Very Large Array Observations of Galactic Center OH 1720 MHz Masers in Sagittarius A East and in the Circumnuclear Disk
本文介绍了银河系中心1720 MHz OH脉泽的甚大阵射电干涉观测。大多数1720兆赫的OH脉泽出现在超新星遗迹Sgr A East与星际介质相互作用的区域。大多数新发现的1720 MHz OH脉泽位于东北方向，独立地指示和确认了与Sgr A东侧远侧+50 km/s分子云（M-0.02-0.07）的激波相互作用区域。东南部先前已知的明亮脉泽被认为是两颗超新星遗迹之间相互作用的结果，而不是在银河系其他地方通常发现的Sgr A East和周围分子云之间的相互作用。它们与环核盘（CND）以北的脉泽一起勾勒出了人马座A东侧近侧的相互作用。与+50 km/s云和Sgr A East之间的相互作用相反，OH吸收数据不支持CND物质和Sgr A East之间的直接相互作用。我们还提出了三个新的高负速度脉泽，支持以前的单一检测。高负和高正速度脉泽的位置和速度与CND的切点附近一致，并且物理上位于CND中。我们认为CND中的高速脉泽是由CND中密度块之间的耗散而不是超新星遗迹产生的激波泵浦的。也就是说，CND脉泽不与超新星遗迹耦合，而是独立维持。
2008-04-02 astro-ph
The Interaction of two Prominent Galactic Center Sources: Sgr A East and the Molecular Ring
本文综合了HST的NICMOS、UNSWIRF的AAT和VLA的近红外H_2和[Fe Ⅱ]线、OH（1720 MHz）脉泽线以及各种射电连续谱的观测结果。这些观测结果表明，CND的外缘是碰撞激发的，而内缘可能主要由IRS 16星系团加热。H_2和OH（1720 MHz）的速度和空间相关性以及90厘米射电连续谱发射的空间分布表明，Sgr A East负责冲击气体并与银河系中心的环核环相互作用。
1999-04-27 astro-ph
The Sgr B2 X-ray Echo of the Galactic Center Supernova Explosion that Produced Sgr A East
Sgr A East可能对银河系中心产生的影响引发了人们对它的年龄和产生它的超新星爆炸的能量学的猜测。我们已经对遗迹的演变及其各种相互作用进行了第一次深入分析：随着恒星风从内部~2 pc流出，随着超大质量黑洞，Sgr A*，而50 km/s的分子云则位于原子核的后方和东面。我们已经发现，一个相当“标准”的超新星爆炸，能量约为1.5e51尔格，足以创造我们今天看到的遗迹，而后者可能只有1,700年的历史。Sgr A* 东北方向约9”到15”之间的X射线脊似乎是剩余超新星喷出物与外流风之间当前相互作用的产物。也许令人惊讶的是，我们还发现，残留物穿过黑洞的通道将使中心物体的吸积率增加不到2倍。如此小的增加无法解释目前从分子云Sgr B2观测到的Fe荧光;这种荧光需要几百年前Sgr A* 的亮度增加6个数量级。相反，我们已经发现了这种瞬态辐射的一种似乎更合理的情况--膨胀的残余物和50公里/秒的分子云之间的相互作用。第一次撞击发生在爆炸后约1，200年，产生2-200 keV的光度约1 e39 ergs/s。在这期间的300-400年间，动能的耗散大大减弱，导致我们今天看到的亮度低得多（2-10 keV时约为1 e36尔格/秒）。
2005-06-10 astro-ph
Interaction between the Northeastern Boundary of Sgr A East and Giant Molecular Clouds
我们在银河系中心探测到了H_2的v=1-0 S（1）（2.1218 μ m）和v=2-1 S（1）（2.2477 μ m）谱线，位于非热源Sgr A East东北边界和巨分子云M-0.02-0.07之间的90 × 27角秒区域内。探测到的H_2 v=1-0 S（1）发射强度为1.6 ~ 21 x 10^-18 W/m^2/arcsec^2，并存在于大部分区域。伴随着高强度，宽线宽（FWHM = 40 - 70 km/s）和2-1 S（1）/ 1-0 S（1）线比（0.3 - 0.5）可以用C型冲击和荧光的组合来最好地解释。激波H_2的探测清楚地证明了Sgr A East正在将物质驱入周围的冷分子气体。H_2的发射谱线有两个速度分量，分别为+50 km/s和0 km/s，McGary，Coil，and Ho（2001，ApJ，559，326）绘制的NH_3（3，3）的发射谱线中也有这两个速度分量。如果Sgr A East将C型激波驱动到GMC M-0.02-0.07和McGary，Coil，and Ho（2001）的北部洋脊中，就可以解释这种双速度结构。
2003-02-16 astro-ph
A Self-Consistent Model for the Broad-band Spectrum of Sgr A East at the Galactic Center
Sgr A East是一个非常突出的细长壳结构，围绕着银河系核心（尽管偏离中心）。它的能量（~4x10^52尔格）是基于在周围稠密的分子云中切割出射电同步加速器残骸所需的能量，与典型的超新星（SN）爆炸释放的总能量（~10^51尔格）相比，似乎是极端的。然而，它与SN残留物（SNRs）有几个共同的特征，其中最重要的是EGRET测量的~0.1-10 GeV伽马射线谱，如果我们将银河系中心源2 EGJ 1746 -2852与这个非热壳层联系起来。我们在这里表明，Sgr A East光谱中的最高能量分量（与SNR一样）可以与中性π衰变中产生的γ射线相匹配。此外，我们证明了在一个自洽的方式，在相关的带电π介子衰变释放的轻子产生的e+e-分布，可以模仿指数为3的幂律，像从VLA数据推断这个源。这些相对论性电子和正电子也通过韧致辐射辐射，并与来自原子核的强烈红外和紫外场进行逆康普顿散射。我们表明，以这种方式计算的整体发射率可以占Sgr A东的宽带频谱范围从GHz的频率一直到TeV的能量，惠普尔迄今为止设置了一个上限对应于2.5西格玛信号以上的噪声的通量。
1998-10-10 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
Supernova OH (1720 MHz) Masers in Sgr A East, W28 and G359.1-0.5
最近发现了一类新的OH（1720 MHz）脉泽，它不伴随主线跃迁（Frail，Goss and Slysh 1994）。这些脉泽位于超新星遗迹与分子云相互作用的界面上。我们将讨论在银河系中心方向发现的SN脉泽的三个新方面：（i）检测到新的-130 \kms OH（1720兆赫）脉泽在南瓣的分子环在银河系中心，（ii）检测扩展的OH伴随紧凑型脉泽源的W28的1720 MHz脉泽发射和最亮OH的线偏振探测（1720兆赫）微波激射器，信噪比G359.1--0.5。
2001-07-05 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
Sgr A East as a possible high energy neutron factory in the Galactic Centre
Sgr A East是一个超新星遗迹，位于银河系中心（GC）几个秒差距内。有很好的理由相信这个物体是HESS在GC方向上探测到的伽马射线过量的来源，这意味着Sgr A East可能是一个有效的宇宙射线加速器。一些观测结果表明，该区域可能存在强磁场，使人马座A东侧的复合核加速超过EeV。我们表明，如果是这种情况下，EeV的中子应该有效地产生的超高能核的光衰变到红外光子背景（与温度$\sim 40$ K），其中Sgr A东嵌入。具有这种能量的中子可以在衰变之前到达地球，并且可以在GC方向上以CR点状过剩的形式被检测到。我们确定了预期的能量谱和振幅的信号表明，它可能是可测量的AUGER天文台。
2005-07-28 astro-ph hep-ph
A Candidate Neutron Star Associated with Galactic Center Supernova Remnant Sagittarius A East
我们目前的成像和光谱研究的超新星遗迹（SNR）人马座（Sgr）A东从深层观测与{ \it钱德拉X射线天文台}。的空间分辨光谱分析的Sgr A东揭示了存在的两个温度的热等离子体（$kT$ $\sim$ 1千电子伏和5千电子伏）附近的SNR的中心。中心区域主要由高度电离的富铁喷出物的排放。我们估计一个保守的上限总铁喷出物质量的SNR，M $_{Fe}$ $<$ 0.27 M $_{\odot}$。与标准SN核合成模型的比较表明，这铁的质量限制是一致的，与第二类SN爆炸的起源Sgr A东。另一方面，软X射线发射向北延伸的SNR可以被描述为一个单一的温度（$kT$ $\sim$ 1.3 keV）的热等离子体与正常的化学成分。因此，信噪比的这一部分是来自加热的星际介质的X射线发射，而不是富含金属的恒星喷出物。我们指出，一个硬点状源CXOGC J174545.5 $-$ 285829（所谓的“炮弹”）在SNR的北部边缘显示出不寻常的X射线特征之间的其他银河系中心的来源。该源的形态、光谱和时间特征表明它是一颗高速中子星。基于SNR Sgr A East的II型起源和两者之间的接近，我们提出CXOGC J174545.5 $-$ 285829是一颗高速中子星候选者，诞生于核心塌陷SN，也创造了SNR Sgr A East。
2005-06-08 astro-ph
Constraining the number of compact remnants near Sgr A*
由于动力学摩擦，恒星质量的黑洞和中子星预计将在我们银河系的内部秒差距内形成高密度的尖点。这些紧凑的残骸，预计数量约为20000，可能是那里存在的冷致密气体的吸积，并产生潜在的可观测到的X射线发射。在这里，我们建立了一个简单但详细的时间依赖性模型，这种排放。我们发现，至少有几个这种性质的X射线源应该是可检测的钱德拉在任何一个时间。把这个问题反过来，我们也问一个问题，目前的观测限制可能告诉我们的总数紧凑的残留物。一个有大约4万个黑洞的尖点过度预测了离散源的数量和内部秒差距的总X射线光度，因此被排除了。未来对Sgr A* 内部秒差距内冷电离气体的分布和轨道的观测，将对紧凑残留物的尖端施加更严格的限制。
2006-11-16 astro-ph
XMM-Newton observations of Sagittarius A East
我们提出了一个最近的XMM-牛顿观测Sgr A东，超新星遗迹位于靠近银河系中心的分析。非常高质量的X射线光谱揭示了许多发射线从高度电离的原子符合多温度薄的热等离子体电离平衡。我们使用一个双温度模型来拟合光谱，并推导出1千电子伏和4千电子伏的温度。在X射线源的中心有大量的铁，使得铁的丰度从核心的~4倍太阳能到外部区域的~0.5倍太阳能，这与其他金属如硫、氩和钙的相当均匀的分布形成对比，这些金属的丰度在1- 3的范围内。推导出的总能量，质量和丰度模式是一致的一个单一的超新星事件，无论是Ia型或II型起源，涉及一个相对低质量的祖星。一个弱的6.4 keV中性铁荧光线也被检测到，照明源最有可能是Sgr A东本身。Sgr A East的形态和光谱特征与Sgr A* 中假定的过去活动没有明确的联系。
2003-12-19 astro-ph
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
High Spectral and Spatial Resolution Observations of Shocked Molecular Hydrogen at the Galactic Center
OH（1720 MHz）脉泽的存在，以及在1665/1667 MHz的对应物的缺乏已被证明是与银河系超新星遗迹有关的冲击分子气体的明确诊断。这表明，冲击分子气体应该与OH（1720兆赫）脉泽，已被发现在环核盘（CND）和银河系中心的Sgr A东。为了检验这一假设，我们利用HST上的NICMOS和AAT上的UNSWIRF观测了H $_2$ 1- 0 S（1）和Br $γ$谱线，它们位于CND和Sgr A East中探测到OH（1720 MHz）脉泽的区域附近。我们给出了H $_2$在CND南北叶和Sgr A东的分布。几乎所有在银河系中心探测到的脉泽斑点都伴随着H $_2$辐射。特别是，我们发现了一个惊人的对流结构附近的西北部的CND和证据表明，冲击分子气体与70 \kms分子云在银河系中心。我们认为，从CND的排放可能会出现在气体加热的随机运动的团块的碰撞或耗散的湍流在一个更均匀的介质中的耗散。此外，在靠近Sgr A东壳的东边缘处，还探测到高达140 \kms \的高度红移气体。结合OH（1720 MHz）的观测结果表明，H $_2$气体被Sgr A向东膨胀到50和70 \kms云以及进入CND的叶中而受到冲击和加速。
2001-06-11 astro-ph
X-Ray Observations on the Galactic Center Region
本文报道了早期钱德拉银河系中心（GC）活动的观点。大质量黑洞Sgr A* 非常微弱，而更明亮的弥漫X射线发射在环核盘中占主导地位。另一个高温等离子体是在Sgr A东壳层中发现的。这可能表明Sgr A East是一个超新星遗迹，尽管没有发现清晰的X射线壳，但发现了非热X射线丝的暗示，表明存在极高能量宇宙射线的加速点。巨分子云Sgr B2是一个X射线反射星云，可能是由过去的Sgr A活动产生的。钱德拉进一步发现了高温壳层，表明GC区域附近有多颗超新星爆炸。
2001-08-07 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
The "missing" YSOs in the central parsec of the Galaxy: evidence for star formation in a massive accretion disk and a top-heavy IMF
只有几十颗年轻的大质量恒星以0.1秒差距的距离环绕着人马座A*，在那里恒星的形成应该会被人马座A* 强烈的潮汐切变所淬灭。令人困惑的年轻恒星星族被认为是以两种方式之一形成的：（i）在一个非常大的星团中以几十秒差距的“正常”恒星形成，然后螺旋进入，或者（ii）在一个巨大的自引力盘中原位形成恒星。我们建议通过预期的年轻低质量恒星的X射线发射来限制这两种情况，这些恒星应该与大质量恒星一起形成。为此，我们比较了最近钱德拉观测到的猎户座星云中年轻恒星的X射线发射，以及钱德拉观测到的Sgr A* 场。我们表明，无论初始质量函数（IMF）的年轻恒星的集群inspiral模型被排除。此外，对于原位模型，我们发现不超过几千颗低质量恒星可能与大质量恒星一起形成。如果这些恒星和银河系其他地方一样是以标准IMF形成的，那么这比预期的要少十倍以上。GC中的年轻恒星因此是AGN盘中恒星形成的第一个坚实的观测证据，也要求这些恒星的IMF是头重脚轻的。我们简要地考虑这些结果的一般AGN的含义。
2005-07-29 astro-ph
Galactic Center: Implications of Recent Chandra Observations for Spherical Accretion Models of Sgr A*
在银河系的中心潜伏着一个独特的紧凑的非热射电源，Sgr A*。它被认为是由一个260万太阳质量的黑洞提供动力的，这个黑洞正在吸积来自中央秒差距内众多早期恒星的恒星风。然而，直到最近的高分辨率钱德拉观测，Sgr A* 从来没有明确地检测到波长短于亚毫米。我们提出了一个球形吸积模型，这是一致的通量和陡峭的光谱形状的X射线发射从Sgr A*。
2001-02-28 astro-ph
Warm Molecular Gas Traced with CO J=7->6 in the Galaxy's Central 2 Parsecs: Dynamical Heating of the Circumnuclear Disk
我们给出了一幅11角秒分辨率的银河系中心两秒差距的CO J =7->6转动跃迁图。的CO排放显示旋转约Sgr A*，但也有证据表明，非圆形湍流运动和cluderous形态。我们将我们的数据集与可用的CO测量相结合，以模拟磁盘中的物理条件。我们发现，该区域的分子气体既温暖又致密，温度约为200-300 K，n_H2约为50，000 ~ 70，000 cm^-3。我们在中心两个秒差距测量的温暖分子气体的质量至少是2000 M太阳能，大约是紫外线激发的原子气体质量的20倍，排除了分子材料的紫外线加热情况。我们比较了现有的光谱示踪剂与理论模型，并得出结论，分子气体被加热的磁流体动力学冲击与v~10-20公里和B~0.3-0.5 mG。使用CO分析得出的条件，我们包括其他重要的冷却剂-中性氧和分子氢-估计分子材料的总冷却预算。我们得到了2-3 M_solar/ L_solar的质光比，这与0.1 pc电池中v_rms~15 km的湍流衰变所消耗的总功率一致。这些尺寸和速度尺度与观察到的聚集尺度和速度分散度相当。在这个速率下，Sgr A* 附近的物质在轨道时间尺度上耗散其轨道能量，并且不能持续超过几个轨道。我们的结论支持这样一种情况，即在Sgr A* 附近的特征，如CND和北臂，是由具有低比角动量的下落云产生的。
2005-01-03 astro-ph
The Dynamics of Molecular Material Within 15 pcs of the Galactic Center
我们报告了银河系中央15 pc的NH 3（1，1）和（2，2）线的5场镶嵌结果。两个狭窄的细丝或飘带被看到平行于银河平面运行。南部的流光似乎携带气体直接从20公里/秒的云到核区域。东部的流光，我们将表示为分子脊，似乎是50 km/s云的密度较高的部分，它位于Sgr A东复合体的东部，并向南延伸到20 km/s云。这个气脊携带着与银河系东部的人马座A相互作用的运动学特征，以及位于银河系中心以南的SNR。气体的整体运动、增强的谱线宽度和分子物质的加热都表明，紧邻原子核的气体有一个活跃的演化阶段。
1999-10-04 astro-ph
Comparison of 3.6 - 8.0 Micron Spitzer/IRAC Galactic Center Survey Point Sources with Chandra X-Ray Point Sources in the Central 40x40 Parsecs
我们已经研究了在40 × 40秒差距区域中的2357个钱德拉X射线点源和我们在2 × 1.4度斯皮策/IRAC银河中心巡天的3.6 - 8.0 μ m的相应子集中观测到的~20，000个红外源之间的相关性，使用各种空间和X射线硬度阈值。对于小于0.5 "、1"或2 "的源分离，确定相关性。只有软X射线源显示出与这些尺度上的红外点源的相关性，并且这种相关性非常弱。具有红外对应物的硬X射线源的上限<1.7%（3 sigma）。然而，由于红外目录的混淆限制，我们只能检测到绝对星等<~1的红外源。因此，不能排除与较暗来源的较强相关性。只有一个紧凑的红外源，IRS 13，符合任何一个突出的X射线发射功能在3 × 3秒差距的区域集中在Sgr A *，和弥漫的X射线和红外辐射Sgr A * 周围似乎是反相关的几个弧秒尺度。我们比较我们的结果与以前的近红外同伴钱德拉X射线源的识别。
2008-06-11 astro-ph
Weighing the young stellar discs around Sgr A*
据信，年轻的大质量恒星在两个0.1-0.2秒差距的恒星盘中围绕着Sgr A* 旋转，它们要么在银河系更远的地方形成，然后迅速向内迁移，要么在一个大质量的自引力盘中形成。比较N体演化的恒星轨道与观测的限制，我们设置的两个恒星系统的质量上限。事实证明，这些质量比根据观察到的年轻高质量恒星星族和标准银河系IMF估计的预期恒星总质量低几倍。如果这些恒星是在一个大质量的自引力盘中原位形成的，我们的研究结果表明，低质量恒星的形成被至少几个因素所抑制，对于在sgr A* 附近形成的恒星，需要一个头重脚轻的初始质量函数（IMF）。
2005-11-30 astro-ph
Diffuse X-Rays from the Inner 3 Parsecs of the Galaxy
钱德拉X射线天文台最近的观测为我们提供了区分点源的能力，例如超大质量黑洞Sgr A*，从银河系内部10“”内的漫射发射。产生漫射X辐射的热等离子体在2-10 keV波段估计约为7.6*10^{31}尔格·秒^{-1}角秒^{-2}，RMS电子密度约为26 cm^{-3}，温度kT约为1.3 keV，总推断质量约为0.1太阳质量。其中至少有一部分气体必须通过恒星风注入ISM。在最近的普查中，大约有25颗明亮的年轻恒星被确定为银河系中心整体质量流出的主要来源。在本文中，我们使用详细的3维SPH模拟研究在银河系内部3秒差距内发生的风-风相互作用，目的是了解钱德拉测量的漫射X射线通量的哪一部分（如果有的话）来自于周围介质的冲击加热。我们的结论是，这个过程本身就可以解释钱德拉在银河系内部10“观测到的整个X射线通量。了解Sgr A* 周围环境的X射线形态最终将为我们提供更高的精度来模拟气体在这个物体上的吸积，与其他星系核中的兄弟相比，它似乎相对不亮。
2003-12-05 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
Multi-frequency investigation of the parsec- and kilo-parsec-scale radio structures in high-redshift quasar PKS 1402+044
利用射电干涉观测方法研究了高红移射电类星体PKS 1402+044（J1405+0415）喷流的射电频率特性。观测数据是通过VLBI空间观测计划（VSOP）在1.6和5 GHz获得的，并由甚长基线阵列（VLBA; 2.3、8.4和15 GHz）和甚大阵列（VLA; 1.4、5、15和43 GHz）的其他多频观测补充。观察期为7年。我们发现明亮的高红移类星体PKS 1402+044在秒差距到千秒差距尺度上具有明显的“核心喷流”形态。随着距喷流中心距离的增加，喷流的光谱指数变陡，亮温变低。亮温的变化规律与喷流激波模型吻合较好。假设喷流被周围的磁场准直，我们估计中心物体的质量为~10^9 M太阳。PKS 1402+044的喷流自运动的上限为0.03mas/yr（~3c）。
2008-10-01 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
BeppoSAX Observations of the Galactic Center Region: Soft x-rays from the radio halo of SgrAEast
BeppoSAX号卫星用其窄场仪器在1-10千电子伏能带对银河系中心区域进行了一次勘测。已经观测和研究了几个包含中子星和黑洞的明亮X射线源，包括可能的对应物SgrA*。在这里，我们报告来自SgrA复合体的漫发射的结果。来自SgrA* 的8弧分以内的辐射具有双温热谱（kT 1 ~0.6 keV和kT 2 ~8 keV）和依赖能量的形态：硬辐射（5-10 keV）沿银道面拉长，而软辐射（2-5 keV）呈三角形，与SgrAEst的射电晕非常相似。这种空间相关性和低温分量的物理参数支持Sgr~A~East壳层射电晕作为信噪比的解释。
2000-07-10 astro-ph
The Central Parsecs of the Bright Quasar PKS 1921 - 293
我们报告了对附近明亮的南耀变体PKS 1921 - 293（OV - 236）的VLBA成像研究。在1994 - 2000年期间，在四个频率（5，12，15和43 GHz）进行的高分辨率VLBA观测显示，从假定的中央发动机延伸出约50秒差距的强烈弯曲喷流。两个历元VLBA观测，每个同时在5和43 GHz进行，显示在5和43 GHz的喷流发射之间的51 - 67度的大位置角差。虽然PKS 1921 - 293的核心有着最高的亮度温度，但与其他明亮的耀变体不同，它不是伽马射线的发射源。然而，在这些图像中有证据表明，在中心区域（距离核心几个秒差距）和东北漫发射区域内有超光速运动。在所有六历元43 GHz的图像中，可以看到两个同样紧凑的明亮分量在中央秒差距内。
2002-09-12 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
Evidence for a Long-Standing Top-Heavy IMF in the Central Parsec of the Galaxy
利用VLT上的自适应光学积分场光谱仪SINFONI对距离Sgr A* 1秒差距以内的329颗晚型巨星进行了分类。这些观测结果代表了迄今为止获得的银河系中心最深的光谱数据集，达到了50%的完整性阈值，接近氦燃烧红团的大小（Ks ~ 15.5 mag.）。结合我们的光谱结果与NaCo H和Ks测光，我们构建了一个观察到的赫兹-罗素图，我们定量比较的理论分布的各种恒星形成历史的内星系，使用卡方分析。我们的最佳拟合模型对应于过去12 Gyr内连续的恒星形成，具有头重脚轻的初始质量函数（IMF）。这个IMF与最近恒星形成时期观察到的IMF的相似性是有趣的，也许暗示了最近恒星形成与银河系中心历史上形成的恒星之间的联系。
2007-07-16 astro-ph
Anisotropy in the Angular Broadening of Sgr A$^*$ at the Galactic Center
本文介绍了用$λ$ 20 cm VLA观测致密银河系中心射电源Sgr A $^*$的结果。散射展宽图像在东西方向上伸长，轴比为0.6 $\pm$ 0.05，位置角为87 $^0\pm$ 3 $^0$。类似的形状和取向以前已经发现在较短的波长使用VLBI和VLBA。长轴和短轴都遵循适用于中间介质中湍流散射的$λ^2$定律。假设各向异性是由一个磁场渗透的散射介质，我们认为，散射发生在扩展的HII地区躺在中央100 pc的银河系。该区域的磁场必须是极向的，有组织的，估计强度至少为30至100 $μ$高斯。
1993-12-17 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
Simulations of the formation of stellar discs in the Galactic centre via cloud-cloud collisions
我们银河系中央秒差距的年轻大质量恒星最好的解释是，恒星形成在至少一个，也可能是两个大质量自引力气体盘中。借助数值模拟，我们在这里考虑是否观察到的人口的年轻恒星可能起源于一个大角度碰撞的两个巨大的气体云在R约。距离Sgr A* 1秒差距。在所有的模拟中，碰撞后的气流形成了一个内部的，近圆形的气体盘和一个或两个偏心的外部细丝，与观察一致。此外，恒星质量的径向分布总是非常陡峭，σ与R^-2成正比，这也与观测结果一致。我们所有的模拟都产生了30到60度之间扭曲的圆盘，与最近的观测结果一致。恒星分布的3D速度结构对初始条件敏感（例如，云的碰撞参量）和气体冷却细节。例如，在运行中，内盘被间歇性地喂入具有波动角动量的物质，导致多个恒星盘具有不同的轨道取向，与观测数据相矛盾。在所有情况下，由我们的内边界条件吸积的气体量都很大，足以让Sgr A* 在其爱丁顿极限附近辐射大约1000次。10^5年。这表明，一个精确的模型将有物理上更大的云（或云和盘，如环核盘）在几个秒差距的距离碰撞，而不是像我们的模拟中的1秒差距。
2009-01-10 astro-ph
The Nature of the Molecular Environment within 5 pc of the Galactic Center
本文通过对NH_3四次旋转反转跃迁的VLA谱线观测，详细研究了银河系中央10 pc区域的分子气体。更新的线宽和NH3（1，1）的不透明度，和温度，列密度，和群众的推导。我们研究的影响，在银河系中心的分子物质上的Sgr A东，并发现，没有证据表明，这个壳的膨胀已经移动了显着量的50公里/秒的GMC。西部流光，然而，显示出强烈的迹象表明，它是由物质扫了扩张的Sgr A东。利用西边流光的质量和运动学，我们计算出前身爆炸的能量为E=（2-9）x10^{51}尔格，并得出结论，Sgr A East很可能是由一颗超新星产生的。本文还详细分析了~ 20 pc中心分子气体的温度结构。我们发现分子气体具有类似于Huttemeister等人（2003 a）在更大尺度上测量的“双温”结构。然而，观测到的最大谱线比不能用双温模式来理解，最有可能是由于云的冷表面层吸收了NH3（3，3）的排放。通过比较所观察到的NH 3（6，6）-（3，3）线的比例，我们解开三个不同的分子特征内的投影距离为2 pc的Sgr A*。与最高线比相关的气体显示出旋转和膨胀的运动学特征。南部的流光显示没有显着的速度梯度，似乎并没有直接与环核盘或核。最后，本文讨论了中央10 pc的主要特征的视线安排。
2004-09-11 astro-ph
The Nuclear Star Cluster of the Milky Way: Star Formation, Dynamics and Central Black Hole
核星团的高空间分辨率、近红外成像和光谱学提供了有关银河系中心动力学、演化和质量分布的关键新见解。中央秒差距是由一群炽热的大质量恒星提供动力的，这些恒星一定是在几百万年前形成的。恒星的形成要么是在中央秒差距内由一个非常密集的云的坠落引发的，要么是在中央秒差距外形成的一个密集的年轻星团通过动力学摩擦迅速沉入核区域。明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星的存在表明，有更早的恒星形成插曲。对200多颗恒星的径向运动和自行运动的测量结果显示，恒星动力学的尺度在距动力学中心几个光日的范围内，该中心与致密射电源（SgrA*）在~0.1”（800 AU）范围内重合。恒星的速度以开普勒定律的方式向SgrA* 方向增加（最内侧的恒星速度超过1000 km/s），这意味着存在着300万太阳质量的中心（暗）质量。观测结果令人信服地证明，这种质量集中是一个黑洞，它目前正以低速率吸积或低效率辐射。除了年轻的大质量恒星外，中央星团的速度场接近各向同性。年轻恒星的特征是湍流旋转模式，仍然带有原始云或星团中角动量分布的印记。
2000-08-08 astro-ph
Stellar and wind properties of massive stars in the central parsec of the Galaxy
我们研究了银河系中央星团中大质量恒星的恒星风性质。我们使用非LTE大气模型，包括风和线覆盖，以适应他们的H和K波段光谱获得的三维光谱仪SINFONI的VLT。我们推导出主要的恒星（Teff，L，丰度，电离通量）和风（质量损失率，终极速度）的属性。它们被发现与其他银河系的大质量恒星相似。我们发现，Ofpe/WN 9，WN 8和WN/C星之间存在直接的进化联系。使用每个大质量恒星的单个SED，我们构建了星团的总光谱能量分布，并使用它来计算光电离模型。我们表明，中央HII区域的星云属性得到很好的再现。我们的结论是，与以前的说法相反，标准的恒星演化和大气模型非常适合解释中央星团的性质。我们的研究结果表明，在中央星团的大质量恒星没有一个特殊的演化，因为可以预期从他们接近的超大质量黑洞SgrA*。
2007-03-09 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
Simulations of the formation of a gaseous disc and young stars near Sgr A* via cloud-cloud collisions
我们银河系中央秒差距的年轻大质量恒星最好的解释是，恒星形成在至少一个，也可能是两个大质量自引力气体盘中。借助于数值模拟，我们考虑了观测到的年轻恒星是否起源于距离Sgr A * 约R~1pc的两个大质量气体云的大角度碰撞。在所有的模拟中，碰撞后的气流形成一个内部的近圆形的气体盘和一个或两个偏心的外部细丝，与观察一致。此外，恒星质量的径向分布总是非常陡峭，σ与R ^-2成正比，这也与数据一致。然而，恒星分布的3D速度结构对初始条件敏感（例如，云的碰撞参量）和气体冷却细节。在所有情况下，由我们的内边界条件吸积的气体量都很大，足以让Sgr A * 在爱丁顿极限附近辐射约10^5年。这表明，一个精确的模型将有物理上更大的云（或云和光盘，如CND）在几个pc的距离碰撞，而不是在我们的模拟1 pc。
2008-08-11 astro-ph
Stellar dynamics in the central arcsecond of our galaxy
本文给出了距离人马座A*（Sgr A*）投影距离为$\leq1.2''$的$>$ 40恒星的自行。我们发现证据的$\geq2σ$水平的径向各向异性的星团内的Sgr A* 的$1''$。我们没有发现任何证据表明在Sgr A* 的位置上存在固定源或可变源。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。我们讨论了优先探测高偏心率轨道时可能出现的偏差。我们发现所有轨道的加速度中心与Sgr A* 的射电位置一致。从目前约束最严格的恒星S2的轨道，我们确定Sgr A* 的质量为$3.3\pm0.7\times10^{6}$ M $_{\odot}$，其位置为标称射电位置的东$2.0\pm2.4$ mas和南$2.7\pm4.5$ mas。从S2轨道得到的中心暗质量的估计值与用Leonard-Merritt质量估计器从Sgr A* 的$1.2''$内的恒星自行得到的$3.4\pm0.5\times10^{6}$ M $_{\odot}$的质量估计值完全一致。我们发现，射电天文观测的自行的Sgr A* 结合其固有的源大小的地方，目前最严格的限制的质量密度的Sgr A*，它必须超过$ρ_{\mathrm{Sgr A*}}>3\times10^{19}\mathrm{M}_{\odot}\mathr…
2003-06-11 astro-ph
NH3 in the Central 10 pc of the Galaxy I: General Morphology and Kinematic Connections Between the CND and GMCs
银河系中央10秒差距的NH3（1，1），（2，2）和（3，3）发射的新VLA图像跟踪气体流，其中一些似乎是环核盘（CND）的饲料。NH3图像的空间分辨率为16.5“x14.5”，并且比以前的NH3观测具有更好的空间采样。这些图像显示了“南部流光”，“50公里/秒的云”和新的特征，包括一个“西部流光”，6秒差距长，和一个连接到CND的“北部山脊”。NH3（3，3）排放与1.2 mm粉尘排放非常相似，表明NH3很好地跟踪柱密度。NH3（2，2）与（1，1）线强度的比值给出了气体温度的估计，并表明核和CND附近的高温。新的数据涵盖270公里/秒的速度范围，包括在CND中观测到的所有速度，分辨率为9.8公里/秒。先前具有较高分辨率的NH3观测没有覆盖CND中看到的整个速度范围。CND的大规模运动学不像一个连贯的环或盘。我们在50“（2 pc）的投影距离内看到了高速云的证据，这只在NH3（3，3）中看到，而且很可能是热的。比较6厘米的连续发射表明，大部分的NH3排放痕迹的外边缘的Sgr A东，可能是向外推这个不断扩大的壳。北面的高压脊（似乎被A型山东段扫过）和CND之间的连接显示A型山东段和CND彼此非常接近。这些连接的运动学证据在本文中，而完整的运动学分析的中央10个人电脑将在文件II。
2001-05-16 astro-ph
Massive Star Formation Near Sgr A* and Bimodal Star Formation in the Nuclear Disk
最近，银河系中心强引力势中恒星形成的历史引起了人们的极大兴趣。我们提出，在银河系中心的大质量黑洞轨道的大质量恒星的亚秒差距尺度的磁盘可以解释为部分吸积的扩展银河系中心云，如50 \kms分子云，因为这些云包在通过银河系内部中心的通道Sgr A*。被捕获的云物质在引力聚焦之后，由于自身相互作用而失去角动量，自然会在靠近Sgr A* 的地方形成一个致密的气体盘，在其中发生恒星的形成。在更大的尺度上，大质量星团如拱和五重星团的形成，或正在进行的大质量恒星如Sgr B2的形成，也可能是由云-云碰撞引发的，这是由于引力集中在中央隆起的深层势能。与云-云碰撞引发的恒星形成的剧烈和高压环境不同，还有孤立的恒星形成区和静止的致密云。这些地点暗示了一种低效、缓慢的恒星形成模式。我们认为，核盘中增强的宇宙射线可能是抑制该区域恒星形成过程的原因。特别是，我们认为，由于宇宙射线粒子的影响，增强电离率是负责降低我们银河系的核盘中正在进行的恒星形成的效率。由于这些电子的撞击而产生的较高的电离分数和较高的热能也可以减少MHD波阻尼，这有助于核盘中分子气体的高速色散的持续。
2007-12-07 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
The Growth, Polarization, and Motion of the Radio Afterglow from the Giant Flare from SGR 1806-20
2004年12月27日，来自软伽马中继站（SGR）1806-20的异常巨大耀斑（GF）之后是明亮的射电余辉。我们对SGR 1806-20射电余辉的VLA观测进行了分析，包括先前报道的GF后7至20天的8.5 GHz数据，以及第24至81天在8.5和22 GHz的新观测。我们探测到余辉通量质心的运动，在一个平均速度为0.26 +/- 0.03 c（假设距离为15千秒差距），在一个位置角为-45度。这种运动与生长和极化测量相结合，表明存在不对称的外流，主要来自磁星的一侧。我们发现膨胀减速，从~9 mas/天到<5 mas/天。减速的时间大致与射电光变曲线中的重新变亮一致，正如预期的那样，当GF的喷出物扫过足够的外部介质时，并从滑行阶段过渡到Sedov-Taylor状态。射电余辉被拉长，并保持2：1的轴比，平均位置角为-40度（从北到东），垂直于平均固有线性偏振角。
2005-10-10 astro-ph
Unveiling the central parsec region of an AGN: the Circinus nucleus in the near infrared with the VLT
在秒差距尺度上对Circinus星系进行的VLT J-至M \p -波段自适应光学观测分辨出一个中心明亮的KS波段源，其半高宽尺寸为1.9 $\pm$ 0.6 pc。该源仅在1.6 $μ$ m波长处可见，并且与[Si VII]~2.48 $μ$ m日冕线发射的峰值位置一致。相对于中心光发射的峰值，光源向东南方向偏移$\sim$ 0.15 \arcsec（2.8 pc）。事实上，它定义了一个相当准直的光束的顶点，该光束延伸$\sim$ 10 pc，并且在1.6 $μ$ m的连续光短射和H $α$线发射中都可以看到。该源也位于$\sim$ 19 pc大小[Si VII]电离{ \it双锥}的中心。确认这个来源是圆规座的核心，它的大小与假定的秒差距尺度的环面是相容的。它的光谱能量分布，其特点是一个突出的窄峰，是兼容的尘埃温度为300 K。中心1个百分点半径内未检测到较热的灰尘。加热这些尘埃所需的活动星系核光度，在朝向中心源测量的X射线光度范围内。这反过来又支持了高度模糊的材料的存在，柱密度为$10^{24}$ cm $^{-2}$，必须位于1 pc的核心。
2004-06-28 astro-ph
Constraints on distances to Galactic Centre non-thermal filaments from HI absorption
我们利用巨型米波射电望远镜（GMRT）研究了三个非热灯丝（NTFs）Sgr-C、G359.54+0.18和G359.79+0.17对HI的吸收。我们的研究首次将Sgr C NTF和与NTF相关的HII区域在天空平面上的距离限制在距离银河系中心（GC）几百秒差距之内。一个速度为-100 km/s的分子云似乎与Sgr C NTF的中心部分有关。我们的研究还表明，Sgr C HII区域沿着我们的视线比NTF相对更远，从而提供了反对两个物体之间任何可能相互作用的证据。NTF G359.54+0.18在~ 140 km/s的速度下显示出弱HI吸收（4 sigma检测），这是朝向NTF看到的已知致密分子云的速度。预计该云位于距GC约200 pc的范围内，从而提供了距离的下限。这个NTF到太阳的距离上限是10.5 kpc。NTF G359.79+0.17与太阳的距离在5.1至10.5 kpc之间。
2003-02-13 astro-ph
The nucleus of NGC 253 and its massive stellar clusters at parsec scales
甚大望远镜的自适应光学图像的NGC 253与分辨率下降到200 mas解决中央300 pc的这个星系在~ 37红外（IR）明亮的节，一个因素的3比以前报道的大，和扩展的漫发射。角分辨率，可与现有的甚大阵列2厘米地图，允许我们一个非常准确的红外无线电注册。八个射电源被发现有一个IR对应。这些结的Hα等效宽度约为80埃，大小约为3 pc，L波段的星等约为12等，消光系数约为7等。它们的光谱能量分布（SED）看起来非常相似，其特征是在20微米处有一个最大值，在1 - 2微米范围内有一个平缓的隆起。这些功能可以很好地再现考虑非常年轻的恒星物体的红外线的重要贡献，有效地加热他们的尘埃信封。证据表明，这些是年轻的大质量星团，从它们的尘埃茧中爆发出来。提供了一个中位数SED的结，这可能是一个最真实的模板河外环核恒星形成区。由于先前发现的射电核心缺乏任何光学或红外对应物，因此对其假设的活跃核性质提出了质疑。这个来源可能是银河系中心的Sgr A* 的放大版本。
2009-01-28 astro-ph
X-ray Sources and Star Formation Activity in the Sgr B2 Cloud Observed with Chandra
报道了人马座B2（SgrB 2）巨分子云中X射线粒子数的研究。钱德拉发现了十几个X射线云成员（和候选者）。两个明亮的X射线源位于Sgr B2 Main附近，这是超紧凑HII源中最丰富的复合体。X射线谱用5-10 keV的薄热等离子体模型拟合。在修正了5 x 10^23 H/cm ^2的吸收后，内禀光度约为10^33 erg/s。虽然这两个X射线源都来自同一个HII复合体中的年轻恒星（YSO），但它们形成了鲜明的对比;一个位于HII复合体中心，显示出强的铁K壳层过渡线，而另一个位于东部附近，只有弱的线。其他的HII复合体，SgrB 2北和南，也显示出硬和高吸收的X射线发射，可能是由于恒星形成活动。其他云成员X射线源的合成X射线谱与温度约为10 keV的薄热等离子体相吻合，氢柱密度（NH）为1.3 x 10^23 H/cm ^2，单个X射线亮度为10^31-32$ erg/s的几倍。这可能是一个或一群YSO（s），但既没有射电也没有红外对应物。还讨论了另一种由来自稠密云气的邦迪-霍伊尔吸积提供动力的孤立白矮星的可能性。X射线谱显示出额外的6.4 keV中性或低电离离子谱线，这表明环境气体集中在源附近。
2002-03-04 astro-ph
High-resolution Observations of OH(1720 MHz) Masers Toward the Galactic Center
本文报道了对Sgr A East和环核盘1720 MHz OH脉泽的高分辨率VLA观测，空间和光谱分辨率分别为$\approx$ 2、\dasec 5、$\times$ 1、\dasec 3和0.27 \kms。这一后续观测研究的重点是最近发现的一些这样的OH脉泽的功能和他们的强烈的圆偏振脉泽线检测到这些银河系中心的来源。1720 MHz的氢脉泽线来自C型激波后面的碰撞激发气体，是分子云和相关的X射线发射壳型超新星遗迹之间可能发生的相互作用过程的重要诊断。目前的观测证实了观测到的斯托克斯$V$信号是由于塞曼分裂和OH脉泽角展宽的散射介质向银河系中心。利用散射展宽脉泽斑位置角的相关性，估计散射介质中朝向银心的磁场涨落的尺度长度大于0.1-0.2秒差距。此外，与人马座A东脉泽点的运动学被用来放置一个5 pc的位移之间的扩展无线电结构和银河系中心。
1998-09-22 astro-ph
On the orientation of the Sagittarius A* system
银河系中心（Sgr A*）黑洞的近红外辐射具有独特的性质。最引人注目的特征是迄今为止在几次耀斑中观察到的暗示性周期性子结构。使用近红外偏振观测和建模的准周期性的轨道斑点，我们试图约束的Sgr A* 系统的三维取向。我们报告迄今未公布的偏振数据从2003年。它们支持从2004年到2006年的大致恒定的平均偏振角为60度\pm 20度的观测结果。对2006年数据进行了深入调查。特别地，评估斑点模型拟合，使得可以导出对Sgr A* 的位置角的约束。在位置倾斜角平面的置信轮廓。在3sigma水平上，赤道面法线的位置角在60 °-108 °（北偏东）的范围内，并结合大的倾斜角。这与最近的独立工作一致，其中Sgr A* 和X射线观测的无线电光谱/形态学特性，分别已被使用。然而，现有数据的质量和我们模型中的不确定性给我们的结论带来了一些模糊性。
2007-08-20 astro-ph
The structure of the nuclear stellar cluster of the Milky Way
我们目前的高分辨率看到有限的和AO近红外成像观测的星团在大约一个秒差距的Sgr A*，在银河系中心的大质量黑洞。从这些观测数据中提取了恒星数和漫射背景光密度来研究核星团的结构，结果如下：（a）破幂律与GC核团的整体结构非常吻合。尖点的幂律斜率为$Γ=0.19\pm0.05$，断裂半径为$R_{\rm break} = 6.0'' \pm 1.0''$或$0.22\pm0.04$ pc，且团簇密度随$R_{\rm break}$之外的$Γ=0.75\pm0.1$的幂律指数减小。(b)使用最好的速度色散测量从文献中，我们得到更高的质量估计中央秒差距比假设到现在为止。在断裂半径处推断的团簇密度为$2.8\pm1.3\times 10^{6} {\rm M_{\odot} pc^{-3}}$。这种高密度与尖点的小范围和平坦斜率非常一致。恒星的质量可能只占星团总质量的50%。(c)可能的迹象，质量偏析的尖点发现（d）集群似乎不完全均匀。检测到几个密度团块，其集中在距离Sgr A* 的$R=3''$和$R=7''$的投影距离处。(e)在$R=5''$附近似乎存在一个低密度的水平分支/红团星，或者在$R=3''$和$R=7''$有一个高密度的类似亮度的恒星。(f)在L '-波段图像中结合彗星状特征的消光图可以为Sgr A* 外流的假设提供支持。
2007-03-08 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
HST Paschen alpha and 1.9 micron imaging of Sgr A West
我们目前的HST/NICMOS图像在0.2”分辨率的HI Paschen Alpha（PaA）发射线在70”x 90”的银河系中心的非热射电源Sgr A* 为中心的区域。大部分的辐射来自中央秒差距的微型螺旋中的电离气体。PaA的发射也可以从26个恒星源中看到，大概是具有质量损失风的早期型恒星。新的数据揭示了小螺旋电离气体中显著的小尺度结构（<1”~0.04pc）;低表面亮度的发射特征也是第一次看到。消光，估计从观测到的PaA发射6厘米连续发射的比例，从20到50等变化与中值Av=31.1等，在很好的协议与早期的估计恒星源和独立的测量来自使用H92 α复合线数据。沿着电离气体的外围可以看到消光的大幅增加，这表明电离气体部分地被电离区域外部分子云中的尘埃所吸收。电离气体中的小尺度非线性结构的自由热膨胀时间仅为3000年;热发射线恒星的磁场或质量损失风可能包含电离细丝。对于电离气体和恒星连续体，发射的质心保持在~+/- 1”范围内，从2”到40”，提供了进一步的证据，Sgr A* 确实位于或非常接近银河系核心恒星分布的动力中心。1.9微米的表面亮度向内增加到0.9”，然后在接近Sgr A* 时下降或趋于平稳，可能表明中心恒星分布的核心半径或中心黑洞附近恒星碰撞导致的晚型恒星耗尽。
2003-05-20 astro-ph
Nonthermal THz to TeV Emission from Stellar Wind Shocks in the Galactic Center
银河系的中央秒差距包含数十颗大质量恒星，其累积质量损失率约为每年10^{-3}个太阳质量。这些恒星风之间的冲击产生了弥漫在星系中心的热等离子体。我们认为，这些恒星风冲击也有效地加速电子和质子的相对论能量。相对论性电子逆康普顿散射周围的紫外和远红外辐射场，产生高能量的伽马射线与一个大致恒定的亮度从~ GeV到~ 10 TeV。这可以解释HESS在银河系中心看到的TeV源。我们的模型预测了一个GLAST对应的HESS源的光度为~ 10^{35}尔格/秒和冷却中断在~ 4 GeV。来自相同相对论电子的同步辐射应该在较低能量下产生可检测的辐射，从~ THz到~ keV，表面亮度约为10^{32} B^2_{-3}尔格/秒/角秒^[2]，其中B_{-3}是磁场强度，单位为mG。在我们的模型中，在中央秒差距中观察到的漫射热X射线发射水平需要B < 300 micro-G。未来在中央秒差距的扩散同步辐射背景的检测可以直接约束的磁场强度，吸积到Sgr A* 的模型提供了一个重要的边界条件。
2005-09-10 astro-ph
AST/RO Observations of CO J=7-6 and J=4-3 Emission toward the Galactic Center Region
本文给出了位于阿蒙森-斯科特南极站的南极亚毫米波望远镜和远程天文台（AST/RO）观测到的CO J=7-6和J=4-3跃迁的银河系中心区域的位置-速度条带图。在b=0度（3.5度> 1度> -1.5度）下，12^CO的两个旋转跃迁的发射被映射在1“网格上，在806 GHz下的半高宽波束尺寸为58”，在461 GHz下的半高宽波束尺寸为105“。先前观察到的CO J=4-3（Martin等人，在准备中）和CI（Ojha et al. 2001）的辐射表明，这些谱线的分布方式类似于CO J=1-0（Stark et al. 1987）;（CO J=4-3）/（CO J=1-0）谱线比率图在整个银河系中心区域几乎没有特征。与此相反，从银河系中心的CO J=7-6发射强烈的峰值朝向Sgr A和Sgr B分子复合物。大速度梯度（LVG）分析表明，除了Sgr A和Sgr B两个特殊区域外，银河系中心几百秒差距内的光子主导区域在n = 2500 ~ 4000 cm^{-3}和T=30 ~ 45 K时的平均密度和动力学温度都非常均匀。在Sgr B附近的（CO J=7-6）/（CO J=4-3）线温度比比在星暴星系M82的核区观测到的高出两倍（Mao et al.2000），而在Sgr A附近的CO（J=7-6）/CO（J=4-3）线温度比与M82相似。银河系中心区大尺度上的线比比M82小一个数量级…
2002-08-02 astro-ph
