Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating disc galaxy bulges that are consistent with observed scaling relations
我们提出了一个详细的光度特性的两个模拟星系和一个统一的样本观测星系的凸起之间的比较。这个分析表明，模拟的星系有凸起，其大小和大小具有真实的表面亮度。这两个场盘星系的旋转速度约为100公里/秒，并集成到一个红移为零，在一个完全宇宙学的拉姆达冷暗物质的背景下，作为高分辨率的平滑粒子流体动力学模拟的一部分。我们使用人工观测对星系进行了膨胀盘分解，以便与观测进行公平的比较。我们还对星系进行了动态分解，并将星系的恒星形成历史与整个星系的恒星形成历史进行了比较。这些恒星形成的历史表明，这些凸起主要是在z = 1之前和快速恒星形成期间形成的。这两个星系都有大量的早期恒星形成，这可能与它们测量到的相对较高的膨胀盘比有关。与几乎所有以前的宇宙学模拟不同，这些星系的真实集中的凸起不会导致非物理的高旋转速度，使它们自然地沿着观察到的塔利-费舍尔关系。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: flipping of the spin-filament alignment correlates most strongly with growth of the bulge
我们研究了星系的自旋轴相对于宇宙网丝的各种属性的函数的星系和它们的组成凸起和光盘的对齐。我们利用SAMI星系巡天从空间分辨的恒星运动学中识别3D自旋轴，并将星系分解为运动学凸起和盘成分。GAMA巡天被用来重建宇宙细丝。球的质量，定义为恒星质量和球与总流量之比M_bulge=M_star x（B/T）的乘积，是与自旋丝排列相关的主要参数：球质量较低的星系倾向于使它们的自旋平行于最近的丝，而球质量较高的星系则更垂直地排列。M_star和B/T分别显示了相关性，但它们并没有完全解开自旋丝排列。其他星系的性质，如视觉形态，恒星年龄，恒星形成活动，运动学参数和局部环境，是次要的示踪剂。专注于S 0星系，我们发现优先垂直对齐，与高质量的S 0星系占主导地位的信号。分别研究凸起和盘旋丝排列揭示了有关相应星系形成路径的额外信息：凸起倾向于具有更多的垂直排列，而盘根据其运动学特征和相关凸起的质量显示出不同的趋势。所观察到的自旋丝排列的翻转和凸起的增长之间的相关性可以解释为合并，这驱动两个对齐翻转和凸起的形成。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic alignments of bulges and discs
星系与宇宙中的局部结构呈现出一致的排列。这种效应被称为内禀对准（IA），是宽场弱透镜巡天系统不确定性的重要贡献者。在宇宙学距离尺度上，在红色星系中观察到了固有的形状排列，这些星系通常是膨胀主导的;而蓝色星系，大多是盘主导的，表现出与零检测一致的形状排列。然而，盘控星系通常由两个突出的结构组成：盘和球。由于凸出部分具有与椭圆星系相似的性质，并且被认为是以类似的方式形成的，自然有人会问凸出部分是否表现出与椭圆星系相似的排列？在本文中，我们研究了如何不同的组成部分的星系表现出IA在TNG 100 -1宇宙流体动力学模拟，以及IA的依赖于恒星的比例在旋转为主的结构在$z=0$。针对样品之间的质量差异控制测量。我们发现，隆起表现出显着更高的IA信号，与非线性对齐模型的振幅相比，星系作为一个整体（两个组件），$A_I = 1.13^{+0.37}_{-0.35}$的振幅$A_I = 2.98^{+0.36}_{-0.37}$。结果表明，在统计上与具有$A_I = 3.47^{+0.57}_{-0.57}$的椭圆星系一致。这些结果突出了研究星系动力学的重要性，以了解星系排列及其宇宙学意义。
2022-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Millennium Galaxy Catalogue: Exploring the Color-Concentration Bimodality via Bulge-Disc Decomposition
我们研究了星系在光度函数亮端（M（B）- 5 log h <-18 mag）的色浓双峰性与星系的膨胀盘性质的关系。通过GIM 2D的2D表面亮度剖面模拟，我们将千年星系表中的星系群细分为单组分和双组分系统。我们发现单组分（椭圆和盘状）系统定义了星系色浓度分布的两个峰值（总恒星质量密度分别为0.7 +/- 0.1和1.3 +/- 0.1 x 10^8 h Msol Mpc^-3），而双组分系统对桥接星族和红色都有贡献，集中峰（恒星总质量密度分别为1.1 +/- 0.1和1.8 +/- 0.2 x 10^8 h Msun Mpc^-3）。此外，发光的、“无凸起的红色圆盘”和“无凸起的蓝色圆盘”（蓝色椭圆）是非常罕见的（体积密度分别为1.7 +/- 0.3和1.1 \pm 0.1 x 10^-4 h^3 Mpc^-3）。最后，在双组分群体中，我们证实了先前报道的凸起和椎间盘颜色之间的相关性（平均偏移仅<（u-r）_bulge-（u-r）_disc> = 0.22 +/- 0.02 mag）。
2009-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamical analysis of bulge stars for simulated disc galaxies
我们使用我们的化学动力学星系演化代码GCD+分析了两个模拟盘星系的球星的运动学和化学。首先，我们比较了在星系内部出生的恒星和在星系外部出生并被吸积到星系中心的恒星。起源于核球外部的恒星在核球形成的早期在3 Gyrs内被吸积到核球中，因此这些恒星具有高的[alpha/Fe]以及高的总能量，反映了它们对星系中心的吸积。因此，更高的总能量是寻找吸积星的一个很好的指标。模拟星系的凸起是通过多次合并形成的，每次合并间隔约为一个陀螺。由于[alpha/Fe]对恒星形成历史的前几个Gyrs很敏感，在不同时期合并形成的恒星显示出不同的[alpha/Fe]。我们表明，[Mg/Fe]对恒星形成时间的关系可以是非常有用的，以确定一个多合并隆起形成的情况下，提供了足够好的年龄信息。我们的模拟还表明，在合并事件之一形成的恒星在最后时刻保持系统的旋转。这表明，帮助形成凸起的古代合并轨道仍然可以保留在凸起恒星的运动学中。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of dissipation in the mass-size relation: are bulges simply spheroids wrapped in a disc?
恒星质量和星系结构子组件（如圆盘和球体）大小之间的关系是理解其形成过程的有力途径。使用非常大的星表的光度膨胀+光盘结构分解和恒星质量从斯隆数字巡天数据发布7，我们仔细定义了两个大型的子样本的球状体的定量方式，使两个样本具有相似的特性，一个重要的例外：“凸起”嵌入在一个光盘和“纯球状体”是一个单一的结构组成部分的星系。我们的膨胀和纯球体子样本量分别为76，012和171，243。当恒星质量大于~ $10^{10}$ M $_{\odot}$时，两个子样本的质量-尺寸关系相互平行，并且接近于表面质量密度恒定的线。然而，这种关系被抵消了1.4倍，这可以解释为在其形成过程中耗散的主导地位。而在光盘中的凸起的大小-质量关系是一致的气体丰富的合并，纯球体似乎已经形成了通过“干”和“湿”合并的组合。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of disc galaxies with and without classical bulges since z~1
建立内部和外部驱动机制的相对作用，负责盘和隆起的增长是必不可少的了解盘星系的演化。在这种情况下，我们研究了没有经典的鼓包的盘星系的物理性质相比，经典鼓包，因为z~0.9。利用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的图像，我们计算了参数和非参数的措施，并研究了大小，浓度，恒星质量，有效恒星质量密度和不对称性的演变。我们发现在过去的~8 Gyrs中，有和没有经典凸起的盘星系都获得了超过50%的恒星质量。此外，发现椎间盘大小的增加是外周性的。虽然平均总（彼得罗相）半径从z~0.9到z~0几乎翻倍，但平均有效半径相比之下略有增加。此外，通过浓度和有效恒星质量密度的演变，内部区域的密度增加是明显的。我们发现，不对称指数下降，从高到低的红移，但这是更明显的无凸起盘样品。此外，不对称性与整体有效半径相关，浓度与整体Sersic指数相关，但只有在更高的红移下才更好。质量和大小的大幅增加表明，外部物质的吸积一直是星系增长的主要模式，其中环星系环境起着重要作用。
2015-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of disc-like pseudo-bulges in SDSS DR7 since z = 0.1
宇宙学模拟预测了比在本地宇宙中观测到的对应物更多的经典膨胀。在这里，我们量化的膨胀的演变，因为$z=0.1$使用光度参数的近39,000个无棒盘星系从SDSS DR 7这是很好地代表了两个组件。采用Sérsic指数和Kormendy关系相结合的方法来区分经典凸起和盘状伪凸起。我们发现，随着宇宙年龄的增长，伪膨胀（经典膨胀）的比例平稳地增加（减少）。在宇宙的历史中，有一个点（$z \approx 0.016$），经典的膨胀和伪膨胀在数量上变得相等。伪隆起的比例随着隆起与盘的半光半径比的增加而增加，直到R $_{\rm e}$ /R $_{\rm hlr} \approx 0.6$，这表明集中的盘是伪隆起形成的最有利位置。赝核球的平均椭圆率总是大于经典核球的平均椭圆率，并且随着红移的减小而减小，表明核球的演化更趋向于轴对称。此外，大质量的凸起正在以比低质量凸起更陡的速率向轴对称方向发展。没有紧密的相关性的隆起Sérsic指数的演化与其他光度性质的星系。以$S^4G$数据和$N-$体星系模型的多分量拟合为例，验证了我们的结果与多分量拟合和高分辨率测光的结果一致甚至更加显著。
2022-05-24 astro-ph.GA
The growth of bulges and discs in relatively HI-rich galaxies: indication from HI scaling relations
我们研究了星系核球/盘成分的性质与HI质量分数之间的关系。我们发现，在固定的恒星质量，光盘的颜色与HI质量分数，而隆起的颜色没有。隆起颜色和HI质量分数之间缺乏相关性，无论隆起是否是伪的，或者星系是否拥有酒吧或与邻居相互作用。在圆盘的颜色和凸起之间也没有很强的相关性。这些结果表明，目前的HI总量与盘的形成密切相关，但不一定以有效的方式促进（假）凸起的形成。我们没有发现证据表明，恒星形成的光盘是淬火的隆起。
2019-12-31 astro-ph.GA
The structural properties of classical bulges and discs from z~2
我们利用2分量Sérsic模型研究了CANDELS场中完整大质量星系的球和盘在z~2到z~0范围内的静止标架光学质量-尺寸关系。2018年）。圆盘和恒星形成星系遵循类似的质量大小关系。星系核球的质量-尺寸关系比静止星系的质量-尺寸关系不那么陡峭（静止星系的最佳拟合斜率为~ 0.7，而星系核球的最佳拟合斜率为~ 0.4）。我们发现大规模的凸起和光盘的结构特性与星系的全球形态（光盘与凸起为主）和恒星形成活动（恒星形成与静止）的依赖性很小。这一结果表明，大多数大质量星系都有类似的凸起形成机制，而且凸起成分的形成对盘结构没有显着影响。我们的研究结果提出了一个挑战，模型设想多个渠道的大规模隆起的增长，如光盘不稳定性和合并。
2019-02-13 astro-ph.GA
The origin of bulges and discs in the CALIFA survey: I. Morphological evolution
这一系列的论文旨在了解非棒盘星系的形成和演化。我们使用新的分光光度分解代码，C2 D，从CALIFA调查的星系的统计代表性样本的凸起和光盘分离的光谱信息。然后，我们用Pipe 3D算法分析了与结构无关的数据立方体，研究了它们的恒星星族性质。我们发现膨胀总（$B/T$）光度（和质量）比和星系恒星质量之间的相关性。大质量星系的$B/D$质量比随红移的变化很小，但膨胀盘质量比随红移的变化很明显。隆起和盘的质量-尺寸关系描述了在高星系恒星质量（log{（M_{\star} / M_{\sun}）} > 10.5）时的上升。当使用单个恒星的质量时，这个关系适用于凸起，但不适用于圆盘。我们发现，最大质量（log{（M_{\star \rm ,b,d} / M_{\sun}）} > 10）的隆起和光盘的质量-尺寸关系的演变可以忽略不计。对于较低的质量，光盘显示出更大的变化比凸起。我们还发现，星系和球的恒星质量，这并不适用于光盘质量的Sérsic指数之间的相关性。我们的研究结果支持了附近非棒星系的由内而外的形成，并且它们表明i）凸起形成于早期，ii）它们在宇宙时间中没有进化太多。然而，我们发现，凸起的早期属性驱动着整个星系的未来演化，特别是最终在它们周围形成的圆盘的属性。
2021-04-15 astro-ph.GA
Comparison of the Stellar Populations of Bulges and Discs using the MaNGA Survey
我们使用的MANGA积分场光谱调查的低红移星系比较的恒星星族的凸起和光盘组件，确定从他们的Sersic配置文件，为各种样本的星系。突出主导的地区往往是更丰富的金属，并有稍微老恒星的年龄比其相关的光盘主导的地区。金属丰度的差异与凸起相对于圆盘更深的引力势一致，这使得凸起能够保留更多的恒星产生的金属。年龄的差异是由于恒星形成持续更长的光盘相对于隆起。相对于恒星质量较低的星系，恒星质量较高的星系倾向于有更多的金属和更古老的（在轻重量测量）比他们的盘主导区域的隆起为主的区域。这表明高质量星系是从内到外的，而低质量星系则是同时在整个星系中淬火。早型星系的凸起主导区域与盘主导区域的年龄相同，而晚型星系的盘主导区域则比凸起主导区域年轻得多。中央星系的核球主导区和盘主导区之间的金属丰度差异往往比类似恒星质量的卫星星系大。这种差异可能是由于中央星系合并或扩展的气体吸积，将新的低金属量气体带到盘中，从而降低了恒星的平均金属量和年龄;卫星盘的淬火也可能起作用。
2022-12-12 astro-ph.GA
Bright Compact Bulges (BCBs) at intermediate redshifts
通过对Chandra深场南的HST/ACS和WFC 3的亮星系（$M_B<-20$）、中红移星系（$0.4<z<1.0$）和盘主星系（$n_B<2.5$）的研究，在静止标架B和I波段发现了一类比椭圆星系更亮、更致密的星系团.我们称它们为“明亮致密的凸起”（BCB）--它们既不像经典凸起也不像伪凸起，在这些红移处占凸起总数的$\sim12$ %。通过对Simard等人（2011）的自由膨胀$+$盘分解样本和椭圆星系样本的分析，我们发现在本机宇宙中只有$\sim0.2$ %的膨胀可以被归类为BCB。具有BCB的盘星系的膨胀与总膨胀比$(B/T)$（在$\sim0.4$）比具有经典和伪膨胀的盘星系大$\sim2$和$\sim4$倍。BCB的质量是经典和伪隆起的$\sim2.5$和$\sim6$倍。虽然拥有BCB的盘星系拥有最大质量和最主要的隆起类型，但它们的特定恒星形成率比其他盘星系高出$1.5-2$倍。这与大质量致密凸起会导致恒星形成率降低的预期相反。我们推测，我们的BCB主机盘星系的后代大规模的，紧凑的和被动的椭圆星系在较高的红移。这些高红移椭圆星系缺乏本地的对应物，可能是通过在它们周围获得一个致密的圆盘而进化的。BCB的整体性质支持星系组装的图像，其中年轻的盘被吸积在大质量的预先存在的球状体周围。
2018-04-26 astro-ph.GA
BUDDI-MaNGA II: The Star-Formation Histories of Bulges and Discs of S0s
人们提出了许多过程来解释旋涡星系中恒星形成的猝灭和它们向S0的转变。这些过程以不同的方式影响着凸起和圆盘，因此通过分离凸起和圆盘光谱，我们可以寻找这些特征信号。在这项工作中，我们使用Bracket干净地提取光谱的78个S0星系的凸起和光盘的MaNGA调查。我们比较了光度和质量加权的恒星星族的凸起和光盘，发现凸起通常是更古老，更丰富的金属比他们的光盘。当考虑每个星系的质量和环境时，我们发现星系恒星质量对凸起的形成起着更重要的作用。在质量为$\geq10^{10}M_\odot$的星系中，大部分的质量在它们生命的早期就迅速地积累起来，而在较低质量的星系中，大部分的质量是在更长的时间尺度上和最近才形成的。没有发现明显的差异，在形成或淬火过程中的光盘作为星系环境的功能。我们的结论是，更大规模的S0星系形成通过由内而外的情况下，在那里的凸起形成第一和被动地演变，而光盘经历了一个更长的时期的恒星形成。在较低的质量S0s中，凸起和盘或者由相同的材料形成在一起，或者通过由外向内的方案形成。因此，我们的研究结果意味着多种形成机制的S0星系，其路径主要是由星系的当前恒星质量。
2022-06-17 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
Several evolutionary channels for bright planetary nebulae
在螺旋盘中的明亮行星状星云的种群在光谱性质上似乎与椭圆星系和螺旋凸起中的不同。来自银河系凸起的明亮行星状星云与在旋涡星系盘中观察到的完全一致。如果银河系的凸起是从圆盘演化而来的，那么这种相似性就可以得到解释，在这种情况下，凸起应该被视为假凸起。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) II. The role of mergers in shaping the Milky Way analogues in TNG50
Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺西亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）
研究无核盘银河系的形成和演化，通过Mordor的运动学分解确定B/D<0.08的无核盘银河系，发现74%的无核盘银河系经历至少一次重大合并，揭示了无核盘和有核盘银河系在形成时间、质量、角动量等方面的不同特征。
2026-05-18 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Understanding the wavelength dependence of galaxy structure with bulge-disc decompositions
利用GAMA巡天的光学$-$近红外成像，我们获得了大量明亮的低红移星系样本，并使用膨胀盘分解来理解单Sérsic结构测量的波长依赖行为。我们将单Sérsic折射率随波长的变化表示为$\mathcal{N}$，同样，对于有效半径，我们使用$\mathcal{R}$。我们发现，大多数星系与一个实质性的光盘，即使是那些没有明显的隆起，显示高值的$\mathcal{N}$。因此，Sérsic指数增加到更长的波长是盘的固有特性，显然是由于恒星星族的径向变化和/或尘埃变红。同样，低值的$\mathcal{R}$（$<$ 1）被发现是普遍存在的，这意味着在星系的颜色梯度的普遍性的元素。我们还研究了如何凸起和光盘的颜色分布随星系类型的变化。我们发现，而不是所有的凸起都是红色的，所有的光盘都是蓝色的绝对值，这两个组件变得更红的星系与红色的总颜色。我们甚至观察到，蓝色星系中的凸起通常比红色星系中的圆盘更蓝，而对于较暗的星系，凸起和圆盘的颜色更接近。因此，总颜色的趋势不仅仅是由于隆起或圆盘的颜色或通量占主导地位。
2016-05-16 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
Correlation of structure and stellar properties of galaxies in Stripe 82
在星系的双峰颜色分布和它们的结构参数之间建立相关性（或缺乏相关性）对于理解双峰性的起源至关重要。为了实现这一目标，我们已经进行了2D质量为基础的结构分解（凸起+盘）的所有盘星系（总$=$ 1263）在赫歇尔成像区的条纹82区域使用$K_s$波段图像从VICS 82调查。由此推导出的标度关系被发现，以反映内部的运动学，并结合使用，以选择一个不容置疑的一组经典和伪球托管盘星系。其余的星系（$<20\%$）被标记为带有“模糊”凸起的圆盘。在所有恒星参数（$M_*$，sSFR，$r-K_s$）方面，赝盘星系和经典盘状星系表现出明显的双峰性。所有伪凸出盘星系都是蓝色的，并且正在形成恒星，而所有经典凸出盘星系都是红色的，处于静止状态，偏离度小于$5\%$。在所有结构参数和恒星参数的分布上，混球球盘星系与伪球盘星系和经典球盘星系都是间歇性的。$Δ$ $\langleμ_{eb}\rangle$ -基于科尔门迪关系上凸起的位置-被认为是凸起类型和恒星活动的最有效的单一结构指标。在标度关系和基本平面上的位置模糊的鼓包盘星系，除了他们独特的恒星性质表明，他们主要是绿谷的一部分。
2020-07-16 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
HAT Discovery of 76 Bright Periodic Variables Toward the Galactic Bulge
本文报道了银河系核球附近147个亮（8<I<13）周期变星的I波段测光观测结果，其中包括76个新发现。2005年，我们使用HATnet望远镜中的一架，在88个夜晚获得了151次曝光，视场为8.4 x 8.4 deg^2，中心约为（l，b）=（1.73，-4.68）。作为微透镜可行性研究的一部分，我们在2005年观察了银河系的隆起（Nataf et al. 2009），在这里我们讨论了我们在数据中发现的周期变量。在我们的发现中，我们计算了52个新的食双星和24个其他周期变量。
2010-09-15 astro-ph.GA
The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): The stellar populations and assembly of NGC 2903's bulge, bar, and outer disc
我们研究的恒星星族和附近的螺旋星系NGC 2903的隆起，酒吧，和外盘使用的VIRUS-P探测附近的Galerkin IFS调查组装。我们观察NGC 2903的空间分辨率为185 pc使用米切尔摄谱仪的4.25角秒的纤维在2.7哈伦J史密斯望远镜。NGC 2903的2 MASS KS波段影像的球棒盘分解显示，它的球棒、球棒和外盘分别有6%、6%和88%的恒星质量，球棒的赛西克指数较低，约为0.27，暗示它是一个盘状球。我们进行了恒星星族合成，发现外盘的质量有46%是在大于5 Gyr的恒星中，48%是在1到5 Gyr之间的恒星中，而<10%是在年轻恒星中。它的恒星棒有65%的质量在1-5 Gyr年龄，金属丰度与外盘相似，暗示了棒由盘物质形成的进化图景。它的膨胀部分主要由年老的高金属量恒星组成，但也有一小部分年轻恒星。我们发现螺旋臂和中心区域的金属丰度增强，追踪在Halalpha地图中看到的高恒星形成区域。这些结果与这样的想法是一致的，即像NGC 2903这样的低膨胀与总质量比和低膨胀Sersic指数的星系最近没有发生重大合并事件，而是主要通过较小的合并和长期过程增长。
2020-02-14 astro-ph.GA
Dissecting the Red Sequence: The Bulge and Disc Colours of Early-Type Galaxies in the Coma Cluster
我们探讨了后发座星系团中红色序列星系的内部结构，在很宽的光度范围（$-17>M_g>-22$）和星团中心半径（$0<r_{\rm{cluster}}<1.3 r_{200}$）。本文利用GALFIT对深空加拿大-法国-夏威夷望远镜（$u,g,i$）的星系进行了二维膨胀盘分解成像。应用严格的过滤，以确定一个分析样本的200个星系是很好地描述了一个“原型”的S 0结构（中央隆起+外盘）。我们考虑内部凸起和/或光盘颜色梯度，允许组件的大小在波段之间变化。分析样本星系的$30\%$需要有修正因子。除了最亮的星系（$M_g<-20.5$）外，所有星系的膨胀半光半径都与星系光度（$R_e \sim 1$ kpc，$n\sim2$）无关。S 0盘比恒星形成的螺旋盘更亮（在固定的尺寸下，或在固定的光度下更小）。一个类似的颜色大小的关系被发现为凸起和光盘。因此，昏迷中S 0的全局红色序列是两种成分趋势的组合结果。我们测量了平均凸起$-$盘色差，在$g-i$中为$0.09\pm0.01$ mag，在$u-g$中为$0.16\pm0.01$ mag。使用简单的恒星人口模型，隆起要么是$\sim2$ - $3\times$更老，要么是$\sim2\times$比圆盘更富含金属。从后发座的核心进一步观察到的全球S 0颜色更蓝的趋势是由圆盘颜色与集群中心半径的显着相关性驱动的。在边缘显著性水平下，在凸起颜色中…
2014-02-19 astro-ph.GA
BUDDI-MaNGA I: A statistical sample of cleanly decomposed bulge and disc spectra
许多星系都显示出清晰的凸起和圆盘，了解这些组成部分是如何形成的是了解星系如何演变成我们今天所看到的重要一步。BUDDI-MaNGA项目旨在通过凸起和盘的恒星形成历史来研究星系演化和形态转变。我们已经应用我们的BERRY软件的星系从MANGA调查在SDSS DR 15，以隔离他们的隆起和盘光谱，从中我们得出他们的恒星星族。到目前为止，这项工作提供了最大的样本的清洁凸起和光盘光谱提取的IFU数据库使用的星系光剖面信息，并将形成一系列的论文的基础上，旨在回答开放的问题，星系如何形成和演变，以及他们的个人结构的作用。本文介绍了该项目，包括概述这些适合，样品的表征，并对适合，以确保可靠性的一系列测试。
2022-06-17 astro-ph.GA
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
Three candidate globular clusters discovered in the Galactic bulge
这项工作报告了三个新的球状星团（GC）的发现，朝向银河系的凸起-卡马戈1107，1108和1109。这一发现是使用WISE，2 MASS，VVV和Gaia-DR 2测光进行的。新的发现是旧的（12.0-13.5 Gyr）和贫金属GC（[Fe/H] < -1.5 dex），位于靠近银河系（MW）中平面的凸起区域。虽然古老的年龄和低金属丰度表明，新发现的GC可能与内晕的可能性，这些集群的一部分，一个原始的隆起GC亚群不能排除。例如，Camargo 1107的金属丰度为[Fe/H] = -2.2 +/- 0.4 dex，年龄为13.5 +/- 2 Gyr，这可能表明这个星团在宇宙早期的大爆炸之后形成。像新发现这样的GC的发现对于建立银河系内部的连贯图像至关重要。很可能至少还有几十个GC在凸起中被发现。
2019-01-24 astro-ph.GA
Variable stars in the field of the Hydra II ultra-faint dwarf galaxy
本文报道了智利Cerro Tololo美洲天文台的暗能量照相机在g、r和i波段的时间序列测光结果，在超暗卫星星系Hydra II中发现了一颗天琴座RR星。天琴座RR型恒星的平均星等为$i = 21.30\pm 0.04$，换算成长蛇座II的日心距离为$151\pm 8$ kpc;这个数值比发现论文中基于几颗蓝色水平分支候选恒星的平均星等所估算的要大$\sim 13\%$。新的距离意味着$76^{+12}_{-10}$ pc的半光半径稍大，绝对星等$M_V = -5.1 \pm 0.3$更亮，这使该天体保持在矮星系的范围内。天琴座RR型恒星（$P=0.645$ d，$Δg = 0.68$ mag）的脉动特性表明长蛇座II可能是中间奥斯特霍夫或奥斯特霍夫II族的成员。与超暗系统中的其他RR型天琴座星的比较表明，它们之间具有类似的脉动性质，这与晕场星和银河系最大卫星中的脉动性质不同。我们还报告发现了31个额外的短周期变量的视野（RR天琴座，SX苯丙氨酸，食双星，并可能异常造父变星）。然而，考虑到它们的星等和与长蛇座II的大角距，它们一定是与长蛇座II无关的场星。
2016-02-24 astro-ph.GA
Bayesian bulge-disc decomposition of galaxy images
我们介绍PHI，一个完全贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗算法设计的星系图像的结构分解。PHI使用三层方法来有效地探索复杂的参数空间。结合使用先验知识，以防止非物理模型，PHI提供了许多显着的优势，估计表面亮度轮廓参数超过传统的优化算法。我们应用PHI的合成星系的样本与SDSS的图像属性，我们的能力恢复无偏和约束良好的结构参数的星系属性的影响进行调查。在两个组件的凸起+盘星系，我们发现，凸起的结构参数恢复得不如那些光盘，特别是当凸起贡献了较低的分数的光度，或几乎没有解决相对于像素尺度或PSF。除了具有大凸起Sersic参数n的凸起+盘星系外，几乎没有系统偏差。在SDSS图像的应用程序，我们发现与其他代码，当运行在相同的图像具有相同的面具，权重，和PSF良好的协议。同样，我们发现，凸起参数是最难约束鲁棒性。最后，我们探讨了使用贝叶斯信息准则（BIC）的方法来决定一个星系是否有一个或两个组件。
2018-07-05 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
Spectroscopic decomposition of NGC 3521: unveiling the properties of the bulge and disc
本文研究了旋涡星系NGC 3521的球盘运动学和恒星星族。在视场中的每个位置，我们将凸起和盘的贡献从总观察到的光谱中分离出来，并独立研究它们的运动学、年龄和金属丰度。它们的性质是明显不同的：隆起旋转更慢，有更高的速度色散，比光盘更少发光。我们确定了NGC 3521中的三个主要恒星群体：老年（$\geq7$ Gyr），中间（$\approx$ 3 Gyr）和年轻（$\leq$ 1 Gyr）。NGC 3521的质量和光由中间的恒星星族控制。最年轻的人口主要贡献的光盘组件，其贡献增加半径。我们还研究了NGC 3521中恒星的光度加权性质。沿着光度长轴，我们发现：i）没有年龄梯度的恒星在隆起，和一个负的年龄梯度的恒星在光盘; ii）负的金属丰度梯度和太阳下$α$ -增强的隆起和光盘。我们对NGC 3521的形成提出了以下的看法：很久以前的初始形成（$\geq 7$ Gyr），随后是第二次恒星形成或合并的爆发（$\approx$ 3 Gyr前），这主要是对凸起质量的积累做出了贡献。最近（$\leq 1$ Gyr），NGC 3521的圆盘经历了一个额外的恒星形成事件，从最里面的区域开始。
2018-03-09 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
Nitrogen evolution in the halo, thick disc, thin disc and bulge of the Galaxy
通过详细的化学演化模型与最近的观测结果的比较，我们研究了氮在星系晕、厚盘、薄盘和球中的演化。在这项工作中使用的模型已经被限制来解释的丰度模式的$α$-元素和晕，盘和隆起的恒星的金属丰度分布函数，在这里，我们采用它们来调查的起源和演化的N在不同的银河系组件。首先，我们考虑不同的产量和研究的重要性，提出了各种渠道的N生产。其次，我们应用参考模型研究了银盘和球核的演化。我们的结论是：i）旋转的大质量恒星产生的原生N需要在低金属丰度下重现log（N/O）和[N/Fe]比率的平台，以及来自低质量和中等质量恒星的次生和原生N，以重现薄盘的数据。ii）平行模型可以很好地解释厚盘和薄盘中N丰度的演化;我们证实厚盘的演化速度比薄盘快得多，与其他化学元素丰度模式的结果一致。iii）最后，我们提出了新的模型预测的N演化在银河系核球，我们表明，在核球恒星的观测可以解释，如果大质量恒星旋转快，在早期阶段的星系演化，在协议的结果，从丰富的碳模式。
2021-09-08 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
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
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
The Impact of Bulges on the Radial Distribution of Supernovae in Disc Galaxies
本文分析了不同形态的主星系星盘中的核球对不同类型超新星（SNe）径向分布的影响。我们发现在Sa-Sm星系中，所有的核心坍缩（CC）和绝大多数的SNe Ia都属于盘，而不是凸起部分。S 0-S 0/a星系中Ia超新星的径向分布与其在Sa-Sm宿主星系中的径向分布不一致，这可能是由于S 0-S 0/a星系中外球Ia超新星的贡献。在Sa-Sbc和Sc-Sm星系的所有子样本中，这两种类型的SNe的径向分布是相似的。这些结果证实了Sa-Sm星系的老凸起不是Ia型SNe的重要生产者，而凸起的人口是显着的Ia型SNe只有在S 0-S 0/a星系。
2016-12-22 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
Limits on the HI content of the dwarf galaxy Hydra II
绿岸望远镜对新发现的本星系群矮星系九头蛇II进行了灵敏的21厘米HI观测，该星系可能位于麦哲伦星系流的主导臂内。未检测到中性氢。对于15 km/s的线宽，我们的5 σ极限MHI < 210太阳质量，给出了气体-光度比MHI/L_V < 2.6 x 10^{-2} Mo / Lo。HI质量和MHI/L_V的极限是在银河系几百kpc范围内发现的矮星系的典型极限。无论九头蛇II的起源如何，它的中性气体性质并不罕见。
2015-11-16 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
Investigating the Bulge Morphology of Dual AGN Host Galaxies from the GOTHIC survey
Indian Institute of Science Education and Research, Bhopal（印度科学教育研究所博帕尔分校）；Indian Institute of Astrophysics, Bangalore（班加罗尔天体物理研究所）；Observatoire de Paris, LERMA, College ‘ de France, PSL University, Sorbonne University, CNRS, Paris（巴黎天文台，LERMA，法兰西学院，PSL大学，索邦大学，法国国家科学研究中心，巴黎）；Siebel School of Computing and Data Science, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校赛布尔计算与数据科学学院）；Birla Institute of Technology & Science, Goa（戈亚邦比尔拉理工科学与艺术学院）；HappyMonk AI
研究发现双AGN多存在于演化、红色、熄灭的系统中，主要宿主在经典晕或椭圆星系中。
2025-11-02 astro-ph.GA
Coincidence between morphology and star-formation activity through cosmic time: the impact of the bulge growth
星系中猝灭的起源仍有很大争议。提出了不同的设想和进程。我们利用多波段（400-1600 nm）的星系球盘分解，在0<z<2的红移范围内，分别研究了星系在对数SFR-logM * 平面上的分布和演化与恒星质量加权球盘比（BTM）以及星系内部成分（球盘）的关系。我们发现了一个明显的证据之间的存在联系的隆起和扁平的主序星在高质量的结束。所有无球星系（BTM<0.2）都位于主序星上，几乎没有证据表明存在一个没有球增长的淬灭通道。具有显着凸出分量（BTM>0.2）的星系在恒星形成区和被动区之间的数量相等。主序星星系中的绝大多数凸起都是静止的，而恒星的形成则局限于盘状部分。我们目前的研究结果强调了星系核球的存在与恒星形成状态之间的强烈相关性。一个隆起，如果存在的话，通常是静止的，独立于宿主星系的形态或恒星形成活动。此外，如果一个星系是静止的，很大的概率，是一个隆起。相反，如果星系有一个盘状的形状是非常可能的恒星形成。
2022-03-29 astro-ph.GA
BUDDI-MaNGA III: The mass-assembly histories of bulges and discs of spiral galaxies
本研究利用BUDDI分解MaNGA数据，重建968个旋涡星系核球与盘的质量组装历史，发现核球存在下向尺寸效应，且多数核球更老更富金属，但部分星系核球更年轻更富金属。
2024-02-05 astro-ph.GA
Evidence That Hydra I is a Tidally Disrupting Milky Way Dwarf Galaxy
东部带状结构（EBS）和Hydra~I晕超密度是SDSS数据中发现的非常接近（d $\sim$ 10 kpc）的天体。先前对该区域的研究表明，EBS和Hydra I在空间上是一致的，在相同的距离上是冷结构，这表明Hydra I可能是EBS的祖先。我们结合新的宽场DECam成像和MMT/Hectochelle光谱观测水螅I与SDSS档案光谱观测，以量化水螅I的现今化学动力学性质，并推断它是否起源于星团或矮星系。虽然以前的工作使用浅SDSS成像假设一个标准的老，金属贫乏的恒星星族，我们更深的DECam成像显示，长蛇座~I有一个薄的，明确的中间年龄（$\sim 5-6$ Gyr）和金属丰度（[Fe/H] = $-0.9$ dex）的主序列关闭。我们分别测量$σ_{[Fe/H]} = 0.13 \pm 0.02$ dex和$σ_{[α/{\rm Fe}]} = 0.09 \pm 0.03$ dex的铁和α元素丰度的统计学显著性差异，并对旋转和自行设置上限。Hydra~I的中等年龄和[Fe/H] --以及它的低[ $α$ /Fe]、明显的[Fe/H]扩散和现在的低光度--表明它的祖先是一个矮星系，后来失去了超过$99.99\%$的恒星质量。
2015-09-21 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 Origin of S0s in Clusters: evidence from the bulge and disc star formation histories
透镜状（S0）星系的凸起和圆盘的单个恒星形成历史可以提供有关其恒星形成猝灭过程和随后从螺旋形转变的信息。为了研究这种转变在稠密的环境中，我们已经分解了长缝光谱观测的样本21个S0的室女星系团产生一维光谱代表纯粹的隆起和光盘光为每个星系。对这些光谱中的Lick指数的分析表明，与其周围的圆盘相比，凸出部分始终包含更年轻、更富含金属的恒星星族，这意味着S0内恒星形成的最后一幕发生在它们的中心区域。对这些组成部分中$α$元素丰度的分析进一步呈现了一幅图像，在这幅图像中，凸起中恒星形成的最后一幕是使用先前在盘中化学富集的气体来提供燃料的，这表明了这些星系转变过程中的事件顺序。在星盘中恒星形成时间较长的系统中，恒星形成的最后一幕发生在最近，就像人们对一个近似同时代的人口所预期的那样，从螺旋到S0的转变发生在不同的时间。有了这种质量的数据和这里部署的新分析方法，我们可以开始第一次以定量的方式描述这一过程。
2014-03-21 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
SDSS IV MaNGA: Full spectroscopic bulge-disc decomposition of MaNGA early-type galaxies
通过应用光谱分解方法的样本的MANGA早期型星系，我们分离出空间和运动学上不同的恒星星族，使我们能够探索星系的凸起和光盘之间的相似性和差异，以及它们如何影响星系的全球性。我们发现，这些组成部分有有趣的变化，在他们的恒星星族，并显示出不同的运动学。凸起往往是一贯更丰富的金属比他们的光盘同行，虽然年龄的两个组成部分是可比的，有一个有趣的尾巴年轻，更金属穷人光盘。无论是在恒星自旋参数λ_R和椭圆率的平面上，还是在恒星质量和比角动量j之间的关系中，星系作为一个整体在这些平面上的位置都取决于它包含了多少凸起和圆盘。作为检查的运动学分解的物理意义，我们还动态模型的星系的全球潜力内的个别星系组件。由此产生的组件表现出与光谱分解的运动学参数一致，虽然动力学建模遭受一些退化，凸起和光盘显示系统不同的内在动力学特性。这项工作证明了考虑星系的各个组成部分的价值，而不是将它们视为一个单一的实体，这忽略了可能对理解星系在何处，何时以及如何演变成我们今天看到的系统至关重要的信息。
2019-02-11 astro-ph.GA
Galaxies in the Illustris simulation as seen by the Sloan Digital Sky Survey - I: Bulge+disc decompositions, methods, and biases
我们提出了一种基于图像的方法比较流体动力学模拟中产生的星系的结构特性，以真实的星系在斯隆数字巡天。我们的工作的主要特点是引入广泛的观测现实主义，如对象拥挤，噪音和视角，模拟星系的合成图像，使它们可以公平地比较真实的星系目录。我们将我们的方法应用于$z=0$的Illustris模拟的星系无尘合成图像目录，然后用凸起+盘模型拟合以获得形态参数。在这一系列的第一篇论文中，我们详细介绍了我们的方法，量化了观测偏差，并提出了公开的bulge+disc分解目录。我们发现，我们的凸起+光盘分解在很大程度上是强大的观测偏差，影响真正的星系的分解。然而，我们确定了一个显着的人口的星系（约30\%的完整样本）在插图容易内部分割，导致系统减少通量估计的一个因素，6，较小的半光半径的一个因素的$\sim$ 2，和一般错误的膨胀总分数（B/T）=0。
2017-01-05 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
The Discovery of a Hidden Broad Line AGN in a Bulgeless Galaxy: Keck NIR Spectroscopic Observations of SDSS J085153.64+392611.76
本文报道了在一个无凸起的Seyfert 2（Sy 2）星系SDSS J085153.64+392611.76中发现的一个埋藏的活动超大质量黑洞。凯克近红外观测揭示了一个隐藏的宽线区域，允许在黑洞质量和凸起分量上都有强约束的罕见情况。利用维里质量估计，我们得到了黑洞质量log（$M_{\rm{BH}}/M_{\odot}$）= $6.78 \pm 0.50$ .这是唯一的Sy 2活动星系核托管在一个无凸起的星系维里黑洞质量估计，并可能提供重要的限制黑洞种子人口的形成方案。缺乏一个凸起的组成部分表明，SMBH增长平稳，可能是由独立于重大合并的长期过程。在没有可检测到的凸起成分的情况下，我们发现$M_{\rm{BH}}$ - $M_{\rm{stellar}}$关系比$M_{\rm{BH}}$ - $M_{\rm{bulge}}$关系更可靠。此外，我们检测到扩展窄Pa $α$发射，使我们能够创建一个旋转曲线，我们看到中央千秒差距（kpc）内的反向旋转气体。这种反向旋转的可能原因包括一个星系棒或最近一次伴星系的飞越对内部气体的破坏。这反过来又可能触发了在当前活动星系核阶段中央SMBH上的吸积。
2020-07-28 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
