ASCA Discovery of Diffuse 6.4 keV Emission Near the Sgr C Complex: A New X-ray Reflection Nebula
我们提出了一个ASCA的发现弥漫硬X射线发射的Sgr C复合物的分子云核心附近的峰值。X射线谱的特征在于强的6.4 keV线和大吸收。这些性质表明，Sgr C是一个新的X射线反射星云，它通过外部X射线源的照射发出荧光和散射X射线。我们发现在紧邻的Sgr C附近没有足够亮的光源来完全解释荧光。辐射源可能是银河核Sgr A*，它在过去比现在更亮，这是从第一个X射线反射星云Sgr B2的观测中得出的结论。
2000-12-14 astro-ph
Variations in the spectral slope of Sgr A* during a NIR flare
我们用自适应光学辅助积分场光谱仪SINFON观测到了一个近红外波段的Sgr A* 耀斑。在不确定性范围内，观测到的光谱是无特征的，可以用幂律来描述。我们的数据表明，光谱指数与瞬时通量相关，并且这两个量在不到一小时的时间内发生显着变化。我们认为，从Sgr A* 的近红外耀斑是由于瞬时加热电子的同步辐射，发射受轨道动力学和同步冷却，都作用于时间尺度上的~20分钟。
2006-02-21 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
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 Nature of Plerions Surrounding Soft Gamma-Ray Repeaters
在至少两个软γ射线中继站（SGR）的位置上探测到了紧凑的稳定X射线发射源。这些辐射源被解释为同步加速器星云，由导致爆发的中子星提供能量。我们探讨了一个plerion模型的源周围SGR稳定观测到的排放供电的SGR爆发，而不是由自旋下降的脉冲星。在这种情况下，中子星的磁场没有极限。我们发现，注入到plerion周围SGR 1806 -20的粒子的同步辐射寿命是足够长的涂抹从个别爆发的星云发射。因此，在SGR爆发之后，不会检测到瞬态星云发射。来自多个爆发注入的组合无线电发射预计将具有比典型的plerion更陡峭的频谱。
1995-06-28 astro-ph
On The Nature of the Variable Infrared Emission from Sgr A*
最近对银河系中心的红外线观测表明，超大质量黑洞源Sgr A* 在红外线上具有很强的可变性，其时间尺度为$\sim 30$ min，与{ \em Chandra}和{ \em XMM}观测到的X射线耀斑相当，表明它们有共同的物理起源。在本文中，我们调查的背景下，最近提出的模型来解释X射线耀斑的红外辐射的性质。我们表明，在Sgr A* 的红外辐射可以很好地解释了非热同步辐射，如果一小部分的电子在黑洞周围的吸积流的最里面的区域加速{到一个破碎的幂律分布}，也许是由于瞬态事件，如磁重联。该模型预测的差异，在IR和X-射线的耀斑的变化幅度，在一般协议与观测。它还预测红外辐射应该是线性偏振的，正如在一个时期内确实观察到的那样。与在Sgr A* 中观察到的类似的红外和X射线耀斑可能是从其他吸积SMBH中检测到的，前提是$L \lsim 10^{-8} L_{EDD}$ ;在更高的光度下，耀斑发射主要是由热同步辐射自康普顿发射，这可能是变化较小的。
2004-01-21 astro-ph
The jet model for Sgr A*: radio and X-ray spectrum
钱德拉探测器在X射线中对银河系中心黑洞Sgr A* 的初步探测，以及最近的毫米VLBI测量，都对这个源施加了严格的限制。利用Sgr A* 的相对论性喷流模型，计算了同步辐射和同步辐射自康普顿辐射。预测的谱与射电谱和X射线观测结果吻合得很好。对红外线通量和低X射线通量的限制需要在γ_e ~< 100处的电子谱中的高能量截止。这意味着高能电子没有明显的幂律尾，这也抑制了通常在天体物理喷流中看到的延伸的、光学上薄的射电辐射的出现。因此，喷流看起来相当紧凑，自然满足当前VLBI的限制。该模型的初始参数受到无线电频谱和“亚毫米波”的严格约束。虽然喷流最有可能是耦合到某种吸积流，我们认为，最明显的签名可以产生这种外流。如果SSC从喷流的排放有助于Sgr A* 光谱，在X射线的显着变化将是预期的。该模型对其他低光度活动星系核甚至X射线双星都具有通用性。
2001-02-10 astro-ph
The Nature of Nonthermal X-ray Filaments Near the Galactic Center
最近的钱德拉和XMM-{ \it Newton}观测报告了两个X射线细丝G359.88-0.08（SgrA-E）和G359.54+0.18（波纹细丝）靠近银河系中心的证据。这些灯丝发射的X射线具有非热谱，与同步辐射射电源一致。在这里，我们报告了一个新的X射线功能的检测符合无线电灯丝G359.90-0.06（SgrA-F），并显示更详细的VLA，钱德拉和BIMA的无线电和X射线灯丝的意见。特别是，我们表明，无线电发射的非热灯丝G359.90-0.06（SgrA-F）和G359.54+0.18（纹波）有一个陡峭的频谱，而G359.88-0.08（SgrA-E）有一个平坦的频谱。这两个来源的X射线发射可能是由于同步辐射。然而，考虑到20 \kms分子云，其强烈的1.2毫米尘埃辐射，位于SgrA-F附近，X射线可能是由尘埃中的远红外光子被负责无线电同步辐射的相对论电子逆康普顿散射产生的。从ICS产生的X射线发射允许估计非热灯丝内的磁场强度约为0.08 mG。这应该是任何银河系中心非热细丝模型的一个重要参数。
2005-02-14 astro-ph
7 mm lambda VLBA Observations of Sagittarius A*
我们提出了7毫米λ VLBA观测的紧凑的非热射电源在银河系中心，Sgr A*。这些观察证实了这样的假设，即Sgr A* 的图像是一个解决的椭圆高斯所造成的散射的介入热等离子体。测量的Sgr A* 的主轴为0.76 \pm 0.04 mas，与预测的散射尺寸0.67 \pm 0.03一致。我们发现轴比为0.73 \pm 0.10，位置角为77.0 \pm 7.4度。这些结果是完全一致的VLBI观测在较长的波长和3毫米λ。我们没有发现任何额外的紧凑结构的限制为35毫焦耳的证据。对于8.5 kpc的银河系中心距离，基础射电源必须小于4.1 AU。这一结果与Sgr A* 的射电辐射是由质量接近10^6 M_sun的黑洞附近气体的同步加速器或回旋同步辐射产生的结论是一致的。
1998-02-03 astro-ph
High Energy Afterglow Emission from Giant Flares of Soft Gamma-Ray Repeaters: The Case of the 2004 December 27 Event from SGR 1806-20
讨论了2004年12月27日SGR 1806 - 20大耀斑后的高能余辉发射（包括高能光子、中微子和宇宙射线）。如果初始外流是相对论的，具有体洛伦兹因子Γ_0 \sim {\rm tens}，那么如果电子谱足够硬，并且初始洛伦兹因子足够高，则前向激波区电子的同步辐射的高能尾部将产生显著的亚GeV辐射。这个信号可以作为诊断的初始洛伦兹因子的巨大耀斑流出。如果在GLAST时代发生类似的巨大耀斑，GLAST可能会检测到这种成分。利用10 MeV的实验数据，如果电子分布为单次幂律，则我们限制Γ 0 <50。对于破坏幂律分布的电子，允许更高的Γ_0。在高于1 GeV的能量下，由于同步辐射组件的高能量截止，通量较低。我们还考虑了巨耀斑振荡尾光子的同步自康普顿辐射分量和逆康普顿散射分量，但在中等的Γ_0（例如\leq 10）下，它们并不显著。前向激波也将宇宙射线加速到最大能量10 ^{17} eV，并通过与X射线尾光子的光介子相互作用产生典型能量为10 ^{14} eV的中微子。然而，它们太弱而无法检测到。
2005-05-24 astro-ph
Sgr A East and its surroundings observed in X-rays
我们报告的结果，XMM牛顿观测的Sgr A东及其周围地区。Sgr A East的X射线谱很好地代表了温度为~1和~4 keV的双温等离子体模型。只有铁的丰度显示出明显的空间变化，它集中在核心的Sgr A东。导出的等离子体参数表明，Sgr A东起源于一个单一的超新星。在人马座A东周围，有一个广泛的硬X射线发射分布，叠加了一个软过剩分量，从人马座A东的位置延伸到平面上方和下方。我们讨论了这些结构的性质以及Sgr A* 的附近。
2003-08-21 astro-ph
Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-Ray Repeaters in supernova remnants
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR）与超新星遗迹（SNR）的关联可以提供对它们性质的重要约束。我们对AXP RX J170849-400910和4U 0142+61的SNR进行了无线电搜索-我们发现前者位于可能的新SNR附近，不太可能与之物理关联，但在后者附近没有SNR。我们回顾了所有声称的AXP和SNRs之间的配对，这三个令人信服的协会意味着AXP是年轻的（< 10 000年）中子星与低投影空间速度（< 500 km/s）。与以前的说法相反，我们没有发现任何证据表明AXP周围的环境介质的密度高于在附近的射电望远镜。此外，未检测到AXP的无线电发射并不意味着这些来源是无线电静默的。我们还审查了SGR和SNR之间的关联。我们发现这些关联都没有令人信服的，与SGR和AXP都是高场中子星（“磁星”）的种群的情况相一致，但SGR是一个年龄较大或寿命较长的对象组比AXP。如果SGR/SNR关联被证明是有效的，那么SGR必须是高速对象，并且最有可能代表与AXP不同的源类别。
2001-06-05 astro-ph
New Constraints on the Nature of Radio Emission in Sagittarius A*
银河系中心Sgr A* 的毫米到亚毫米光谱，以及它的偏振特性，与热的、磁化的、轨道气体的紧密开普勒发射区的内10史瓦西半径一致。这种等离子体也可能是钱德拉探测到的X射线的自康普顿化的来源。长期以来，人们一直怀疑在大半径的准球形入口和这个内部区域之间的圆形区域是产生Sgr A* 光谱的其余部分的原因。在本文中，我们报告了这一地区的详细研究结果。首先，现有的厘米和X射线数据的组合排除了通过热同步加速器在有界流内产生所观察到的强1.36 GHz无线电通量的可能性。如果Sgr A* 的射电频谱是由吸积气体产生的，那么非热粒子分布似乎是必要的。其次，如果这是关于Sgr A* 光谱产生的正确图像，那么钱德拉探测到的X射线可能来自开普勒内部区域的自康普顿化，或者来自更大的圆化区域的光学薄的非热同步辐射，延伸到500史瓦西半径或更多。这是一个应该由即将到来的宽带观测来回答的问题，因为在前一种情况下，毫米波和X射线是强相关的，而在后一种情况下，X射线与厘米射电通量是强相关的。此外，在环形气体中产生的X射线可以显示出周期性或准周期性的变化，但不是那些通过非热同步辐射产生的更远。
2001-10-25 astro-ph
UHE Leptons and Neutrons feeding Precessing gamma Jet in GRBs - SGRs: A SGR 1806-20 link to EeV C.R.?
人们普遍认为，软伽马中继器是以各向同性磁星爆炸的形式发生的。相反，我们认为它们可以用沿视线闪烁和闪耀的平行旋转和旋进的γ喷流来描述。喷流（SGR）可能是由双星系统中的吸积盘提供动力的，它再现了巨大的外流和振荡的燃烧模式，如在巨型耀斑SGR 1806-20中观察到的。旋进和旋转的炽热性质反映了在较小强度下观察到的短暂伽玛暴喷射超新星的相同行为，以及余辉中的重新增亮和颠簸。SGR γ束可以分别由GeVs或PeVs能量的逆康普顿散射或电子对束的同步辐射提供动力。在后一种情况下，几十个PeV的轻子（μ子和后来衰变的PeV电子）可能是起源的，而EeV的核子射流（质子-中子）与源周围的红外光子处于光子-π平衡。中子喷流可能幸存下来并保持准直。它可能已经在目前AGASA地图中被探测到为EeV宇宙线各向异性，指向已知的（北半球）SGR：SGR 1900 + 14和SGR 1806-20。如果SGR-EeV的连接是正确的，那么在目前或未来的数据记录中可能会发现PeV中微子以及PeV-TeV伽马射线的寄生痕迹，其中包括C.R.阵列探测器，在阿曼达和米拉格罗的体积。
2005-05-09 astro-ph
Polarized mm And sub-mm Emission From Sgr A* At The Galactic Center
最近在Sgr A* 光谱中探测到的毫米和亚毫米波长的显著线性偏振（如果得到证实）将是对银河系中心事件视界几个史瓦西半径（$r_S$）内条件的有用探测。对该物体附近气体流动的流体动力学模拟表明，下落的气体在接近黑洞的$5-25 r_S$时会循环。我们认为，在光谱中看到的Sgr A* 的发射亚毫米“过剩”可能与内开普勒区域内产生的辐射有关，所观察到的偏振特性为这种现象提供了直接证据。这个区域的整体光谱，包括由于韧致辐射和逆康普顿散射过程而产生的高能成分，等于或低于最近的{ \it Chandra}测量值，如果X射线源被证明是Sgr A* 的实际对应物，则可以解释X射线源。
2001-01-18 astro-ph
The Origin of Diffuse X-ray and $γ$-ray Emission from the Galactic Center Region: Cosmic Ray Particles
我们银河系内部的几百个粒子的特征是大量的同步辐射气体，它们似乎与大量的分子气体共存。在6.4 keV的荧光Fe K-α线发射和银河系中心分子云的分子线发射之间的空间相关性已被解释为反射X射线从过去的爆发的Sgr A*。在这里，我们提出了一个代表性的银河系中心云Sgr C使用钱德拉，VLA和FCRAO的多波长研究。我们注意到Sgr C中的非热射电细丝和X射线特征之间的相关性，这表明两者是相关的。我们占这种分布的相对论粒子的影响，从本地（非热灯丝）和扩展源与扩散中性气体产生的非热韧致辐射X射线连续发射，以及扩散6.4千电子伏线发射。与电子注入云作为列密度的函数的Fe Ka光子的生产率进行了计算。据估计，与同步辐射射电灯丝或扩展特征相关的低能宇宙射线所需的能量密度，对于Sgr C、Sgr B1、Sgr B2和“45和-30 \kms”云，在20和$\sim10^3$ eV cm^-3之间。我们还推广了这一想法来解释弥漫的K α线和TeV辐射从银河系中心的分子云的普遍生产。特别是，我们认为，IC散射的亚毫米辐射尘埃的相对论电子可能会大大有助于大规模的扩散TeV发射观测到的银河系的中心区域。
2006-11-07 astro-ph
Simultaneous Multi-Wavelength Observations of Sgr A*
2003年6月17日，我们使用甚大射电望远镜（VLA）和巨型米波射电望远镜（GMRT）在多个厘米和毫米波长观测了Sgr A*。利用测得的Sgr A* 的通量密度，以及亚毫米波阵（SMA）和凯克Ⅱ 10米望远镜在同一天获得的通量密度，构造了Sgr A* 从90 cm到3.8 $μ$ m的同步光谱。同步光谱显示在约3.6厘米处有一个光谱突变，这可能是2003年7月17日附近发生的强射电爆发的同步自吸收特征。在90 cm处，Sgr A* 的通量密度为$0.22\pm0.06$ Jy，表明在波长大于47 cm处通量密度急剧下降。长cm波长处的光谱似乎与截止值为$\sim$ 100 cm的电离气体屏的自由-自由吸收一致。这个截止波长似乎比Davies，Walsh & Booth基于1974年和1975年的观测所建议的$\sim$ 30 cm长三倍。我们的分析表明，Sgr A* 在波长超过30厘米的流量密度可以衰减和调制的恒星风接近Sgr A* 的大质量恒星。
2005-10-12 astro-ph
A Multi-Wavelength Study of Sgr A*: The Role of Near-IR Flares in Production of X-ray, Soft $γ$-ray and Sub-millimeter Emission
我们描述了2004年两次观测活动的结果，以调查不同波长范围内Sgr A* 耀斑活动的相关性，共使用9个地面和空间望远镜。我们报告了几个新的近红外耀斑的检测活动的基础上{ \it HST}的观测。在1.6 $μ$ m处，近红外耀斑活动的水平可以低至$\sim0.15$ mJy，并且持续高达总观测时间的约40%。使用NICMOS仪器上的{ \it HST}，{ \it XMM-Newton}和CSO天文台，我们还发现同时明亮的X射线和近红外耀斑，我们观察到的第一次相关的子结构，以及同时亚毫米和近红外耀斑。X射线发射是由近红外同步辐射相对论粒子群产生的，这些粒子在Sgr A* 的内部10个史瓦西半径内散射亚毫米种子光子，直到X射线能量。此外，利用逆康普顿散射图像，我们通过磁场和非热粒子谱指数分布的变化，解释了20-120 keV的高能辐射来自Sgr A* 方向，以及缺乏与近红外耀斑一一对应的X射线。在这张图片中，在近红外耀斑期间亚毫米辐射的变化性的证据是由发射同步加速器近红外辐射的粒子群的低能成分产生的。基于近红外和亚毫米波长的耀斑持续时间的测量，我们认为，冷却可能是由于绝热膨胀的含义，耀斑活动可能会驱动外流。
2006-02-04 astro-ph
A Relativistic Disk in Sagittarius A*
在Sgr A* 的无线电频谱中检测到毫米/亚毫米“隆起”表明，它的全部发射中至少有一部分是在紧凑的吸积环内产生的。这一推论通过在该隆起内观察到强线性极化（在10%水平）而得到加强。在其他波长下还没有检测到线性偏振。由于这个辐射源的辐射是在越来越小的空间尺度上产生的，而且频率也越来越高，所以毫米/亚毫米级的隆起显然出现在黑洞的史瓦西半径范围内。我们发现，一个小的（10-Schwarzschild半径）磁化吸积环不仅可以解释通过热同步过程的光谱颠簸，但它也可以重现相应的极化结果。此外，静止的X射线发射似乎与同步加速器自康普顿化有关，而从Sgr A* 检测到的X射线耀斑可能是由通过这个环面的吸积突然增强引起的。这张图片预测了毫米波、红外和X射线通量密度之间的相关性，这似乎与最近的多波长观测结果一致。Sgr A* 中存在这种环面的进一步证据由其射电变异性提供。最近在厘米和毫米波长上对Sgr A* 的监测表明，在厘米/亚毫米耀斑期间，在3毫米处有一个光谱中断。Sgr A* 的无线电发射是有趣的，因为它是圆偏振的，尽管从未检测到线性偏振。我们首先证明了如果流动是有界的，那么辐射必定是由非热过程引起的。这表明，非热电子的能量非常接近黑洞。
2003-07-08 astro-ph
Rapid Optical Fluctuations in the Black Hole Binary, V4641 Sgr
我们报告前所未有的短期变化，从黑洞二元系统，V4641 Sgr的光通量检测。振幅的光学波动较大，在较长的时间尺度，并令人惊讶地达到约60%左右的周期约10分钟。波动的功率谱的特征在于由幂律。这是黑洞双星中第一次发现光辐射显示出由这样的功率谱给出的短期和大幅度变化。黑洞双星的光辐射通常主要来自吸积盘的外部。然而，快速的光学波动表明，从内吸积区的发射显着贡献的光通量。在这种情况下，与各种尺度的磁耀斑相关的回旋同步辐射是最有希望的剧烈变化的光辐射机制。
2002-08-07 astro-ph
The missing x-rays in Sgr A*: evidence for - not against - a supermassive black hole
我们提出了一个简单的论点，即银河系中心源Sgr~A* 的x射线通量的丢失并不是Goldwurm等人1994年所声称的证据，而是超大质量黑洞存在的间接证据。无线电频谱为Sgr~A*（$R>3\cdot 10^{11}$ cm）的大小提供了严格的{ \it下限}。一个更紧凑的源将完全同步自吸收。这个大小是恒星质量黑洞的$10^6$倍，但辐射热射电光度与x射线光度相当，甚至更大，其中物质吸积到{ \it恒星质量}黑洞上将不可避免地辐射其光度的{ \it块}。因此，要么大部分的吸积功率是在紫外线中辐射的（那里的限制更高），要么吸积必须停止在射电尺度，以避免产生比射电辐射更亮的x射线。两者都是具有$\sim10^6M_{\sun}$的超大质量黑洞的自然结果。
1995-12-14 astro-ph
GRBs and SGRs by high energy leptons showering in blazing gamma jets: are SGRs sources of EeV CRs?
伽马射线暴GRB 990123的巨大能量预算导致了各向同性火球模型的最终崩溃，甚至迫使最持怀疑态度的人考虑与超新星（SN）爆炸相关的光束喷流发射。同样，2004年12月27日发生的软伽马中继站SGR 1806-20的惊人巨大耀斑可能导致磁星模型的危机。如果与耀斑相关的巨大能量是各向同性辐射的，磁星应该立即消耗掉磁场中储存的大部分（如果不是全部的话）能量。相反，我们认为一个细长的平行旋进喷流，在轴上燃烧，可能是这种明显的巨大爆发的来源，具有中等的输出功率。我们讨论了同步辐射和电磁淋浴的PeV电子对从μ子束的可能作用。由μ子组成的喷流可能在避免SN-GRB辐射场不透明方面发挥关键作用。我们提出了一个类似的机制来解释SGRs的排放。在这种情况下，我们还研究了一个主要的强子喷流，将产生超相对论e+ e-（1 - 10 PeV）从π介子或中子衰变的可能性。这样的电子对在与银河系磁场的相互作用中会发出几百keV的辐射，正如在SGR 1806-20的强烈伽马射线耀斑中所观察到的那样。来自脉冲星的稀薄旋进喷流自然可以解释自旋频率的微小变化。SGR 1806-20、SGR 1900 + 14、天鹅座与AGASA过量EeV宇宙射线（CR）之间存在相关性，我们认为在不久的将来，AUGER或Milagro可能会探测到一个强大的EeV信号。
2005-04-28 astro-ph
Three-Dimensional Observations of H_2 Emission around Sgr A East - I. Structure in the Central 10 Parsecs of Our Galaxy
我们在银河系中心10秒差距内的四个区域获得了H_2 v=1-0 S（1）（λ = 2.1218 μ m）发射线的速度分辨谱，其角分辨率为2角秒角分辨率（或空间分辨率为0.08秒差距），这些区域是类超新星遗迹Sgr A East与分子云碰撞的区域。为了研究中心重要气体组分之间的运动学、物理学和位置关系，我们将H_2数据立方体与以前发表的NH_3数据进行了比较。Sgr A East的投影相互作用边界被确定为椭圆，其中心偏移Sgr A* 1.5 pc，尺寸为10.8 pc X 7.6 pc。这个H_2边界比同步辐射壳层大，但与被认为是跟踪人马座A东激波阵面的尘埃环一致。由于Sgr A East将冲击驱动到其附近的分子云中，因此我们可以使用冲击方向作为指示器来确定它们的位置关系。因此，我们提出了一个中央10 pc三维结构的修正模型。Sgr A East与周围所有分子物质（包括环核盘和南部流光）之间的实际接触，使得Sgr A* 进入核和进食的假设非常可能。
2007-10-04 astro-ph
Linearly and Circularly Polarized Emission in Sagittarius A*
本文用广义相对论射线追迹方法计算了人马座A* 中偏振同步辐射通过相对论吸积流的传输。基于两温磁旋转不稳定性（MRI）诱导吸积模，自洽地处理了双折射效应。通过拟合Sgr A* 从毫米波段到近红外波段的光谱和偏振态，我们不仅可以约束与磁共振成像和电子加热速率相关的基本参数，而且可以限制吸积环的取向。这些限制导致独特的偏振图像，这可能是未来的毫米和亚毫米VLBI观测比较。结合广义相对论MHD模拟，该模型有可能测试与观测的Sgr A* 的MRI。
2008-02-25 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
Correlated Sub-mm and X-ray Variability in Sgr A*
纸画的。最近在X射线波段探测到的Sgr A*，以及过去几年进行的射电偏振测量，为了解银河系中心这个超大质量黑洞候选者的几个史瓦西半径（$r_S$）内的发射气体的性质提供了最好的限制。早些时候，我们表明，从这个源的亚毫米辐射可能与热同步辐射从内开普勒区域内的吸积等离子体的圆半径。在本文中，我们扩展了这种分析在一个非常重要的方式，通过计算隐含的高能发射的Sgr A* 与轨道，热，磁化气体。我们发现，吸积率推断从拟合的亚毫米数据，Sgr A* 的X射线通量的主要贡献是由于自康普顿化的无线电光子，而不是从韧致辐射。后者是一个两体过程，只有在更高的吸积速率下才会产生显著的X射线发射。这幅图导致了可检验的预测，即内部$\sim5r_S$内的物理条件在一年的时间尺度上是可变的。特别是，吸积率$\dot M$似乎已经改变了约15%之间的亚毫米测量在1996年和1999年。鉴于射电和自康普顿化通量在这幅图中是强相关的，即将到来的Sgr A* 的第二代钱德拉观测可能会提供测试这个模型所需的直接证据。
2002-05-28 astro-ph
Low angular momentum accretion flow model of Sgr A* activity
Sgr A* 是在几个能带中的强可变发射源。人们普遍认为，这种辐射来自黑洞周围的物质，这些物质要么落入黑洞，要么流出黑洞。活动必须由吸积驱动，但在这个对象的吸积流的字符是一个悬而未决的问题。我们认为，流入是由相对较低的角动量的材料起源于附近的一组恒星。这样的物质直接流向黑洞，直到十个史瓦西半径或更小的距离，在那里它碰到角动量势垒，这自然导致流动的变化。我们研究的解析和数值解的流动动力学，我们分析了在这两种情况下使用Monte Carlo代码模拟同步辐射，韧致辐射和康普顿散射的辐射光谱。我们的模型大致再现了Sgr A* 的宽带光谱及其可变性，如果我们允许一小部分能量转换为非热电子布居。它也是一致的（对于一系列的视角）与由法拉第旋转的测量所施加的环核材料的量的强约束。
2007-12-20 astro-ph
The Variability of Polarized Radiation from Sgr A*
Sgr A* 在无线电和亚毫米波长上每小时的时间尺度上是可变的，显示了耀斑发射峰值之间的时间延迟以及毫米和亚毫米波长的线性偏振发射。为了确定这个可变源在射频的偏振特性，我们提出了VLA观测的Sgr A* 和报告的偏振发射的检测水平为0.77 \pm 0.01%和0.2 \pm 0.01%，分别在43和22 GHz。在22和43 GHz之间的时间平均偏振角的变化对应于RM为-2.5 \pm 0.6 x10^3 rad m{-2}且无相位缠绕（或\sim 5 x10^4 rad m ^2且有2π相位缠绕）。我们还注意到总偏振强度的上升和下降时间尺度为1.5 - 2小时。线性偏振发射度的光变曲线表明，在43 GHz的总强度的变化的相关性。在无线电和亚毫米波长的可用偏振数据表明，旋转措施随着频率的降低而降低。这种频率依赖性，以及观测到的耀斑事件期间偏振角的变化，可能是由与同步辐射发射斑点的膨胀相关的旋转测量的减少引起的。
2007-08-26 astro-ph
A Model of the EGRET Source at the Galactic Center: Inverse Compton Scattering Within Sgr A East and its Halo
对银河系中心的连续低频射电观测揭示了两个突出的射电源的存在，Sgr A East及其周围的Halo，包含非热粒子分布，幂律指数分别约为2.5-3.3和2.4。中央1-2 pc区域也是强烈的（恒星）紫外线和（尘埃再处理）远红外辐射的来源，这些辐射沐浴着这些扩展的同步辐射结构。最近，康普顿GRO上的EGRET从银河系中心约1度范围内探测到伽马射线（2 EGJ 1746 -2852），表明这种环境的辐射延伸到非常高的能量。我们认为，逆康普顿散射之间的幂律电子推断的射电性质的Sgr A东和它的晕，和紫外和红外光子从核，可能占弥漫的伽马射线源以及。我们表明，这两种粒子分布可能有助于γ射线发射，虽然它们的相关强度取决于实际的物理性质（如磁场强度）在每个源。如果这张图片是正确的，银河系中心的高能量源将扩展到几个弧分，这可以通过下一代伽马射线和硬X射线任务进行测试。
1998-06-24 astro-ph
Simultaneous Chandra, CSO and VLA Observations of Sgr A*: The Nature of Flaring Activity
Sgr A*，银河系中心的大质量黑洞，通过每小时时间尺度的X射线发射来改变无线电。耀斑活动被认为产生于Sgr A* 上的吸积流的最内部区域。我们提出了同步光变曲线的Sgr A* 在无线电，亚毫米和X-射线，显示可能的时间延迟110 $\pm17$分钟之间的X-射线和850 $μ$米，这表明亚毫米耀斑发射是光学厚。在无线电波长，我们检测到的时间滞后的$20.4\pm6.8, 30\pm12$和20 $\pm6$分钟之间的耀斑峰值在13和7毫米（22和43 GHz）在三个不同的时期使用VLA。当在2006年7月17日的整个观测中取平均值时，分别在7 mm和13 mm处检测到1 $\pm0.2$ %和0.7 $\pm0.1$ %的线偏振。一个简单的模型的泡沫同步辐射电子冷却通过绝热膨胀可以解释不同波长之间的时间延迟，光变曲线的不对称形状，并观察到的偏振耀斑发射在43和22 GHz。推导出的表征发射的物理量给出了膨胀速度v $_{exp} \sim 0.003-0.1$ c、磁场B $\sim$ 10-70高斯和粒子光谱指数p $\sim$ 1-2。这些参数表明，相关的等离子体不能逃离Sgr A*，除非它有一个大的整体运动。
2008-07-17 astro-ph
A Jet-ADAF model for Sgr A*
最近{ \em钱德拉}对银河系中心的射电源Sgr A $^*$的观测对其理论模型提出了新的限制。光谱非常柔和，并且源是快速变化的。我们考虑不同的模型来解释观察结果。我们发现，X射线光谱的功能可以勉强解释与对流为主的吸积流（ADAF）模型，而它并不适合无线电频谱。如果我们假设风不辐射，则ADAF与强风（ADIOS）模型不受欢迎。另外，我们提出了一个耦合喷流加吸积盘模型来解释观测到的Sgr A $^*$。吸积流被描述为由银河系中心区域热等离子体的Bondi-Hoyle吸积馈送的ADAF。一小部分吸积流在黑洞附近被喷出，在穿过激波后形成喷流。结果，电子温度增加到$\sim 2 \times 10^{11}{\rm K}$，这比在ADAF中获得的最高温度高约10倍。该模型是自洽的，因为主要的喷流参数是由下垫面的吸积盘的内边缘。Sgr A $^*$的出射光谱是来自喷流和下伏ADAF的发射的总和。来自喷流的同步辐射的非常强的康普顿化支配来自ADAF的韧致辐射，因此，预期非常短的变化时间尺度，并且预测的X射线斜率和射电谱与观测非常一致。
2001-12-19 astro-ph
TeV Emission from the Galactic Center Black-Hole Plerion
HESS合作最近报告了与Sgr A* 一致的TeV伽马射线的高度显着检测。在其他银河中心（GC）观测的背景下，这指向以下场景：在极端对流主导的吸积流（ADAF）制度的GC黑洞（BH），同步辐射无线电/亚毫米发射的100兆电子从一个低效辐射湍流磁化日冕GCBH的20史瓦西半径。这些电子通过二阶费米过程被MHD湍流加速。接近ADAF的最内部稳定轨道，流内的不稳定性和冲击通过一阶费米加速注入幂律电子，使Chandra，XMM和INTEGRAL观察到同步加速器X射线耀斑。ADAF从GCBH附近驱动功率> 10^{37} erg/s的1 sr锥体对向的亚相对论MHD风。在脉冲星驱动的离子中，电子在距离GCBH> 10^{16.5} cm的风终端激波处被加速，并将ADAF和远红外（FIR）尘埃辐射康普顿散射到TeV能量。这些电子的同步辐射形成了钱德拉分辨的静态X射线源。当注入的电子在10^4年的时间尺度上冷却时，形成了这个TeV/X射线plerion的射电对应物，它可以解释射电星云Sgr A West的pc尺度棒中非热射电发射的起源。
2004-11-12 astro-ph
Flaring Activity of Sgr A* at 43 and 22 GHz: Evidence for Expanding Hot Plasma
我们进行了甚大阵（VLA）连续观测，研究了43 GHz（$λ$ = 7 mm）和22 GHz（$λ$ = 13 mm）Sgr A* 的变化。在这些频率下，探测到低水平的耀斑活动，持续时间为$\sim$ 2小时，显示43 GHz的峰值耀斑发射领先22 GHz峰值耀斑$\sim20$ 40分钟。通过考虑由于耀斑活动引起的均匀球形等离子体团的喷射和膨胀，用Van der Laan（1966）的等离子体模型解释耀斑发射的总体特征。光谱指数$ν^{-α}$为$α$ =1.6的耀斑发射的观测峰值与绝热膨胀自吸收源的峰值发射向低频移动的预测一致。我们提出了预期的同步光变曲线的扩大斑点以及峰值频率发射的能量谱指数的函数，在近红外，亚毫米，毫米和无线电波长的可用耀斑测量的约束。我们注意到，斑点模型与现有的测量结果是一致的，然而，我们不能排除Sgr A* 的喷流。如果膨胀的物质离开Sgr A* 的引力势，则非热粒子和热粒子的总质量损失率估计为$\le 2\times10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们讨论的质量损失率的含义，因为这个值与估计吸积率的基础上极化测量密切匹配。
2006-05-24 astro-ph
Relativistic parsec-scale jets: II. Synchrotron emission
本文计算了由电子-正电子对等离子体组成的旋转相对论强磁化无力喷流在螺旋固定磁场和径向电场中的光学薄同步辐射。该磁场具有螺旋结构，该螺旋结构具有均匀的轴向分量和环形分量，该环形分量在射流内部最大并且朝向射流的边界减小到零。计算了由于发射体的相对论运动而引起的同步辐射的多普勒增强和偏振角的摆动。射流中等离子体速度的分布与电磁场结构一致。快速粒子的两种空间分布被认为是：均匀的，并集中在附近的阿尔芬共振表面。后一种分布对应于射流内部的阿尔芬共振表面附近的电磁波的规则加速。得到了该辐射的偏振特性，并与已有的BL Lac源和类星体的秒差距尺度喷流的VLBI偏振测量结果进行了比较。我们的研究结果给出了一个自然的解释观察到的双峰性之间的对齐的电场矢量的偏振辐射和喷射轴的天空平面上的投影。我们解释的亮节的运动作为一个相速度的圆柱形射流中的电磁扰动的立螺旋本征模。所观察到的亮节自行的偏振度和速度取决于喷流的角旋转速度。观察到的结的极化和速度表明，磁场线弯曲的方向相反的喷流旋转的方向。
2003-03-17 astro-ph
Search for VHE $γ$-ray emission in the vicinity of selected pulsars of the Northern Sky with VERITAS
一般认为，双星通过相对论粒子的强大风来耗散它们的旋转能量。这些风的限制导致了在同步加速器和逆康普顿辐射的电磁波谱谱中可见的发光脉冲星风星云（PWNe）的形成。最近，许多新的探测已经产生了最高能量的甚高能量（VHE）伽马射线观测确定PWNe作为银河系VHE伽马射线发射的最常见的来源之一。我们在这里报告的VHE伽马射线发射的初步结果，在第一年的操作的完整VERITAS阵列在北半球的一个充满活力的和/或密切的恒星的选择。
2008-12-08 astro-ph
Gamma-rays from the vicinity of accreting neutron stars inside compact high-mass X-ray binaries
大质量恒星的稠密风可以被致密双星系统中的中子星（NS）部分捕获。根据NS和风的参数，物质可以穿透内部NS磁层。在离NS一定距离处，由于磁压和吸积物质插入的压力之间的平衡，形成了一个非常湍流和磁化的过渡区。这个区域为粒子加速到相对论能量提供了良好的条件。过渡区的物质可以进一步吸积到NS表面（吸积相）或从NS附近排出（螺旋桨相）。我们认为，在过渡区集中的情况下，至少有一部分的物质落在NS表面上的电子加速的后果。该物质在NS表面上产生热点，其发射热辐射。相对论性电子在同步加速过程和这种热辐射的逆康普顿（IC）散射中损失能量。我们计算同步辐射光谱（从X射线到软$γ$ -射线）和IC光谱（几十兆电子伏以上）预期在这样的情况下。有人认为，人口最近发现的大质量双星的INTEGRAL天文台，其中包含中子星隐藏在密集的恒星风的大质量恒星，可以检测到最近推出的{ \it费米} LAT望远镜在GeV的能量范围。作为一个例子，我们预测预期的$γ$射线通量从最近发现的源IGR J19140+0951。
2008-11-25 astro-ph
A Radio Outburst Nearly Coincident with the Large X-ray Flare from Sgr A* on 2002-10-03
在VLA每周监测计划期间，观测到Sgr A* 的2厘米、1.3厘米和7毫米的大射电爆发，几乎与XMM-牛顿X射线天文台于2002年10月3日探测到的最亮的X射线耀斑一致。在7毫米处测得的通量密度为1.9 $\pm$ 0.2 Jy，比平均值（1.00 $\pm$ 0.01 Jy）高出$\sim 2$倍，是过去三年（2000年6月至2003年10月）中观测到的两个最高增幅之一，而在1.3厘米和2厘米处观测到的通量密度增幅则不太显著。放射性观测在X射线耀斑（持续时间超过45分钟）开始后13.5小时开始，并持续1.3小时。在观测过程中，有没有显着的（$<3σ$）在所有三个波长的无线电通量密度的变化，表明无线电爆发变化的时间尺度$>1$小时。一个光谱指数$α=2.4^{+0.3}_{-0.6}$（${\rm S \proptoν^α}$）推导出的爆发组件，符合光学厚的非热同步辐射源。这些结果表明，负责无线电爆发的高能电子可能通过与X射线耀斑相关的过程产生，然后传输到大半径，产生观测到的无线电爆发。这一观测结果是第一次证明Sgr A* 的射电和X射线发射存在相关变化。
2004-01-23 astro-ph
An energetic blast wave from the December 27 giant flare of the soft gamma-ray repeater 1806-20
最近对12月27日SGR 1806-20巨型耀斑的后续观测发现了一个从240 MHz到8.46 GHz的多频无线电余辉，时间从耀斑发生后的一周到一个月左右。还首次测量了源的角尺寸。在这里，我们表明，这种无线电余辉给出了第一个明确的证据，一个充满活力的冲击波扫过它周围的介质，并产生同步辐射余辉，相同的机制建立伽马射线暴余辉。在耀斑发生后的$t\la 0.1$天内，光学余辉的亮度预计与$m_R\simeq13$一样明亮，但由于光源的银河纬度较低，因此非常严重的消光使探测变得困难。因此，对低纬度SGR进行大耀斑的快速红外跟踪观测是至关重要的，而对高纬度SGR（如SGR 0526-66），快速跟踪应导致识别其可能的光学余辉。快速的多波长跟踪还将提供火球早期演变及其组成的更详细信息。
2005-03-03 astro-ph
Optical and Infrared Observations of SGR 1806-20
软伽马射线中继器（SGR）1806 $-$ 20与中心增亮的非热星云G~10.0 $-$ 0.3有关，被认为是一个plerion。与其他离子一样，在星云射电发射峰值处探测到一个稳定的\Xray源AX~1805.7 $-$ 2025。Vasisht等人已经表明，无线电峰值有一个核心喷流外观，并认为核心标志着SGR的真实位置。在可见光波段，我们在射电核心附近探测到三个物体。只有最靠近核心的恒星，在光学上几乎不可见，但在红外线上很亮（$K=8.4\,$ mag.），变红与高消光（$A_V\simeq30\,$ mag.）这是针对AX~1805.7 $-$ 2025推断的。从CO带吸收的缺失，我们推断这颗星的光谱类型早于晚~G/早~K。大灭绝可能发生在距离6 $\,$ kpc的分子云中，这意味着该恒星就像AX~1805.7 $-$ 2025一样，位于该分子云中或背后。这意味着这颗恒星是一颗超巨星。由于超巨星是罕见的，与致密射电核心的偶然巧合是非常不可能的。据我们所知，在非热射电星云中只有另外三个发光恒星的例子，SS~433、\mbox{Cir X-1}和G~70.7+1.2。考虑到这一点和低的符合概率，我们认为这颗明亮的恒星与SGR~1806 $-$ 20有物理联系，使其成为第一颗高能瞬变恒星。
1994-12-02 astro-ph
A Catalog of Diffuse X-ray-Emitting Features within 20 pc of Sgr A*: Twenty Pulsar Wind Nebulae?
我们提出了一个目录的34个弥漫的特点，确定在银河系中心的X射线图像与钱德拉X射线天文台。其中几个特征在以前的文献中已经讨论过，包括7个与表现出荧光线发射的分子云复合体有关，4个叠加在超新星遗迹Sgr A East上，2个与被认为是另一个超新星遗迹外壳的射电特征一致，另一个被认为是脉冲星风星云，从人马座A* 投射出来只有几角秒。然而，这留下了20个以前没有报道过的特征。基于铁发射在它们的光谱中的微弱性，我们认为它们大多数是非热发射。一个狭长的特征指向Sgr A*，因此我们认为这个特征是从超大质量黑洞喷出的同步辐射粒子喷流。对于其他星云，我们发现它们的大小（D=8 kpc时长度为0.1-2 pc）、X射线光度（在10^32和10^34 erg/s之间，2-8 keV）和光谱（伽马=1-3的幂律）与脉冲星风星云一致。根据银河系中心的恒星形成率，我们预计在过去的300 kyr中已经形成了大约20个脉冲星，并且可能正在产生脉冲星风星云。19个候选脉冲星风星云中只有一个在银河系中心的存档射电图像中被可靠地探测到;其余的上限对应于L_R<la 10^31 erg/s。这些射电极限并没有强烈地限制它们的性质，这就强调了对这一前所未有的银河系X射线发射结构样本进行进一步多波长研究的必要性。
2007-07-13 astro-ph
GRBs, SGRs by UHE leptons showering, blazing and re-brightening by precessing Gamma Jets in-off axis
关于伽马射线暴（GRB）和软伽玛中继器（SGR）的问题清单在火球锥和磁星爆炸情景中仍然没有答案。一个持久的，薄的（小于微米-sr立体角）旋进和旋转的伽马喷流，其功率输出与超新星（SN）或X射线脉冲星的前身相当，可以解释这些问题。旋进喷流可能有几个小时的特征衰减时间，而它们的强度下降遵循幂律数千年。旋转和旋进束相对于视线的方向起着关键的作用：在最宽的宇宙体积中，最远的伽马射线暴事件通常对应于非常窄的轴上束，而对于最近的源，大多数都是离轴可观察的。因此，远的是最硬和最明亮的，反之亦然，最近的大多是软和最长的Amati相关。我们预计，在GRB 030329-SN 2003和最近的GRB 060218-SN 2006事件中，附近的离轴伽玛暴将伴随着一系列OT和射电碰撞。延迟燃烧喷流在局部宇宙中可以观测到，如X射线闪光（XRFs）或短伽玛暴，通常是孤儿余辉事件，在更近的距离作为SGR和异常X射线脉冲星AXRP。伽马喷流是由超相对论电子对通过同步加速器（或逆康普顿）辐射产生的。电子对从内部SN核心逃逸，这要归功于一个更具穿透力的信使，即相对论性PeV μ子对，它们本身是内部UHE强子喷流的次级产物。它们在物质和光的SN壳层中是“透明的”;它们在伽马和中微子喷流中衰变成电子对（后来）。那么GRB（和SGR）不是宇宙中最具爆炸性的事件，而只是最具光束的事件。
2006-06-24 astro-ph gr-qc hep-ph
