Boxy/peanut shaping of a mature galactic bar in action-angle space
首次利用作用变量和共振角研究轨道，发现垂直共振俘获与加热同时发生，且在成熟星系棒演化后期，垂直俘获过程主导了盒状/花生状形态的形成。
2024-11-15 astro-ph.GA
The Effect of Dark Matter Halo Shape on Bar Buckling and Boxy/Peanut Bulges
已经确定的是，棒在星系盘中形成后会发生显著的演化，经常在盘平面内外改变形状。在某些情况下，它们可能会弯曲或屈曲出椎间盘平面，导致形成方形/花生状/X形凸起。在本文中，我们表明，暗物质晕的形状影响酒吧的形成和屈曲。我们已经进行了N体模拟的非球形暗物质晕酒吧屈曲和跟踪酒吧演变为8 Gyr。我们发现，酒吧形成扁圆晕延迟，导致延迟屈曲，而酒吧形成较早的扁长晕导致早期屈曲。然而，第一次屈曲的持续时间仍然几乎相当。所有的模型显示两个屈曲事件，但最极端的长晕具有三个不同的屈曲功能。与球形和扁圆形晕相比，扁长形晕中的杆也显示出持续时间最长的屈曲特征。由于很少观察到持续的屈曲事件，我们的研究表明，大多数棒星系可能有更多的扁圆或球形晕，而不是长晕。我们对BPX结构的测量还表明，扁长晕比扁长晕和球形晕更能促进棒增厚和盘加热。
2021-10-15 astro-ph.GA
Age distribution of stars in boxy/peanut/X-shaped bulges formed without bar buckling
一些棒星系，包括银河系，拥有一个四四方方/花生/X形的凸起（BPX形凸起）。以往的研究表明，BPX形凸起可以通过杆屈曲或垂直内Lindblad共振（VILR）加热而不屈曲。在本文中，我们研究了可观察到的后果的BPX形隆起后，通过VILR加热无屈曲酒吧形成迅速建立，使用N-体/流体力学模拟一个孤立的银河系般的星系。我们发现BPX形的凸起主要是由在酒吧形成之前出生的恒星组成的。这是因为除了核星盘（NSD）区域和它的尖端之外，棒抑制了恒星的形成。在杆端附近形成的恒星具有较高的雅可比能量，当这些恒星失去角动量时，它们的非圆能量增加以保持雅可比能量。这防止它们到达vILR以被加热到BPX区域。相反，NSD形成后，酒吧形成。从这个模拟和一般的考虑，我们预计，年龄分布的NSD和BPX形隆起形成没有酒吧屈曲不相互重叠。然后，这些组件之间的过渡年龄背叛了酒吧的形成时间，并在未来的银河系和河外棒星系的观测是可以检验的。
2022-02-28 astro-ph.GA
Observed properties of boxy/peanut/barlens bulges
我们回顾了观察到的方形/花生状（B/P）形状凸起的形态、光度和运动学特性。在附近的边缘星系中，近一半的凸起具有这些特征，这部分与早于Scd的哈勃类型中观察到的棒部分相似。B/P凸起通常在边缘视图中检测到，但是最近已经证明，棒透镜（barlenses）是嵌入在棒中的透镜状结构，是B/P凸起的更正面的对应物。多组分结构分解表明，B/P/棒透镜结构可能占大多数的核球光，包括早期型盘窝藏大部分的星系核球质量。冷中心盘常嵌入B/P/barlens隆起中。棒星系也包含动力学热的经典凸起，但目前还不清楚它们在多大程度上是真正的动力学不同的结构成分，以及在棒的形成和演化过程中恒星在多大程度上包裹在星系的中心区域。如果附近宇宙中银河系质量星系的大部分隆起质量确实存在于B/P形隆起中，而不是经典隆起中，那么这个想法需要整合到星系形成的范式中。
2015-05-04 astro-ph.GA
On the nature of the barlens component in barred galaxies: what do boxy/peanut bulges look like when viewed face-on?
棒星系具有有趣的形态特征，它们的存在和性质限制了星系演化。在这里，我们研究棒透镜，即透镜状部件，其沿棒长轴的长度小于棒的长度，并且其轮廓是椭圆形或圆形的。我们识别和分析的棒透镜$N$ -体加SPH模拟，比较他们广泛的NIRS 0 S（近红外S 0星系调查）和S $^4$ G样本（斯皮策星系结构调查），发现非常好的协议。我们在模拟中从不同的视角观察棒透镜。这表明棒透镜是正面看到的棒的垂直厚部分，即侧面看到的棒透镜是方形/花生状/X形凸起。在形态学研究中，在缺乏运动学或光度学的情况下，棒透镜或其一部分可能被误认为是经典的隆起。因此，无论是在数量上还是质量上，经典凸起的真正重要性都小于目前的假设，这对星系形成的研究有影响。最后，使用形状的等密度曲线，我们提出了一个经验法则，用于测量棒透镜的范围沿酒吧主轴的中等倾斜的星系，从而提供了一个估计的酒吧的一部分是厚的。
2016-02-29 astro-ph.GA
The Effects of Boxy/Peanut Bulges on Galaxy Models
我们研究的影响，建模的一个Boxy/花生（B/P）的凸起将有恒星的引力势，部队，轨道结构和酒吧的棒星系强度的估计。我们提出了一种从面密度图像中获得盘星系势的方法，假设密度为垂直分布（高度函数），这是让随着位置而变化，从而使它能够代表的几何形状的B/P。我们构造了一个B/P高度函数后，从一个高分辨率的结果，N-body+SPH模拟一个孤立的星系，并比较所得到的动力学模型与常用的，位置无关的“平坦”高度函数。我们发现，不允许B/P的方法可以引起高达40%的杆区域中的力的误差，并证明这对模型的轨道结构有显着的影响，这反过来又决定了它的运动学和形态学。此外，我们表明，酒吧的强度降低B/P的存在下，我们的结论是，忽略B/P的垂直范围可以引入相当大的误差的动态建模。我们还研究了由于B/P参数的不确定性在模型中引入的误差，并表明即使对于慷慨但现实的不确定性值，误差也会明显小于完全不建模B/P凸起的误差。
2015-03-10 astro-ph.GA
Colors of barlenses: evidence for connecting them to boxy/peanut bulges
我们研究了中低倾角棒星系结构的颜色和取向。我们测试的假设，barlenses，圆形的中央组件嵌入酒吧，可以形成一部分的酒吧以类似的方式，以四方形/花生凸起的边缘视图。从S $^4$ G和NIRS 0 S巡天中选取了79个棒透镜星系。测量棒透镜的大小、椭圆度和取向，并用于定义颜色测量中的棒透镜区域。研究了棒透镜相对于“细棒”和圆盘节点线的取向。对47个星系，利用SDSS图像在u、g、r、i和z五个光学波段上绘制了彩色图。用两种不同的方法测量了棒、棒透镜、盘和星系中心区域的颜色，并构建了对金属丰度、恒星表面引力和短寿命恒星敏感的色-色图。每个星系的结构成分之间的颜色差异被计算出来，并以直方图的形式呈现出来。我们发现棒透镜的颜色与周围棒的颜色非常相似，这表明它们很可能是棒的一部分。我们还发现，棒透镜的方向更接近磁盘线的节点比薄酒吧，这是一致的想法，他们是垂直厚，在一个类似的方式，在更倾斜的星系的方形/花生结构。通常，棒透镜的颜色与正常E/S0星系的颜色相似。逐个星系的研究表明，在旋涡星系中也存在尘埃很重的棒透镜体，以及再生恒星星族的棒透镜体。星系的中心区域被发现平均比棒或棒透镜更红，尽管也存在中心峰更蓝的星系。
2016-10-07 astro-ph.GA
Barlenses and X-shape features compared: different manifestations of Boxy/Peanut bulges
研究了垂直厚内杆构件的形态特征。在高星系倾角时，它们表现为Boxy/Peanut/X形特征，并且接近正面视图为棒透镜。利用斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）和近红外S 0星系巡天（NIRS 0 S），我们比较了88个X形特征，85个棒透镜和41个非棒星系的光度凸起的性质。这些结构的大小和短轴与长轴比（b/a）进行了比较，并解释通过合成图像使用N体模拟模型。棒透镜和它们的母星系也被分成不同的子星系群。以与观察类似的方式分析合成图像。这是第一次在大范围的星系倾角上比较棒透镜和X形特征的观测特性。我们的分析与柱镜和X形特征在物理上是相同现象的观点是一致的。然而，这两个功能的观察，不仅取决于星系的倾角，但也对它的中心流量集中。所观察到的近圆形的表面上的棒透镜形态是预期的，当至少有几个平行的磁盘质量是在一个中心组件，在一个区域内比棒透镜本身的大小小得多。我们还讨论了文献中光度凸起所得到的大范围的恒星星族年龄与我们的解释是一致的。
2016-09-07 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
The Frequency and Stellar-Mass Dependence of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Barred Galaxies
从一个样本的84个本地酒吧，适度倾斜盘星系，我们确定的分数主机四四方方或花生形（B/P）凸起（垂直加厚内部酒吧）。我们发现棒星系中B/P凸起的频率是恒星质量的一个很强的函数：在log（M_{star} / M_{sun}）>~ 10.4的星系中，79%的棒星系具有B/P凸起，而在较低质量的星系中只有12%的棒星系具有B/P凸起。(We在Yoshino & Yamauchi 2015发表的关于边缘星系的数据中发现了类似的依赖性。其他星系参数也有很强的趋势--例如，哈勃类型：77%的S 0-Sbc棒，但只有15%的Sc-Sd棒，有B/P凸起-但这些似乎是这些参数与恒星质量相关性的副作用。特别是，尽管从模型的迹象表明，高气体含量可以抑制酒吧屈曲，我们发现没有证据表明（原子）气体质量比M_{atomic} / M_{star}影响B/P凸起的存在，一旦恒星质量的依赖性被控制。B/P凸起的半长轴范围为完整条尺寸的四分之一到四分之三，平均值为R_{box} / L_{bar} = 0.42 +/- 0.09和R_{box} / a_{max} = 0.53 +/- 0.12（其中R_{box}是B/P凸起的尺寸，a_{max}和L_{bar}是条尺寸的下限和上限）。
2017-03-05 astro-ph.GA
Deprojection and stellar dynamical modelling of boxy/peanut bars in edge-on discs
本文提出一种基于正向建模参数化三维密度分布的新方法，可从侧向星系的二维表面亮度恢复BP/X棒结构的三维光度分布，并结合Schwarzschild建模高精度恢复棒取向、模式速度及黑洞质量。
2023-09-20 astro-ph.GA
Boxy/Peanut Bulges: Comparative Analysis of EGIPS Galaxies and TNG50 Models
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院中央（普尔科沃）天文台）；St. Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）
本文通过比较EGIPS和TNG50中的B/PS隆起，发现其在大小和亮度上存在差异，表明其物理成因而非投影效应。
2026-01-20 astro-ph.GA
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies II. The relation between face-on and edge-on boxiness
我们研究的动力学机制，加强形成的\textit{inner}地区，大致在中间，酒吧观察到近\textit{face-on}的盒状结构。外箱，在年底的酒吧，通常与轨道在内部，径向4：1共振区，可以研究与二维动力学。然而，在中间的酒吧占主导地位的3D轨道，使四四方方/花生凸起的边缘上的看法的模型。在本文中，我们表明，三维准周期，以及三维混沌轨道粘x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面，特别是从内Lindblad共振（ILR）区域，有boxy投影的赤道平面上的酒吧。大多数垂直扰动的2D轨道，最初在赤道平面上的ILR共振区域，增强了面对酒吧的四四方方的功能。通过在ILR能量\textit{beyond}的侧视图中支持尖锐的“{ \sf X}”特征来构建条形的轨道也可以具有双方形特征。如果填充，沿长轴的内部方形的范围与侧面视图中的花生支撑轨道的范围大致相同。无论如何，这些轨道并没有掩盖在正面视图中ILR区域的方形轨道的观察，因为它们对棒的侧面的表面密度的贡献大于它们的中心部分。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
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
Boxy/Peanut/X-shape bulges: steep inner rotation curve leads to barlens face-on morphology
我们使用恒星动力学隆起/磁盘/晕模拟研究是否barlenses（透镜状结构嵌入在狭窄的酒吧组件）只是面对的对应物的Boxy/花生/X-形状（B/P/X）在边缘酒吧，或者如果一些额外的物理参数影响形态。膨胀盘的质量和尺寸比的范围进行了探讨：我们的标称参数（$B/D=0.08$，$r_{\rm eff}/h_r=0.07$，磁盘包括2/3的总力在$2.2h_r$）对应于典型的MW质量星系。在所有的模型中，一个带有明显的B/P/X形式的酒吧在几个陀螺仪中，在边缘视图中可见。然而，纯棒透镜形态仅在具有足够陡峭的内旋转曲线$dV_{cir}/dr\gtrsim5V_{max}/h_r$的模型中形成，当包括具有$B/D\gtrsim0.02$和$r_{\rm eff}/h_r\lesssim0.1$的小的经典凸起时实现。对于较浅的斜坡，中心结构仍然类似于棒透镜体，但即使在低倾角下也显示出清晰的X信号。类似的结果适用于无凸起模拟，其中通过改变晕圈浓度来修改中心斜率。对于斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）中观测到的棒透镜和X形星系，预测的内旋曲线灵敏度与由3.6 $μ$ m图像计算的引力势估算的斜率一致。对于倾角为$<60^\circ$的棒透镜星系，其内旋曲线平均比X形星系陡两倍：极限斜率为$\sim250$ km/s/kpc。在棒星系中，那些有棒透镜的星系在棒透镜区（$\lesssim…
2016-11-10 astro-ph.GA
Formation of young boxy/peanut bulges in ringed barred galaxies
我们研究了方形和花生形（B/PS）凸起的形成机制是否取决于星系的气体含量。我们已经进行了N体模拟和没有气体成分。在第二种情况下，恒星形成/反馈配方也被用来创造新的恒星星族。和以前的许多研究一样，在我们的N体无碰撞模拟中，B/PS是由于z镜像对称性的经典破缺，持续了大约2亿年。当一个气体成分和恒星形成配方被添加到模拟中时，膨胀生长机制就完全不同了。诞生于薄气盘中的年轻恒星星族，在线性水平和垂直ILR的共同作用下，迅速进入垂直共振轨道。这导致了B/PS球主要由比周围的恒星年轻的恒星物质构成。轨道结构的非线性分析表明，在这两种情况下，负责B/PS的主轨道族是不同的。2：2：1的轨道占主导地位的碰撞模拟，而额外的非对称家庭有助于B/PS，如果耗散组件存在，可以形成新的恒星。我们发现2：3：1和2：5：1轨道捕获了相当大一部分质量。在年轻星族变厚的同时，还出现了一个平环盘星成分。这是由于恒星形成在一个位于中央kpc的核气体盘中，在ILR内部，并通过大尺度杆施加的扭矩在那里积累。值得注意的是，它在整个模拟过程中保持平坦，尽管它发展了一个核棒，导致了一个双棒星系。我们预测，两个人口的B/PS凸起可能存在，甚至共存于同一个星系。
2009-02-04 astro-ph.GA
Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model
我们使用N体模拟，对薄（运动学上冷）和厚（运动学上热）盘进行了研究，探索了盘星系内部区域恒星星族的形态和视线（los）速度的趋势，形成了一个条形和方形/花生状（b/p）凸起。薄圆盘部件中的杆比厚圆盘杆的强度高$\sim$ 50\%，并且更细长，轴比几乎是厚圆盘杆的一半。薄盘b/p凸起具有明显的X形，而厚盘b/p较弱，具有相当方形的形状。这导致厚盘中b/p凸起的特征比薄盘中更弱且更远离平面。在运动学方面，我们发现在b/p球的外部，厚盘星的损失速度比薄盘星的损失速度大\emph{larger}，在棒的侧向和类银河方向上分别大40%和20%.这是由于在bar-b/p区域薄盘星和厚盘星遵循不同的轨道，这受到以下事实的影响：i）薄盘星在棒- b/p不稳定性中被更有效地捕获，因此比厚盘星损失更多的角动量; ii）厚盘星有很大的径向偏移，因此在棒区可以找到具有高角动量的大半径恒星。我们还发现，b/p凸起中薄盘和厚盘的损失速度之差（$Δv_{los}$）与两个盘的径向速度弥散的初始差（$Δσ$）有关。因此，我们得出结论，在酒吧的B/P凸起的恒星将有相当不同的形态和运动学取决于他们起源的光盘人口的运动学特性。
2017-05-30 astro-ph.GA
Orbital Support and Evolution of CX/OX Structures in Boxy/Peanut Bars
本文通过N体棒模型提出轨道分类方法，揭示OX与CX结构均由x1轨道族支撑，且棒减速导致高角动量轨道贡献下降，使BP/X形态从OX向CX演化。
2024-10-20 astro-ph.GA
Early Growing Supermassive Black Holes Strengthen Bars and Boxy/Peanut Bulges
通过N体模拟发现，在棒形成早期引入超大质量黑洞可增强棒状结构和盒状/花生状核球，通过加热内盘增加被共振捕获的恒星比例，而后期引入则削弱棒。
2023-11-16 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
Secular evolution and cylindrical rotation in boxy/peanut bulges: impact of initially rotating classical bulges
Boxy/peanut bulge被认为是通过长期过程起源于银河系盘。一个小的探索问题是，如果最初的圆盘是围绕着一个预先存在的经典凸起组装的，那么这种进化将如何改变。以前，我们表明，一个低质量的初始经典隆起（ICB），可能已经存在于银河系般的星系，可以通过获得角动量从一个酒吧通过盘不稳定性显着旋转。在这里，我们调查如何光盘的不稳定性和运动学的最终盒状/花生（BP）隆起依赖于这样一个低质量的ICB的角动量。我们表明，一个强大的酒吧形式和转移角动量的ICB在我们所有的模型。然而，ICB的旋转限制了棒的角动量的发射，这反过来又改变了棒的大小和生长，以及从盘形成的BP凸起。在这些模型中，最终的BP凸起是通过屈曲不稳定性和旋转起来的ICB形成的BP凸起的叠加。我们发现，在我们的模拟中的复合BP凸起的长期运动学是独立的旋转的ICB，总是由圆柱旋转。然而，作为鼓包和酒吧之间的共同演变的结果，偏离圆柱形旋转的长期演变的早期阶段，并可能对应于类似的偏差，在一些鼓包。我们提供了一个简单的标准来量化偏离纯圆柱旋转，将其应用到我们所有的模型凸起，并说明其用于两个星系：NGC 7332和NGC 4570。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar Evolution in Edge-on Galaxies: A Demographic Study of Boxy/Peanut Bulges
Indian Institute of Science Education and Research, Bhopal（印度科学教育研究所博帕尔分校）；Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
研究通过大规模普查发现边缘盘星系中BP/X突出物的分布特征，揭示其与星系缩放关系及棒状结构形成的相关性。
2025-11-26 astro-ph.GA
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies I. Properties of non-periodic orbits
在动力学系统中遇到的结构的相空间特性的调查是必不可少的理解他们的形成和增强。在本文中，我们探索的相空间中的能量间隔，我们有轨道，作为积木盒花生（b/p）和“{ \sf X}形”结构的旋转潜力的星系型。我们强调的意义，旋转环面周围的3D家庭x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$已从平面x1家庭分叉。这些环面起着多重作用：（i）它们属于准周期轨道，增强了局部密度。(ii)它们作为障碍的混沌轨道的扩散和（iii）他们吸引了大量的混沌轨道，成为粘到他们。也存在不稳定族的分叉（x1 v2，x1 v2 $^{\prime}$）。它们的不稳定渐近曲线缠绕在x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面周围，产生具有介于x1 v1和x1 v2之间的混合形态的轨道。此外，一个新的家庭的多样性2，称为x1 mul 2，被发现是重要的花生建设。我们的工作还表明，在垂直ILR之前存在花生支撑轨道。与x1族相关的非周期轨道确保了这一贡献，以及在其他几个能量区间对b/p结构的支持。非线性现象与复杂的不稳定性的单倍和双倍家庭的周期轨道表明，这些结构是不中断的地区，这种轨道占主导地位。根据其形成背后的主要机制，四四方方的凸起表现出不同的形态特征。最后，我们的分析表明，“X”的功能形成的轨道附近的x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$周期轨道是明显的，只有在侧或近端的酒吧的意见。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
Analysing the structure of the bulge with Mira variables
在纬度$4<|b|$（deg.）$<10$被认为是一个X形，这意味着恒星密度沿视线的分布有一个双峰。然而，这种双峰只在红丛种群中观察到，并且怀疑它是否可以作为完美的标准蜡烛。因此，不带X形状的方形凸起不会被丢弃。我们的目标是利用不同的人口来约束凸起的形状：Mira变量从新的光学引力透镜实验数据发布，OGLE-IV，平均年龄为9 Gyr。我们分析了远离平面的凸起区域，在那里我们用方形凸起和X形凸起模型拟合了Miras的密度，并计算了每个模型的概率。我们发现，方形隆起拟合数据的概率是$p=0.19$，而X形隆起的概率只有$p=2.85 \cdot 10^{-6}$（相当于模型的张力与4.7 $σ$水平的数据）。因此，四四方方的膨胀模型似乎更适合描述银河系的膨胀，尽管我们不能完全肯定地排除任何模型。
2022-10-07 astro-ph.GA
Formation and evolution of boxy/peanut bulges in the Auriga cosmological simulations
利用Auriga宇宙学模拟研究盒状/花生状核球的形成与演化，发现其形成于棒形成后约1.1-1.6 Gyr的屈曲事件，并揭示了b/p比例随红移下降的趋势及其与观测的差异。
2025-05-19 astro-ph.GA
First direct identification of the barlens vertical structure in galaxy models
将谱动力学方法应用于一个典型的带棒透镜的$N$ -体模型，我们将模型化的棒分解成由完全不同类型的轨道支持的独立分量。我们确定至少有四个组件：一个狭窄的细长酒吧，一个四方形酒吧，和两个组件的barlens。我们分析了组成杆的厚部分的所有组件的垂直结构，该部分具有方形/花生形状（B/P凸起）。我们表明，“花生”的形状主要是由于轨道组装的四四方方的一部分，面对酒吧。我们把X形与狭长的条形联系起来。当我们从侧面观察星系时，具有方形等照度线的棒透镜的较宽部分有助于B/P凸起的方形形状。然而，从正面观察时，具有圆形等照度线的棒透镜部分在垂直方向上是一个相当平坦的结构，没有任何明显的偏心突起。因此，第一次，我们证明了圆形的面上棒透镜不能完全与B/P凸起。
2021-04-03 astro-ph.GA
Face-on structure of barlenses and boxy bars: an insight from spectral dynamics
基于对不同$N$ -天体模型的恒星个体轨道的光谱分析，我们表明所谓的“正面花生”条（方形条）和棒透镜的正面形态受到不同类型轨道的支持。对于“正面花生”棒，所谓的四方形轨道脱颖而出，他们负责在中央地区的酒吧不寻常的形态。在具有紧凑凸起的模型中，棒在其中心部分显示棒透镜形态。我们发现棒透镜的支撑轨道有两种类型，一种是正方形，另一种是玫瑰花形。这种形状是典型的轨道周围稳定的环路轨道在近轴对称的潜力，只有轻微扭曲的酒吧。之前的一些研究已经知道它们，但它们在barlens成形中的作用几乎没有被研究过。虽然很简单，玫瑰花状轨道被发现是一个barlens在我们的模型中的主要组成部分。对所有棒轨道的详细分析也使我们能够区分x2轨道家族，并分离出被困在这个家族周围的轨道所支持的结构。x2家族是众所周知的，但显然，第一次在$N$体模型，我们已经揭示了它支持的结构，通过光谱动力学和突出其贡献的棒透镜。我们发现，x2家庭人口增加的中心物质浓度的增加。
2021-03-09 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
Mapping the Three-Dimensional "X-Shaped Structure" in Models of the Galactic Bulge
数值模拟表明，银河系凸起中的X形结构可以自然地由棒不稳定性和屈曲不稳定性引起。为了了解屈曲振幅对X形形态的影响，我们分析了三个自洽的数值模拟的棒星系与不同的屈曲振幅（强，中，弱）。我们推导出的三维密度与自适应核平滑技术。面上的等密度表面都是椭圆形的，而在边上的视图中，屈曲棒的形态随着半径的增加而过渡，从中央的盒状核心到花生状凸起，然后到延伸的细棒。基于这些不同密度水平的等密度表面，我们没有发现明确的证据来证明形状像字母X的结构。X形结构更像花生，其视觉感知可能是由挤压的内凹等密度轮廓增强的。花生凸起可以定性地再现所观察到的双峰分布，这些双峰分布被用作发现X形的证据。中央的方形核心形状像一个长方形的石板，延伸到银河平面（$|b| \sim 4^\circ$）上下500 pc的$\sim$。从太阳的角度来看，通过中央方形核心的视线不显示双峰分布。这与观测结果基本一致，即双峰在银道面的$|b| \sim 4^\circ - 5^\circ$处合并，表明在银道隆起处可能存在类似的结构。
2015-11-30 astro-ph.GA
Rotation of classical bulges during secular evolution of barred galaxies
棒驱动的长期演化在改变盘星系的形态和运动学方面起着关键作用，导致快速旋转的方形/花生状凸起的形成。如果这些盘状星系也有一个先前存在的经典核球，那么长期演化将如何影响经典核球，以及观测性质。我们首先研究的酒吧和一个预先存在的非旋转的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系的共同演化。它与N体模拟表明，在长期的演变过程中，这样的凸起可以获得显着的角动量发出的酒吧通过共振和随机轨道。因此，它变成了一个圆柱形旋转，各向异性和三轴物体，嵌入通过磁盘不稳定性形成的快速旋转的方形凸起中（Saha等人，2012）。复合的方形/花生状凸起也以圆柱形旋转。然后，我们表明，酒吧的增长只略有依赖于预先存在的经典凸起的旋转特性。对于最初旋转的小的经典凸起，由此产生的复合方形/花生状凸起中的圆柱旋转延伸到较低的高度（Saha & Gerhard 2012）。更大质量的经典凸起也获得了由棒发射的角动量，在大约4 Gyrs内引起了令人惊讶的大旋转支持（Saha等人准备）。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar kinematics and populations of boxy bulges: cylindrical rotation and vertical gradients
在大约一半的边缘盘星系中可以看到长方形和花生形的凸起。这些凸起的测光和长轴气体和恒星运动学的酒吧的形成和演化的模拟比较表明，他们被视为酒吧的投影。如果方形凸起的性质可以完全通过假设它们是棒来解释，那么这可能意味着它们的宿主是没有经典凸起的纯盘星系。少数这些凸起，包括银河系的凸起，已经被观察到以圆柱形旋转，即平均恒星速度与盘上方的高度无关。为了评估这种行为是否是普遍存在的四四方方的凸起，以及是否一个纯粹的光盘解释是一致的恒星星族，我们分析了恒星的运动学和人口的四四方方的或花生形的凸起在一个样本的五个边缘星系。我们沿着每个星系的主轴放置了狭缝，并在三个平行但偏移的位置建立了空间覆盖范围。NGC 3390的方形凸起在数据的空间范围和不确定性内完美地旋转。这与凸起的金属丰度和α元素增强一致，这与盘中相同。因此，这个星系是一个纯粹的盘状星系。ESO 311-G 012的方形凸起也非常接近圆柱形地旋转。NGC 1381的四方形凸起既不是明显的圆柱形旋转，也不是非圆柱形旋转，但它具有负的垂直金属丰度梯度，并且相对于其盘体呈阿尔法增强，表明它是由经典凸起和棒组成的复合凸起（可能还有一个圆盘状的假隆起）[摘要]即使这个相对较小的样本也足以证明方形隆起显示出一系列的旋转和种群特性，这表明它们并不形成同类的对象。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absence of an X-shaped Structure in the Milky Way Bulge Using Mira Variable Stars
利用球核的示踪剂分析了球核的恒星密度分布。我们使用Catchpole等人（2016）调查和OGLE-III调查中的富氧Miras变量作为标准蜡烛。这些恒星的平均年龄约为9 Gyr。Mira变量追踪的总体符合方形凸起预测，而不是X形预测，因为沿着分析的视线只有一个密度峰值，而X形预测给出了两个明显的峰值。
2017-02-08 astro-ph.GA
Double X/Peanut Structures in Barred Galaxies -- Insights from an $N$--body Simulation
在边缘投影或接近边缘投影的棒星系中，以及在银河系中，可以观察到很大一部分棒星系中的长方形、花生形或X形的“凸起”。它们是恒星棒中发生的动力学不稳定性的产物，这种不稳定性导致恒星棒在垂直方向上弯曲和弯曲。最近的研究发现，附近的星系有两个这样的特征，它们在不同的径向尺度上产生，呈嵌套结构。在本文中，我们探讨形成这样的双花生，使用一个无碰撞的N-体模拟的纯光盘内的活暗物质晕，我们分析在一个完全类似的方式来观察真实的星系孤立地演变。在模拟中，我们发现了一个稳定的双重配置，由两个X/花生结构与同一银河棒-旋转相同的模式速度-但具有不同的形态，形成时间和演变。内部的传统花生形结构通过杆的屈曲早期形成，并且一旦稳定就几乎没有演变。这一特征在大小、强度和形态上与在附近星系中观察到的花生状结构一致。然而，外部结构显示出强烈的X，或“蝴蝶结”形态。它在内部花生之后形成，并逐渐在时间上延伸（在1至1.5 Gyr内）几乎到棒的末端，这是一个发生柄的径向尺度。我们的结论是，虽然这两种结构的形式，并动态耦合到，相同的酒吧，他们支持固有的不同机制。
2020-02-28 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
Peanut-shaped metallicity distributions in bulges of edge-on galaxies: the case of NGC 4710
边缘星系的凸起通常是四方形/花生形（B/PS），不清晰的掩模显示X形的存在。模拟结果表明，这些形状可以产生的动力学过程驱动的酒吧垂直加厚的中心。在包含这种B/PS凸起的银河系中，X形结构被富含金属的恒星追踪，而不是被贫金属的恒星追踪。最近Debattista等人（2016）将这一特性解释为棒对具有不同起始运动学的恒星星族的不同影响。这个运动学分馏模型预测，较冷的人口在酒吧形成的时候去跟踪X形状，而较热的人口分布更均匀。由于这一预测并不特定于银河系，我们用MUSE对附近星系NGC 4710中B/PS凸起的观测来测试它。我们发现金属丰度图比密度分布本身更像花生形，与预测吻合得很好。这一结果表明，B/PS凸起中的X形结构是由相对富含金属的恒星形成的，这些恒星被棒垂直重新分布，而贫金属的恒星则具有更均匀的盒形分布。
2016-11-29 astro-ph.GA
Non-Parametric Density Reconstruction of the Galactic Bulge Area using Red Clump Stars in the VVV Survey
本文利用VVV巡天数据，通过基于最大熵正则化的非参数方法重建银河系核球三维密度分布，证实其盒状/花生状/X形结构，并发现核球前后延伸约3 kpc的旋臂结构。
2020-09-13 astro-ph.GA
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
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
Dynamical Origin of the Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Bulge
本研究通过构建单盘和三盘N体模型，揭示了银河系核球垂直金属丰度梯度由“两步加热”机制在长期演化中形成的动力学起源。
2024-11-14 astro-ph.GA
The Impact of Classical Bulges on Stellar Bars and Box-Peanut-X-Features in Disk Galaxies
通过不同核球质量分数的孤立N体盘星系模拟和轨道频率分析，研究发现更大质量的经典核球会导致更强更延展的棒，并驱动盒-花生X特征（BPX）通过共振穿越形成，且BPX形成不依赖突然共振相交或长时间共振俘获。
2025-02-03 astro-ph.GA
Deprojection of external barred galaxies from photometry
外星系的观测被投影到二维天平面上。从二维图像重建星系的三维内禀密度分布是一个挑战，特别是对于棒星系，但这是构建星系动力学模型的关键步骤。在这里，我们提出了一种方法去投射棒星系，我们验证的方法进行测试，对模拟图像创建一个N体模拟与花生形酒吧。我们将星系图像分解成一个凸起（包括一个酒吧）和一个磁盘。通过从原始图像中减去磁盘，保留了一个条形凸起。我们执行多高斯展开（MGE）适合于每个组件，然后我们deprojection他们分别考虑到禁止的凸起是三轴的，而磁盘是轴对称的。我们限制的酒吧隆起在磁盘平面对齐，并具有类似的厚度，磁盘在外部区域。因此，通过结合条形凸起和圆盘来构建3D密度分布。我们的模型一般可以恢复磁盘和内部禁止隆起区域的3D密度分布，虽然不是一个完美的匹配花生状的结构。通过使用相同的初始条件，我们整合的轨道在我们的模型推断的潜力和真正的潜力冻结N体模拟。我们发现，85%的所有这些轨道具有相似的形态，在这两个潜在的，我们的模型支持的轨道，产生一个四方形/花生形的结构和一个细长的酒吧类似于这些在真正的潜力。
2021-10-13 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
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 astro-ph.GA
The 3D structure of the Galactic bulge
本文综述了有关银河系核球三维结构的观测证据。虽然我们银河系内部的几千秒差距通常被称为{ \it the bulge}，但所有的观测都表明，这个区域由一个条形主导，即，凸起是条。该条在其外部区域具有方形/花生状（X形）结构，而在其最内部区域似乎变得越来越不细长。一个更薄和更长的结构也被发现了，虽然支持两个独立结构的观测证据最近受到了挑战。贫金属星（[Fe/H] $\lesssim -0.5$ dex）的结构不同，运动学也不同。
2016-01-12 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
B/PS bulges and barlenses from a kinematic viewpoint. I
本研究通过N体模型分析B/PS核球在中间倾角下的运动学特征，发现花生状结构可追踪垂直密度分布，且棒透镜轨道不产生相关运动学信号，为IFU观测提供解读依据。
2023-09-05 astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) I: Tracing the kinematics of metal-poor stars in the Galactic bulge
我们的银河系已知包含一个中央方形/花生形凸起，但银河系中央部分经典的压力支持组件的重要性仍在争论中。它应该是最明显的低金属，尚未详细研究的制度。使用金属敏感的窄带测光，原始内星系巡天（PIGS）收集了大量内星系贫金属（[Fe/H] < -1.0）恒星的样本，以解决这个悬而未决的问题。我们使用PIGS跟踪金属贫内银河系运动学的金属丰度的函数为第一次。我们发现旋转信号随着[Fe/H]的减小而减小，直到对于大多数贫金属的恒星它变得可以忽略不计。此外，在-3.0 < [Fe/H] <-0.5的情况下，速度色散随金属丰度的降低而增加，梯度为-44 $\pm$ 4 km $\,$ s $^{-1}\,$ dex $^{-1}$。这些观测可能标志着不同金属丰度和运动学的银河系组成部分之间的过渡，不同的映射到不同金属丰度和/或长期动力学和重力影响的酒吧上的压力支持的组成部分的前盘星的盒子/花生形的凸起。我们的研究结果提供了强有力的约束模型，试图解释内部星系的属性。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The disc origin of the Milky Way bulge: On the high velocity dispersion of metal-rich stars at low latitude
本研究结合APOGEE DR17数据与类银河系N体模拟，证实核球视线速度弥散-纬度关系的反转由盒状/花生状核球的盘起源（富金属星源于薄盘、贫金属星源于厚盘）及观测角度效应共同导致。
2024-11-18 astro-ph.GA
Mapping the Three-Dimensional Density of the Galactic Bulge with VVV Red Clump Stars
银河系内部主要是一个四方形的三轴凸起，据信是通过盘不稳定过程形成的。尽管它很接近，但由于我们在模糊的银河系圆盘中的位置，它的大尺度特性仍然不是很清楚。在这里，我们使用VVV巡天DR 1中确定的红团巨星对银河系凸起的三维密度分布进行测量。我们的密度图覆盖了凸起/酒吧的内部（2.2x1.4x1.1）kpc。视线密度分布估计消光和完整性校正的K波段震级分布的反卷积。在构造我们的测量时，我们假设三维的凸起是8重镜像三轴对称的。在这样做的时候，我们测量的角度的酒吧凸起的视线是（27+-2）度，其中的主要误差是系统的反卷积过程的细节所产生的。由此产生的密度分布显示出一个高度拉长的棒，投影轴比约为（1：2.1），等照度线沿长轴达到约2kpc。沿着棒轴，密度大致呈指数下降，轴比（10：6.3：2.6）和指数尺度长度（0.70：0.44：0.18）kpc。从银道面上方约400秒差距开始，球的密度分布呈现出明显的X型结构。总的来说，银河系隆起的密度分布是棒星系内一个强烈的四方形/花生形隆起的特征。
2013-08-02 astro-ph.GA
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
Caught in the Act: Direct Detection of Galactic Bars in the Buckling Phase
大多数大质量盘状星系，包括我们自己的星系，都有垂直厚的内部区域的恒星棒-所谓的“盒子/花生形”（B/P）凸起。最常见的B/P凸起的形成机制是棒中剧烈的垂直“屈曲”不稳定性，这在N体模拟中已经出现了20多年，但从未在真实星系中发现。在这里，我们提出了两个邻近星系（NGC 3227和NGC 4569）正在进行的屈曲的第一个直接观测证据，包括特征不对称等照度线和（在NGC 4569中）与模拟屈曲相匹配的恒星运动学不对称性。这证实了在真实星系中发生了屈曲不稳定性并产生了B/P凸起。如果屈曲阶段持续~0.5--1 Gyr，则杆演化的玩具模型产生与观测一致的屈曲杆局部分数，与模拟一致。
2016-07-05 astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 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
