Chandra X-ray Spectroscopic Imaging of Sgr A* and the Central Parsec of the Galaxy
我们目前的结果，我们的钱德拉观测与ACIS-I仪器中心的人马座A *（Sgr A *），紧凑的非热射电源与大质量的黑洞（MBH）在银河系的动力学中心的位置。我们获得了第一个高空间分辨率的（~1 arcsec），硬X射线（0.5 - 7 keV）中央40 pc图像（17弧分），并发现了一个X射线源CXOGC J174540.0 - 290027，与Sgr A * 的射电位置重合，误差在0.35弧秒以内，对应于16光日的最大投影距离，假设到银河系中心的距离为8.0 kpc。我们在40.3 ks内从源接收到222 +/-17（1 sigma）净计数。由于计数较少，该光谱通过具有光子指数γ = 2.7吸收幂律模型很好地拟合（1.8 - 4.0）和柱密度NH =（9.8 [6.8 - 14.2]）x 10^22 cm ^-2（90%置信区间），或者采用吸收光学薄热等离子体模型，kT = 1.9（1.4 - 2.8）keV，NH =（11.5 [8.4 - 15.9]）x 10^22 cm ^-2。使用幂律模型，在2 - 10 keV波段测得的（吸收的）通量为（1.3 [1.1 - 1.7]）x 10 ^-13 ergs cm ^-2 s ^-1，经吸收校正的光度为（2.4 [1.8 - 5.4]）x 10^33 ergs ^-1。我们还简要地讨论了复杂的结构的X射线发射的Sgr A无线电复合…
2001-02-08 astro-ph
The Galactic Center stellar cluster: The central arcsecond
随着10年的高分辨率成像数据，现在可以在银河系中心的星团，我们分析了恒星的动态投影距离$\leq1.2''$从中央黑洞候选人人马座A*（Sgr A*）。我们发现的证据径向各向异性的星团周围的Sgr A*。我们确认/发现6颗恒星的加速运动，其中4颗恒星在观测的时间跨度内通过了它们轨道的近心。我们计算/约束这些恒星的轨道参数。所有轨道都有中等偏高的离心率。加速度的中心与Sgr A* 的无线电位置一致。从恒星S2的轨道，目前最严格的约束之一，我们确定的Sgr A* 的质量为$3.3\pm0.7\times10^{6}$ M $_{\odot}$和它的位置为$2.0\pm2.4$ mas东和$2.7\pm4.5$ mas南标称无线电位置。这些数据提供了令人信服的证据，证明Sgr A* 是一个单一的超大质量黑洞。
2003-04-10 astro-ph
Hot Molecular Gas in the Central 10 Parsecs of the Galaxy
本文给出了甚大天线阵对NH_3（1，1），（2，2），（3，3）和（6，6）的观测结果。数据采样银河系内部10 pc（4 '），速度覆盖范围为-140至+130 km/s。速度积分NH_3（3，3）图像显示，Sgr A East超新星遗迹正撞击东北方向的50 km/s大麦哲伦星云、北面的北脊和西面的西流光。这些结果意味着Sgr A East对Sgr A* 附近的分子环境有很大的影响，并且可能将大部分分子气体推离Sgr A*。详细讨论了西部流光的物理性质及其与Sgr A东部流光的关系。我们还总结了热分子气体的检测小于2 pc从Sgr A* 的投影距离。这种气体只在NH_3（6，6）中可见，谱线宽度为75-85 km/s，表明它在物理上靠近核。
2003-03-06 astro-ph
High Proper Motion Stars in the Vicinity of Sgr A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy
在两年的时间里（1995-1997），我们进行了衍射限制成像研究在2.2微米的内部6“x6”的银河系的中央星团使用凯克10米望远镜。所获得的K波段图像揭示了大量的暗淡恒星。我们使用一种无偏的方法来识别和选择要包括在这个自行研究中的恒星，这导致了90颗恒星的样本，亮度范围从K=9-17，速度高达1,400+-100公里/秒。与早期的工作（Eckart等，1997; Genzel等，1997）相比，源的混淆度降低了9倍，在银河系中心25弧秒^[2]范围内进行自行测量的恒星数量增加了一倍，在中心1弧秒^[2]范围内进行速度测量的精度提高了4倍。恒星表面密度和速度色散的峰值与异常射电源和黑洞候选者Sgr A* 的位置一致，表明Sgr A* 是重合的（+-0。“1）与银河系的动力中心。作为到Sgr A* 距离的函数，速度色散显示出与开普勒运动很好的拟合，该运动围绕一个中心暗质量为2.6（+-0.2 x10 ^6 Mo，体积限制在至多10^-6 pc ^3的范围内，这与早期的结果一致。虽然测量中的不确定性在数学上允许物质作为一个簇分布在这个体积上，但没有实际的簇在物理上是站得住脚的。因此，在不考虑Sgr A* 存在的情况下，我们推断出的至少为10^12 Mo/pc ^3的大中心密度超过了在任何其他星系中心发现的体积平均质量密度，这使我们得出结论：我们的星系中心存在一个大质量的黑洞。
1998-07-21 astro-ph
The Sgr A* Stellar Cluster: New NIR Imaging and Spectroscopy
我们报告的初步结果的基础上，新的近红外观测的中央星团我们的银河系进行的红外光谱仪ISAAC在ESO VLT UT 1和MPE斑点相机夏普在ESO NTT。我们获得了λ/ dlambda ≥ 3000 K带光谱的2.058 μ m He I，2.165 μ m Br γ发射线，和2.29 μ m CO带头吸收线。这些数据清楚地表明，在Sgr A* 位置，中央星团的北部（S1/S2区）没有强的CO带头吸收。这使得这些K~14.5恒星很可能是O 9- B0.5恒星，质量为15 - 20 M（太阳）。星团南部（S10/S11区域）较弱的CO带头吸收可能是由于邻近恒星的贡献。我们还报告了在中央星团的位置检测到Br伽马线发射，这可能与“迷你螺旋”，而不是与Sgr A* 集群本身。在NTT，我们获得了另一个时代的自行测量。震源位置的变化与早期自行速度的变化一致。
1999-11-02 astro-ph
The Kinematics, Orbit, and Survival of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座星系（Sgr）是银河系中距离我们最近的卫星星系，它在银河系的许多轨道上都幸存下来。现存的数值计算将这个星系模拟为一个中心集中质量分布的系统，并发现它应该每2- 4个轨道就失去一半以上的质量，并且在很久以前就完全瓦解了。显然，Sgr和其他dSph星系的暗物质并没有集中在中心的轮廓。我们开发了一个模型，其中恒星的Sgr矮星嵌入在一个恒定密度的暗物质晕，代表的核心潮汐有限的系统，并表明，这是一致的，它的生存。我们提出了新的光度和运动学观测的Sgr和显示这些数据是一致的，这个星系的持续存在的解释。Sgr正被潮汐扭曲，潮汐受到限制，但还没有被破坏。对应的最小总质量为$10^9 \msun$，而中心质量与可见光的比值为$\sim 50$（太阳单位）。我们新的照相测光允许在$22°\times 8°$区域内探测Sgr的主序星。Sgr是扁长的，其轴比为$\sim$ ~3：1：1。对于银河系中心到太阳的距离为$16 \pm 2 \kpc$，长轴为$\gta 9 \kpc$长，并且近似垂直于银河系平面，大致沿着坐标线$\ell=5^\circ$。作为Sgr成员的巨星的中心速度色散是$11.4 \pm 0.7 \kms$，并且在星系表面上是恒定的。平均视线速度的梯度与沿
1996-12-03 astro-ph
Anatomy of the Sagittarius A complex: IV. Sgr A* and the Central Cavity revisi- ted
我们目前的submm图像的Sgr A* 和它的周围环境获得800，600和450 $μ$ m的JCMT和推导的通量密度的Sgr A* 在所有三个波长。结合Gezari和同事在MIR波长的上限，得到了时间平均无线电频谱，其增加$\propto ν^{1/3}$，在$ν_max \ga 600 GHz$处达到最大值，并且在频率$\ga 10^4$ GHz处必须迅速减小。这个光谱允许在望远镜光束中有大约50 K尘埃和相关氢的$3 M}_\odot$。虽然在几个月的时间尺度上的变化，现在已经很好地建立了频率范围$ν\la 100 GHz$，我们的调查变异性在更高的频率仍然只产生边缘的结果。环核盘（CND）在中央12 pc上延伸。在银河系中心半径$R \sim 1 pc$处，尘埃和氢柱的密度下降到很低的值，形成了中央空洞。我们的亚毫米图像显示这个空腔的底部相当平坦。尘埃排放的变化与Jackson等人（1993年）报告的位于小旋臂北旋臂和东旋臂之间的原子氢$\sim 200 M_\odot$“舌头”的探测结果一致。我们提出了一个修订的submm/IR光谱的中央$30\arcsec$（R $\la 0.6 pc$）与流量密度校正星际消光$A_v \sim 31 mag$。该光谱在$λ\sim 20 μm$处达到最大值，并且来自与东臂和东西酒吧相关的温度为$\sim 170 - 400 K$的尘埃…
1994-10-27 astro-ph
The central density cusp of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
本文分析了人马座矮球状星系中心区域的密度分布。观测到Sgr星的密度增强。检测到的尖瓣的峰位置与M54的中心无法区分。尖点的光度特性与在矮椭圆星系的核中观察到的完全一致，表明Sgr dSph将独立于其中心的M54的存在而作为有核星系出现。
2004-11-04 astro-ph
Sgr A* in context: daily flares as a probe of the fundamental X-ray emission process in accreting black holes
我们的银河系中心超大质量黑洞Sgr A*，大部分时间都处于非常稳定、极低光度（~10^{-9} L_Edd）的热静态，每天都会被短暂的非热X射线耀斑打断。因为它们没有伴随着无线电波长的显著变化，耀斑使得Sgr A* 在黑洞以略高的速率吸积的背景下变得不寻常。这些来源显示了无线电/X射线光度的相关性，其归一化与中心质量成比例，并且在吸积功率的数量级上保持不变。在这种相关性中存在显著的分散性，部分原因是测量的不确定性和固有的可变性。通过研究在射电光度中包含Sgr A* 的源的相关性，并且其物理参数被很好地测量，我们可以导出这种局部散射的统计测量。我们发现，Sgr A* 在平静和较低强度的耀斑下降远低于相关的X射线光度。最亮的耀斑在散射中是一致的，这可能表明X射线光度的上限。这一趋势表明，在吸积活动的极端低端，只有在无线电/X射线相关性被跟踪的状态转变。这种情况是容易测试的，因为它必须满足三个独特的观测预测：1）只要Sgr A* 保持在其当前的射电光度，就不会看到统计上超过相关性预测的X射线耀斑，2）在X射线中不会看到已经在相关性上的源类似于Sgr A* 的耀斑（即，射电光度没有相应的增加），和3）低于临界吸积率或光度的源将显示类似于Sgr A* 的耀斑，在时间尺度上适合于它们的质量。
2004-12-09 astro-ph
The distance to the Sgr dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
我们导出了从红巨星分支尖端到人马座矮椭球星系中心区域的距离。所获得的距离模数是$(m-M)_0=17.10\pm0.15$，对应于日心距离$D=26.30\pm1.8$ Kpc。在采用最精确的星团金属丰度估算和最近的$M_V(RRLy) vs.[Fe/H]$关系标定后，这个估算值与球状星团M~54的RR型天琴座星的距离吻合得很好。
2004-06-15 astro-ph
The Jet Model for Sgr A*
本文评述了银河系中心超大质量黑洞候选者Sgr A* 的喷流模型。最新的模型，减少了一组参数，能够解释所有主要的无线电特性的来源：大小，结构，通量密度和频谱。该模型要求最小喷流功率约为10 ^39 erg/sec，在共生喷流/盘系统中，对于射电强喷流，最小吸积速率为10^-8 M_sun/yr的数倍，对于射电静喷流，最小吸积速率为10^-5 M_sun/yr。Sgr A* 通量的低近红外极限则意味着进入中心黑洞的吸积流必须是辐射不足的，但很可能具有高粘度。在射流模型中，Sgr A* 频谱的高频部分被自洽地解释为流出的喷嘴。在一个共生模型中，喷流的这个最里面的区域可能与平流主导的吸积盘、邦迪-霍伊尔吸积流或任何其他类型的暗吸积过程的最里面的区域相一致。紧凑的喷嘴区域是特别重要的，因为它可以被用来作为一个背景光子源，对中心黑洞可以直接成像与未来的毫米VLBI实验。
1999-09-27 astro-ph
Ejection of hypervelocity binary stars by a black hole of intermediate mass orbiting Sgr A*
在星系晕中发现超高速双星（HVB）将为Sgr A* 存在大质量黑洞伴星提供明确的证据。本文用混合方法计算了一个假想的中等质量黑洞（IMBH，M_2<10^5 \msun）绕Sgr A* 的抛射率和产生的HVB总数。根据M_2的质量和银河系中央秒差距内双星的性质，我们证明了在双星黑洞合并之前，银河系中心可能会排出的未被破坏的HVB的数量从零到最多几十个。因此，在一次完整的超高速恒星巡天中没有发现双星，并不能排除在过去的10^8年里发生了IMBH-Sgr A* 螺旋事件。
2008-10-21 astro-ph
The Planetary Nebula population of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在人马座矮椭球星系中发现了两个新的行星状星云。这使总数达到四个。第一个，StWr 2-21，属于Sgr的主体。第二，晕PN BoBn 1，有一个位置，距离和速度与Sgr的领先的潮汐尾。我们估计，10%的星系晕由Sgr碎片组成。PNe的比频率表明Sgr的总光度（包括其潮汐尾）为M_V=-14.1。StWr 2-21显示出高丰度[O/H]=-0.23，这证实了Bonaficio等人（2004年）发现的Sgr中的高金属丰度群体。陡峭的金属丰度-年龄梯度在Sgr是由于ISM删除在银河系平面通道，ISM改造由于恒星质量损失，并可能吸积富含金属的气体从我们的银河系。由于恒星质量损失，Sgr的ISM再形成速率为5 × 10^-4 M_sun/年^-1，相当于每个轨道周期约10^6 M_sun。哈勃望远镜的图像显示了发达的双极形态，并提供了清晰的中心恒星的检测。所有三颗深光谱的恒星都显示出WR线，这表明祖先质量和金属丰度决定了PN中心恒星是否发展出WR光谱。其中一颗Sgr PN属于IR-[WC]星。膨胀速度被确定为三个星云。与流体动力学模型的比较表明，初始密度分布为rho ~ r^-3。这是AGB质量损失率增加的证据。质量损失率的峰值约为10^-4 M_sun/年^-1。IR-[WC] PN，He 2-436，提供了迄今为止唯一直接探测矮球状星系中尘埃的方法。
2006-03-16 astro-ph
Stellar Dynamics in the Galactic centre: Proper Motions and Anisotropy
我们报告了一个新的分析恒星动力学在银河系中心，根据改进的天空和LOS速度为>100恒星在几个弧秒的SgrA*。总的来说，运动并不强烈偏离各向同性。对于32颗恒星的所有3个组成部分确定的绝对，LOS和天空的速度一致，以及作为一个球状星团。所有104 pm恒星的投影径向和切向运动也与整体各向同性一致。然而，年轻的早期型恒星的投影速度有很强的径向依赖性。大多数距离SgrA* 1-10”的明亮HeI星都在切向轨道上。HeI恒星和大多数较亮的IRS 16复合体成员的这种各向异性主要是由CW和反向旋转的相干旋转模式造成的。年轻星团的整体旋转可能是这些恒星形成的星云中角动量的残余。在SgrA* 1”范围内的较暗的快速恒星似乎主要在径向或非常椭圆的轨道上运动。我们还没有检测到任何非线性运动。大多数SgrA* 星团成员也在CW轨道上。光谱显示它们是早期类型的恒星。我们认为，SgrA* 星团星是那些具有小角动量的早期型星团成员，它们可以俯冲到SgrA* 附近。我们对太阳-GC距离的各向异性独立估计为7.8-8.2 kpc（+/- 0.9 kpc）。我们包括速度各向异性估计的中心质量分布。我们证实了以前的结论，一个紧凑的中心质量浓度是存在的，并占主导地位的潜力从0.01-1 pc。中心质量在2.6-3.3E6太阳质量之间。（节略）
2000-01-25 astro-ph
Freshly ionized matter around the final Helium shell flash object V4334 Sgr (Sakurai's object)
我们报告发现最近电离的氢缺乏气体的最后的氦壳闪光星V4334 Sgr（樱井的对象）的直接拱星环境。在用FORS 2多目标光谱仪获得的光谱上，我们发现了来自[N II]、[O I]、[O II]和非常微弱的H α和[S II]的空间扩展（约2”）发射。在[N II]（116548，83）谱线中，我们已经确定了相对于V4334 Sgr本身速度为-350 +/-50和+200 +/-50 km/s的两个分量。[N II] l 6583特征在零强度下的全宽度对应于约1500 km/s的速度扩展。根据现有数据，无法最终确定电离机制。来自快速演化的中心恒星的光致电离，以及作为快速外流与较慢的星周物质碰撞的结果的冲击激发，都可以解释观察到的线。中央恒星仍然隐藏在强烈的尘埃吸收之后，因为光谱中只有一个微弱的高度变红的连续体。理论指出，它将变得更热，并将回溯其渐近后的巨大分支演化，朝向行星状星云域。我们探测到的氦壳闪光的电离喷出物标志着这颗恒星惊人的快速演化的一个新阶段的开始。
2002-11-13 astro-ph
A deep submillimetre survey of the Galactic Centre
我们目前的第一个结果，从亚毫米连续调查银河系中心的“中央分子区”（CMZ），与SCUBA的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。SCUBA的扫描地图模式使我们能够以前所未有的速度和灵敏度绘制极宽范围的热尘埃排放地图。我们还讨论了一些有关消除扫描地图数据中的伪影的问题。我们的同步850/450微米地图的总尺寸约为2.8 x 0.5度（400 x 75 pc），沿着银河系平面延伸。它们覆盖了Sgr A区域--包括Sgr A*、环核盘、+20 km/s和+50 km/s的云;手枪周围的区域; Sgr B2--地图上最亮的特征;以及银河系西部和东部边缘的Sgr C和Sgr D区域。有许多显著的特征，如丝状和壳状结构，以及点源，如Sgr A* 本身。中央分子区的总质量比以前光学薄分子线图中显示的大3倍，并且在这个400 pc宽的区域中，新的细节在尺度上下降到0.33 pc。
2000-10-12 astro-ph
A Dynamical Model for Hot Gas in the Galactic Center
来自大质量恒星的恒星风每年向银河系中心提供约10^{-3}太阳质量的气体。球对称流体动力学计算表明，大约1%的这种气体，或大约10^{-5}太阳质量/年，流向中央的大质量黑洞Sgr A*;剩余的气体，大约10^{-3}太阳质量/年，被热风从中央星团中吹出。这个动力学模型解释了钱德拉在银河系中心观测到的弥散X射线辐射水平，以及与Sgr A* 重合的扩展X射线源;后者是气体被黑洞引力捕获的直接特征。
2003-10-16 astro-ph
Probing the Spacetime Around Sgr A* with Radio Pulsars
银河系中心的超大质量黑洞拥有一个由大质量恒星组成的束缚星团，这些恒星应该会留下中子星残留物。根据现有数据外推，我们估计目前可能有100-1000颗周期小于100年的射电双星围绕Sgr A* 运行。乐观地说，1-10个最明亮的恒星可以用目前的望远镜在10 GHz附近的频率进行周期性搜索，在那里星际散射的影响得到缓解。对这样一颗脉冲星的长期定时观测将清楚地揭示它的开普勒运动，并可能显示相对论引力的影响。我们简要地讨论了如何脉冲星计时可以用来研究的动力学和星际环境的中央黑洞，并推测天体测量观测的轨道脉冲星的前景。
2004-07-01 astro-ph
Radio Monitoring and High Resolution Observations of the Soft Gamma Ray Repeater 1806-20. by Vasisht et al. Postscript file, 13 pages
本文报道了在3.6厘米波段用VLA对G10.0-0.3中围绕着软γ射线中继器（SGR）1806-20的射电星云进行射电通量监测和高分辨率观测的结果。静止的X射线源AX 1805.7 -2025与射电核心一致，表明G10.0-0.3是一个plerionic超新星遗迹。监测实验在五个月内进行了10个时期，从SGR 1806-20最近一次在伽马射线中重新激活之前开始。在伽马射线暴之后的几天到几个月的时间尺度上，G10.0-0.3中心区域的射电通量密度没有明显的增加。在1角秒的分辨率G10.0-0.3的峰值区域被认为是由一个紧凑的源扩散，单面发射，让人想起核心喷流的几何形状中看到的活动星系核和一些吸积银河双星。通过与这些后者的来源类比，我们认为SGR 1806-20与核心成分是一致的。如果是这样，这是第一个角秒定位的高能瞬态。SGR 1806-20缺乏射电变率和中心部分的低亮温，这使它有别于其他吸积双星。高分辨率射电图像的结构也不特别类似于在年轻恒星附近看到的结构。因此，没有令人信服的观测证据的两个模型讨论的SGRs，脉冲星模型或吸积双星模型。
1994-12-01 astro-ph
On the Formation of Compact Stellar Disks Around Sgr A*
最近发现的一个或两个亚秒差距的磁盘的年轻，大质量的恒星轨道的~ 4 e6太阳质量的黑洞Sgr A*，促使一个“原位”的情况下，恒星形成的气体盘形成的云捕获从银河系中心环境。到目前为止，还没有人解释相对于经过中心附近的云，圆盘的角动量很低。在这里，我们表明，部分吸积扩展银河系中心云，如50公里/秒的巨大分子云，暂时吞没Sgr A* 通过银河系的中心区域的通道期间提供了一个自然的解释角动量和表面密度的观察到的恒星盘。被捕获的云物质在引力作用下是不稳定的，当它循环时会形成恒星，这可能解释了观测到的恒星轨道的大偏心率和倾斜范围。本文还讨论了这一思想在环核环形成中的应用。
2008-07-03 astro-ph
The Position of Sagittarius A*: III. Motion of the Stellar Cusp
在本系列的前两篇论文中，我们通过将红巨星的位置与在射电波长处测量的其星周SiO脉泽的位置进行比对，确定了Sgr A* 在红外图像上的位置。本文报道了在50”（2 pc）范围内探测到的5个新的恒星SiO脉泽，以及15个新的和/或改进的恒星SiO脉泽的位置和自行。目前的定位精度为~1 mas，自行精度为~0.3 mas/y。我们发现中心星团相对于Sgr A* 的自行小于45 km/s。其中一颗恒星IRS 9的三维速度约为370 km/s，距离Sgr A* 的投影距离为0.33 pc。如果IRS 9被束缚在内秒差距内，这需要一个包封的质量，超过目前估计的Sgr A* 和恒星尖端的亮星的质量之和约0.8 x 10^6 Msun。可能的解释包括：i）IRS 9不受中央秒差距的约束，而是从大于9秒差距的半径“坠落”; ii）一个暗恒星残骸团解释了一些多余的质量;和/或iii）Ro远大于8 kpc。
2007-04-03 astro-ph
The First Laser Guide Star Adaptive Optics Observations of the Galactic Center: Sgr A*'s Infrared Color and the Extended Red Emission in its Vicinity
我们介绍了第一个激光导星自适应光学（LGS-AO）观测银河系中心。LGS-AO极大地提高了质量、鲁棒性和多功能性，使W. M.凯克II 10米望远镜。具体地，在这些LGS-AO图像中，在L '[3.8微米]和K'[2.1微米]处分别实现了0.7和0.3的Strehl比。在我们的观测过程中，中央超大质量黑洞的红外对应物Sgr A*-IR显示出显著的红外强度变化，观测到的L'星等范围从12.6到14.5等。我们的L'探测的最暗端为1.3 mJy（去红化），是迄今为止观测到的最低水平的发射，为这个源的3倍。检测到SgrA*-IR的位置随波长或强度的变化无显著变化。在其强度的峰值附近，我们获得了SgrA*-IR的K '-L'颜色的第一次测量（3.0 ± 0.2 mag，观察到的），其对应于-0.5 ± 0.3的固有光谱指数。这比最近的其他红外测量结果要蓝得多。因为我们的测量是在Sgr A* 在红外线上比其他测量亮6倍的时候进行的，我们认为银河系中心黑洞附近产生的发射光谱指数可能取决于耀斑的强度，更强的耀斑在发射区域产生更高比例的高能电子。
2005-08-30 astro-ph
3D Simulation of the Gas Dynamics in the Central Parsec of the Galaxy
据认为，我们银河系中央秒差距内的气体特征的许多特征，与周围等离子体通过质量的中央集中而吸积有关。使用3D流体动力学代码，我们一直在模拟这个过程，以逼真地模拟我们银河系中心的气流。在最近的模拟中，我们考虑了恒星风源的多点分布，以及这些恒星风的磁加热和辐射冷却。正如预期的那样，我们发现流动的结构是显着不同的，由于均匀介质。我们还研究了Sgr A* 是由于分布质量浓度而不是黑洞的正则质点的可能性。我们讨论了吸积气体的物理状态，以及我们的结果如何表明Sgr A* 不太可能与“暗星团”有关。
1998-11-27 astro-ph
Self-gravitating accretion disk in Sgr A* few million years ago: was Sgr A* a failed quasar?
Sgr A* 在目前需要非常低的吸积率的所有波长中都非常暗淡。然而，在距离人马座A* 几分之一秒差距的径向距离处，两个由年轻大质量恒星组成的环表明最近在一个相当恶劣的环境中爆发了恒星形成。在这里，我们探讨了两种方法来创建这样的年轻恒星环与气体吸积盘：在一个巨大的磁盘的自引力，并通过捕获“老”低质量的恒星和增长他们通过气体吸积盘。第一种机制的最小盘质量超过10^4 Msun，而第二种机制的最小盘质量则大几十倍。观测到的恒星相对较小的速度色散排除了质量大于10^5 Msun的圆盘：较重的恒星或气体圆盘会在轴对称势中通过太强的轨道进动而相互扭曲。因此，年轻恒星盘的起源不太可能是由盘捕获的“老”恒星。在人马座A* 中没有大质量的核气体盘，这意味着这个盘要么是被SMBH吸积的，这意味着人马座A* 的光度几乎与类星体相似，要么是在恒星形成阶段被消耗掉的。后一种可能性在理论上似乎更有可能。我们还考虑是否吸积盘平面的变化，预计会发生由于在角动量的波动，气体落入中央秒差距的星系，将驱逐嵌入的恒星从磁盘中平面。我们发现，只有当磁盘的方向变化的时间尺度远短于磁盘粘性时间的恒星离开磁盘中平面。
2004-09-22 astro-ph
II. Accurate Positions and Proper Motions of Stellar SiO Masers near the Galactic Center
Menten、Reid、Eckart和Genzel（1997）通过将红外图像与SiO脉泽（与红外明亮的演化恒星有关）在无线电波段测量的位置对齐，准确地确定了Sgr A* 在红外图像上的位置。我们现在报告了射电位置的极大改善，并且首次报告了银河系中心许多恒星SiO脉泽的自行。这些位置和运动，加上更好的红外成像，允许在红外图像上大大改进Sgr A* 的位置。根据目前的数据，可以将红外星放置在与Sgr A* 有关的参考系中，其位置精度约为10质量，运动精度约为1质量/年。在不确定性范围内，Sgr A* 的位置与恒星加速度和恒星S2的测量轨道焦点一致。2002年5月2日，在距离人马座A* 16 mas（投影130 AU）的范围内观测到了S2星。最后，我们发现中心星团随Sgr A* 的运动速度在70 km/s以内。
2002-12-11 astro-ph
Tracing the Outer Structure of the Sagittarius Dwarf Galaxy: Detections at Angular Distances Between 10 and 34 Degrees
我们已经获得了深测光数据，在24个领域沿东南延伸的人马座矮椭球（Sgr dSph）星系的主轴，并在四个领域沿西北延伸。使用恒星计数在预期位置的Sgr上部主序列内产生的颜色星等图（CMD），我们明确地检测到Sgr恒星在东南部的范围10- 34度从星系的中心。如果Sgr是对称的，这意味着它的真长轴直径至少为68度，如果Sgr的所有部分距离太阳的距离相等，则接近30 kpc。平行于星系短轴的恒星数量显示，Sgr在远离中心的地方仍然相当广阔。这表明Sgr的外部部分类似于一条流，而不是星系椭球内部区域的延伸。推断的V波段表面亮度（SB）的范围从27.3-30.5等每角秒 **2在这个径向范围内，并表现出一个变化的斜率约20度从中心的Sgr。外部SB轮廓的标度长度为17.2度，而Sgr的中心区域为4.7度。我们推测，在SB配置文件中的这一突破代表了从Sgr的主体过渡到一个更广泛的“Sgr流”。通过对SB轮廓的积分，我们估计Sgr的绝对视星等在-13.4到-14.6之间，这取决于Sgr的假设结构;因此Sgr的光度上限约为5.8x10**7太阳光度。这一结果将Ibata等人（1997）推断的Sgr的V波段M/L比值降低到约10，与银河系中最明亮的dSph伴星的观测值一致。
1998-10-01 astro-ph
2 micron Spectroscopy within 0.3 arcseconds of SgrA*
我们提出了中等（R~ $\approx$ ~ 2，700）和高分辨率（R~ $\approx$ ~ 22，000）2.0 $-$ 2.4 \micron光谱的中心0.1平方角秒的银河系获得的NIRSPEC，设施近红外光谱仪的凯克II望远镜。合成光谱没有任何可归因于中央星团中最亮恒星的特征，即背景扣除后，W $_{\rm ^{12}CO(2-0)}$ ~ $<$ ~2~ 3。这个严格的限制使我们得出结论，即使不是全部，也是大多数恒星比典型的红巨星更热。再加上以前报道的测光，我们得出结论，来源可能是OB主序星。此外，合成光谱中的连续斜率比红巨星更蓝，与附近的热星IRS 16 NW相似。它们不太可能是被剥去外壳的晚型巨星，因为这样的源比观测到的要暗得多。考虑到它们的年龄（$τ_{\rm age}$ ~ $<$ ~20~ \Myr），我们认为这些恒星可能是在超大质量黑洞的0.1 pc范围内形成的。我们发现了一个新发现的宽线分量（V $_{\rm FWHM}$ $\approx$ 1，000 \kms），它位于2.2178 \micron \ [ \ion{Fe}{3} ]线的Sgr~A $^*$的几角秒之内。在Br-$γ$发射中没有看到类似的组分。
2000-01-11 astro-ph
Simulations of star formation in a gaseous disc around sgr A* - a failed AGN
我们数值模拟碎片的引力不稳定的气体盘的条件下，可能是适当的年轻的大质量恒星在我们的银河系中央秒差距观察到的形成。在这项研究中，我们采用了一个简单的处方，局部恒定的冷却时间。我们发现，冷却时间短到足以引起磁盘碎片，恒星形成头重脚轻的初始质量函数（IMF），在银河系中心（GC）观察到。在较短的冷却时间内，圆盘的碎片会更加剧烈，导致恒星的平均质量降低。正如一些分析模型所预测的那样，与原恒星上的气体吸积有关的热反馈减缓了盘的碎裂。我们还模拟了一个偏心轨道上的气体流的碎片在一个组合的Sgr A* 加上恒星尖点引力势。这股气流旋进，自我碰撞，形成头重脚轻的IMF恒星。我们的模型都没有产生足够大的共同运动的恒星群，可以解释GC中观察到的“迷你星团”IRS 13 E。在我们探索的所有引力不稳定盘模型中，恒星形成的速度太快，不允许任何气体吸积到中心的超大质量黑洞上。虽然这可以帮助解释“失败的活动星系核”，如Sgr A* 的平静，它提出了一个挑战，了解高气体吸积率推断许多类星体。
2007-01-05 astro-ph
Imaging Optically-Thin Hot Spots Near the Black Hole Horizon of Sgr A* at Radio and Near-Infrared Wavelengths
在不久的将来，可能在红外和亚毫米波长上对银河系中心的黑洞Sgr A* 进行亚毫角秒天体测量和成像。出于对Sgr A* 的短期红外和X射线变化的观察，在以前的论文中，我们计算了预期的图像和光变曲线，包括偏振，与围绕中心黑洞的紧凑发射区域相关。我们扩展这项工作，使用一个更现实的热点模型，包括不透明的影响，在底层吸积流。我们发现，在红外波长的定性特征，我们以前的工作确定的存在，即它是可能的提取黑洞的质量和自旋的斑点图像和光变曲线所观察到的通量和偏振。在无线电波段，盘的不透明度会产生与红外线行为的显著偏差，但仍有黑洞属性的一般特征。将这些结果与未来的数据进行详细比较，可以用来检验广义相对论，并改进黑洞附近吸积流的现有模型。
2005-09-14 astro-ph
Adaptive Optics Near-Infrared Spectroscopy of the Sgr A* Cluster
本文给出了5颗K ~ 14 - 16等恒星的K波段$λ/Δλ$ ~ 2600光谱，在0. Sgr A* 的“5”，与我们银河系中心的2.6 x 10 $^{6}$ \msun黑洞有关的无线电源。高空间分辨率~ 0. 10米凯克望远镜上的自适应光学实现了~ 0.2的良好斯特雷尔比，这使得首次单独测量这些恒星的中等分辨率光谱成为可能。通过对两颗恒星（S 0 -17和S 0 -18）光谱中CO带头吸收的检测，确定它们为晚型星。它们的绝对K星等和CO带头吸收强度与早期K巨星一致。三星（S 0 -1、S 0 -2和S 0 -16），r $_{proj}$ $<$ 0.0075 pc（~ 0.“2）来自Sgr A*，缺乏CO带头吸收，证实了早期较低光谱和较低空间分辨率观测的结果，即Sgr A* 星团中的大多数恒星都是早期型恒星。早型星的绝对K星等表明它们是年龄为$<$ 2000万年前的晚O -早B主序星。Sgr A* 星团中的年轻恒星如此接近中心的超大质量黑洞，这就提出了一个有趣的问题：这些恒星是如何形成的，或者是如何被带到它的强大潮汐场中的。
2002-05-13 astro-ph
Molecular Tracers of the Central 12 pc of the Galactic Center
我们使用BIMA阵列对银河系中心进行了成像，其中包含19个指向的HCN（1-0）、HCO+（1-0）和H 42-alpha发射马赛克，速度分辨率为5 km/s，角分辨率为13“x 4”。5'场包括环核环（CND）和部分20和50 km/s的云。HCN（1-0）和HCO+追踪CND和附近的巨大分子云，而H 42-α发射追踪Sgr A West的电离气体。我们发现CND在~ 45“半径处的HCN和HCO+发射中有一个确定的外缘，并且似乎是由两个或三个不同的分子气体流围绕核旋转组成。在CND之外，HCN和HCO+追踪了高速气体的致密团块，以及来自20和50 km/s云层的光学厚发射。一个由压缩气体和尘埃组成的分子脊，在NH3排放和自吸收的HCN和HCO+中被追踪到，包裹在Sgr A东的东部边缘。就在这个脊的内部有几个气体弧，这些气体弧是由Sgr A东与50公里/秒的云的影响加速的。HCN和HCO+排放跟踪延伸的Sgr A西，这似乎是一个独立的流的中性和电离气体和尘埃以外的CND起源的北臂。宽线宽和OH脉泽发射标志着北臂和CND的交叉点。与NH_3和1.2mm尘埃观测结果的比较表明，HCN和HCO+优先追踪CND，是比NH_3和尘埃更弱的GMC示踪剂。我们讨论了银河系中心的发射机制和环境的可能方案，这可以解释这些图像中的差异。
2000-11-17 astro-ph
Close stars and an inactive accretion disk in Sgr A*: Eclipses and flares
一个寒冷的中性和极其暗淡的吸积盘可能是我们银河系中心（GC）黑洞周围过去剧烈活动的残余。在这里，我们将讨论如何通过与银河系中央~0.1秒差距内的众多恒星的相互作用来检测这样一个圆盘。预计的第一个主要效应是恒星通过圆盘时产生的X射线和近红外（NIR）耀斑。第二种是星盘上的日食。我们指出的条件下，预期的X射线耀斑的属性是类似的钱德拉最近发现的。由于明亮恒星的轨道现在被精确测量，预期的耀斑和日食的组合提供了一个宝贵的工具，用于限制磁盘的密度，大小，平面甚至旋转方向。O型恒星的风在射频中具有光学厚度到自由吸收。如果存在于Sgr A* 核心附近，这种强大的恒星风可以调制甚至隐藏射电源。
2003-02-06 astro-ph
The Accelerations of Stars Orbiting the Milky Way's Central Black Hole
最近对银河系中心附近恒星速度的测量为星系中存在超大质量黑洞提供了最有力的证据，但观测的不确定性对黑洞的许多性质限制很小。确定恒星在围绕中心的轨道上的加速度，可以提供关于黑洞的位置和质量的更精确的信息。在这里，我们报告的加速度测量的三颗恒星位于约0.005 pc的中央射电源Sgr A*，这些加速度是由地球所经历的，因为它绕太阳运行。这些数据增加了银河系中心区域的最小质量密度，相对于以前的结果增加了一个数量级，并将暗物质定位在Sgr A* 标称位置的0.05 ± 0.04角秒内。此外，其中一颗观测到的恒星的轨道周期可能短至15年，使我们有机会在不久的将来观测到整个周期。
2000-09-21 astro-ph
Infrared Space Observatory Spectra of R Coronae Borealis Stars. I. Emission Features in the Interval 3 - 25 microns
本文给出并讨论了北冕座R星V854 Cen、R CrB和RY Sgr的红外空间天文台3 - 25 $μ$ m光谱。尖锐的发射特征与众所周知的未识别发射特征在波长上一致，存在于V854 Cen的光谱中，但不存在于R CrB或RY Sgr的光谱中。由于V854 Cen并不是特别缺乏氢，并且比其他恒星的氢含量高出1000倍，因此其发射特征可能是来自含氢的载体。氢化无定形碳的特征与实验室样品的排放之间存在对应关系。在发射或吸收中检索C $_{60}$，结果为阴性。无定形碳颗粒解释了每颗恒星光谱中6 - 14 $μ$ m之间的广泛发射特征。
2001-03-23 astro-ph
WHAT IS SGR A*? The Starved Black Hole in the Center of the Milky Way
Sgr A* 是银河系中唯一的1 Jy平谱射电点源，位于银河系动力学中心和中央星团的正中心。由于其不寻常的外观，长期以来一直推测这个来源是由一个超大质量黑洞提供动力的。近年来获得的Sgr A* 观测数据的巨大增加使我们能够开发，比较和限制各种模型的排放特性，这个来源。由于它的相对接近和进一步的观测输入，因此Sgr A* 可能成为研究超大质量黑洞候选者和基本活动星系核物理的最佳实验室之一。本文简要总结了我们目前对这个神秘射电源的理解，并比较了各种模型，即磁盘/喷流和风吸积模型。
1994-11-16 astro-ph gr-qc
Gravitational Lensing of stars in the central arcsecond of our Galaxy
在Sgr A* 附近，有几颗恒星（S2，S12，S14，S1，S8，S13）的轨道参数得到了精确的测定。广义相对论预测，中心的黑洞在这些恒星上充当引力透镜，产生一个次级图像和两个无限系列的相对论图像。对于这六颗恒星中的每一颗，我们计算了在史瓦西黑洞假设中，它们在整个轨道周期内的二次和前两次相对论图像的光变曲线。曲线在近拱点附近达到峰值，但当源位于Sgr A* 的后面或前面时，在近边缘轨道上可能会出现两个次峰。我们发现，对于大多数这些恒星的二次图像应该是可观察到的亮度峰值。特别是，S14是最好的候选者，因为它的二次图像达到K=23.3，与中心黑洞的视视界的角间距为0.125 mas。未来的仪器探测到这样的图像可能代表着对弱场近似之外的引力透镜的首次观测。
2005-03-30 astro-ph gr-qc
Testing the general relativistic ''no-hair'' theorems using the galactic center black hole SgrA*
如果有一类恒星在短时间内围绕银河系中心的黑洞运行（~ 0.1年），高偏心率（~ 0.9）轨道，它们将经历由相对论框架拖曳和黑洞的四极引力引起的轨道平面的进动，其水平可能高达每年10微弧秒，如果黑洞的旋转速度超过其最大旋转速度的1/2。对至少两颗这样的恒星的轨道进行天体测量观测，原则上可以确定黑洞的角动量矢量J及其四极矩Q_2。这可能导致对广义相对论无毛定理的检验，该定理要求Q_2 = - J^2/M。未来的高精度自适应红外光学仪器使得对黑洞范例进行这样的基本测试成为可能。
2007-12-29 astro-ph gr-qc
