生长在一个准同源的方式。
2016-12-21 astro-ph.GA
Uncovering Drivers of Disk Assembly: Bulgeless Galaxies and the Stellar Mass Tully-Fisher Relation
为了确定什么过程管理的装配历史的星系旋转盘，我们研究了恒星质量塔利-费舍尔关系在很宽的范围内的红移分区根据星系是否包含一个突出的隆起。使用我们早期的Keck光谱样本，从HST图像的分析中可以获得凸起/总参数，我们发现z > 0.8的无凸起盘星系与局部Tully-Fisher关系存在显著的偏移，而在所有探测的红移中，那些有显著凸起的星系沿着局部关系下降。我们的研究结果支持的建议，隆起的增长可能会以某种方式加快成熟的盘星系到塔利-费舍尔关系。我们讨论了各种物理假设，可以解释这一结果的背景下，恒星形成星系的红移z = 0和z > 2的运动学观测。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra V. Molybdenum -- the p-process element
目的。在这项工作中，我们的目标是在本地磁盘（S）和凸起的恒星星族的中子捕获和p过程元素钼（Mo）的差分比较，集中在尽量减少可能的系统性影响的分析。方法.该恒星样本由45个凸起和291个本地盘K巨星组成，用高分辨率光谱观察。通过使用SME代码拟合合成光谱来确定丰度。磁盘样品分离成薄和厚磁盘组件使用的丰度和运动学的组合。通过与以前发表的钼和中子俘获元素铈（Ce）和铕（Eu）丰度的比较，研究和讨论了钼的宇宙起源。结果我们确定了35个球和282个盘巨星的可靠钼丰度，球和盘的典型不确定度分别为[Mo/Fe]~0.2和~0.1 dex。结论.我们发现，与厚盘相比，[Mo/Fe]中的凸起可能增强，这在[Ce/Fe]和[Eu/Fe]中都没有观察到。这可能表明在凸起中过去的恒星形成率较高，然而，由于我们没有观察到凸起在[Eu/Fe]中增强，因此钼增强的起源尚未受到限制。虽然，分散是大的，我们可能会观察到的p-过程的证据，有助于重元素的生产在化学演化的隆起。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SAMI Galaxy Survey: Decomposed Stellar Kinematics of Galaxy Bulges and Disks
我们调查的826个星系的球和磁盘组件的恒星运动学与广泛的形态从悉尼-AAO多目标积分场光谱（SAMI）星系巡天。空间分辨的旋转速度（V）和速度色散（$σ$）的凸起和磁盘组件已同时估计使用惩罚像素拟合（pPXF）的方法与光度定义的权重为两个组件。我们介绍了一个新的子程序pPXF处理退化的解决方案。我们表明，V和$σ$分布在每个星系可以重建使用的运动学和重量的凸起和磁盘组件。两个不同的组件的组合提供了一个一致的描述的主要运动学特征的星系在广泛的形态类型。我们目前的塔利-费舍尔和费伯-杰克逊关系表明，星系恒星质量的规模与V和$σ$的所有星系类型的两个组件。我们发现一个紧密的Faber-Jackson关系，甚至磁盘组件。我们发现，凸起和磁盘组件是运动学上不同的：（1）这两个组件显示类似的斜率，但不同的截距的标度关系;（2）自旋参数$λ_R$表明，凸起是压力主导的系统和磁盘的旋转支持;（3）凸起和磁盘组件，分别有，低和高值的内在椭圆率。我们的研究结果表明，这两个组件的相对贡献解释，至少在一阶，复杂的运动学行为的星系。
2020-05-13 astro-ph.GA
The continuous rise of bulges out of galactic disks
本研究围绕dmB展开，dmB是一种新的独立于距离和距离的测量方法，用于测量年龄大于9 Gyr的恒星星族对来自CALIFA巡天的135个晚型星系（LTG）中凸起分量的平均r波段表面亮度的贡献，它们的总质量和核球质量分别为2.6 dex和3 dex（M*T~10^（8.9-11.5）M_solar和M*B~10^（8.3-11.3）M_solar）。从这项研究的主要见解是，LTG隆起形成一个连续的序列增加dmB的增加M*T，M*B，恒星质量表面密度S* 和质量加权年龄和金属丰度：高dmB隆起是最古老的，最密集的和最大的，反之亦然。此外，我们发现，膨胀到磁盘的年龄和金属对比度，以及膨胀到磁盘的质量比随着M*T的增加，分别从~0 Gyr，0 dex和0.25提高到~3 Gyr，~0.3 dex和0.67在我们的样品覆盖的质量范围内。而气体激发在低质量的凸起总是占主导地位的恒星形成（SF），班轮和塞弗特特定的发射线比专门记录在高质量，高S * 凸起。无论是在性质的连续性LTG凸起本身，并在他们的年龄和金属丰度对比，他们的父母磁盘表明，这些组件一起演变，在一个并发的过程中，导致连续的物理和进化特征。我们的研究结果是一致的图片，在LTGs的隆起增长是由叠加的快速早期和缓慢的长期过程，其相对重要性与M*T的增加。这些过程，据推测结合在原位SF的凸起和向内迁移的材料从磁盘，预计将导致一个非同源的径向…
2017-12-14 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: II. O, Mg, Ca, and Ti in the bulge sample
通过化学演化模拟，确定核球星的元素丰度有助于理解核球的形成和演化。最近，已经存在支持和反对与局部厚盘相比具有不同的[ $α$ /Fe]对[Fe/H]-趋势的隆起的权利要求，这可能意味着与局部厚盘相比隆起的形成时间尺度更快或至少不同。我们的目标是确定的氧，镁，钙和钛的丰度在46个凸起的K-巨星，其中35个已经分析了氧和镁在以前的作品，并比较它们均匀确定的元素丰度的本地磁盘样本的291 K-巨星。我们使用光谱合成来确定恒星参数以及这里分析的核球星的元素丰度。这一方法与本系列论文Ⅰ中对291颗K巨星的比较样品的分析方法完全相同。与之前对我们样本中35颗恒星的分析相比，我们发现当[Fe/H]>-0.5时，[Mg/Fe]较低，因此与[O/Mg]随[Fe/H]增加而下降的结论相矛盾。相反，我们看到一个常数[O/Mg]在所有观察到的[Fe/H]在凸起。此外，我们没有发现证据表明，与我们两个样品中的局部厚盘相比，凸起中的α-铁趋势具有不同的行为。
2016-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Angular Momentum and Galaxy Formation Revisited: Scaling Relations for Disks and Bulges
结果表明，所有形态类型的正常星系的恒星比角动量j *、质量M * 和球核分数β * 都符合一个简单的基于独立星系盘和球核线性叠加的模型。在这个模型中，盘和凸起遵循形式为j_*d ~ M_*d^alpha和j_*b ~ M_*b^alpha的标度关系，其中alpha = 0.67 +/- 0.07，但在8.9 <= log M_*/M_Sun <= 11.8的质量范围内彼此偏移8 +/- 2倍。单独对圆盘和凸起的单独拟合分别给出α = 0.58 +/- 0.10和α = 0.83 +/- 0.16。这个模型正确地预言了星系在log j_*、log M_* 和beta_* 的三维空间中沿着一个弯曲的二维表面运动。我们没有发现统计上显着的迹象表明，星系与经典和伪凸起遵循不同的关系，在这个空间中，虽然允许在观察到的散射和固有的不确定性分解成磁盘和凸起的星系内的一些差异。作为这个分析的副产品，我们表明，从以前的几个研究的盘主导星系的j_*-M_* 标度关系是非常一致的。此外，我们还解决了关于j_*-M_* 标度关系的beta_*-依赖性的一些相互矛盾的说法.本文的结果加强和扩展了我们早先的建议，即在j_*-M_* 图中具有不同β_* 的星系分布构成了一种客观的、物理上的分类方案，而不是象Hubble序列那样的主观分类方案。
2018-10-23 astro-ph.GA
The Chemical Composition of the Galactic Bulge and Implications for its Evolution
在巴德窗中，平均凸起[Fe/H]和[Mg/H]分别为+0.06和+0.17 dex，比薄盘高约0.2 dex，比局部厚盘金属丰度高约0.7 dex。这表明在隆起处有更高的有效产额，也许是由于超新星喷出物更有效的保留。隆起的垂直[Fe/H]梯度约为0.5 dex/kpc，似乎是由于亚种群（接近+0.3 dex和-0.3 dex，还有一个可能接近-0.7 dex）随纬度变化而产生的。相对于太阳，O、Mg、Si、Ca、Ti和Al的凸起增强，在[Fe/H]=0.0 dex时[alpha/Fe]=+0.15 dex。在[Fe/H]~-0.5 dex以下，凸起和局部厚盘的成分非常相似，但相对于厚盘来说，小的[Mg/Fe]和可能的[<SiCaTi>/Fe]增强，低的[La/Eu]比值和大的[Cu/Fe]表明凸起中的SFR略高。然而，这些组成差异可能仅仅是由于测量误差和非LTE效应。不幸的是，与太阳附近的厚盘比较[Fe/H]遭受相当大的混乱，由于当地厚盘的识别不良。[Cu/Fe]和[Na/Fe]丰度的“之”字形变化趋势表明，在Ia型超新星的时间延迟情景中，核合成主要由核坍缩超新星控制，其产额与金属丰度有关。因此，凸起的子种群组成类似于当地的薄盘和厚盘，但在更高的[Fe/H]，这表明在薄盘和厚盘中的径向[Fe/H]梯度，在太阳圈内，接近-0.04至-0.05 dex/kpc。如果隆起是通过一个酒吧内…
2016-07-22 astro-ph.GA
Color dichotomy and gradients in the bulges and disks of EFIGI galaxies along the Hubble sequence
Sorbonne Université（索邦大学）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (UMR5574)（里昂第一大学、巴黎高等师范学院、里昂天体物理研究中心）
研究EFIGI星系中晕和盘的颜色二元性及梯度，揭示其与Hubble序列的关系，发现中间型螺旋星系的晕和盘具有显著的颜色梯度，推测尘埃效应和气体含量影响星系演化。
2026-04-21 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
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。
2025-06-10 astro-ph.GA
Inside-out star formation quenching and the need for a revision of bulge-disk decomposition concepts for spiral galaxies
晚型星系（LTG）中球核的光度特性是建立在图像分解为球核中心光度过剩的Sérsic模型和底层盘的指数模型的基础上的。我们认为，采用指数模型的磁盘的所有方式，其中心的标准做法是不够的，因为它隐含地忽略了事实的恒星形成（SF）淬火（SFQ）在中心的LTG。外推适合可观察到的恒星形成区的磁盘（外凸）向内高估了真正的表面亮度的磁盘在其SF淬火中心区。我们将这种效应称为Dio。在膨胀盘分解研究中忽视Dio的主要后果是过度减去了膨胀盘下面的盘，导致系统低估了后者的光度。在星系缩小和由内而外SFQ的图片框架中，Dio预计会对红移和恒星质量M* 的星系产生差异影响，从而导致各种星系标度关系的散射和斜率的系统和复杂偏差。我们推测，对Dio的修正将导致log（M*/Msolar）~10.7以下星系的核球与超大质量黑洞（SMBH）关系的向下弯曲。随着M* 的减小，M（SMBH）/M* 的比值也在减小，这将有助于解释低质量螺旋星系中吸积动力核活动的稀缺性和脆弱性。一个很好的检测Dio（~2 r mag）可以出现早期通过向内迁移的SF团块从磁盘结合淬火原凸起和SF周边之间的发射线等效宽度的强烈对比。因此，JWST、ELT和Euclid的空间分辨研究可以为星系组装早期SFQ的年表和物理驱动因素提供关键的见解。（节略）
2021-11-09 astro-ph.GA
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。
2016-04-28 astro-ph.GA
Influence of Barlens on the Bulge Parameters in the 2D Image Decomposition
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
该研究通过模拟和真实星系图像分解，证明在二维分解中忽略棒透镜成分会高估核球光度比达50%，纳入该成分可使B/T降低30-50%。
2025-08-09 astro-ph.GA
VIMOS mosaic integral-field spectroscopy of the bulge and disk of the early-type galaxy NGC 4697
我们提出了一个积分场研究的内部结构，运动学和恒星人口的几乎边缘上，中等光度（$L_ {*}$）椭圆星系NGC 4697。我们建立了扩展的2维（2D）地图的恒星运动学和线强度的星系$\sim 0.7 $有效半径（R $_{eff}$）使用8个VIMOS（VLT上的可见多对象摄谱仪）积分场单位点的马赛克。我们找到了明确的证据旋转支持的结构沿主轴从二维运动学地图，确认了以前的分类，这个系统作为一个“快速通道”。我们研究了视线速度分布（LOSVD）的第三和第四高斯-厄米特矩$h_3$和$h_4$与旋转参数（$V/σ$）之间的相关性，并将我们的研究结果与流体动力学模拟进行了比较。我们发现显着的相似之处，从丰富的气体合并的预测。基于光度学，我们进行了球/盘分解，并研究了这两个组成部分的恒星布居特性。隆起和盘状星云显示出不同的恒星族群，隆起中的恒星年龄较大（年龄为$_{\rm bulge}=13.5^{+1.4}_{-1.4}$ Gyr，年龄为$_{\rm disk}=10.5^{+1.6}_{-2.0}$ Gyr），金属含量较低（$\mathrm{[M/H]_{bulge}} = -0.17^{+0.12}_{-0.1}$，$\mathrm{[M/H]_{disk}}=-0.03^{+0.02}_{-0.1}$）。后来形成的证据，更多的金属丰富的磁盘嵌入在一个较老的，更贫金属的隆起，连同LOS…
2015-06-05 astro-ph.GA
The Effect of Bulge Mass on Bar Pattern Speed in Disk Galaxies
利用N体模拟研究了孤立盘星系中球核质量对条斑速度演化的影响。早期的研究表明，处于内部共振的盘星可以将大量的角动量转移到暗物质晕，这导致了条斑速度的减慢。在本文中，我们调查的其他球状组件，凸起的质量，影响酒吧模式的速度。在我们的星系模型中，初始棒都是快速旋转的，因为R参数，即共转半径与棒半径的比值小于1.4，这是典型的快速棒。然而，随着星系随时间演化，棒形速度（$Ω_p$）减慢，导致所有模型的R $>$ 1.4，除了具有最大质量凸起的模型，其中棒形形成较晚，没有时间演化。$Ω_p$的快速减速是由于较大的角动量从盘转移到凸起，是由于恒星之间的相互作用在内部共振和那些在酒吧。因此，我们的结论是，在$Ω_p$的减少显然取决于在棒星系的凸起质量和减少更快的星系与更多的质量凸起。我们讨论的影响，我们的结果在星系中的酒吧模式的速度观测。
2019-10-09 astro-ph.GA
Bulge formation by the coalescence of giant clumps in primordial disk galaxies
本文综述了星团、高红移星系的观测和演化。模型表明，这些团块是由富含气体的圆盘中的引力不稳定性形成的，它们相互作用，然后在中心合并，形成一个凸起。该模型要求在星系生长过程中有平滑的气体吸积。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phylogeny of the Milky Way's inner disk and bulge populations: Implications for gas accretion, (the lack of) inside-out thick disk formation, and quenching
我们发现，在R $\lesssim$ 7~kpc的银河系（MW）的核球和盘很好地描述了一个独特的化学演化和两个阶段的恒星形成历史（SFH）。我们认为，人口在这个内部磁盘，而不是整个磁盘，是相同的，外Lindblad共振（OLR）的酒吧起着关键作用，在解释这种均匀性。在我们的双相恒星形成历史模型中，金属丰度、[ $α$ /Fe]和[ $α$ /H]分布以及年龄-金属丰度关系都与内盘和球核的观测结果一致。在[Fe/H] $\sim$ 0 dex处的凹陷反映了在$\sim$ 8 Gyr年龄内MW的SFH中的淬灭事件，以及凸起和内盘恒星的共同演化。我们表明，在z $\le$ 1.5时，当MW开始淬火，过渡之间的结束$α$增强厚盘形成的薄盘的开始，但仍然是气体丰富，气体吸积率不可能是显着的。在该淬火阶段之前和之后的[ $α$ /Fe]丰度比将不同，这未观察到。目前的分析表明，银河系的历史，特别是在从厚到薄盘的过渡-淬火时代-必须由恒星形成效率的降低驱动。我们认为，气体吸积强度的下降，酒吧的形成，并在同一时期的淬火的SFR可能是因果关系，从而解释其时间上的巧合（删节）。
2018-02-27 astro-ph.GA
Formation of Galactic Pseudo-bulges via Gas Rich Major Mergers
在LCDM的框架下，有相当一部分巨盘星系最近经历了剧烈的星系合并，这一点被广泛接受。我们提出的数值模拟这种主要合并的气体丰富的纯盘星系，并专注于最里面的恒星组成部分（凸起）的磁盘残留物。模拟具有高的空间和质量分辨率，并解决区域足够深，以允许根据标准的运动学和结构特征的凸起分类。与最近的研究一致，我们发现这些凸起主要是由最终合并过程中形成的恒星所主导。与通常解释的经典凸起（类似于中等光度的椭圆星系）不同，我们发现它们有高度相干的旋转支持，并且具有Sersic指数n<2，这导致它们被分类为伪凸起。由纯盘的富气主合并形成的赝球是赝球形成的一种新模式，它补充了由长期演化导致的赝球增长，有助于解释经典无球巨盘星系的高比例，以及在巨Sc星系中发现的赝球。
2012-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-dimensional decomposition of galaxies with bulge and long bar
一些观测表明，银河系有两个内部组成部分，一个凸起和一个长杆，它们呈现出大约20度的错位，这与一些基于数值模拟的理论模型的预测相反。在本文中，我们希望确定是否可以观察到棒和隆起之间的错位在银河系以外的棒星系。为此，我们样本中的每个星系都是基于其KS波段2MASS图像进行分解的，方法是在三维（3D）空间中拟合和建模以下组件：圆盘，棒和凸起。卡方拟合优度估计允许检索条和凸起的最佳拟合角度值以检测任何未对准。从6个棒星系的3D分解中，我们发现至少有3个星系（NGC 2217，NGC 3992和NGC 4593）在棒和凸起之间存在超过20度的显著错位。
2014-10-28 astro-ph.GA
The Mid-Infrared Colours of Galactic Bulge, Disk and Magellanic Planetary Nebulae
我们提出了中红外（MIR）测光367银河系盘，球和大麦云（LMC）行星状星云，确定使用GLIMPSE II和SAGE数据获得的斯皮策太空望远镜。这使我们能够比较球状星云和大麦哲伦星云的光度函数，以及所有三类源的和平号红外颜色。虽然大麦哲伦星云和球状星云的3.6微米光度函数可能非常相似，但大麦哲伦星云的[3.6]-[5.8]和[5.8]-[8-0]指数与它们的盘状星云和球状星云不同。这可能是由于LMC源内6.2微米PAH发射增强，和/或由于LMC PNe光谱与银河系对应物光谱之间的差异。我们还确定，帕克等人和米萨尔斯基等人（2008）的MASH星表中列出的演化程度较高的盘源与Acker等人（1992）星表中演化程度较低（表面亮度较高）的源具有相似的颜色;这一结果似乎与以前对这些源的研究不同。
2009-09-11 astro-ph.GA
The Edge-On Perspective of Bulgeless, Simple Disk Galaxies
这篇评论主要集中在扁平和超薄星系。这些是边缘无球星系，由简单的恒星盘组成。这些简单盘的性质是在一个连续体的末端，该连续体从膨胀主导的盘星系平滑地延伸到纯盘。平均而言，简单盘是低质量星系，表面亮度低，蓝色，旋转速度慢。被广泛接受的星系形成和演化的宇宙学模型受到了相对较大比例的纯盘星系的挑战，只有最近的模型才能解释简单盘星系的存在。这使得简单盘成为研究分层宇宙中星系形成的最佳星系类型。它们使我们能够分析环境和内部对星系演化的影响，研究盘的稳定性，并解释星系中暗物质的性质和分布。本文综述了宇宙中边缘简单盘星系的研究现状。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra -- IV. Zr, La, Ce, Eu
恒星质量和金属丰度是影响中子捕获过程的因素。因此，ISM的富集度和中子捕获元素的丰度随时间而变化，使它们成为银河系化学演化的合适探针。在这项工作中，我们做了一个差分比较的中子捕获元素丰度确定在本地磁盘（S）和凸起，重点是尽量减少可能的系统性影响的分析，目的是找到可能的差异/相似性之间的人口。从高分辨率光谱中测定了45颗球巨星和291颗盘巨星中Zr、La、Ce和Eu的丰度。通过使用SME代码拟合合成光谱来确定丰度。使用丰度和运动学的组合将盘样品分离成薄/厚盘组分。我们发现平坦的Zr，La，Ce的趋势在凸起，与一个$\sim 0.1$指数较高的La丰度相比，磁盘，可能表明较高的s-过程的贡献La在凸起。[Eu[Fe/H]随[Fe/H]的增加而降低，在[Fe/H] $\sim -0.4$附近有一个平台，表明在所有群体中与$α$ -元素类似的富集。我们发现，r-过程占主导地位的中子捕获生产在早期的磁盘和凸起。[La/Eu]系统地高于厚盘，这表明a）SN II的量不同或b）两个群体中s过程的贡献不同。考虑到[（La+Ce）/Zr]，核球和厚盘紧密相连，表明高/低质量渐近巨星分支星的比例相似。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Decomposed Bulge and Disk Size-Mass Relations of Massive Galaxies at 1<z<3 in CANDELS
我们在CANDELS UDS和COSMOS场中构造了一个质量选择的M星> 10^11M的1<z<3的太阳星系样本，并根据它们的H（160）带形态将这些系统分解为单独的球和盘成分。通过将这种分析扩展到多个波段，我们已经能够进行单独的凸起和盘成分的SED拟合，这为我们提供了单独的凸起和盘成分的恒星质量和恒星形成率估计。这些已经与尺寸测量相结合，以探索这些巨大的高红移星系的演化。通过利用新的分解恒星质量的估计，我们确认，凸起组件显示出更强的大小演化比磁盘。这可以从低于局部关系的凸起分量的分数和凸起分量的中值尺寸看出，其中凸起比1<z<2的类似质量的局部星系小2.93+/-0.32倍，2<z<3的小3.41+/-0.58倍;对于盘，相应的因子为1.65+/-0.14和1.99+/-0.25。此外，通过将我们的样本分成被动和恒星形成的凸起和盘子群体，并检查它们的大小作为其现今对应部分的一部分，我们发现恒星形成和被动凸起同样紧凑，恒星形成盘更大，而被动盘具有中间尺寸。这种趋势是不明显的分类星系形态的基础上，单Sersic适合和采用整体恒星形成率。最后，通过演化被动盘的恒星形成历史回到被动盘最后活跃时的红移，我们表明被动盘和恒星形成盘在相关时期具有一致的大小。任何试图解释星系形态演化的机制都需要重现这些趋势。
2014-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The Formation Sequence of S0 Galaxies
螺旋星系的气体剥离或合并被认为是透镜星系的形成机制。为了确定每种情况下占主导地位的条件，我们得出的恒星星族的凸起和盘区的279透镜状星系在MANGA调查。我们发现一个明确的双峰性的恒星年龄和金属丰度的人口内的S0的，这是强烈相关的恒星质量。古老而富含金属的凸起和盘属于大质量星系，而年轻而缺乏金属的凸起和盘则由低质量星系托管。由此我们得出结论，凸起和盘是共同进化的。当我们比较星系核球和星系盘的年龄时，我们发现对于大质量星系（$\textrm{M}_{\star} > 10^{10}~\textrm{M}_{\odot}$）来说，星系核球几乎总是比星系盘年龄大。对于较低质量的星系，情况正好相反。我们的结论是，我们看到两个独立的群体透镜星系。古老的，巨大的，富含金属的人口拥有的凸起，主要是比他们的磁盘，我们推测可能是由形态或由内而外淬火造成的。相比之下，质量较小且金属含量较低的星族，其恒星形成的时间比它们的盘更近。我们假设它们可能正在经历隆凸复原（或椎间盘消退）或压实。环境对两个种群的特性都没有明显的影响。我们的研究结果支持了这样一种观点，即虽然褪色的螺旋形场景可能形成了低质量的S0，但其他过程，如合并，可能是高质量S0的原因。
2018-09-12 astro-ph.GA
MegaMorph -- multi-wavelength measurement of galaxy structure: physically meaningful bulge-disc decomposition of galaxies near and far
膨胀盘分解是理解星系的一个有价值的工具。然而，实现组件属性的鲁棒测量是困难的，即使具有高质量的成像，并且对于大型勘测的典型成像变得更加困难。在本文中，我们认为一个新的，多波段的方法来星系拟合的优点。我们执行自动膨胀盘分解163附近的星系，同时拟合在五个光度过滤器拍摄的多个图像。我们表明，我们能够恢复的结构测量，以及与其他各种工程，并确认了一些关键的结果。我们还使用我们的结果来说明总Sérsic指数和膨胀盘结构之间的联系，并证明透镜状星系的视觉分类强烈依赖于其盘组件的倾斜度。通过模拟同一组星系，因为他们会出现，如果观察到在一个范围内的红移，我们能够研究的行为膨胀盘分解的数据质量降低。我们检查我们的多波段拟合的执行情况，并比较更传统的单波段方法的结果。多波段拟合改善了所有参数的测量，尤其是膨胀与总通量比和组件颜色。因此，我们鼓励在今后的调查中使用这一方法。
2014-08-18 astro-ph.GA
