Hypervelocity stars and the environment of Sgr A*
超高速恒星（HVS）是银河系中心存在大质量核黑洞（Sgr A*）的自然结果。本文利用Brown等人的非束缚和束缚HVS样本，结合HVS在银河系晕中传播的数值模拟，对三种可能的抛射机制进行了约束：1）吸入中等质量黑洞（IMBH）对束缚在Sgr A* 上的恒星的散射;（3）围绕着Sgr A* 运行的恒星质量黑洞群的两体散射。我们将预测的HVS径向和速度分布与目前可用的有限统计数据集进行比较，并表明IMBH模型似乎产生了过于平坦的喷射速度谱。未来的天体测量和深宽场调查的HVS应该清楚地阐明恒星弹射机制和探测银河系的潜力规模高达200千秒差距。
2007-04-24 astro-ph
Probing Sgr A* with theory of large masses without events horizon
本文讨论了在银河系中心存在一个没有视界的超大质量致密天体这一假设的一些结果。这种物体存在的可能性在前面已经讨论过了。它表明，周围气体到物体上的吸积可以引起核燃烧在一个表层，由于在一个较热的层，铺设以上，可以体现在可观察到的IR和X光谱的康普顿化。利用传输方程，考虑了引力对光子能量和运动的影响，考虑了物体的内禀磁矩对可观测到的同步辐射的贡献。
2004-02-04 astro-ph
Sgr A* and its siblings in nearby galaxies
我们以前曾提出，Sgr A* 只是一个缩小的活动星系核，它有一个黑洞、一个吸积盘和一个以很低功率运行的射电喷流。看来M81* --附近星系M81的核源--是研究更高功率级的类Sgr A* 源的理想实验室。喷流/盘模型可以很详细地解释M81*，除了吸积率之外，模型参数没有基本的变化。其他LINER中的射电核心可以用相同的模型来解释，它们似乎是射电大声类星体核心的低功率对应物。对于Sgr A*，没有超大质量黑洞的模型面临着困难-其中一些在这里讨论，但在任何情况下，一个持续的难题是Sgr A* 从IR到X射线的未检测和低通量限制。特别是红外极限对吸积模型是一个威胁。我讨论了Sgr A* 周围的薄分子盘（如NGC 4258所示）是否可以在下落物质到达黑洞之前拦截它。
1996-05-01 astro-ph
Jetted GRBs, Afterglows and SGRs from the Birth of Quark Stars
最近的研究表明，当冷的核物质被压缩到高的核密度时，具有自旋零和反对称色波函数玻色的双夸克凝聚成密度是其数倍的超流/超导态。各种天体物理现象可以用中子星（NS）到（双）夸克星（QS）的引力坍缩来解释，这是中子星在超新星爆炸中诞生后$\sim 10^{4}$年内，当它们充分冷却和自旋时（通过磁制动？），一级相变的结果。引力能的释放驱动了一场爆炸，它可能会喷射出高度相对论性的窄准直喷流和一个温和的相对论性的"球形“壳。残余量子点的缓慢收缩/冷却可以为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）提供动力，而不会调用巨大的磁能存储。当喷流碰巧指向我们的方向时，它们可以在遥远的星系中产生观测到的伽马射线暴（GRB），而GRB则会发出余辉。爆炸产生的膨胀壳层也可能产生伽玛射线暴的余辉。喷流扭曲了原始的SNR，沿着它们的轨迹扫过周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。我们银河系中的这类事件可能是银河系所有能量的宇宙射线的主要来源。
1999-02-01 astro-ph
The Nuclear Jet in M81
在本文中，我们应用的喷流盘共生模型开发的Sgr A* 到M81* -附近的星系M81的核心。该模型精确地预测了M81* 的射电通量和大小，除了倾角外，没有主要的自由参数。我们指出，通常应用的自由，锥形射流排放模型意味着纵向压力梯度，必须导致适度的加速射流沿其流动方向。这种通常被忽略的逐渐加速自然解释了M81* 的倒频谱和大小/频率关系，并且可能是无线电核心的一般特征。到目前为止，M81* 是附近螺旋星系核中致密射电核心的射电大声喷流性质的最佳案例。事实上，我们可以用相同的模型通过简单地改变吸积率来解释Sgr A* 和M81*，这有力地支持了喷流盘共生模型作为一般星系致密射电核心的解释。
1996-04-04 astro-ph
The Stellar Cusp Around the Supermassive Black Hole in the Galactic Center
我们分析了深近红外自适应光学成像以及新的自行数据的核星团的银河系。暗星的表面密度分布在距离黑洞候选者SgrA* 0.2”的范围内达到峰值。这个恒星“尖点”的径向密度分布遵循指数为1.3-1.4的幂律。整个核星团的K波段光度函数（在SgrA* 的9”以内）类似于大尺度星系核球的K波段光度函数，但在K<14时显示出恒星过剩。我们发现，大多数距离SgrA* 1-10”的大质量早型星位于两个旋转的几何薄盘中。这些盘以大角度倾斜并且相对于彼此反向旋转。它们的恒星含量基本相同，表明它们是同时形成的。2002年最接近SgrA* 的恒星S2，显示出3.8微米的超出。我们认为中红外辐射要么来自黑洞周围的吸积流，要么来自吸积流中的尘埃，这些尘埃被S2的紫外辐射加热。
2003-05-22 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
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
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
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
Interstellar gas in the Galaxy and the X-ray luminosity of Sgr A* in the recent past
关于位于银河系中心（GC）的超大质量黑洞的X射线光度信息，以及它在过去的时间变化，被印刻在今天观测到的朝向我们银河系巨型分子云（GMC）方向的散射发射中。由于光的传播时间效应，这些云探测Sgr A* 在过去不同时间的活动，这取决于它们相对于GC和观测者的位置。在本文中，我们结合最近ASCA沿银河系平面的观测结果，提供上限的散射通量在4-10千电子伏的范围内产生在一个给定的方向，从CO调查的数据相同的地区。这些一氧化碳测量图的位置和质量的分子气体的GMC组成。要求散射通量不大于观测通量，这些数据使我们能够推导出在过去40，000年中某些时刻，Sgr A* 4-10 keV光度的上限，下降到约8*10^40 erg/s。在其他时候，极限不那么严格，大约为10^41-10^42 erg/s。银河系盘中更广泛和连续的HI分布，也散射了Sgr A* 发射的辐射，使我们能够将时间覆盖范围进一步扩展到过去，回到大约110.000年，尽管限制变得不那么严格。因此，我们可以排除Sgr A* 的长期X射线活动阶段，其爱丁顿水平的1%在不到80.000年前结束。通过对荧光铁K_α线发射的观测，可以改进本文提出的极限。我们研究了这些方法的可行性，以调查过去的核活动在其他螺旋星系观察的角分辨率的X射线望远镜，如钱德拉和XMM-牛顿。
2001-08-19 astro-ph
Hypervelocity Collisions of Binary Stars at the Galactic Centre
最近的调查已经在银河系的光环中确定了七颗超高速恒星（HVS）。这些恒星中的大多数可能起源于双星系统被核黑洞SgrA* 分裂。在某些情况下，双星的分裂可能会导致其成员恒星之间的碰撞。我们研究这些碰撞的动力学性质，通过模拟SgrA* 周围的直接N体积分代码的数千个不同的二进制轨道。对于某些轨道参数，两颗恒星的碰撞速度低于它们的逃逸速度，因此可能会合并。合并中的双星有可能以足够的速度逃离星系。此外，Sgr A* 附近的一些大质量S星可能是双星系统合并的残余，但这种产生方法不能解释大多数S星。
2007-01-11 astro-ph
A New Secular Instability of Eccentric Stellar Disks Around Supermassive Black Holes, with Application to the Galactic Center
我们发现了一种新的围绕超大质量黑洞的偏心恒星盘的长期不稳定性。我们发现，逆行岁差的恒星轨道，由于存在一个恒星尖点，诱导相干扭矩，放大偏差的个人轨道偏心率的平均值，从而驱动所有偏心率远离其初始值。我们调查的不稳定性，使用N体模拟，并表明，它可以驱动个人的轨道偏心率显着更高或更低的值的顺序上的岁差时间尺度。这种物理学与银河系中心有关，那里的大质量恒星很可能在SgrA* 黑洞周围的偏心盘中形成。我们发现，所观察到的双峰偏心率分布的盘星在银河系中心的分布是由偏心率不稳定性，并演示了如何在这样的磁盘的动力学演化的结果，它的几个恒星获得高（1-e < 0.1）的轨道偏心率。在这种高度偏心轨道上的双星会被SgrA* 黑洞潮汐干扰，可能会在黑洞附近产生S星，并在星系晕中产生高速星。
2009-04-17 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
Eruptions of the V838 Mon type: stellar merger versus nuclear outburst models
我们讨论了各种模型和方案提出来解释的V838 Mon型喷发的性质。这类喷发天体包括：M31 RV（1988年喷发）、V4332 Sgr（1994年喷发）和V838 Mon（2002年喷发）。我们集中在三个模型：（i）热核失控的吸积白矮星（新星的事件）;（ii）氦壳闪光后渐近巨星分支星（再次AGB）;（iii）合并的恒星。我们表明，模型（i）和（ii）不能占大多数的观察到的对象的属性。最重要的是，在这两个核燃烧型模型中，预计该天体在衰退和褪色之前会变热，成为一颗非常热的致密恒星。在观测到的喷发中，这些天体下降为非常冷的巨星或超巨星。我们表明，恒星合并模型可以解释所有观察到的属性，并得出结论，目前这是最有前途的模型来解释V838 Mon型的爆发。
2006-02-01 astro-ph
Bright stars and an inactive disk in Sgr A* and other dormant galaxy centers. I. The optically thick disk
低光度活动星系核（LLAGN）中存在着不活跃的冷盘。它们也可能存在于不活跃星系的核心和我们银河系的中心。然后这些圆盘将嵌入到观测到的致密核星团中。做一个光学厚盘的最简单的假设，我们探索了几种方法来检测磁盘的存在，通过其与集群的相互作用。第一种是近距离亮星在盘附近的食。第二个原因是，由于在近距离通过时，这些恒星照射了星盘的表面，使得星盘的红外线通量增加。最后，星团的表面亮度应该表现出各向异性，这取决于磁盘的倾角。我们将前两种方法应用于银河系中心的超大质量黑洞Sgr A*。使用近距离恒星S2的轨道参数，我们强烈排除了在近红外波段光学厚的圆盘，除非它有一个相对较大的内孔。对于没有内孔的磁盘，我们估计，数据允许磁盘的红外光学深度不大于约0.01。这样的圆盘也可能是在S2的光谱中检测到的3.8微米过量的原因。我们在这里得到的盘上的约束可以与解释所观察到的X射线耀斑所需的盘参数相协调，如果盘中的尘埃颗粒的尺寸大于~ 30微米。强烈的紫外线加热和冲击的小尘埃粒子的破坏，从通过磁盘的恒星通道，并在“静止”时间的晶粒生长，被称为可能的机制，创造不寻常的粒度分布。(...)
2003-07-31 astro-ph
Cosmic-Ray Heating of Molecular Gas in the Nuclear Disk: Low Star Formation Efficiency
了解我们银河系的核盘中发生的过程本身就很有趣，作为银河系的一部分，但也因为它是最近的星系核。二十多年前，人们认识到，与银河系盘中的局部云相比，内部几百秒差距内的气体温度较高的普遍现象。这是最不为人所知的巨大分子云的特征之一，在银河系中心的内部几度，气体温度比尘埃温度高得多。我们提出，宇宙射线电子的增强通量，最近的一些研究证明，是负责直接加热的气体云在核盘，提高分子气体的温度（$\sim$ 75 K）以上的尘埃温度（$\sim$ 20 K）。此外，我们报告的非热射电发射的Sgr B2-F的低频GMRT和VLA观测的基础上的检测。由于非热电子在恒星形成点的碰撞而产生的较高的电离分数和热能对减缓我们星系核盘和星系核中的恒星形成具有重要意义。
2007-07-06 astro-ph
Masers as Probes of Massive Star Formation in the Nuclear Disk
OH（1720 MHz）和甲醇脉泽现在被认为是超新星遗迹与分子云相互作用的优秀探针和大质量恒星形成的示踪剂。为了更好地了解银河系中心区域恒星形成活动的性质，我们使用了这两类脉泽结合IRAC和MIPS数据来研究核盘中正在进行的恒星形成的突出地点。核盘的特征是大量的GMC，与尘埃温度相比，气体温度升高。我们注意到甲醇脉泽和一类中红外“绿色光源”之间的关联。这些高度嵌入的YSO由于激发的分子线而显示出增强的4.5微米发射。甲醇脉泽和超新星遗迹的分布表明恒星形成的效率较低（Sgr B2除外），我们认为这是由于宇宙射线电子撞击核盘中分子云的通量增强。我们还强调了宇宙射线加热分子云的重要性，从而提高了气体温度。
2007-05-21 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
Dust mass-loss rates from AGB stars in the Fornax and Sagittarius dwarf Spheroidal galaxies
为了研究金属丰度对渐近巨星分支（AGB）恒星质量损失率的影响，我们在VLT用10- $μ$ m照相机VISIR对人马座（Sgr dSph）和天炉座矮球状星系中的AGB恒星进行了中红外光度测量。我们推导出29 AGB星在Sgr dSph和2在天炉座的质量损失率。根据$K-[9]$和$K-[11]$的颜色估计尘埃质量损失率。辐射传输模型被用来检查该方法的一致性。已发表的IRAS和Spitzer数据证实，对于来自不同金属丰度星系（即银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云）的AGB星，观测到$K-[12]$颜色和尘埃质量损失率之间存在同样紧密的相关性。导出的尘埃质量损失率的范围为5 $\times10^{-10}$ 3 $\times10^{-8}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$观测到的AGB星在Sgr dSph和周围的5 $\times10^{-9}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$天炉座的恒星;而用两种不同的方法获得的值是相同的数量级。这些恒星的质量损失率高于核燃烧率，因此它们将在核心显著增长之前通过耗尽恒星地幔来终止AGB阶段。一些观测到的恒星的质量损失率低于理论模型预测的最小值。
2007-10-25 astro-ph
Detection of hard X-ray emission from the Galactic nuclear region with INTEGRAL
这封信介绍了用INTEGRAL研究银河系中心的观测活动的第一批结果。用IBIS/ISGRI编码孔径仪器在20-40和40-100 keV能量范围内获得的镶嵌图像，以12弧分（FWHM）的角分辨率给出了该区域硬X射线和伽马射线高能量源的尚未看到的视图。我们报告的发现源，IGR J17456-2901，符合银河核SgrA* 在0.9弧分。位于R.A.（J2000.0）= 17h45m38.5s，Dec.（J2000.0）= -29：01：15，在能量为100 keV的范围内，该源是可见的，在8 kpc处的20-100 keV光度为（2.89 +/- 0.41）x 10^35尔格/秒。虽然新的INTEGRAL源不能明确地与银河核联系在一起，但这是第一次报告来自银河系内部10弧分内的显著硬X射线发射，并且不能排除银河系超大质量黑洞本身的贡献。
2004-06-22 astro-ph
Effects of wind on radiation spectra from magnetized accretion disks
本文根据作者之一最近得到的解析解，研究了风对全球磁场中低辐射吸积流产生的谱的影响。结果表明，随着风力的增强，韧致辐射谱的中频负斜率变陡，热同步辐射与韧致辐射的光度比减小。这两种效应都是由于受到抑制的质量吸积率在内部磁盘，造成的质量损失方面的风。为了证明该模型的可靠性，我们选择了人马座A^*（Sgr A^*）和M 31的核作为宽带光谱拟合的最佳候选者，这两个天体都已经被钱德拉天文台在X射线波段分辨出来。虽然观察到的X射线数据再现这些对象的逆康普顿和韧致辐射配件，一些证据的偏好，后者被确认。在后一种合适的情况下，风的影响可以清楚地看到，在这种情况下，我们可以得出结论，在每个核中都存在一个广泛延伸的吸积盘，在Sgr A^* 中没有风或只有弱风，而在M 31的核区域中有相当强的风。特别是在Sgr A^* 中，推断出的质量吸积速率比邦迪速率小得多，而邦迪速率的估计由于钱德拉的贡献而变得可靠。这一事实有力地表明，该天体的吸积并不像邦迪预测的那样进行，尽管其范围几乎达到了邦迪半径。
2002-08-26 astro-ph
