The Nature of the Faint Chandra X-ray Sources in the Galactic Centre
最近的钱德拉观测揭示了银河系中心大量微弱的X射线点源。观测到的星群由大约2000个光度范围在~10^31-10^33 erg/s的微弱光源组成。这些源中的大多数（70%）由硬光谱描述，而其余的则相当软。这些来源的性质仍然不明。Belczynski & Taam（2004）证明，含有中子星或黑洞吸积物的X射线双星可能是大多数软源，但数量不足以解释观测到的微弱硬源的数量和X射线特性。对银河系中心区域进行了人口综合计算。我们的结果表明，中间极的数目和X射线光度与观测到的暗硬银河系中心人口是一致的。
2006-02-13 astro-ph
Dynamics of the Bar at the Galactic Centre
本文综述了银河系内部存在旋转棒的证据及其动力学意义。
1996-04-12 astro-ph
Simulation of Cosmic Ray propagation in the Galactic Centre Ridge in Accordance with Observed VHE gamma-ray Emission
H.E.S.S.观测到的来自银河系中心脊的VHE弥散伽马辐射。天文望远镜与最近加速的宇宙射线的传播有着令人信服的联系，这些宇宙射线在扩散过程中与氢分子云相互作用。通过一系列随时间变化的模拟，不同的传播参数的扩散，我们已经获得了银河系中心区域的扩散系数的最可能的值。假设扩散系数的形式为kappa（E）= kappa_0*（E/E_0）^delta，那么对于kappa_0和delta的不同最佳组合，它的值是从一万年前的中心点（可能是东方的Sgr A）发出的宇宙射线得到的。
2008-07-28 astro-ph
The stability of the Circumnuclear Disk clouds in the Galactic Centre
讨论了旋转和磁场对等温气体云物理性质的影响。对于给定温度和外部压力的云，旋转和/或磁场的存在会导致临界云质量相对于重力不稳定性的增加。旋转云的密度更高。因此，它们比不旋转的云更稳定地抵抗潮汐切变。它们可以接近银河系中心，半径约为2 pc，而不会被引力势引起的潮汐切变所破坏。对于较小的半径，云要么崩溃，要么成为潮汐中断。我们认为，这种机制是负责的银河系中心的环核盘的内边缘的形成。
2001-08-22 astro-ph
Exploring the Nature of Weak Chandra Sources near the Galactic Centre
我们目前的早期结果，从第一红外成像的弱X射线源发现在最近钱德拉调查对银河系中心。从我们的VLT观察，我们将确定可能的对应样本的最难的来源，以限制这个以前未知的人口的性质。
2003-12-30 astro-ph
The Effectiveness of the Kozai Mechanism in the Galactic Centre
我检查的有效性Kozai振荡的星系中心，特别是银河系中心使用标准技术从天体力学。特别是，我研究了恒星膨胀势和广义相对论对Kozai振荡的影响，这是由恒星盘引起的。Lockmann等人（2008）最近提出，银河系中心两个年轻的大质量恒星盘引起的Kozai振荡将年轻恒星的轨道驱动到大偏心率（$e\approx 1$）。如果这些年轻的偏心恒星中有一些是双星，它们将在近心点附近被破坏，留下一颗恒星在中央SMBH周围的紧密轨道上，并产生S星。我发现，{ \it球形}恒星隆起抑制Kozai振荡，当它的内部封闭的质量在一个测试体的恒星盘的质量的顺序。由于银河系中心的恒星凸起比恒星盘大得多，Kozai振荡{ \it由于恒星盘}可能被抑制。Kozai振荡是否是由其他非球形成分（例如，扁平的恒星凸起）引起的，还有待确定。
2008-11-05 astro-ph
VLTI observations of IRS~3: The brightest compact MIR source at the Galactic Centre
在最近的一次VLTI实验中，我们对银河系中心光年内IRS~3恒星的尘埃进行了部分解析。本文的观测是用VLTI最高角分辨率研究IRS~3和银河系中心恒星星族的第一步。我们将概述哪些科学问题可以解决的IRS~3在中红外的一个完整的数据集。
2005-05-10 astro-ph
The XMM-Newton view of the Galactic Centre
在X射线中，银河系中心（GC）区域表现为一个复杂的扩散热和非热X射线发射混合人口的发光离散源。在这里，我们提出了一些新的发现，从XMM-牛顿GC调查，特别是对Sgr A*，Sgr A东，无线电弧区，和一个新发现的X射线非热灯丝。
2002-12-19 astro-ph
Anisotropy studies around the galactic centre at EeV energies with the Auger Observatory
从皮埃尔俄歇天文台的数据进行分析，以寻找在EeV能量的银河系中心的方向附近的各向异性。表面阵列在这部分天空中的曝光量已经明显大于先行实验。我们的研究结果不支持以前的研究结果，局部过剩的AGASA和SUGAR数据。我们设置了一个上限的宇宙射线从银河系中心到达，其中排除了几个方案预测的EeV中子源人马座$A$的点样通量。此外，表面和荧光探测器同时探测到的事件（“混合”数据集）具有更好的指向精度，但数量少于单独的表面阵列，没有显示出任何明显的局部过量。
2006-11-06 astro-ph
Inverse Compton Scenarios for the TeV Gamma-Ray Emission of the Galactic Centre
在辐射主导的环境中，如在银河系中心发现的，在克莱因-西名制度中，超相对论电子的强烈康普顿冷却可能会导致与同步加速器冷却产生的电子光谱完全不同的电子光谱。我们探讨这些影响和它们对X射线和伽马射线光谱产生的电子加速器在这个地区相比，在我们的银河系的其他地方。我们讨论了新发现的脉冲星风星云G 359.95-0.04的宽带辐射，以及该X射线源与TeV伽马射线源HESS J1745-290的可能关系。最后讨论了银河系中心积分源IGR J1745.6-2901与TeV辐射的可能关系。
2007-01-23 astro-ph
Images of very high energy cosmic ray sources in the Galaxy: I. A source towards the Galactic Centre
最近对$10^{18}$ eV宇宙射线各向异性的分析（AGASA和SUGAR数据）显示，银河系中心和天鹅座附近的区域存在显著的过剩。我们的目的是检验这种各向异性是否可以由单个带电粒子源引起。我们研究质子在银河系规则磁场（包括不规则分量）的两种模型中的传播，假设粒子是由位于银河系中心方向的短寿命离散源注入的。我们表明，除了一个即时的图像的源，经常磁场可能会导致延迟图像在相当大的角距离从实际的源方向。图像强烈依赖于粒子喷射后经过的时间，并且对它们的能量非常敏感。对于年轻脉冲星粒子加速的最有利条件，预测的通量比观测到的高两到四个数量级。具体的数字在很大程度上取决于所采用的银河系磁场模型，但看起来银河系中心的一颗脉冲星可能是观测到的过量的原因。
2002-05-20 astro-ph
Warping the young stellar disc in the Galactic Centre
我们研究了环核盘（CND）对银河系中心年轻恒星轨道演化的影响。我们表明，CND的重力引起的轨道，这是高度敏感的半长轴和倾角的岁差。我们认为这样一个差分岁差的背景下正在进行的讨论的起源的年轻恒星，并提出一种可能性，所有这些都起源于一个薄盘，这是部分破坏由于CND的影响期间~ 600万年。
2008-12-08 astro-ph
G0.087-0.087, a highly polarized flat spectrum filament near the Galactic Centre Arc
使用Effelsberg 100-m望远镜进行的32 GHz观测揭示了一个高度极化的银河系中心灯丝：G0.087-0.087，平行于著名的Arc结构。它有一个类似的平坦光谱，但它是一个数量级弱。G0.087-0.087长约2.5'或6.2 pc，位于膨胀分子云G0.11-0.11的西边界。这种不寻常的云在X射线中也是可见的，并且已知其东部边缘与弧相互作用。在G0.11-0.11表面的高度相对论性粒子的加速似乎是解释这两种结构的性质所必需的。新的灯丝支持了先前的发现，在整个银河系中心区域存在一个强大的极向磁场。
2003-02-18 astro-ph
New star clusters projected close to the Galactic Centre
我们使用红外JHK $_s$ 2 MASS巡天档案，在以银河核为中心的5 $^{\circ} \times5^{\circ}$区域内进行了一次系统的新星团搜索。此外，我们还搜索了$|\ell|\le4^{\circ}$在HII区和暗云方向上的嵌入星团。因此，我们提出了58个红外星团或候选者的名单。我们提供的位置，大小和红化估计从100 $μ$ m粉尘排放。它们的角分布连同以前编目的对象在该地区和可能的关系，恒星形成复合体进行了讨论。
2000-06-28 astro-ph
Gamma Rays frim the Galactic Centre
HESS伽马射线望远镜的最新结果表明，在银河系中心及其附近存在着~0.4 TeV以上的扩散、扩展、伽马射线通量和离散源。在这里，我们提出了一个可能的解释宇宙射线质子的扩散从一系列超新星遗迹（SNR）在银河系的SgrA* 区域加上SNR的贡献在银河系中心区域的其余部分，被称为银河系中心岭（GCR）。质子比电子更受青睐，因为该区域中的mG磁场会严重衰减高能电子。突出的特点是需要在整个区域中的质子的“异常扩散”，并在高密度区域中采用低效率的SNR加速。我们认为后者与银河系中众所周知的低“宇宙射线梯度”有关。一个佐证的特征是推断的宇宙射线强度与平滑后的5 GHz无线电辐射强度密切相关。我们将此归因于GCR中SNR的存在。
2007-05-16 astro-ph
The Population of Faint Transients in the Galactic Centre
BeppoSAX号卫星在银河系中心探测到一群微弱的瞬态X射线源。我表明，一个简单的照射盘图片给出了一个一致的适合这个人口的属性，它可能包括低质量的X射线双星已经超过其最低周期~80分钟的演变。由于所有的后最低系统是短暂的，和中子星LMXB比黑洞LMXB在银河系中更常见，这些系统中的大多数应该包含中子星，如观察到的。这张图片预测银河系中心瞬变的轨道周期应该在80-120分钟之间，而且大多数瞬变应该在未来几年内重复。在这种情况下，银河系中最小值后瞬变的总数将大大小于其LMXB总数的通常估计。我讨论了可能的原因。
2000-04-19 astro-ph
Determining the nature of the faint X-ray source population near the Galactic Centre
本文介绍了钱德拉在银河系中心（GC）发现的微弱离散X射线源群的多波长研究结果。从红外成像获得的VLT，我们确定候选人K波段对应的X射线源在我们的样品中的75%。通过将这些候选对应物的子集的后续VLT K波段光谱与我们的光度测量的星等限制相结合，我们建议只有一小部分源是HMXB，而大多数可能是GC距离处的典型LMXB和CV。此外，我们提出了我们对银河系中心高度结构化的小规模（5-15”）灭绝的发现。这是迄今为止对银河系中心最精细的灭绝研究。最后，从这些VLT观测中，我们能够对“爆发脉冲星”GRO J1744-28的恒星对应物进行限制。
2006-11-30 astro-ph
Observations of gas and dust at the Galactic Centre
红外空间观测台长波分光仪已被用于绘制朝向银河系中心环核盘的22条原子、分子和电离线样品的发射分布图。CND盘在CO和OH等分子线的图中清晰可见，而在其他原子和电离线中中心区域占主导地位。朝向Sgr A星的光谱最好由58 K黑体的总和表示，叠加有22个可识别的发射或吸收特征，包括四条分别归因于CO和OH的线，两条可能指示固态特征复合体的宽特征，两条H2O线，其余是各种原子或电离原子线。
2003-11-27 astro-ph
Exploring the Nature of Weak Chandra Sources near the Galactic Centre
我们目前的结果，从第一个近红外成像的弱X射线源发现的钱德拉/ACIS-I调查（王等。2002年）对银河系中心（GC）。这些~800个离散源对GC X射线发射有重要贡献，代表了银河系中一个重要的和以前未知的群体。从我们的VLT观测，我们将确定可能的IR对应的最难的来源，这是最有可能的X射线双星的样本。有了这些数据，我们就可以对GC的离散弱X射线源种群的性质进行约束。
2005-01-17 astro-ph
Unusual X-ray transients in the Galactic Centre
我们报告了在银河系中心区域发现的两个硬X射线源，命名为XMM J174457-2850.3和XMM J174544-2913.0，在大约一年的观测中，它们在2- 10 keV波段表现出超过100倍的通量变化。在这两种情况下，观测到的氢柱密度与银河系中心附近的位置一致，这意味着X射线的峰值亮度约为5 x 10^34 erg/s。这些物体可能代表了一个新的人口的瞬态源与非常不同的属性更明亮的银河系中心瞬变与中子星和黑洞双星系统。光谱分析表明，XMM J174457-2850.3具有相对较弱的铁谱线发射，相对于非常硬的连续谱。另一方面，XMM J174544-2913.0有一条非常强的K线，来自类氦铁，等效宽度约为2.4keV。后一种来源的性质特别令人感兴趣。它是代表一个全新的对象类别，还是在一个非常极端的配置中对应于一个已知的源类别？
2004-12-09 astro-ph
Models of mass segregation at the Galactic centre
研究了中心有大质量黑洞（MBH）的星系核通过两体弛豫的质量分离过程。这项研究关系到各种天体物理学问题，从银河系中心的X射线双星的分布，到主序星和巨星的潮汐破裂，到紧凑物体进入MBH的吸气，这是未来星载引力波干涉仪LISA的重要事件类别。在相对较小的星系核中，MBH的典型宿主质量在1 e4 - 1 e7 Msun范围内，弛豫导致在MBH周围形成陡峭的密度尖点和强烈的质量分离。利用球形恒星动力学Monte-Carlo程序，模拟了具有恒星质量谱的星系核模型的长期弛豫演化。我们的重点是恒星黑洞的浓度到MBH附近。特别注意的是开发的模型，以配合在银河系核的条件。
2006-06-30 astro-ph
A search for possible anisotropies of cosmic rays with 0.1<E<10 EeV in the region of the Galactic Centre
我们提出了更新的结果，在银河系中心（GC）的方向上的能量范围内的各向异性搜索：0.1<E<1 EeV和1<E<10 EeV。我们使用的数据从皮埃尔俄歇天文台到2007年3月。因此，目前的分析是基于比我们以前发表的结果更大的数据集。对来自GC处的假设点状中子源的通量施加1<E<10 EeV的限制，并且还执行了对扩展过量的搜索。
2007-08-06 astro-ph
X-rays from cusps of compact remnants near galactic centres
致密的残余物-在银河系中心内部几秒差距内形成的恒星质量黑洞和中子星，由于低质量恒星上的动力学摩擦，预计会沉入中央秒差距，形成高浓度的尖点（Morris 1993年）。同一个物理区域也可能包含非常高密度的分子云和吸积盘，这些都是为SMBH活动提供燃料所必需的。在这里，我们估计气体捕获率到恒星残余物的尖端，以及由此产生的X射线光度，作为吸积盘质量的函数。在圆盘质量较低的情况下，大多数致密天体都太暗而无法观测到，而在圆盘质量较高的情况下，大多数致密天体都以爱丁顿速率吸积。我们发现，对于低吸积盘群众，紧凑的残余尖可能比中央SMBHs更明亮。这种"弥散“发射对于局部中等亮度的活动星系核，特别是低亮度活动星系核可能是重要的。我们还简要地讨论了如何将这种预期的排放可以用来把我们的银河系中心附近的黑洞尖的约束。
2006-11-10 astro-ph
The Galactic Centre Source IRS 13E: a Post-LBV Wolf-Rayet Colliding Wind Binary?
IRS 13 E是银河系中心的红外、毫米和X射线源。我们提出了IRS 13 E的第一个钱德拉X射线光谱，并表明它与发光和高吸收X射线双星系统是一致的。由于X射线光度对于一颗单独的恒星来说太大了，我们的解释是一个早期型的长周期双星，具有强烈的碰撞风辐射。这自然解释了观察到的X射线光谱和计数率以及其缺乏显著的短期变化。由于任何星云的短寿命0.2 pc的假定中央超大质量黑洞，我们认为，主要的IRS 13 E已经退出了LBV阶段在过去的几千年。
2001-12-03 astro-ph
Young stars in the Galactic Centre: a potential intermediate-mass star origin
最近有猜测（Davies & King 2005）认为，中等质量恒星的核心通过与银河系中心的超大质量黑洞的潮汐相互作用而剥离了它们的外壳，可能形成一个在观测上类似于所谓的Sgr A* 星团或“S”恒星的种群，它们在黑洞周围有近偏心轨道。我们对此类恒星的演化进行了建模，并表明在银河系中心区域的观测范围内，星群中更明亮的一端确实可能看起来类似于年轻的B星。这些星团中的一些或全部恒星是否可以用这种方式来解释，在很大程度上取决于损失锥恒星的IMF和散射率。如果大多数观测到的恒星实际上是从银河系中心内部的尖点区域本身散射出来的，那么到目前的观测极限，大约20颗恒星的数量可能会重现。然而，这只有在局部弛豫时间很小的情况下才有效，并且依赖于尖点星本身是年轻的，也就是说，它依赖于在中央几个秒差距内可能形成的恒星。相反，我们得到了一个可能的约束的潮汐剥离率的“正常”国际货币基金组织的明星，如果没有红色的恒星可见的Sgr A* 集群。
2006-07-20 astro-ph
Red giant stellar collisions in the Galactic Centre
我们表明，与恒星质量的黑洞的碰撞可以部分地解释银河系中心没有明亮的巨星，这是Genzel等人在1996年首次指出的。我们发现，失踪的对象是低质量的巨人和AGB星的范围1-3 M $_{\odot}$。使用详细的恒星演化计算，我们发现，为了防止这些对象从发展成为可见的耗尽K波段，我们要求他们遭受碰撞的红巨星分支，我们计算所需的分数包络质量损失。利用光滑粒子流体力学计算、限制性三体分析和蒙特卡罗模拟相结合的方法，计算了银河系中心巨星与黑洞以及巨星与主序星的碰撞率。我们表明，碰撞可以合理地解释失踪的巨人在$10.5<K<12$带。然而，将较亮的（$K<10.5$）物体耗尽到所需的半径将需要大量的黑洞撞击物，这反过来又会在比观察到的更大的区域内耗尽$10.5<K<12$巨星。我们的结论是，与恒星质量的黑洞的碰撞不能解释非常明亮的巨星的耗尽，我们用我们的结果来限制银河系中心恒星质量的黑洞的数量。
2008-11-19 astro-ph
A new population of X-ray transients in the Galactic Centre
XMM-牛顿和钱德拉银河中心（GC）巡天的比较揭示了两个具有对比性质的微弱X射线瞬变。XMM J174544-2913.0的X射线光谱显示出等效宽度约为2 keV的强铁谱线，而XMM J174457-2850.3的特征在于光子指数约为1.0的非常硬的连续谱。两个源的X射线通量在几个月的时间里变化超过2个数量级，峰值X射线亮度为5 x 10^34 erg/s。我们讨论这些特殊来源的性质。
2003-10-06 astro-ph
GCIRS34W: An irregular variable in the Galactic Centre
我们报告的时间分辨光度和光谱近红外观测的Ofpe/WN 9星和LBV候选人GCIRS 34 W在银河系中心星团的结果。在H和K波段获得的衍射有限分辨率测光观测结果显示，在两个波段，从几个月到几年的时间尺度上，伴随着恒星颜色的变化，存在着强烈的非周期性变化。在1996年，2003年和2004年获得的三个K波段光谱与积分场光谱仪是相同的精度和排除显着的光谱变化。恒星光度变化最可能的解释是恒星喷出的星周物质造成的遮蔽。GCIRS 34 W在HR图中的近似位置位于O超巨星和LBV之间，表明该恒星是介于这两个恒星演化阶段之间的过渡天体。
2005-10-17 astro-ph
The efficiency of the spiral-in of a black hole to the Galactic centre
我们研究黑洞或致密星团螺旋进入银河系中心的效率。这个过程发生在一个动态摩擦时间尺度上，这取决于库仑对数ln（L）的值。我们使用直接N体方法，树算法和粒子网格技术，最多200万加一个粒子来确定这个参数的准确值。这三种不同的技术是非常一致的。我们的库仑对数的结果似乎是独立的粒子数。我们得出结论，对于银河系隆起内部几个秒差距的大质量点粒子，ln（L）= 6.6 +/- 0.6。对于一个扩展的天体，比如一个密集的星团，ln（L）较小，对数参数L的值与天体的大小成反比。
2003-06-10 astro-ph
Complex small-scale structure in the infrared extinction towards the Galactic Centre
在朝向银河系中心（GC）的红外遮蔽物质分布中观察到了高水平的复杂结构或“颗粒度”，其特征尺度为5arcsec -15 arcsec，相当于GC距离为8.5kpc时的0.2 - 0.6pc。这种结构已经在分辨率为0.6arcsec的ISAAC图像中观察到，明显高于以前的GC研究。我们已经在GC调查区域发现了粒度，该区域的经度和纬度分别为1.6deg x 0.8deg（8.5kpc时为300 pc x 120 pc），中心位于Sgr A*。这种粒度在整个区域是可变的，一些区域在一个或多个波段表现出高度结构化的消光，而另一些区域在所有波段都没有结构和均匀的恒星分布。粒度似乎与经度、纬度或距Sgr A* 的径向距离不对应。我们发现，表现出高粒度的区域与高恒星红化强烈相关。
2006-02-17 astro-ph
Diffuse TeV Emission at the Galactic Centre
高能立体系统（HESS）探测到了与我们银河系中心沿银河脊分布的分子气体相关的强烈弥散TeV辐射。早期HESS对该区域的观测已经揭示了这些能量的几个点源的存在，其中一个（HESS J1745-290）与超大质量黑洞人马座A* 重合。目前还不完全清楚TeV辐射的起源，甚至也不清楚它是由于强子相互作用还是轻子相互作用。然而，我们有理由假设，至少对于漫发射，强度分布与分子气体的紧密相关性表明了一个涉及相对论质子的π衰变过程。本文探讨了银河系中心高能强子的可能来源及其在湍流介质中的传播。我们的结论是，虽然人马座A* 本身可能是产生HESS J1745-290中发射的宇宙射线的来源，但它不能对更远的漫射发射负责。一个点源的分布，如脉冲星风星云沿银道面分散，同样不会产生与HESS图一致的TeV辐射轮廓。我们的结论是，只有一个相对论质子分布加速整个云间介质可以解释与HESS测量的TeV的发射轮廓。
2008-04-18 astro-ph
The discovery of a new non-thermal X-ray filament near the Galactic Centre
我们报告了XMM-牛顿和钱德拉发现的一个硬扩展X射线源（XMM J174540-2904.5）与一个紧凑的非热射电灯丝（Sgr A-E“wisp”= 1 LC 359.888-0.086= G359.88-0.07），这是位于银河系中心的4弧分。源位置也与分子云的峰值M-0.13 - 0.08（“20 km/s”云）相一致。X射线光谱是非热的，能量指数为1.0（+1.1 -0.9），柱密度为38（+7 -11）x 10^22 H/cm 2。假设距离为8.0 kpc，观测到的2- 10 keV通量为4 x 10^-13 erg/s/cm 2，转换为未吸收的X射线光度为1 x 10 ^34 erg/s。高密度的柱强烈地表明这个源位于银河系中心区域或后面。考虑到宽波段的光谱，以及源的形态和与分子云的位置重合，我们得出结论，无线电和X射线发射是同步辐射的结果。这是第一次在银河系中心区域发现行星结构。已经明确显示出具有非热X射线光谱。
2002-11-26 astro-ph
OH(1720 MHz) Masers at the Galactic Centre
OH（1720 MHz）脉泽允许直接测量银河系中心的磁场强度，它们的角展宽限制了银河系中心100 pc内散射无线电波的介质模型。由于1720 MHz脉泽没有1665和1667 MHz的主线脉泽伴随，它们必须通过分子气体中的碰撞来泵浦，分子气体在被非离解（即C型）冲击波超越后冷却。特别是，这证实了“SNR”Sgr A East正在向M-0.02-0.07分子云中驱动冲击。H_2的v=1- 0 S（1）线的强度与预期由Sgr A East内部的压力驱动进入分子气体的冲击强度一致。
1998-11-05 astro-ph
Production of Hypervelocity Stars through Encounters with Stellar-Mass Black Holes in the Galactic Centre
在银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 的0.1 pc范围内的恒星预计会遇到一群已经分离到该区域的恒星质量黑洞（BH）。其中一些恒星将从一个轨道黑洞上散射，并以高达2000 km/s的速度被踢出银河系中心。我们在各种假设条件下计算了由此产生的超高速星（HVS）的抛射率，发现它与Hills（1988）首先讨论的Sgr A* 的双星潮汐破裂率相当。在某些条件下，这一新的过程足以解释晕中观测到的所有超高速B星，并且可能主导距离Sgr A*~2 pc（>~ 2 Gyr）处寿命远小于弛豫时间尺度的所有HVS的产生速率。由于HVS是由至少两个不可避免的过程产生的，HVS的统计数据可以揭示双峰速度和质量分布，并可以限制黑洞和恒星的分布在最里面的0.1 pc周围的Sgr A*。
2007-10-02 astro-ph
An Infrared Imaging Survey of the Faint Chandra Sources near the Galactic Centre
我们目前的近红外成像的微弱，硬X射线源在2001年钱德拉ACIS-I对银河系中心（GC）的调查发现的样本（王等，2002年）。这些~800个离散的源代表了银河系中一个重要的和以前未被发现的群体。从我们的VLT观测的77个X射线源，我们确定候选K波段对应的75%的钱德拉源在我们的样本。大多数候选的近红外光谱的星等和颜色与高度变红的恒星一致，表明大多数钱德拉源可能是在GC或附近的吸积双星。
2005-09-13 astro-ph
Ejection of Hyper-Velocity Stars from the Galactic Centre by Intermediate-Mass Black Holes
我们已经进行了N体模拟的超高速恒星（HVS）的形成在银河系的中心，由于吸入中等质量黑洞（IMBHs）。我们考虑了不同质量的IMBHs，它们都是从初始距离为0.1 pc的圆形轨道开始的。我们发现，IMBHs下沉到银河系的中心，由于动力学摩擦，在那里他们耗尽了恒星的中央尖点。其中一些恒星成为HVS，并以足够高的速度喷出银河系。由于HVS携带着关于它们起源的信息，特别是在喷射的时刻，速度分布和它们逃离银河系的方向，检测HVS的种群将提供喷射过程的洞察力，因此可以为IMBH的存在提供间接证据。我们的模拟表明，HVS产生于短暂的爆发，持续只有几个万年，直到IMBH被吞噬的超大质量黑洞（SMBH）。HVS几乎是各向同性的，这使得IMBH引起的喷射很难区分，由于遇到恒星双星与SMBH的喷射。在HVS到达星系晕后，它们的逃逸速度与离银河系中心的距离相关，因为最快的HVS可以在离中心最远的地方找到。HVS的速度分布所产生的螺旋IMBH也几乎是独立的IMBH的质量，可以从一个产生的二进制遇到相当不同。最后，我们的模拟表明，银河系中心IMBH的存在将r<0.02 pc的恒星密度分布改变为核心分布，这至少需要1亿年才能补充。
2006-07-19 astro-ph
The nature of hypervelocity stars as inferred from their galactic trajectories
我们计算了12颗超高速恒星（HVS）的银河系轨迹，假设它们起源于银河系中心。我们证明，这12颗恒星中有8颗与银河系有关。我们考虑了束缚星的后续轨道来计算它们的特征轨道周期，即2 Gyr。所有八颗恒星都远离银河系中心，这意味着恒星的寿命不到2 Gyr。因此我们推断观察到的HVS是大质量主序星，而不是蓝色水平支星。观测结果表明，大约每1500万年，蓝色HVS就会从银河系中心喷出。如果我们假设HVS是由双星的分裂产生的，那么这与观测到的围绕中心超大质量黑洞（SMBH）的极紧轨道上的蓝色恒星（即所谓的S星）的数量是一致的。在这样的双星系统中，其中一颗恒星以高速被抛出形成HVS;另一颗仍然作为S星与SMBH结合。我们进一步表明，观测到的一个高速系统正在向银河系中心移动，SDSS J172226.55 + 594155.9，不可能起源于银河系中心;相反，我们将其确定为晕天体。
2007-09-24 astro-ph
Rapid X-ray flaring from the direction of the supermassive black hole at the Galactic Centre
大多数星系核现在被认为是超大质量黑洞的避难所。对我们银河系中心几光年处恒星运动的研究表明，存在一个质量约为260万太阳质量的黑暗物体。这个天体在空间上与人马座A*（Sgr A*）重合，人马座A * 是位于我们银河系动力中心的独特紧凑射电源。通过与遥远的类星体和附近的活动星系核（AGN）类比，Sgr A* 被认为是由物质吸积到超大质量黑洞上时释放的引力势能提供动力。然而，Sgr A* 在所有波段都比预期的要暗得多，特别是在X射线中，这对这个模型产生了一些怀疑。最近，我们报道了Sgr A* 发射X射线的第一个有力证据。在这里，我们报告的发现快速X射线耀斑的方向Sgr A*。这些数据提供了令人信服的证据表明，X射线发射是来自吸积到一个超大质量黑洞在银河系中心，和性质的变化提供了强有力的约束天体物理过程附近的事件视界的黑洞。
2001-09-20 astro-ph
Annihilation Radiation from a Dark Matter Spike at the Galactic Centre
我们研究了银河系中心中性伴子的湮灭辐射，假设存在一个“尖峰”的暗物质密度分布，由于绝热吸积到大质量的黑洞躺在银河系中心。在此假设下，我们发现，它是可能的，以再现所观察到的SgrA* 发射在无线电和伽马射线频率在一个一致的情况下，磁场接近均分强度和值的$γ$（密度分布幂律指数）约0.1。
2002-09-24 astro-ph hep-ph
Explaining the spectrum from the Galactic Centre using a two temperature plasma
射电源人马座A*（Sgr A*），被认为是一个位于银河系中心的超大质量黑洞，它正在从周围区域吸积气体。然而，使用高的吸积率，标准的吸积模型无法解释低光度和观测到的光谱从Sgr A*。提出了一种新的吸积模型--平流主导的吸积流（ADAF），其中大部分吸积能量储存在气体中，并进入黑洞。因此，气体具有双温结构，质子比电子热得多。该模型解释了从Sgr A* 和大部分毫米到硬X射线光谱的低光度，但在与低能射电观测一致方面存在严重困难。在这里，我们报告的发射过程与质子，自然解决了观察到的差异。这首次为热吸积流中的双温等离子体提供了观测证据，并有力地支持了ADAF确实吸积到银河系中心一个2.5* 10 ^6太阳质量的黑洞上的观点。
1998-06-01 astro-ph
The warped young stellar disc in the Galactic Centre
在银河系的中央秒差距内，观测到几十颗年轻恒星围绕着中央的超大质量黑洞旋转。这些恒星的一个子集形成了一个相干旋转的圆盘。其他的观测结果显示了一个巨大的分子环，位于距离中心约1.5秒差距的半径处。在本文中，我们考虑的引力影响的分子环面上的恒星的恒星盘。我们推导出一个分析公式的岁差率的个别恒星的轨道，我们表明，它是高度敏感的轨道半长轴和倾斜度相对于平面的环面，以及对质量的环面。假设恒星盘和分子环在大于600万年的时间尺度上都是稳定的，我们限制了环的质量和相对于年轻恒星盘的倾角。我们进一步认为，在银河系中心观测到的所有年轻恒星可能都有一个共同的起源，即一个张角<5度的相干旋转结构，在其生命周期中，由于分子环面的引力影响，该结构被部分破坏（扭曲）。
2008-12-08 astro-ph
OGLE-II High Proper Motion Stars towards the Galactic centre
OGLE微透镜实验第二阶段的测光数据库OGLE-II是关于银河系运动学和结构的丰富信息来源。在这项工作中，我们使用OGLE-II自行目录，以确定候选星具有高自行。OGLE-II自行星表（Sumi 2004）中的521颗自行mu > 50 mas/yr的恒星与AMO高自行星表、DENIS和2 MASS红外测光星表中的恒星进行了交叉识别。测光距离计算的恒星颜色一致的G/K和M型星。有6颗恒星被新确认为可能的近（< 50 pc）M矮星。
2007-12-18 astro-ph
The Double Helix Nebula: a magnetic torsional wave propagating out of the Galactic centre
射电天文学研究表明，我们银河系中心几百秒差距的磁场具有偶极几何结构，其强度远远大于银河系其他地方，估计可达毫高斯。一个强大的、大规模的磁场可以通过对分子云施加拖曳力来影响它们的银河系轨道，它可以抑制恒星的形成，它可以引导宇宙射线风远离中心区域，所以对银河系中心磁场的表征对于理解那里的许多活动非常重要。在这里，我们报告斯皮策太空望远镜观测到一个前所未有的红外星云，它具有交织的双螺旋结构。这个特徴位于银河系动力中心向银河系正纬度方向约100 pc处，其轴垂直于银河系平面。所观察到的片段长度约为25 pc，并且包含两个连续的螺旋缠绕股线中的每一个的约1.25整圈。我们解释这个功能作为一个扭转阿尔芬波垂直传播远离银河系盘，驱动旋转的磁化环核气体盘。因此，它提供了一个新的形态探测银河系中心磁场。环核盘和双螺旋之间的直接联系尚不明确，但MSX图像显示了一个可能的蜿蜒通道，值得进一步研究。
2005-12-16 astro-ph
Stellar dynamics in a galactic centre surrounded by a massive accretion disc. I. Newtonian description
为了了解星系中心区域星团的核心，研究了与大质量中心相连的恒星轨道的长期演化。恒星轨迹会受到微小的扰动，其起源有两个方面：（i）围绕银河系中心的薄气态盘的引力场，以及（ii）由于恒星与盘材料的连续相互作用而产生的累积阻力。这两种效应是密切相关的，因为它们取决于圆盘的总质量，假设是中心质量的一小部分。它表明，在以前的作品相比，大多数逆行（相对于光盘）轨道被捕获的中心对象，大概是一个大规模的黑洞。最初的顺行轨道也会受到影响，因此准平衡状态下中央星团的统计特性可能与之前分析中推导出的统计特性显着不同。
1998-05-02 astro-ph
The Circumnuclear Material in the Galactic Centre: A Clue to the Accretion Process
在"粘性粒子“计算的基础上，有人认为，在银河系中心10 pc范围内观察到的气体特征-环核盘和电离气体丝-以及在内部1秒差距内新形成的恒星，可以从潮汐捕获和在含有质点的势场中低角动量轨道上的气体云破裂的角度来理解。计算表明，耗散部分形成"色散环“，即与旋转方向相反的不对称椭圆环面，这种形状可以保持许多轨道周期。在一系列合理的初始条件下，这种结构可以解释CND和最明显的电离细丝的形态和运动学。在形成色散环的过程中，一个具有低比角动量的小云团被拉成一个长的细丝，细丝以高速反复与自身碰撞。在强激波中的压缩作用，即使在质点的近潮汐场中，也可能导致恒星的形成。这个过程可能与正常和活动星系核中的大质量黑洞的吸积有关。
1997-08-29 astro-ph
HI line measurements of pulsars towards the Galactic Centre and the electron density in the inner Galaxy
我们用Parkes望远镜测量了另外7颗南冕星方向的21厘米吸收和发射光谱，以推导它们的运动学距离，并研究星际介质。我们首次成功地获得了PSR J1602-5100、J1740-3015和J1745-3040的HI吸收测量结果。我们还显著提高了PSR J1600-5044、J1752-2806和J1825-0935的灵敏度和分辨率，这些光谱之前已经测量过，并纠正了PSR J1824-1945公布距离中的错误。自从1990年Frail & Weisberg对脉冲星距离的总结以来，现在又有23颗脉冲星测量了HI距离，主要是通过当前小组的努力。我们讨论了泰勒和科德斯电子密度模型，根据这些新的测量结果，发现，虽然对银河系中心的模型似乎很好，视线通过船底座旋臂是不适合的模型。
2000-08-16 astro-ph
Obtaining the diffusion coefficient for cosmic ray propagation in the Galactic Centre Ridge through time-dependent simulations of their gamma-ray emission
H.E.S.S.的最新观察银河系中心区域的合作揭示了最近加速的宇宙射线与当地分子氢云相互作用产生的π介子衰变中的伽马射线发射。根据现有数据合成三维氢云图，并假设扩散系数为kappa（E）= kappa_0（E/E0）^delta，我们对不同传播时间和kappa_0和delta值的宇宙线扩散进行了蒙特卡罗模拟。通过将模型γ射线谱与观测到的γ射线谱进行拟合，我们能够推断出该环境中的扩散系数值（当E = 10^12.5 eV，总传播时间为10^4年时，kappa = 3.0 +/- 0.2 kpc^2 Myr^-1）以及源谱（2.1 <γ < 2.3）。此外，我们发现质子损失可能是巨大的，这证明了我们解决这个问题的方法是正确的。
2008-12-02 astro-ph
The Stellar Winds of Galactic Centre and the Low Accretion Rate of Sgr A*
试图调和大的风损失率的恒星在银河系中心（GC）与预测的低吸积率的Sgr A*，假定的黑洞在银河系的心脏。结果表明，与吸积的细节无关，束缚但未吸积的气体在Sgr A* 的势阱中积累了<1000年，因此不处于平衡状态。否则，该区域的气流将在IR和X射线中都可见。由于超新星爆炸冲击波的通过，黑洞在最近的过去似乎更加活跃，但目前处于短暂的休眠阶段。在接下来的几十年里，当激波完全从Sgr A* 附近的吸收气体和尘埃前面经过时，来自中央秒差距的扩展低频射电辐射应该会明显增加。GC可能在<100，000年后变得更加活跃，这是由于另一颗超新星或中央角秒内恒星风的充分积累。
2001-06-19 astro-ph
The Eye of the Tornado - an isolated, high mass young stellar object near the Galactic centre
我们目前的红外线（AAT，UKIRT）和无线电（VLA，SEST）观测的龙卷风之眼，一个紧凑的来源显然靠近头部的龙卷风星云。近红外的Br-γ和He I谱线很宽（FWHM分别为40和30 km/s），谱线中心在Vlsr = -205 km/s。这对应于12 CO J=1-0线剖面中相同速度的特征。从银河系自转得出的运动学速度将眼睛置于银河系中心的距离（即8.5 kpc），并与龙卷风星云分离（可能是前景）。在Br-γ线和6 cm和20 cm处观察到四个发射节。连同平坦的射电光谱指数，我们确认眼睛包含电离气体，但这是嵌入在一个密集的分子核心。光谱能量分布可以被建模为双组分黑体+灰体，在远红外波长处达到峰值。这些节点是UC HII区域，核心包含一个明亮的（2 x 10^4 Lsun）嵌入式大质量年轻恒星源。我们还提出了一个几何模型的眼睛占其光谱能量分布和形态。
2003-11-18 astro-ph
The globular cluster distributions in the Galaxy, M31 and M87: are many globulars disappeared to the galactic centres?
本文研究了银河系、M31和M87中球状星团的径向分布，并与晕星的径向分布作了比较。球状星团的分布似乎明显比恒星凸起的分布平坦。假设这是这些星系中的球状星团分布演化的结果，与（未演化的）恒星分布的比较使我们能够获得丢失的星团的数量和总质量的估计，这些星团可能去喂养这些星系中存在的大质量中心天体。结果表明，所研究的星系团系统最初应该分别比我们银河系和M31中的星系团系统的丰度高出三分之一和四分之一，而M87中的星系团系统的丰度则是现在的两倍。丢失的球状星团的估计质量与星系核质量是一致的。
1997-01-17 astro-ph
A cloudy model for the Circumnuclear Disk in the Galactic Centre
我们提出了第一次尝试构建一个分析模型的气体和尘埃盘，并将其应用到银河系中心。团块被描述为部分电离的外部UV辐射场的等温球体。利用离散云模型的适当平均参数，将云形成的盘结构描述为准标准连续吸积盘。环核盘中的粘性是由于部分非弹性的云-云碰撞。我们发现两个不同的解决方案的方程组对应于两个稳定的云制度：（i）观察到的分子云和（ii）轻得多，小得多的云，对应于剥离的核心观察到的云。结果表明，由此产生的物理特性的重云和磁盘是在非常好的协议与所有可比的观测在多个波长。质量增长率约为。对于孤立的环核盘，我们推测它的年活动量为10^-4 M_solar。我们认为环核盘的寿命要长得多（大约）。10^7年）比以前假设的。
2000-12-14 astro-ph
Galactic centre X-ray sources
我们报告的运动，以确定对应人口的X射线源发现在我们的银河系中心的王等。（2002）使用钱德拉。我们已经使用VLT/ISAAC获得的深，近红外图像，以确定候选人的天体测量匹配的X射线的位置。后续KS波段光谱观测的候选人对应的是用来搜索吸积签名的频谱，即Brackett-Gamma发射线（Bandyopadhyay等人，1997年）。从我们的小初始样本，它似乎只有一小部分，约2-3%的~1000 X射线源是高质量X射线双星或风吸积中子星，而绝大多数将被证明是典型的低质量X射线双星和激变变星。
2006-11-06 astro-ph
Annihilations from the Galactic Centre
一个巨大的黑洞存在于我们银河系的中心，它不可避免地吸积了暗物质粒子，形成了一个粒子密度非常高的区域。湮灭率随着大量的e+e-对的产生而提高，这些e+e-对要么直接产生，要么通过介子的连续衰变产生。我们评估的同步辐射（和自吸收）与这些粒子通过银河系磁场的传播，并给出约束的质量和截面的值的暗物质粒子。
2000-11-29 astro-ph hep-ph
Neutrinos from Dark Matter annihilations at the Galactic Centre
我们讨论了银河系中心暗物质湮灭中高能中微子探测的前景。尽管有很大的不确定性与我们的知识贫乏的暗物质在银河系的最里面的区域的分布，我们确定的中微子通量的上限，要求相关的伽马射线发射不超过观测到的通量。我们的结论是，如果暗物质是由中性中微子，中微子流量从暗物质湮灭在GC将无法观察到的Ancantor。相反，要探测到这样的通量，要么需要另一种解释，即天体物理过程，要么采用其他\DM候选者，而中性伴子的情况则不受欢迎。
2004-03-13 astro-ph hep-ph
