Doppler-Shift Asymmetry in High-Velocity Maser Emission from Shocks in Circumnuclear Disks
简短版本：在星系NGC 4258的中心亚秒差距区域中，快速旋转的环核盘是非常圆的开普勒型，但在脉泽光谱中出现了惊人的不对称性：红移的高速源比蓝移的源多得多，强度也明显更强。在最近发现的NGC 1068和NGC 4945中，也出现了类似的强不对称性，这表明它可能是一种普遍现象。我们发现，所观察到的多普勒频移不对称性可以自然地出现由于螺旋冲击在circumnuclear磁盘，独立的存在的磁盘或观察者的方位角方向的翘曲。这些特征的高速度反映了盘中的旋转速度，而与激波速度无关。在NGC 4258 -目前定义最好的脉泽盘-所提出的方案也可以解释有趣的集群的高速脉泽斑点在不同的团块，有限的空间分布的低速源，和倾角的脉泽频谱在系统速度的磁盘。在这种情况下，我们推断盘的质量约为10 E4 Msun，质量吸积速率约为7 E-3 Msun/年，这可能与平流主导的吸积流相一致。该模型与观测到的开普勒旋转是一致的，并介绍了以前推导的黑洞质量和星系距离的修正可以忽略不计。预测包括缓慢的系统漂移的速度和位置的所有高速功能，并存在的环核磁盘划定只有高速脉泽发射。
1997-04-04 astro-ph
Protoplanetary disk in V645 Cyg as seen with H2O and methanol masers
利用VLBI阵列VLBA和EVN对22 GHz的H_2O脉泽和6.7GHz的甲醇脉泽进行射电干涉观测，获得了与年轻天体V645 Cyg有关的红外源GL 2789脉泽斑的射电图像。结果表明，脉泽的位置与光学物体的重合度在0.2“以内。脉泽斑沿南北直线分布，其位置和径向速度可用开普勒圆盘模型描述，H_2O脉泽最大半径为40 AU，甲醇脉泽最大半径为800 AU。H_2O和甲醇脉泽斑未分辨，亮温下限分别为2 × 10 ~（13）K和1.4 × 10 ~（9）K。提出了一个微波激射器的模型，其中微波激射器发射产生于围绕年轻恒星运行的冰冷行星的扩展水和甲醇包层中。
2002-05-27 astro-ph
NG7538 IRS1 N: modeling a circumstellar maser disk
我们提出了一个Keplerian盘模型来解释NGC 7538-IRS 1 N探测到的12.2和6.7GHz甲醇脉泽辐射的主要成分。利用高放大率的背景射电连续辐射沿速度相干路径通过脉泽圆盘，成功地模拟了亮脉泽谱线的亮度分布和光谱。在位置-速度图中看到的弯曲是差动旋转圆盘的特征信号。对于一个30太阳质量的中心质量，建议由其他观测，我们的模型固定的微波激射盘有大约270 AU和750 AU的内半径和外半径。
2004-07-19 astro-ph
MERLIN imaging of the maser flare in Markarian 348
MERLIN在22 GHz的Mrk 348图像显示水脉泽发射在0.02 - 0.11 Jy，在大约0.8 pc的核。这是第一次直接证实分子物质存在于Seyfert 2核附近。Mrk 348在2000年5月被观测到，比Falcke等人（2000）首次在单碟光谱中发现脉泽早了一个月。脉泽峰值通量密度增加了约三倍。微波激射区的半径小于0.6pc。从地核发出的射电连续辐射的通量密度在近两年来一直在上升。脉泽-核心分离几乎不能分辨，但在3 σ显著性水平上，它们沿视线不重合。脉泽位于北射电波瓣的方向，可能是由速度接近c的喷流冲击物质而产生的。射电连续谱的增加和脉泽耀斑之间的相关性被解释为产生高水平的核活动，通过一个共同的激发机制，虽然直接脉泽放大的核心跟踪开普勒光盘的脉泽没有完全排除。
2001-07-03 astro-ph
Methanol Masers as Tracers of Circumstellar Disks
我们发现，在许多甲醇脉泽源的脉泽位于线，沿它们的速度梯度，这表明脉泽位于边缘的拱星，或原行星，磁盘。本文给出了甲醇脉泽源G309.92+0.48在12.2GHz跃迁的VLBI观测结果，证实了以前的观测结果，即该源的脉泽沿着一条直线。我们表明，这样的源不仅是线性的空间，但在许多情况下，也有一个线性的速度梯度。然后，我们在6.7 GHz和12.2 GHz的过渡从一些恒星形成区域的模型，这些和其他数据，并表明，所观察到的甲醇脉泽的空间和速度分布，和派生的开普勒质量，是一致的绕着OB星旋转的星周盘。我们认为这一点和其他假设，并得出结论，这些甲醇脉泽中约有一半可能位于边缘的拱星盘周围的年轻恒星。由于脉泽提供了详细的速度信息，这对星周盘的研究具有特别重要的意义。
1998-06-25 astro-ph
Kinematics of water masers in high-mass star forming regions
我们对4个大质量恒星形成区（Sh 2-255 IR，IRAS 23139+5939，WB 89 -234和OMC 2）的22.2 GHz水脉泽进行了多历元EVN观测。这三个观测时期的时间跨度为6个月。在每个区域，水脉泽发射可能起源于接近（在几百个天文单位内）形成的高质量YSO。几个脉泽功能（~10）已被检测到每个源，并为这些功能持续超过三个时代，自行已被导出。自行的振幅被发现是大于视线速度的变化范围，并在每个所观察到的源的自行方向似乎表明一个膨胀运动。22.2GHz水脉泽跟踪的气体运动学与水脉泽发射的激波激发性质是相容的。三种不同的运动学模型（球形膨胀壳，开普勒旋转盘，和锥形流出）进行了拟合的三维速度场的检测脉泽功能。这些配合的结果，再加上VLBI地图与最高分辨率的图像的来源在几个热示踪剂的比较，表明水脉泽功能最有可能跟踪的内部部分的分子流出检测到更大的尺度。
2004-11-06 astro-ph
Water Maser Emission from the Active Nucleus in M51
报道了漩涡星系M 51（NGC 5194）中心区域的22 GHz水汽“千脉泽”发射。红移的光谱特征（VLsr ~ 560 km/s），在2000年的大部分时间里都在燃烧，起源于一个空间上无法分辨的脉泽斑点，其大小小于30 mas（小于1.5 pc），距离核小于250 mas。这些数据提供了H2O千脉泽与活动星系核（AGN）关联的第一个直接证据。2001年初，还探测到了蓝移脉泽发射（Vlsr ~ 435 km/s）。红移和蓝移特征不对称地包围系统速度。在旋转开普勒环的标准模型中，这可能表明存在高度偏心的环核云，或者来自径向延伸环的红移和蓝移“高速”发射。然而，与测量的H2O位置最一致的是，红移的H2O发射与双极射电喷流的北部相关联。在这种情况下，（较弱的）北方急流正在消退，而蓝移的H2O排放与接近南方急流。
2001-09-10 astro-ph
VLBI Imaging of Water Maser Emission from the Nuclear Torus of NGC 1068
我们首次合成了塞弗特星系NGC 1068中央引擎的H2O脉泽辐射的VLBI图像。辐射从系统速度延伸约+/-300 km/s。亚毫角秒角分辨率的图像表明，红移发射位于沿弧的西北系统的发射。(The蓝移发射还没有被VLBI成像。基于微波激射速度和已知射电喷流的相对方向，我们提出微波激射发射产生于一个近边缘的环面表面，那里的物理条件有利于微波激射作用。环面的可见部分轴向较厚，具有可比的高度和半径。速度场表示围绕位于约0.65 pc的圆柱半径内的约1 e7 Msun的中心质量的次开普勒差分旋转。中央引擎的光度估计约为爱丁顿极限的0.5。在环中心附近没有可探测到的致密射电连续辐射（在0.1 pc尺度上T_B<5e 6 K），因此观测到的平谱核不能是直接的自吸收同步辐射。
1996-09-11 astro-ph
A Circumstellar Disc in a High-Mass Star Forming Region
我们提出了一个Keplerian圆盘模型来解释NGC 7538-IRS 1 N探测到的12.2和6.7GHz甲醇脉泽辐射的主要成分。利用高放大率的背景射电连续辐射沿速度相干路径通过脉泽圆盘，成功地模拟了亮脉泽谱线的亮度分布和光谱。在位置-速度图中看到的弯曲是差动旋转盘的特征信号。对于一个30太阳质量的中心质量，建议由其他观测，我们的模型固定的微波激射盘有大约350 AU和1000 AU的内半径和外半径。
2004-01-26 astro-ph
Accretion and Outflow Traced by Water Masers in the Circinus AGN
第一张在Circinus星系AGN的VLBI水脉泽发射图像显示了一个扭曲的，边缘上的吸积盘和从中央引擎流出的0.1到1 pc。根据开普勒自转曲线，推测中心质量为130万个太阳，而盘的质量可能在10万个太阳的数量级。双极，广角流出似乎包含从中心质量<0.1 pc内喷出的“子弹”。在千秒差距尺度上活动星系核电离锥中观察到的细丝和子弹的位置表明，圆盘将气流引导到半径约为0.4秒差距的地方，在那里气流似乎会破坏圆盘。
2000-12-01 astro-ph
Tracing the base of protostellar wind(s) towards the high-mass star forming region AFGL 5142: VLA continuum and VLBA water maser observations
利用VLBA对22.2GHz水脉泽进行了相位参考多历元观测，利用VLA对大质量SFR AFGL 5142进行了连续辐射的多频研究。水脉泽发射来自两个细长结构（表示为第一组和第二组），与测量的自行沿结构的伸长轴对齐。每组由两个（蓝移和红移）的功能集群分开几百和几千AU分别为第一组和第二组。第二组的脉泽功能的位置和速度都沿着一个方向接近的流出跟踪HCO+和SiO的排放几十角秒的角尺度上的轴。我们预测，脉泽发射产生的密集，冲击分子团沿轴的分子外流位移。第一组的两个脉泽星团在天空中的方向与第二组脉泽特征所追踪的喷流/外流轴形成一个大角度（> 60度）。我们已经检测到一个紧凑的（8.4和22 GHz）的连续源，落在靠近质心的第一组脉泽，表明源电离的气体也是负责激发的水脉泽。运动学分析表明，第一组脉泽跟踪流出，而不是旋转的气体，放弃开普勒磁盘的情况下，在以前的文件中提出的第一组。由于连接第二族两个脉泽团的轴并不穿过连续谱源的位置，第二族脉泽可能是由一个（未被探测到的）大质量的YSO激发的，不同于负责激发第一族脉泽的那个（由VLA连续谱发射精确定位）。
2005-10-03 astro-ph
EVN observations of water masers towards the high-mass young stellar object in AFGL 5142
我们对AFGL 5142中的22.2 GHz水脉泽进行了多历元EVN观测。在四个观测时期，跨越一年的时间，12个不同的脉泽功能已被检测到，其中7个在一个以上的时代检测。VLBI特征的位置和速度与以前通过VLA观测确定的发射中心的位置和速度吻合得很好。对于一些功能，持续超过三个或四个时代，准确的值自行推导。根据它们的空间分布，可以将观测到的脉泽特征分为两类。一个模型适合的位置和速度的脉泽功能的第一组，检测到在同一地区（在~500质量）的大规模YSO应该位于，表明这些可能出现在表面上的一个近边缘的开普勒磁盘，旋转周围的一个大规模的年轻恒星对象。第II组脉泽特征是在距离YSO很远的地方（> 1 arcsec）发现的，其位置和视向速度与大尺度分子外流的蓝移波瓣（由HCO+和SiO辐射追踪）一致，可能是由年轻星体流出的气体与祖先分子核周围气体之间的相互作用造成的。
2004-03-17 astro-ph
First images of 6.7-GHz methanol masers in DR21(OH) and DR21(OH)N
本文给出了大质量恒星形成区DR 21（OH）和DR 21（OH）N中6.7-GHz甲醇脉泽的第一批图像。通过测量这些脉泽的形状、径向速度和偏振特性，就有可能绘制出新形成的大质量恒星周围分子气体的结构、运动学和磁场。观测的内在角分辨率为43 mas（在DR 21的距离上约为100 AU），但通过采用非标准映射技术揭示了远小于此的结构。这种技术被用来试图识别与甲醇脉泽相关的物理结构（如圆盘、外流、激波）。发现了两个不同的恒星形成中心。在DR 21（OH）中，脉泽具有线性形态，并且每个脉泽斑点都显示出与大尺度结构相同方向的内部速度梯度。他们被发现在同一位置的OH 1.7-GHz的基态脉泽，接近CO和I类甲醇脉泽跟踪流出的中心。脉泽的形状和速度梯度表明它们可能描绘了一个冲击波。在DR 21（OH）N中，甲醇脉泽跟踪一个具有双峰轮廓和复杂速度梯度的弧。这种速度梯度非常类似于开普勒圆盘的速度梯度。电弧中的脉泽是4.5%线性极化的，其极化角表明磁场方向大致垂直于该区域的大尺度磁场（由CO和尘埃极化的较低角分辨率测量值表示）。通道的质心映射的通道的适用性进行了讨论，作为一种改进的和可行的手段，以最大限度地提高从数据中获得的信息。
2007-11-18 astro-ph
A Deep 0.3-10 keV Spectrum of the H$_{2}$O Maser Galaxy IC 2560
本文给出了IC 2560的Seyfert 2核的一个新的XMM-牛顿能谱，该核是倾斜的开普勒吸积盘中H $_{2}$ O脉泽发射的宿主。X射线光谱显示出由于多温度电离等离子体的软过剩，硬连续和来自Mg、Si、S、Ca、Fe和Ni的强发射特征，主要是由于荧光。这与来自大部分中性介质的连续谱的反射和由于高柱密度$>$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$引起的遮蔽一致。反射分量的幅度可能超过中心未被遮蔽的亮度的10%。这比在其他Seyfert 2源（如NGC 4945）中观察到的反射分数高出几个百分点。我们观察到一个发射线在6.7千电子伏，可能是由于FeXXV，未检测到在以前的钱德拉观测。与这条线相关的吸收柱密度小于10 $^{23}$ cm $^{-2}$，低于中心源的遮蔽。我们假设，这种高度电离的Fe线发射起源于温暖的气体，也负责的散射成分的连续发射，可能占主导地位的光谱之间的1和3千电子伏。我们比较了IC 2560和其他活动星系核的X射线和脉泽发射特性，这些活动星系核表现出起源于中心引擎周围的盘结构的水脉泽发射。与脉泽作用相关的盘区域的温度与预期的400- 1000 K范围一致。盘状结构的块状性（从脉泽分布推断）可能取决于中心引擎的未被遮蔽的光度。
2008-01-15 astro-ph
EVN observations of an OH maser burst in OH17.7-2.0
我们观测到了OH 1612-MHz脉泽辐射，朝向2003年经历了一次非常强烈和不寻常的爆发的原行星状星云候选者OH 17.7 -2.0。用EVN获得了相位参考数据，以便定位爆发并检查其可能的原因。大部分的发射来自一个不完整的球壳与内，外半径分别为220和850质量。有一个强有力的证据表明，脉泽组件出现由于一个类似的喷流后AGB外流与残余的外部AGB壳层的相互作用。这种相互作用最显著的特征是在73.3km/s附近强烈的偏振辐射爆发，来自两个亮度温度高达10^11K的未分辨分量，它们位于距离中心恒星2500 AU的双锥区边缘。值得注意的是，这个OH双锥区域与从近红外图像推断的极地外流很好地对齐。
2007-06-06 astro-ph
A Stellar Dynamical Measurement of the Black Hole Mass in the Maser Galaxy NGC 4258
通过建立螺旋星系NGC 4258的轴对称动力学模型，确定了该星系中心黑洞的质量。这些模型受到{ \em哈勃太空望远镜}获得的核区域的高空间分辨率成像和长缝光谱的限制，并得到扩展到更大半径的地面观测的补充。我们的最佳质量估计是距离为7.28 Mpc的$\MBH = (3.3 \pm 0.2) \times 10^7 \MSun $（仅统计误差）。这是在$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$的15%之内，$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$是从水脉泽的运动学（重新缩放到相同的距离）确定的质量，假设它们在弯曲圆盘中处于开普勒旋转。NGC 4258的精确动力学模型的构建受到了一些影响，因为它有一个尚未解决的活动核和颜色梯度，后者是由恒星星族的变化和/或模糊的尘埃造成的。这些问题是不存在于$\sim 30$其他黑洞质量的测定从恒星动力学，已公布的我们和其他团体，因此，相对接近的协议之间的恒星动力学质量和脉泽质量在NGC 4258增强了我们的信心，在其他星系的黑洞质量确定从恒星动力学使用类似的方法和数据的可比质量。
2008-08-28 astro-ph
The Parsec-scale Accretion Disk in NGC 3393
我们提供了NGC 3393核区水脉泽发射的甚长基线干涉测量图像。脉泽辐射在与kpc尺度射电喷流和窄线区轴线垂直的位置角$\sim -34\degr$上呈线性分布。位置-速度图显示了系统速度和估计的动力中心的红蓝不对称，因此与旋转一致。假设在一个边缘盘开普勒旋转，我们得到一个封闭的质量$(3.1\pm 0.2) \times 10^7 M_{\sun}$内$0.36\pm 0.02$ pc（$1.48\pm 0.06$ mas），这对应于一个平均质量密度为$\sim10^{8.2} M_{\sun}$ pc $^{-3}$。我们还报告了测量与绿岸望远镜的速度漂移，在磁盘内的向心加速度的表现，$5\pm 1$公里秒$^{-1}$年$^{-1}$在$\sim3880$公里秒$^{-1}$脉泽功能，这是最有可能位于沿视线的动态中心的系统。根据该特征的加速，我们估计$0.17\pm 0.02$ pc的盘半径，其小于沿着中线发生的发射的内部盘半径（$0.36\pm 0.02$ pc）（即，节点线）。沿瞄准线到动力中心的辐射明显比从盘中线的辐射更靠近中心，这与原型脉泽系统NGC 4258和NGC 1068的情况相反。脉泽沿着中线追踪到的盘的外半径约为1.5秒差距。
2008-01-30 astro-ph
The AGB superwind speed at low metallicity
我们提出的调查结果在1612 MHz的尘埃笼罩的AGB星和超巨星在LMC和SMC的OH脉泽发射，与Parkes射电望远镜，旨在推导出的速度的超风的双峰OH脉泽配置文件。在LMC的8个目标中，我们探测到了5个，其中3个是新的探测-在两个SMC目标中没有探测到脉泽发射。我们首次在极端红超巨星IRAS 04553-6825中探测到OH脉泽剖面的红移分量，证实了其风速被严重低估的怀疑。尽管IRAS 04407-7000的光谱有了很大的改进，它被认为是一个单峰的OH脉泽，但没有检测到互补峰。IRAS 05003-6712的新探测也是单峰的，但对于另外两个新探测，IRAS 04498-6842和IRAS 05558-7000，风速可以从它们的双峰脉泽廓线确定。已知的OH/IR星在大麦哲伦星云的完整样本进行了比较，在银河系中心的OH/IR星的样本。LMC源一般表现出明显的不对称之间的明亮的蓝移脉泽发射和较弱的红移发射，我们归因于更大的贡献放大的辐射直接来自恒星本身的LMC源都更明亮，少尘埃比他们的银河系中心的同行。我们确认OH脉泽强度是衡量尘埃（而不是气体）的质量损失率。在一个给定的光度或脉动周期，在大麦哲伦星系源的风速低于在银河系中心的来源，和观察到的趋势确认简单的辐射驱动风理论，如果尘埃与气体的比例近似成正比的金属丰度。
2004-10-05 astro-ph
Accretion and Outflow in the Circinus AGN
第一张在Circinus星系AGN的VLBI水脉泽发射图像显示了一个吸积盘和从中央引擎流出的0.1到1 pc。脉泽追踪的是一个弯曲的、边缘朝上的吸积盘，半径在0.1到0.4 pc之间，被1.3 × 10^6兆太阳的中心质量束缚着。自转曲线比开普勒自转定律稍平坦，与质量约为10^5兆太阳的盘相一致。离合器子结构可能显示出与旋臂一致的运动学特征。在远离圆盘的地方，第二群水脉泽广泛地追踪着一个双极的、广角的流出物，其中包含从中心发动机中心区域喷射出来的（子弹状的）团块，半径小于0.1 pc。在半径约为0.4秒差距的范围内，吸积盘的翘曲似乎是流出物的通道，流出物在天空中的方向与已知的千秒差距尺度电离锥的方向一致。超过这个半径，气流穿过盘并将其截断，这表明当前的吸积事件和相关的盘流出几何形状的寿命大约为10^7年。
2000-10-13 astro-ph
Sensitive VLBI Studies of the OH Megamaser Emission from IRAS 17208-0014
本文介绍了射电连续谱和超亮红外星系IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽辐射的相位参考VLBI结果。这些观测是在1599 MHz下使用甚长基线阵列、相控VLA和绿岸望远镜进行的。最高分辨率的射电连续谱结果显示了几个亮度温度在$10^{6}$ K量级的致密源。这些来源更有可能是星团超新星遗迹和/或发光的射电超新星。然而，观测到的和预期的5 $σ$以上的致密源数量之间的一致性支持了这样一种可能性，即每一个致密源都可能由最近引爆的发光射电超新星主导。连续谱的结果表明，在该星系的核区不存在射电强活动星系核。在不同的角分辨率下探测到IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽发射。其范围为$170 \times 110$ pc，主要位于相隔61 pc的两个区域。脉泽发射的结构和动力学似乎是一致的cloudical，旋转，环状几何形状，与两个占主导地位的脉泽区域标记的切点的建议的双环分布。假设旋转脉泽环为开普勒运动，则在半径为30.5pc的范围内，其所含动力学质量和质量密度分别约为{ $3 \times 10^7 ({\rm sin}^{-2}i) M{_\odot}$ }和$281 ({\rm sin}^{-2} i) M{_\odot} {\rm pc}^{-3}$。
2006-08-29 astro-ph
The Circumstellar Environment of the Early B Protostar G192.16-3.84 and the Discovery of a Low-Mass, Protostellar Core
我们在NH_3（1，1）、22.2GHz水脉泽、1.3cm连续辐射和850微米处观测了与早期B原恒星G192.16-3.84有关的大质量恒星形成区。与G192.16相关的致密气体是星团，光学上很薄，质量为0.9 Msun。氨核心的重力不稳定，这可能标志着这个系统的外流阶段即将结束。水脉泽追踪到G192.16以北0.8”（1600天文单位，距离2千秒差距）的电离喷流。脉泽也位于G192.16的500 AU范围内，它们的速度分布与脉泽发射产生于以G192.16为中心的1000 AU旋转圆盘的解释一致，但并不强烈支持。在G192.16以南约30”（0.3 pc）是一个致密的光学厚度（光学厚度= 1.2）的氨核（称为G192 S3），估计质量为2.6 Msun。基于850微米和1.2毫米的连续辐射，G192 S3可能拥有一个非常年轻的低质量原恒星或原星团。G192 S3核心中的致密气体很可能受到重力束缚，可能代表该区域下一个恒星形成的地点。
2004-06-16 astro-ph
A Warped Accretion Disk and Wide Angle Outflow in the Inner Parsec of the Circinus Galaxy
我们提出的第一个VLBI地图的H2O脉泽发射（λ 1.3厘米）在Circinus星系的核，构造与澳大利亚望远镜长基线阵列获得的数据。脉泽辐射的轨迹是一个半径为0.11+/-0.02和0.40秒差距之间的弯曲的、边缘朝上的吸积盘，以及一个从估计的盘中心延伸到约1秒差距的广角流出。盘的旋转接近开普勒（v的变化为1/sqrt（r）），最大检测到的旋转速度为260 km/s，推断的中心质量为1.7+/-0.3 x 10^6太阳质量。流出脉泽在盘的上下呈不规则分布，沿视向投影，相对流出速度可达~+/-160 km/s。虽然向外运动的物质中只有微弱的旋转证据，但气流可能起源于离中心引擎不到0.1 pc的地方，可能是在吸积盘的向内延伸部分。我们观察到，扭曲的磁盘似乎准直流出，并固定的程度上观察到较大的角度尺度的电离锥。这项研究提供了第一个直接证据（即，通过成像）的尘埃，高密度，分子物质的核流出<1 pc的塞弗特星系的中央引擎，以及第一个图形证据，扭曲的吸积盘可以渠道外流和照明模式的活动星系核。我们推测，同样的安排，这在某些方面避免了需要一个几何厚，尘埃环面，可能适用于其他类型的2活动星系核。
2003-02-25 astro-ph
Investigating the Nature of the Dust Emission around Massive Protostar NGC 7538 IRS 1: Circumstellar Disk and Outflow?
我们已经获得了高分辨率的中红外图像的大质量的原恒星NGC 7538 IRS 1使用米歇尔在双子座北，并发现，拱星尘埃与此源扩展在大和小尺度上。大尺度中红外辐射在IRS1峰附近不对称，向西北方向的辐射大于向东南方向的辐射。中红外线发射的位置角与线性分布的甲醇脉泽的位置角相似，甲醇脉泽被认为是跟踪拱星盘。然而，该位置角也非常类似于该区域中的CO流出的位置角，该区域似乎以IRS 1为中心。我们认为，大规模的扩展中红外辐射是来自尘埃加热的流出腔附近的源的墙壁。IRS 1在中红外波段也被拉长，但尺度较小，而且这种拉长接近于垂直于CO外流（以及线性分布的甲醇脉泽）的轴。由于它相对于流出物的方向和它的估计大小（R_disk在11.7 μ m处约为450 AU），我们认为在中红外线上看到的小尺度伸长是一个拱星盘，可能正在准直IRS 1的流出物。
2005-06-20 astro-ph
The origin of optical emission from super-Eddington accreting Active Galactic Nuclei: the case of Ton S 180
自引力吸积盘只在少数几个附近的物体中使用脉泽斑点在秒差距尺度上进行了研究。在超爱丁顿吸积活动星系核中发现了一个新的观测自引力吸积盘的光谱窗口。该窗口通过计算非自引力盘的最外半径（rsg）和作为各种盘参数的函数的相应发射波长（lsg）来确定。我们发现，当Mdot > 70（M_BH / 10^7 M_Sun）^-1 L_Edd/c^2（其中α、Mdot、M_BH和L_Edd分别是粘性参数、气体吸积到中心黑洞（BH）上的速率、BH质量和爱丁顿光度）时，α =0.1时lsg达到~ 4000 AA。此外，对于α = 0.001，lsg小至1500 AA，这是本研究中最小的α情况。因此，观测活动星系核吸积盘自引力部分的窗口是2微米到lsg。顺便说一下，对于Mdot >~ 10^3.3 L_Edd/c^2，rsg可以小于光子捕获半径。也就是说，一个自引力，光学厚，对流占主导地位的吸积盘预计将出现在极高的吸积率制度。接下来，我们证明了一个明亮的，经过充分研究的窄线塞弗特1星系，Ton S 180的中红外X射线光谱，确实很好地拟合了以下三个组成部分所产生的光谱：一个内部的细长盘（有日冕），一个外部的，自引力非开普勒盘和一个尘埃环面。BH质量加上整个盘质量的总质量约为（1.4 - 8.0）M_BH。如果表面密度随半径r的变化与r^-0.6成正比，则总质量与由H_β和[O III]宽度估算的中心质量一…
2003-11-12 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant RX J1713.7-3946 and its central source
我们提出了来自超新星遗迹（SNR）RX J1713.7- 3946（也G347.3- 0.5）的观测的新结果，在五个不同的点与EPIC仪器上的卫星XMM-牛顿。RX J1713.7--3946是一种以X射线中的同步辐射为主的壳型信噪比。其发射（发射测量和光子指数）以及沿视线的吸收已在整个SNR上表征。吸收柱密度的X射线成像显示出很强的受约束的变化（0.4 10^22 cm^-2 < NH < 1.1 10^22 cm^-2），特别是在西南部有很强的吸收。此外，有几个线索表明RX J1713.7- 3946的冲击波前锋正在影响负责吸收的云层，例如，沿着西部边缘的X射线吸收和X射线亮度之间的正相关性。CO和HI的观测结果表明，当SNR位于1.3 +/-0.4kpc的距离上，而不是通常认为的6 kpc时，所推断的累积吸收柱密度与残骸不同位置的X射线观测结果非常一致。过量的CO排放被发现在西南部，这表明吸收是由于分子云。在西南地区寻找OH脉泽一直不成功，可能是由于云的密度低。光子指数的X射线映射也揭示了强烈的变化（1.8 < Gamma < 2.6）。[See文章全文摘要]
2004-07-16 astro-ph
