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 disc origin of the Milky Way bulge: On the necessity of the thick disc
在MW核球中，富含金属的恒星形成了一个坚固的棒，比缺乏金属的恒星更像花生状。最近有人声称，这种行为是由这些人口的初始面内径向速度分散，而不是由他们的初始垂直随机运动。这导致了一个建议，厚盘是没有必要解释的MW凸起的特点。我们重新讨论这个问题，通过分析两个无耗散N-体模拟的盒状/花生（B/P）形的凸起形成的复合恒星盘，由运动学的冷和热的恒星星族，我们得出结论，初始垂直随机运动是重要的，在确定的相对贡献的冷和热盘人口与高度以上的平面，金属丰度和年龄趋势的随机运动。以前的声明强调的主导作用，在确定这些趋势的面内运动没有得到证实。然而，所产生的b/p形凸起的形态和强度存在差异：一个模型，其中光盘人口最初只有不同的面内随机运动，但类似的厚度，结果到一个b/p凸起，其中所有人口具有类似的花生形状，独立于他们的初始运动学，或金属丰度。我们讨论了这些差异背后的原因，也预测了这两个极端的初始条件会留下的签名的垂直年龄和金属丰度梯度的盘星，外的凸起区域。我们的结论是，一个金属穷人，运动学（径向和垂直）热组件，这是一个厚盘，是必要的MW前酒吧形成，支持的情况下跟踪以前的作品。[删节]
2019-01-03 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: Dissecting the chemo-morphological relations using N-body simulations and APOGEE
关于银河系（MW）核球中贫金属恒星星族的起源有一个长期的争论，两种主要的假设是这些恒星族要么是i）经典贫金属椭球体的一部分，要么是ii）与太阳附近化学定义的厚盘相同的恒星族。在这里，我们测试后一种情况下是否可以重现所观察到的MW凸起的化学性质。要做到这一点，我们比较了一个复合（薄+厚）恒星盘的N体模拟-它长期演变形成一个酒吧和一个方形/花生（b/p）凸起-从APOGEE DR 13的数据。这个模型中厚盘是大质量的，并且集中在中心，可以再现核球中富金属和贫金属恒星星族的形态，以及从APOGEE数据获得的平均金属丰度和[ $α$ /Fe]图。它还再现了隆凸金属丰度分布函数（BMT）在经度和纬度上的趋势。此外，我们表明，该模型预测小，但可测量的方位角金属丰度的变化，由于在酒吧的薄，厚光盘的差分映射在内部光盘。因此，我们看到，MW核球中恒星星族的化学形态关系，可以通过将内部MW的薄盘和厚盘映射到b/p中而自然地再现。
2018-05-08 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey III. Spectroscopic Tomography of Tonantzintla 2
我们利用阿帕奇点天文台银河演化实验II巡天（APOGEE-2）收集的高分辨率近红外光谱，对相对高金属丰度球状星团（GC）Tononzintla~2（Ton~2）的红巨星成员进行了首次详细的光谱分析，该巡天是球状星团APOGEE巡天的一部分。我们调查了各种物种的化学丰度，包括轻，奇Z，$α$ -，铁峰，和中子捕获元素的高S/N光谱的七个巨大的成员。得出的平均集群金属丰度是[Fe/H] $=-0.70\pm0.05$，没有证据表明内在的金属丰度分布。Ton~2表现出典型的$α$ -富集，这与高金属丰度星系GC的趋势相似，类似于在47~ Tuccino和NGC~6380中看到的。我们发现了一个显着的氮扩散（$>0.87$ dex），和一个大部分的富氮恒星，填充集群。考虑到Ton~2相对较高的金属丰度，这些富氮恒星远高于典型的银河系水平，表明该星团中多星族现象的普遍性，该星团还包含几颗典型的低第一代N丰度恒星。我们还发现了[Ce/Fe]丰度分布在Ton~2中，这与氮的增强有关，表明该星团中的\textit{s}过程富集可能是由相对低质量的渐近巨星分支星产生的。此外，我们发现一个平均径向速度的集群，$-178.6\pm0.86$ km s $^{-1}$与一个小的速度色散，2.99 $\pm$ 0.61 km s $^{-1}$，这是一个典型的GC。我们还发现了Ton~2的一个径向的、高偏心…
2021-10-20 astro-ph.GA
CNO abundances in the Galactic bulge
我们最近在一个基于近红外光谱的正在进行的项目中对这些元素进行了分析，并在此背景下讨论了凸起中的碳、氮和氧丰度和趋势（Ryde等人，2009）。我们使用VLT上的CRIRES光谱仪获得了这些。通过对核球恒星元素丰度的研究，可以对核球的形成和演化进行定量的研究。由于在朝向凸起的视线中存在较大且可变的视觉消光，因此优选在近红外中进行分析。
2009-09-01 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Stellar populations in the Milky Way bulge region : Towards solving the Galactic bulge and bar shapes using 2MASS data
我们重新分析光度近红外数据，以调查为什么它是如此难以得到一个共识的形状和密度的法律的凸起，从文献中看到的。为了解决这个问题，我们使用贝桑松星系模型提供了一个方案的参数拟合的结构特征的隆起区。拟合过程允许确定凸出主结构的全局形状。我们探索了各种参数和形状的凸起/酒吧结构的基础上费雷尔的椭球体和适合的形状的内部光盘在同一过程中。结果表明，主结构是一个相当标准的三轴箱形杆/凸起，相对于太阳中心方向的取向约为13度。但是当我们添加第二个结构时，拟合得到了极大的改善，第二个结构是一个更长更厚的椭球体。我们强调，我们的第一个椭球体代表的主要boxy酒吧的银河系，厚的凸起可以是一个经典的凸起稍微扁平的酒吧潜力的影响，或内部厚盘对应。我们表明，在中纬度看到的双丛可以复制添加轻微耀斑的酒吧。为了更好地表征种群，我们进一步模拟了几个领域，这些领域已经在光谱学中进行了调查，并且金属丰度分布函数（EIB）可用。如果我们假设主棒具有平均太阳金属丰度，而第二个较厚的人口具有较低的金属丰度，则该模型与短轴上的这些平均值吻合得很好。然后，通过两种粒子的混合，自然地产生垂直的金属丰度梯度。（节略）
2012-01-20 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
What the Milky Way bulge reveals about the initial metallicity gradients in the disc
我们研究的金属丰度的趋势在银河系（MW）隆起-使用APOGEE DR 13数据-并探讨其起源，通过比较两个N-体模型孤立星系开发一个酒吧和一个四四方方/花生（B/P）隆起。这两个模型已被提出的情况下，调和盘起源的MW凸起与负垂直金属丰度梯度。第一个模型是具有不同尺度高度、运动学和金属丰度的同空间（即重叠）盘种群的叠加。在这个模型中，厚的，金属贫乏的，集中的光盘人口作出显着贡献的恒星质量预算在内部星系。第二个模型是一个单一的磁盘与初始陡峭的径向金属丰度梯度，这是映射到B/P凸起的酒吧在这样一种方式，即垂直金属丰度梯度的MW凸起被复制-已经在以前的作品中所示的文献。然而，正如我们在这里所展示的，后一种模型并没有再现内盘的正纵向金属丰度梯度，也没有再现数据中所看到的隆起的金属贫乏的最内部区域。另一方面，具有共空间薄和厚圆盘种群的模型再现了所有上述趋势。因此，我们看到，它是可能的调和（主要）光盘起源的MW凸起与所观察到的趋势，金属丰度通过映射到一个b/p的内部薄和厚光盘的MW。对于这种情况下重现的意见，$α$增强，金属贫，厚光盘人口必须有一个显着的质量贡献的内部区域-已建议为银河系。
2017-10-31 astro-ph.GA
Searching for a kinematic signature of the moderately metal-poor stars in the Milky Way bulge using N-body simulations
虽然有共识认为，银河系隆起中富含金属的恒星是通过薄盘的长期演化形成的，但它们的贫金属对应物的起源仍在争论中。贫金属恒星有两种不同的起源：它们可能是经典的核球星，或者是由大质量厚盘内部演化形成的恒星。我们使用N体模拟来计算由平均银心径向速度的差异给出的运动学特征（$Δ\rm V_{\rm GC}$）之间（[Fe/H] $\ge$ 0）和中等贫金属恒星（-1.0 $\le$ [Fe/H] $<$ 0）在两个模型中，一个包含薄圆盘和小的经典凸起（B/D=0.1），另一个包含一个薄盘和一个巨大的中央集中的厚盘。我们合理地假设，薄盘星在每个模型中可以被认为是一个代理的金属丰富的恒星。类似地，核球星和厚盘星可以被认为是贫金属星的代表。我们计算了不同纬度的$Δ\rm V_{\rm GC}$（$b=0^\circ$，$-2^\circ$，$-4^\circ$，$-6^\circ$，$-8^\circ$和$-10^\circ$）和不同纬度的大气环流（$l=0^\circ$，$\pm5^\circ$，$\pm10^\circ$和$\pm15^\circ$），结果表明两个模型预测的$Δ\rm V_{\rm GC}$趋势是不同的。我们将预测结果与ARGOS数据和APOGEE DR 13数据进行了比较，结果表明，中等贫金属星与同空间恒星盘模型，它有一个巨大的厚盘很好地再现。我们的结果提供了更多的证据反对的情…
2018-03-26 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
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。
2023-03-14 astro-ph.GA
Alpha element abundances and gradients in the Milky Way bulge from FLAMES-GIRAFFE spectra of 650 K giants
我们在ESO甚大望远镜上获得了650颗凸出红巨星分支（RGB）恒星的FLAMES-GIRAFFE光谱（R= 22，500），并进行了光谱合成以测量Mg，Ca，Ti和Si的丰度。该样本由474颗巨星组成，沿着银河系球核的短轴在纬度b=-4，b=-6，b=-12的3个区域观测。另外176颗恒星属于一个包含球状星团NGC 6553的区域，沿着长轴与其他三个区域相距b=-3和5度。我们的研究结果证实，与大量的统计数据，银河系的凸起和厚盘，这都是增强α元素相比，薄盘之间的化学相似性。在相同的背景下，我们分析了不同凸起区域的[alpha/Fe]与[Fe/H]趋势。最富金属的恒星，在b=-4时显示出较低的[α/Fe]比，在银河系高纬度处消失，这与观测到的核球中的金属丰度梯度一致。贫金属星（[Fe/H]<-0.2）在不同的核球位置表现出明显的均匀性。我们得到了进一步的约束银河系的形成方案。一个贫金属的组成部分化学上无法区分厚盘暗示了快速和早期形成的凸起和厚盘。这样的一个组成部分没有显示任何变化，无论是在丰度或运动学，在不同的凸起区域。一个富含金属的组成部分，显示低[α/Fe]类似的薄盘消失在较大的纬度。这使我们能够跟踪通过快速早期合并形成的组件（经典的凸起）和一个磁盘/酒吧组件形成更长的时间尺度。
2011-03-31 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
Manganese abundances in Galactic bulge red giants
锰主要是在硅爆炸燃烧过程中产生的，在不完全的硅燃烧区，并取决于几个核合成环境条件，如质量削减之间的物质喷射和回落到残余，电子和中子过剩，混合回落，和爆炸能量。锰也以Ia型SNe的形式产生。本工作的目的是研究56颗球巨星中铁峰元素Mn的丰度，其中13颗是红团簇星。检查沿短轴的四个凸起区域。研究Mn-over-Fe的丰度作为银河系核球中金属丰度的函数，可能有助于阐明其产生机制。使用甚大望远镜上的FLAMES+UVES摄谱仪获得了高分辨率光谱。这些光谱是在一个使用GIRAFFE摄谱仪观测800颗恒星的计划中获得的，同时还有目前的UVES光谱。我们的目标是确定锰的化学演化，作为金属丰度的函数，在银河系的凸起。在[Fe/H]~-1.3时，[Mn/Fe] ~-0.7，在接近太阳的金属丰度时，[Mn/Fe] ~-0.7，在-0.7<[Fe/H]<-0.2附近，与核球星Mn的研究结果一致。与化学演化模型也有很好的一致性。我们没有发现明显的差异，在行为的四个凸出领域。虽然[Mn/Fe]与[Fe/H]可以与厚盘星的行为相一致，但[Mn/O]与[O/H]的行为在金属丰度较高时与厚盘星平行，表明凸起富集可能与厚盘星不同。
2013-10-15 astro-ph.GA
Central enhancement of the nitrogen-to-oxygen abundance ratio in barred galaxies
棒诱导气体流入星系中心被认为是星系长期演化的关键因素。一个直接的后果是气体在星系中心的积累，在那里它可以形成恒星并改变化学和物理性质。我们使用一个具有SDSS光谱的近面盘星系样本来研究棒星系中心部分（半径<~0.6- 2.1kpc）电离气体的性质是否因棒的存在而改变，以及棒效应是否与棒和/或母星系的性质有关。分析的所有参数的分布是不同的酒吧和unbarred星系，除了R23金属丰度示踪剂和氧丰度（从光电离模型）。中值指向（略）更大的尘埃含量，每单位面积的恒星形成率，电子密度和电离参数的中心的酒吧星系比在unbarred对应。最显著的棒星系/无棒星系的差异出现在[NII]6583/Ha线比上，棒星系的平均值要大25%，这是因为这些星系中心的N/O值更大。我们观察到一个增强的中心气体差异后型星系或星系的质量较小的隆起。然而，对于具有更大质量凸起的星系（M_bulge > 10^10 M_sun）或总恒星质量大于~ 10^10.8 M_sun的星系，该棒似乎对中心气体性质的影响较小。总之，我们发现的观测证据表明，一个星系酒吧的存在影响盘星系，其中最引人注目的效果是增强的N/O丰度比，这可以定性地解释为由于不同的起源或进化过程的更少和更大的质量凸起，与气相的前者目前有一个更密切的关系与酒吧的中心电离气体的属性。
2015-10-02 astro-ph.GA
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs. II. Can bars form in hot thick discs?
本研究通过N体模拟发现，厚盘几乎不阻碍棒状结构形成，但纯厚盘模型中棒状结构形成依赖盘标长和标高，且Ostriker-Peeble判据更适用。
2023-04-18 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Exploring the complex nature and origins of the Galactic bulge populations
摘要：我们使用Gaia-ESO调查的第四次内部数据发布来表征凸起的化学，空间分布，运动学，并将其与薄盘和厚盘进行化学比较。该样本由11个球区（$-10^\circ\leq l\leq+8^\circ$和$-10^\circ\leq b\leq-4^\circ$）中的约2500颗红团星组成，以及一组约6300颗被选择用于比较的盘星。在整个采样区域，隆起区被证实是双峰的，在高纬度地区，贫金属恒星占主导地位。富含金属的恒星表现出棒状运动学，并在其星等分布中显示出双峰性，这一特征与X形凸起密切相关。它们在[Mg/Fe]与[Fe/H]平面上与薄盘序列的富金属端重叠。贫金属核球星具有更各向同性的热运动学，并且不参与X形核球。在相似的Mg增强水平下，在[Fe/H] $_{knee}=-0.37\pm0.09$处观察到贫金属凸起序列“膝”的位置，比厚盘的位置高0.06 dex。这表明，一个更高的SFR的隆起比厚盘。最后，我们提出了一个化学演化模型，适当地适合整个隆起序列，假设一个快速（$<1$陀螺仪）在早期恒星形成的强烈爆发。我们将富含金属的恒星与早期薄盘长期演化形成的B/P凸起联系起来。另一方面，贫金属亚群可能是由大质量恒星主导的早期瞬时耗散坍缩的产物。尽管如此，我们的研究结果并不允许我们坚决排除这些恒星来自早期厚盘的长期演化的可能性。这是第一次在大面积的高分辨率、高S/N数据的均匀、全光谱分析…
2017-04-11 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 disc origin of the Milky Way bulge
银河系隆起，即银河系内部几千秒差距内存在的突出的平面外超密度，是一个复杂的结构，正如其恒星的形态学，运动学，化学和年龄所表明的那样。为了了解其主要成分的性质--那些在[Fe/H] >~ -1 dex的成分--有必要对银河系圆盘的恒星星族及其边界作一个清单：多年来对恒星的详细研究所熟知的太阳附近圆盘的化学成分并不能代表整个圆盘。这一发现，加上最近对薄盘和厚盘的质量和大小的修订，构成了理解隆起复杂性的重要一步。一个盒子状/花生状凸起的N-体模型由一个薄盘通过一个棒的中介形成，已经成功地解释了银河系凸起的一些全球性质，但它们无法再现其组成部分和形态所满足的详细化学运动学关系。只有在这张照片上加上厚厚的圆盘，我们才能理解银河系凸起的本质。
2016-03-17 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey V. Elemental abundances of the bulge globular cluster HP 1
该研究利用APOGEE-2光谱对核球星团HP 1的10颗红巨星进行丰度分析，揭示其元素丰度特征与多星族现象，首次发现Ca-Al可能关联，支持其为原位球状星团。
2025-03-05 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of Zr, La, Ce and Eu in the Galactic discs and bulge
利用化学演化模型和最近的光谱数据，研究了Zr、La、Ce和Eu在银河系盘和球核中的化学演化。我们认为详细的化学演化模型的银河系厚盘，薄盘和隆起，这已经过测试，重现观察到的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]图和金属丰度分布函数的三个不同的组件，我们应用它们来跟踪中子捕获元素的演变。在[Eu/Fe] vs [Fe/H]图中，我们观察并预测了对应于厚盘、薄盘和凸起的三个不同序列，类似于$α$ -元素发生的情况。我们可以很好地再现三个序列，假设不同的时间尺度的形成和恒星形成效率的三个不同的组件，与薄盘形成的时间尺度较长的形成厚盘和隆起。另一方面，在Zr、La和Ce的[X/Fe] vs [Fe/H]图中，这三种星族是混合的，而且从模型的角度来看，对不同银河系组成部分的预测之间存在重叠，但通过假设三种组成部分的不同恒星形成历史，也可以重现观测到的行为。总之，很容易看出不同的恒星形成历史如何导致不同的丰度模式，同时研究中子捕获元素的丰度模式有助于限制银河系主要组成部分的形成和演化历史。
2020-01-09 astro-ph.GA
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。
2012-10-08 astro-ph.GA
Dissecting the 3D chemo-dynamical structures of NGC~1381: A galaxy hosting an ancient slow bar with an accretion-related bulge and thick disc
Westlake University（西湖大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
利用棒状星系轨道叠加方法构建NGC 1381的三维化学-动力学模型，将其分解为六个成分，发现慢速棒（Ωp=34 km/s/kpc）和吸积形成的核球与厚盘。
2026-10-16 astro-ph.GA
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。
2023-01-23 astro-ph.GA
ARGOS IV: The Kinematics of the Milky Way Bulge
我们提出的运动学结果，从我们的ARGOS光谱调查的银河系的星系核球。我们的目标是了解银河系隆起的形成。我们研究了位于银河系中心3.5千秒差距内的凸起中约17，400颗恒星的运动学，这些恒星是从28，000颗恒星的ARGOS调查中确定的。我们的目标是确定是否已形成的凸起内部驱动磁盘不稳定性所建议的四方形形状，或者合并发挥了重要作用，预计从Lambda CDM模拟。从我们在纬度b = -5度，-7.5度和-10度的速度测量中，我们发现凸起是一个圆柱形旋转系统，平滑地过渡到磁盘。在凸起中，我们发现了一个运动学上明显的贫金属粒子（[Fe/H] < -1.0），它不是圆柱形旋转的。5%的[Fe/H] < -1.0的恒星是一个缓慢旋转的球状群体，我们认为它们是目前位于银河系内部的金属弱厚盘和晕的恒星。我们在ARGOS论文III中确定的两个隆起部分（平均[Fe/H] = -0.25和[Fe/H] =+0.15）的运动学表明，它们可能有着共同的形成起源，并与共同位于隆起内部的厚盘和晕中金属含量较低的部分不同。我们不排除潜在的合并产生的凸起组件，但我们的研究结果有利于凸起形成早期薄盘不稳定。
2013-03-26 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
Two-Component Galactic Bulge Probed with Renewed Galactic Chemical Evolution Model
最近对银河系核球的观测结果要求我们放弃一个简单的关于它形成的图像，即核球中存在两个恒星星族，由两个恒星金属丰度分布峰（Eg）表示。为了评估这个问题，我们构建了银河系化学演化模型，已在两个方面进行了更新：第一，延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia）最近揭示了广泛的SNIa调查纳入模型。其次，核合成时钟，在渐近巨星分支（AGB）星的s-处理，仔细考虑在这项研究中。这个新的模型首次表明，银河系的功能标记的关键元素，镁，铁，钡的隆起以及薄和厚盘是兼容的一个短延迟的超新星Ia。我们提出了一个成功的模型的两个组成部分的隆起，包括的Mg/Fe]和[Ba/Mg]的演变，并揭示其起源如下。贫金属组分（<[Fe/H]>~ 0.5）以~1 Gyr的相对短的时间尺度形成。这些特性与太阳附近厚盘的特性相同。随后，从其剩余的气体与气体流从磁盘以外的隆起，一个富金属的组件（<[Fe/H]>~+0.3）形成了一个较长的时间尺度（~4 Gyr）与头重脚轻的初始质量函数，可能与薄盘组件内的隆起。
2012-01-04 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
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
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF
基于引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，我们提出了一个详细的元素丰度分析的32个矮和亚巨星在银河系的隆起。[摘要]，我们现在有58个微透镜凸起的矮星和亚巨星已经被均匀分析。样品的主要特征和可以得出的结论是：（i）金属丰度分布（E2）很宽，涵盖[Fe/H]=-1.9至+0.6之间的所有金属丰度;（ii）在我们以前对较小样品的分析中，（26颗微透镜恒星）不再明显;相反，它具有复杂的结构，并且开始出现多个组件的迹象。[缩写];（iv）[Fe/H]>-0.1的富金属星年龄变化很大，从2 Gyr到12 Gyr不等，其分布在4-5 Gyr附近有一个主峰，并有一个向更高年龄延伸的尾部;（v）在[α/Fe] - [Fe/H]中有迹象表明，“拐点”出现在[Fe/H] = -0.3至-0.2附近，与局部厚盘的“拐点”相比，这是一个略高的金属丰度。这表明，贫金属凸起的化学富集比局部厚盘观察到的要快一些。微透镜凸起矮星的结果结合文献中的其他发现，特别是凸起具有圆柱旋转的证据，表明银河系可能是一个几乎纯的盘状星系。这样一来，凸起就只是银河系其他恒星星族（薄盘、厚盘、晕和.？）的聚集体，一起居住在银河系的中心部分，受到银河酒吧的影响。
2012-11-29 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
ARGOS III: Stellar Populations in the Galactic Bulge of the Milky Way
我们提出的金属丰度的结果，从ARGOS光谱调查的银河系核球。我们的目标是了解银河系隆起的形成：它是通过合并形成的，正如Lambda CDM理论所预期的那样，还是从盘的不稳定性中形成的，正如它的盒子/花生形状所暗示的那样，或者两者兼而有之？我们已经获得了28，000颗恒星的光谱，光谱分辨率为R = 11，000。从这些光谱中，我们确定了恒星的参数和距离，精度< 1.5千秒差距。内星系的恒星在[Fe/H]上有一个很大的范围，-2.8 < [Fe/H] <+0.6。根据红色团簇星的空间分布与[Fe/H]的函数关系（Ness et al. 2012 a），我们认为[Fe/H] > -0.5的恒星是方形/花生棒/凸起的一部分。我们把低金属量恒星（[Fe/H] < -0.5）与厚盘（可能在内部区域膨胀）以及金属-弱厚盘和内晕的内部区域联系起来。对于[Fe/H] >-0.5的核球星，我们发现了两个离散的星族：（i）[Fe/H] ~ -0.25的星，它在纬度区间b = -5度到-10度之间提供了一个大致恒定的恒星比例;（ii）一个运动学上更冷、更富金属的星族，平均[Fe/H] ~ +0.15，它在更靠近平面的地方更突出。这些组分随纬度的变化率表现为隆突的垂直丰度梯度。我们属性这两个凸起组件不稳定驱动的酒吧/凸起形成薄盘。我们不排除一个弱的潜在的经典合并产生的隆起组件，但没有看到明显的运动学关联，我…
2012-12-07 astro-ph.GA
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。
2022-07-18 astro-ph.GA
NIHAO XVI: The properties and evolution of kinematically selected discs, bulges and stellar haloes
我们使用25个模拟星系从NIHAO项目定义和表征各种运动学恒星结构：薄和厚盘，大规模的单盘，经典和伪凸起，球状体，内盘，和恒星晕。这些结构的质量、自旋、形状和旋转支持与理论预期和观测数据非常一致。在暗物质晕质量为$2.5\times10^{\rm~11}M_{\rm\odot}$以上，所有星系都有一个经典的凸起，70%的星系有一个薄而厚的盘。运动（薄）盘遵循幂律角动量和恒星质量之间的关系$J_{\rm *}=3.4M_{\rm *}^{\rm1.26\pm0.06}$，在非常好的协议与预测的基础上的经验恒星晕质量关系在相同的质量范围内，并显示出最大的“观察到的”旋转速度和暗物质晕圆速度$v_{\rm c}=6.4v_{\rm max}^{0.64\pm0.04}$之间的强相关性。追溯这些结构的祖先，我们发现它们都失去了最大角动量的一小部分$1-f_j$。薄的圆盘在保持高红移自旋（$f_j\sim0.70$）方面比厚的圆盘（$f_j\sim0.40$）要好得多。恒星晕的前身重子是在最晚（$z_{\rm~1/2}\sim1.1$）和最长的时间尺度（$τ\sim6.2$ ~Gyr）上组装的，并且在原地诞生的恒星（$f_{\rm in-situ}=0.35\pm0.14$）的比例最小。所有其他结构都有$1.5\lesssim z_{\rm1/2}\lesssim3$、$τ=4\pm2$ ~…
2019-06-04 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
The Chemical/Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
在过去的十年中，针对银河系核球研究的大型光谱数据集取得了显著的进展。我们认为剩余的问题，似乎是棘手的与现有的数据，包括重要的问题，如是否隆起和厚盘实际上显示出不同的化学，和明显的戏剧性变化的形态在太阳金属丰度，以及大规模的研究的重元素（包括r-过程）在隆起。虽然红外光谱是强大的，但红外线中缺乏重元素原子跃迁使得不可能从这样的数据中进行任何重元素的调查。我们认为，统一的，高S/N，高分辨率的光学数据提供了一个很好的机会来解决这些问题，并探讨其他人口的凸起，如RR天琴座和热HB星。
2019-04-08 astro-ph.GA
Revealing the cosmic evolution of boxy/peanut-shaped bulges from HST COSMOS and SDSS
垂直加厚的棒，以方形/花生（B/P）凸起的形式被观察到，在本地宇宙中的大多数大质量棒盘星系中被发现，包括我们自己。B/P凸起表明，它们的主酒吧遭受了强烈的弯曲不稳定性驱动的各向异性的速度分布。我们调查的第一次如何在棒星系的B/P隆起的频率从$z = 1$ $z\approx 0$的演变，使用大样本的非边对星系质量$M_{\star} > 10^{10}\:M_{\odot}$，从HST宇宙巡天选择。我们发现观察到的分数从$z = 1$的$0^{+3.6}_{-0.0}\%$增加到$z = 0.2$的$37.8^{+5.4}_{-5.1}\%$。我们占的问题，确定B/P凸起的星系低倾角和不利的酒吧的方向，由于红移依赖的观测偏差的帮助下，从斯隆数字巡天的样本，匹配的分辨率，静止帧带，信噪比和恒星质量和分析以同样的方式。由此，我们估计，真正的比例与B/P隆起的棒星系增加从$\sim 10\%$在$z \approx 1$的$\sim 70\%$在$z = 0$。在与以前的结果附近的星系，我们发现一个强烈的依赖性的存在下，星系恒星质量的B/P隆起。这种趋势在本星系和高红移星系中都有观察到，表明它是宇宙年龄很大一部分的垂直不稳定性的重要指标。我们提出，星系形成过程调节星系盘的厚度，这反过来又影响哪些星系经历暴力弯曲不稳定的酒吧。
2019-11-20 astro-ph.GA
Structural diversity of disc galaxies originating in the cold gas inflow from cosmic webs
盘状星系的三个主要结构组成部分，薄盘，厚盘和中央隆起的不同贡献表现出很大的形态多样性。凸起的优势随着星系质量的增加而增加（哈勃序列），而厚盘在较低质量的星系中更为突出。因为星系是随着物质的吸积而成长的，所以观察到的这种多样性应该反映了吸积历史的多样性。在冷流理论对银河系气体吸积的预测基础上，受前人研究结果的启发，提出了不同吸积模式对应不同组分的假设。即薄盘是由高质量晕中的激波加热的热气体逐渐吸积到中心部分而形成的，厚盘是由来自宇宙网的冷气体在晕质量较低时直接吸积而形成的，最后是由冷气体通过高红移质量晕中的激波加热的气体流入而形成的。我们表明，这个简单的假设再现了平均观测到的星系形态与星系质量的变化。这种情况还预测，厚盘比薄盘更老，金属更少，与目前可用的观测数据一致。
2020-02-07 astro-ph.GA
Elemental abundances in the Galactic bulge from microlensed dwarf stars
我们目前的元素丰度的13微透镜矮和次巨星在银河系的隆起，这构成了迄今为止最大的样本。我们发现，这些恒星的金属丰度范围从Fe/H=-0.8到+0.4，并且它们遵循明确的丰度趋势，与银河系厚盘的趋势一致。
2009-08-19 astro-ph.GA
The Evolution of Carbon and Oxygen in the Bulge and Disk of the Milky Way
银河系中C和O丰度的演化可以对恒星核合成施加强有力的约束，并有助于理解银河系的形成和演化。其目的是回顾银河系盘和凸起中测得的C和O丰度，并将其与模型预测进行比较。我们采用了两个成功的化学演化模型的凸起和磁盘，假设相同的核合成处方，但不同的恒星形成的历史。数据显示厚盘和薄盘的[C/O]趋势有明显的区别，而厚盘和凸起的趋势是无法区分的，C/O比在-0.1到+0.4 dex的范围内有很大的增加（>0.5 dex）。在我们的模型中，我们认为收益率从大质量的恒星和不包括金属依赖恒星风。观测到的[C/O]比在凸起和厚盘中随金属丰度的增加介于Maeder（1992）和Meynet & Maeder（2002）利用质量损失率的预测之间。一个没有金属性依赖产量的模型完全无法与观测结果相匹配。因此，在高金属丰度下碳丰度的相对增加似乎是由于大质量恒星中金属丰度依赖的恒星风。这些结果也解释了在银河系核球中[O/Fe]比随着[Fe/H]急剧下降，而[Mg/Fe]比在[Fe/H]处却一直增加。（节略）
2009-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the thick disc formation scenario of the Milky Way
我们研究的形状厚盘在高纬度和中纬度地区的光度数据从SDSS和2 MASS调查。我们使用的人口合成方法，使用ABC-MCMC方法来表征厚盘的形状，规模的高度，规模的长度，局部密度和耀斑，我们调查的厚盘形成期的延长，通过模拟几个形成事件。我们发现，密度的垂直变化不是指数，但更接近双曲正割平方。假设一个单一的形成时代，厚盘更适合sech 2尺度高度为470秒差距和尺度长度为2.3千秒差距。然而，如果模拟两个连续的形成事件，模拟延长的形成期，较老的事件比较年轻的事件具有更高的刻度高度和更大的刻度长度，表明在塌陷阶段的收缩。鳞片高度从800 pc减小到340 pc，鳞片长度从3.2 kpc减小到2 kpc。恒星形成从老插曲到年轻插曲增加。在拟合过程中，晕圈参数也被确定。对晕的约束表明，如果存在内晕和外晕之间的过渡，那么过渡的距离不可能小于30 kpc，这是我们使用关闭晕星进行研究的极限。最后，我们表明，外推厚盘的隆起区解释了观察到的恒星星族，不再需要调用一个经典的凸起。为了解释这些结果，厚盘最可能的情况是，它是在银河系引力坍缩时形成的，这些星系是由高度湍流维持的富含气体的巨大团块混合而成，这些团块暂时阻止了薄盘的形成，正如Bournaud等人（2009）所提出的那样。这种情况解释了在厚盘区域以及在隆起区域的观测结果。（节略）
2014-07-30 astro-ph.GA
Formation of N-rich field stars in the high-density building blocks of the Galactic bulge
最近APOGEE对银河系核球的观测研究表明，大约1%的核球星具有相当高的氮丰度（[N/Fe]>0.5）。在这里，我们数值研究了这些富氮星（NRS）在什么样的物理条件下可以在恒星质量为10^7-10^9 M_sun的球形和盘状恒星系统中形成，这些恒星是核球的基石。主要结果如下。如果被渐近巨星分支星喷出物污染的星际介质中的气体质量分数（f_g）较低（< 0.03），那么在恒星系统中，大部分（>0.5）的新恒星可以具有>0.5的[N/Fe]。如果系统的平均恒星密度（rho_s）大于0.1 M_sun/pc ^[3]，则在恒星形成的0.5 Gyr时间尺度内，NRS在所有恒星中的质量分数（f_nrs）可以大于1%。[N/Fe]分布依赖于宿主恒星系统的rho_s、f_g和年龄分布。NRS在其宿主系统内具有紧凑和盘状的空间分布，并具有旋转运动学。基于这些结果，我们认为绝大多数核球的NRS不是来自球状星团（GC），而是来自其高密度的积木。我们认为，银河系恒星晕中的NRS与核球中的NRS具有相同的起源。我们还认为，低密度的矮球状体和富含气体的矮星不太可能形成NRS。GC不仅是NRS的形成场所。
2019-10-14 astro-ph.GA
Signatures of an intermediate-age metal-rich bulge population
我们已经确定了详细的元素丰度和恒星年龄的样本，现在38微透镜矮星和次巨星在银河系的隆起。具有亚太阳金属丰度的恒星都很老，并且具有增强的α元素丰度-非常类似于局部厚盘星。另一方面，富含金属的恒星显示出各种各样的恒星年龄，从3-4 Gyr到12 Gyr不等，平均年龄在7-8 Gyr左右。年轻和富含金属的恒星的存在与最近对球核的光度研究相冲突，后者声称球核只包含年老的恒星。
2012-01-10 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
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6791: a probable bulge cluster without multiple populations
NGC 6791是一个独特的星团，它是我们理解多重恒星星族现象和银河系演化和聚集的关键。然而，尽管进行了多次调查，其性质仍然存在很大争议。Geisler等人（2012年）发现的证据表明它是第一个拥有多个种群的疏散星团，但随后的几项研究都没有证实这一点。它也被认为是薄盘或厚盘的一员，甚至是凸起的一员，两者都是一个开放的或球状星团，甚至是矮星系的残余。在这里，我们提出并讨论了详细的丰度来自高分辨率的光谱与UVES在VLT和HIRES在凯克的17个演化恒星的这个集群。我们得到的平均值[Fe/H]=+0.313+-0.005，与最近的估计值非常一致，并且没有显示恒星与恒星之间的金属丰度变化，正如预期的那样。我们也没有发现Na的任何变化，尽管我们选择了与Geisler等人（2012）中声称的Na变化相同的恒星。这表明在这项工作中分析的这个金属丰度非常高的星团的低分辨率光谱中存在可能的系统学。事实上，我们没有发现任何元素内在扩散的证据，证实了最近独立的APOGEE数据。丰度值表明NGC 6791很可能是在银河系隆起形成的，尽管它现在位于银河系中，但与厚盘的关联是不可能的。我们证实了最新的假设，即该星团可能形成于凸出部，并径向迁移到目前的位置，这似乎是对这个有趣物体的最佳解释。
2018-09-25 astro-ph.GA
Theoretical Models of the Galactic Bulge
来自COBE卫星的近红外图像提供了第一个明确的证据，表明我们的银河系包含一个四方形的凸起。近年来，银河系隆起的形成和演化经历了一个逐渐的范式转变。人们普遍认为，凸起是在星系合并的动力学暴力中形成的。然而，越来越清楚的是，银河系隆起的主体并不是由以前的大合并形成的经典隆起，而是一个从端部看起来有点像的棒。银河系棒可以从一个前体盘自然形成，并通过内部的消防管/屈曲不稳定性垂直弯曲，从而产生四方形的外观。这张照片得到了许多证据的支持，包括不对称的椭圆形，强烈的圆柱形旋转（即，无论盘平面以上的高度如何，几乎恒定的旋转），在凸起中存在有趣的X形结构，也许还有金属丰度梯度。我们回顾了主要的理论模型和技术，以了解银河系隆起。尽管在最近的理论尝试的进展，一个完整的隆起形成模型，解释完整的运动学和金属丰度分布仍然没有完全理解。即将进行的大型调查预计将揭示银河系隆起的形成历史。
2015-04-20 astro-ph.GA
Simulating the Milky Way bar and bulge with an initially Sérsic disc
本研究通过含 Sérsic 恒星盘与气体盘的孤立星系模拟，验证银河系棒早期形成并增厚为 BP 核球的假说。
2025-07-28 astro-ph.GA
Heavy elements Ba, La, Ce, Nd, and Eu in 56 Galactic bulge red giants
目的。本文研究了56颗球巨星（红巨星支和红巨星团）中Ba、La、Ce、Nd和Eu的丰度，其金属丰度范围为-1.3dex到0.5dex。方法.我们使用甚大望远镜上的火焰紫外光谱仪获得了我们巨大恒星的高分辨率光谱。我们沿着短轴检查了四个凸起区域。结果我们测量重元素的化学演化，作为金属丰度的函数，在银河系的凸起。结论. [Ba，La，Ce，Nd/Fe]与[Fe/H]的比值随金属丰度的增加而降低，在这方面它们与盘星不同。在我们的贫金属球型恒星中，La和Ba相对于厚盘的对应物是增强的，而在我们的富金属球型恒星中，La和Ba相对于盘的对应物是不丰富的。因此，这种凸起和盘趋势之间的对比表明，凸起和（太阳邻域）厚盘恒星可能会有不同的行为。对于[Fe/H] > 0 dex的富金属星，[La，Nd/Eu]随着金属丰度的增加而增加，这可能表明来自AGB星的s过程开始在太阳附近的金属丰度下运行。最后，正如预期的那样，[Eu/Fe]遵循[α/Fe]行为，因为这些元素由SNe II型产生。
2015-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphological diversity of spiral galaxies originating in the cold gas inflow from cosmic webs
旋涡星系包括三个主要的结构组成部分：薄盘，厚盘和中央隆起。已知这些成分的相对优势与星系的总质量相关，并产生了螺旋星系的显着形态多样性。虽然有许多关于个别组件的形成场景，没有统一的理论存在，解释这种系统的变化。冷流假说预测，当星系的质量低于某个阈值时，星系通过从宇宙网中吸积冷气体（冷吸积）而成长，而在高质量状态下，进入暗物质晕的气体首先被冲击波加热到高温，然后在冷却时吸积到正在形成的星系中，并发出辐射（冷却流）。这一假说还预言，高红移的大质量星系具有混合吸积结构，其中冷流入气体的细丝穿透周围的热气体。在银河系的情况下，以前的研究表明，冷吸积在早期形成了厚盘，冷却流在后期形成了薄盘。在这里，我们报告说，扩展这一想法，以各种质量的星系，并将混合吸积与形成的凸起再现了所观察到的质量依赖的结构的螺旋星系：即，更大质量的星系有较低的厚盘质量分数和较高的凸起质量分数。提出的方案预测，厚盘的年龄更大，比薄盘的铁含量更少，这是在银河系（MW）和其他螺旋星系中观察到的趋势。
2019-05-22 astro-ph.GA
