The Effelsberg Search for Pulsars in the Galactic Centre
我们报告的状态，在银河系中心的搜索，使用一个完全修订和改进的高灵敏度双喇叭系统在4.85 GHz。我们还提出了这样一个调查的周期性搜索的成功率的计算，显示在最近的文献中的结论相反，确实可以检测到在选定的搜索频率。
2000-02-04 astro-ph
Molecular oxygen in the rho Ophiuchi cloud
分子氧（O2）历来被认为是分子云中化学物质的丰富成分，因此也是致密星际介质的重要冷却剂。然而，从地面和太空进行的多次尝试都未能检测到O2排放。这里描述的工作使用外差光谱从太空中寻找分子氧在星际介质。Odin卫星携带一个1.1米亚毫米碟形天线和一个用于O2的基态线的专用119 GHz接收器。从2002年开始，Odin在几次观测运行中对形成分子云核心rho Oph A的恒星进行了34天的观测。我们在v（LSR）= 3.5 km/s处检测到一条谱线，dv（FWHM）= 1.5 km/s，这些参数也是与rho Ohp A相关的其他物种所共有的。这一特征被认为是118 750.343 MHz处的O2（NJ = 1_1 - 1_0）跃迁。相对于H2，分子氧的丰度在奥丁光束上平均为5E-8。这一丰度始终低于以前报告的上限。
2007-02-19 astro-ph
A 1.4 GHz radio continuum and polarization survey at medium Galactic latitudes: I. Observation and reduction technique
目前正在用Effelsberg 100米望远镜在银河系中纬度进行无线电连续测量，总功率和线性偏振的中心频率为1.4千兆赫。目前正以总强度15 mK TB和线偏振8 mK TB的灵敏度观测银河纬度+/-20度以内的区域，角分辨率为9 '35。本文介绍了观察和减少技术应用的结果，在绝对校准的地图。通过调查图像的示例来说明这些方法。
1998-07-02 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
Gas phase water in the surface layer of protoplanetary disks
最近对HDO在464 GHz向DM Tau的原行星盘的基态跃迁的观测发现，在外盘中平面上方的区域存在水蒸气（Ceccarelli et al 2005）。在没有非热解吸过程的情况下，水应该几乎完全冻结在谷物地幔上，HDO无法检测到。在这封信中，我们提出了一个化学模型，探讨了冰地幔被FUV（6 eV < h nu < 13.6eV）光子光解吸的可能性。我们表明，平均星际FUV场足以在整个磁盘的磁盘中平面上方创建一层水蒸气。假设光解吸率为10^{-3}，则该层中的水丰度预计为~ 3 x 10^{-7}，平均H2O柱密度为~ 1.6 x 10^{15} cm^{-2}。预测是非常弱的依赖于模型的细节，如入射FUV辐射场，在磁盘中的气体密度。基于该模型，我们预测DM Tau中的气态HDO/H2O比率为~ 1%。此外，我们预测的基态过渡的水在557 GHz是不可检测的ODIN和/或HSO-HIFI。
2005-10-21 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
Radio Observations of the Hubble Deep Field South Region III: The 2.5, 5.2 and 8.7 GHz Catalogues and Radio Source Properties
对以哈勃深场南为中心的广阔区域进行了深射电观测，提供了迄今为止澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的最灵敏的射电观测数据之一。在四个频率（1.4、2.5、5.2和8.7 GHz）下达到~10 microJy的中心均方根。在本文中，完整的源目录从2.5，5.2和8.7 GHz的观测，以补充文件II，随着图像质量和噪声的详细分析。我们通过匹配我们调查的所有四个频率的来源来制作一个综合目录。射电频谱指数用于研究射电源的性质，并识别一些具有平坦或倒置射电频谱的源，这表明活动星系核活动。我们还发现了其他几个有趣的来源，包括一个宽线发射射电星系，一个巨大的射电星系和三个千兆赫兹峰值频谱源。
2006-12-18 astro-ph
Radio Observations of the Hubble Deep Field South Region II: The 1.4 GHz Catalogue and Source Counts
本文是描述澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）获得的澳大利亚望远镜哈勃深场南（ATHDFS）调查结果的系列文章的一部分。这次调查包括1.4、2.5、5.2和8.7 GHz的观测，所有观测都集中在哈勃深场南部。在这里，我们提出的第一个结果，从1.4 GHz的扩展观测活动。共有466个来源已编目的5西格玛（11 microJy rms）的本地灵敏度。一个源提取技术的发展：1）成功地排除虚假源从最终的源目录，和2）占我们的图像中的非均匀噪声。源目录和1.4 GHz的图像的一般属性进行了讨论。我们还提供了来自ATHDFS 1.4 GHz目录的源计数。特别注意确保对调查的不完整性和系统性影响进行校正。我们的计数与其他调查（例如ATESP，VIRMOS和Phoenix Deep Field）一致，我们发现，与这些调查一样，HDFN计数系统性较低。
2005-06-02 astro-ph
Circumstellar masers in the Magellanic Clouds
我们已经在SMC和LMC的明亮IRAS点源中搜索了22 GHz H2O和43/86/129 GHz SiO脉泽，以测试这些恒星的质量损失的运动学是否取决于金属丰度。在红超巨星IRAS 04553 -6825和IRAS 05280 -6910中探测到了H2O脉泽，并在发光的红外天体IRAS 05216 -6753和AGB星IRAS 05329 -6708中探测到了H2O脉泽。在IRAS 04553 -6825中检测到SiO脉泽。在尘埃形成区附近的H2O脉泽区和更远的OH脉泽区之间，IRAS 04553 -6825的外流速度从18 km/s增加到26 km/s，IRAS 05280 -6910的外流速度从6 km/s增加到17 km/s。总样本的LMC目标进行了分析比较，在银河系中心的拱星脉泽。大麦哲伦星云中星周脉泽的光子通量与银河系中心的非常相似。大麦哲伦星云的膨胀速度似乎比银河系中心同样明亮的OH脉泽低20%，但数据一致，膨胀速度没有差异。大麦哲伦星系中的OH/IR星似乎比银河系中心的OH/IR星有更慢的加速包层。LMC中的脉泽具有蓝色不对称的发射轮廓。这可能是由于恒星和/或自由-自由辐射的放大，而不是尘埃排放的放大，并且在低金属丰度包层中可能更明显。在2.2 μ m处，SiO脉泽强度随光度振幅的增加而增加，但在10 μ m处与光度振幅无关。这表明在无尘SiO脉塞区的冲击和尘埃形成…
2001-01-09 astro-ph
Polarized Diffuse Emission at 2.3 GHz in a High Galactic Latitude Area
本文介绍了银河系高纬度地区2.3GHz的偏振漫射辐射观测结果。2 \degr X 2 \degr场位于BOOMERAN实验观察到的区域，中心在（α= 5 μ h，δ=-49 \degr）。我们的观测是用帕克斯射电望远镜进行的，代表了迄今为止在低发射区进行的最高频率的探测。由于较弱的法拉第旋转作用，高频率允许估计的银河系同步辐射污染的宇宙微波背景偏振（CMBP），这是更可靠的比在1.4 GHz。我们发现E模和B模的角功率谱的斜率分别为β_E = -1.46 +/-0.14和β_B = -1.87 +/-0.22，表明在1.4GHz附近有一个平坦的峰。外推到32 GHz，E模式频谱比CMBP低约3个数量级，即使在该频率下也可以进行清晰的检测。最好的改进涉及B模式，我们的单碟观测提供了接近CMBP峰值（约2度）的角度尺度上的污染的第一次估计。我们发现，在90 GHz时，对于T/S > 0.01的模型，CMBP B模应该比同步辐射污染强。这一低水平可能会下降到60-70 GHz，这是CMBP措施的最佳窗口。
2005-03-02 astro-ph
Radio galaxies in cooling core clusters. Restarted activity in the nucleus of 3C317?
我们提出的射电星系3C317的VLBA观测结果，与cD星系UGC 09799在冷却核心星系团A2052的中心。这些观测是在1.7 GHz，4.9 GHz和8.3 GHz的极化模式下进行的，并使我们能够对源的秒差距尺度区域进行成像。我们的分析表明，3C317的核心拥有一个非常年轻的射电源。内10 pc射电结构的辐射年龄估计为$\sim$ 170年。考虑到存在角秒尺度的扩展射电辐射，我们认为3C317是一个重新启动的射电星系。简要讨论了这一结果在星系团中射电等离子体与热气体相互作用中的意义。
2004-04-29 astro-ph
H110alpha recombination-line emission and 4.8-GHz continuum emission in the Carina Nebula
我们目前的结果，从观察H110 α复合线发射在4.874 GHz和相关的4.8 GHz的连续发射对船底座星云使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。这些数据提供了与星云内两个明亮的HII区域（Car I和Car II）相关的电离气体的速度、形态和激发参数的信息。它们与Car I和Car II都是分别来自大质量星团Trumpler 14和Trumpler 16的膨胀电离锋相一致。在4.8 GHz的整体连续发射分布是类似的，在较低的频率。对于车一，两个紧凑的来源，很可能是年轻的HII地区与触发恒星形成。这些结果提供了星云北部区域正在形成恒星的第一个证据。车I和分子气体之间的密切联系与车I目前在北部分子云中雕刻出一个空腔的情景是一致的。与Car II相关的复杂运动学指向至少从两个不同的中心扩展。这个区域的分子云只剩下稠密的气体和尘埃，它们可能是形成Car II组件惊人形态的原因。
2001-04-20 astro-ph
Searching for O$_2$ in the SMC:Constraints on Oxygen Chemistry at Low Metallicities
我们提出了一个39小时的集成与奥丁卫星上的地面状态118.75 GHz线的O2对小麦哲伦云的最强分子发射的区域。在9 '（160 pc）直径的光束中，我们对O2积分强度的3 σ上限<0.049 K km/s，对应于O2/H2丰度比的上限<1.3E-6。虽然一个因素的20以上的最佳限制O2丰度获得的银河系源，我们的研究结果有有趣的影响，了解在太阳底下的金属丰度的氧化学。我们比较我们的丰度限制的各种天体化学模型，并发现，在低金属丰度，低O2丰度是最有可能产生的分子云结构的光解离的影响。分子冻结在尘埃颗粒上也可能与观测到的丰度极限相一致，尽管这种模型尚未在亚太阳初始金属丰度下运行。
2005-02-14 astro-ph
Radio observations of the Horologium-Reticulum Supercluster -I. A3158: Excess star-forming galaxies in a merging cluster?
我们提出的星系团A3158（z=0.0597），这是位于中央部分的时钟-网状超星系团（HRS）的1.4和2.5 GHz的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的观测。HRS中心部分的光谱数据表明，A3158在超星系团中处于一个动态的重要位置，它正在向HRS中心的双星系团系统A3125/A3128移动。在1.4GHz的频率下，在星系团周围35弧分半径范围内共观测到110个射电星系，其中30个在2.5GHz频率下也观测到，我们从ATCA光束全宽半功率区域内的88个源中选取源计数并计算了1.4GHz的射电光度函数（RLF）。根据Prandoni等人（2001年）的计算，将该区域的源计数与背景进行比较，发现有一些证据表明L（1.4）GHz < 2 x 10^22 W/Hz的星系过多。这一结果似乎表明了一个恒星形成的群体，并且与Owen et al.（2005）最近发现的合并星团A2125的结果相似。此外，我们还发现log P（1.4）= 22.5以下的早型星系（E和S 0）的射电光度函数低于复合星系团环境的射电光度函数（Ledlow & Owen，1996），但与Shapley超星系团中心星系团的早型射电光度函数相似（Venturi et al. 2000），后者被认为处于合并的后期阶段。这一结果意味着超星系团的核心是无线电发射，特别是来自活动星系核的无线电发射，在合并的后期阶段受到抑制的环境…
2008-07-29 astro-ph
European VLBI Network observations of 6.7-GHz methanol masers in a candidate circumstellar disc
本文介绍了在一颗非常年轻的大质量恒星周围的候选环星盘DR 21（OH）N中首次获得的6.7 GHz甲醇脉泽的高分辨率（5 mas）VLBI观测结果。先前在50 mas角分辨率下对这些脉泽的观测揭示了一个在候选大质量原恒星位置的旋转结构，一个采样良好的位置-速度图表明开普勒旋转。利用欧洲VLBI网（EVN）的观测结果首次提供了脉泽的高角分辨率图，为圆盘假说和高斯质心技术提供了检验。EVN图证实了椎间盘的形状及其旋转曲线。在EVN的总功率谱中可以看到以前在两个主谱峰之间的MERLIN中看到的较弱的脉泽发射，但在交叉功率谱中不存在。这表明空间扩展的发射被EVN分辨出来。旋转盘与I类大质量（原）恒星重合，并位于由两个弓形激波跟踪的外流的隐含中心。我们讨论了这一结果的影响，大规模的恒星吸积盘的假设和有效性的质心技术，以确定未解决的脉泽使用紧凑的无线电干涉阵列的结构。
2008-09-12 astro-ph
GMRT observations of four suspected supernova remnants near the Galactic Centre
我们用330 MHz的巨米波射电望远镜（GMRT）观测到了两个场--场Ⅰ（l=3.2度，b =-1.0度）和场Ⅱ（l=356.8度，b=-0.1度）。在第一个领域中，我们研究了候选超新星遗迹（SNR）G3.1-0.6，并根据其观察到的形态，光谱指数和偏振确认它是一个SNR。我们发现这颗超新星有一个双环的外观，在它的西侧有一条发射带穿过它的中心。我们在第二个区域发现了两个延伸的弯曲物体，这似乎是一个大型壳状结构的一部分。它可能是该地区一颗古老超新星的残骸。在MOST 843 MHz的银河系中心区域调查中发现的三个疑似超新星遗迹，G356.3-0.3，G356.6+0.1和G357.1-0.2似乎位于这个壳状结构上。虽然G356.3-0.3和G356.6+0.1似乎都是该壳的一部分，但G357.1-0.2具有高于1 GHz的陡峭频谱，可能是通过该区域看到的背景SNR。我们对候选SNR G357.1-0.2的HI吸收观测表明，它距离我们的距离超过6 kpc。
2001-10-04 astro-ph
A Parsec-Scale Study of the 5/15 GHz Spectral Indices of the Compact Radio Sources in M82
对星暴星系M82的观测是用15 GHz的A型VLA和5 GHz的MERLIN进行的，这使得在小于0.1“（1.6 pc）的尺度上对紧凑的射电结构进行光谱分析成为可能。这些观测的关键是包括派镇VLBA天线，它将VLA观测的分辨率提高了约2倍。一些较弱的源显示出热谱，并被确定为HII区，其发射测量值约为10^7 cm^-6 pc。有些源在5 GHz处的光学厚度似乎很大，这意味着辐射测量值甚至更高，约为10^8 cm^-6 pc。M82中已经确定起源的致密射电源有46个，其中30个与超新星有关，其余16个是HII区。另外还有15个源被注意到，但尚未被确定，这意味着M82中的致密源总数至少为61个。此外，它表明，HII区的分布与大规模的电离气体的分布，但不同于超新星遗迹的分布。此外，在（B1950）09 h 51 m 42.21 s +69 54'59.2“处最亮的HII区域显示出在其解析结构上的光谱指数梯度，我们将其归因于源向其中心变得光学厚。
2002-07-08 astro-ph
The Tenerife Cosmic Microwave Background Maps: Observations and First Analysis
介绍了特内里费岛宇宙微波背景（CMB）实验的结果。这些观测分别在10和15 GHz的天空中覆盖5000和6500平方度，中心在12月~ +35度实验对l=10-30的多极子敏感，该多极子对应于CMB功率谱的Sachs-Wolfe平台。在10和15 GHz下，在5 °半高宽范围内，测量结果的灵敏度分别为~31和~12微K。在15 GHz的数据显示在高银河系纬度的结构清晰的检测;在10 GHz的结果与这些是兼容的，但在较低的意义。对银河系高纬度10和15 GHz数据的似然分析，假定CMB波段功率谱平坦，给出信号Δ T_1 =30+10-8微K（68% C. L.）。包括由于弥散的银河系成分可能产生的污染效应，CMB信号为Δ T_1 =30+15-11微K。这些值相对于所选择的银河切割是高度稳定的。假设原始涨落为Harrison-Zeldovich谱，上述值意味着预期的四极Q_RMS-PS=20+10-7 microK，这证实了这些实验的先前结果，并且与COBE DMR兼容。
1999-03-17 astro-ph
A powerful bursting radio source towards the Galactic Centre
瞬变天文源通常由紧凑的物体提供动力，通常意味着高度爆炸或动态事件。虽然射电天文学在获得高时间分辨率观测方面有着令人印象深刻的记录，但通常它是在非常狭窄的视野中实现的。因此，与X和伽马射线波段的情况相反，动态无线电天空的采样很差，而在X和伽马射线波段，宽场仪器通常检测瞬态源。在这里，我们报告了一个新的瞬态源，GCRT J1745-3009，在2002年检测到的银河系中心（GC）区域在0.33 GHz的适度宽场无线电瞬态监测计划。它的爆发特征不同于任何其他类型的无线电瞬变。如果位于GC内或附近，它的亮温（~10^16 K）和GCRT J1745-3009内隐含的能量密度大大超过大多数其他类型的射电天文源，并且与很少观察到的相干发射过程一致。我们的结论是，GCRT J1745-3009是一个新的无线电瞬变源类的第一个成员，第一个可能的许多新的类被确定通过当前和即将到来的无线电调查。
2005-03-02 astro-ph
Sgr A* at low radio frequencies: GMRT observations
银河系的中心区域已经用巨型米波射电望远镜（GMRT）在580、620和1010 MHz进行了观测。我们探测到Sgr-A*（银河系动力中心的致密天体）的辐射，并估计其在620 MHz的通量密度为0.5 +/- 0.1 Jy。这是第一次检测到低于1 GHz的Sgr A*（Roy & Rao 2002，2003），它与330 MHz的可能检测（Nord等人，2004）一起提供了低于1 GHz的频谱。620 MHz的地图与其他频率的地图比较表明，Sgr A West HII区域的大部分地区的光学深度为2。然而，在投影中在相同区域中看到的Sgr A* 在1010 MHz和620 MHz之间示出略微反转的频谱指数。这与它的高频谱指数相一致，表明Sgr A* 位于Sgr A West复合体的前面，并排除了Davies等人（1976）提出的1 GHz左右的任何低频转换。
2004-02-02 astro-ph
Deep 1.4-GHz observations of diffuse polarized emission
本文介绍了北天半球银河系高纬度地区1.4GHz的偏振漫射辐射观测结果。这个3.2 X 3.2度^2的磁场，中心位于RA = 10 h 58 m，Dec =+42 deg 18'（B1950），银河系坐标为l~ 172 deg，b~+63 deg，位于BaR-SPort实验选择的北部目标区域。用Effelsberg 100米望远镜进行了观测。我们发现E模和B模的角功率谱的斜率分别为β_E = -1.79 +/-0.13和β_B = -1.74 +/-0.12。由于非常高的银河系纬度和平滑的发射，一个弱的法拉第旋转作用预计，这使得一个公平的外推到宇宙微波背景偏振（CMBP）频率和估计的污染银河同步辐射。我们将E模式频谱外推到32 GHz，并确认在另一个低发射区发现的Ka波段中安全检测CMBP E模式信号的可能性（Carretti等人，2005 b）。外推到90 GHz，银河系同步加速器B模式看起来只有在张量与标量扰动功率比T/S < 0.001的模型中才能与宇宙信号竞争，这甚至低于在迄今为止调查的唯一其他高银河系纬度地区发现的T/S值0.01。这表明，在银河系高纬度地区可能会达到T/S = 0.01的低值。如此低的发射值可以允许最佳频率的显着红移来检测CMBP B模式，也减少了银河尘埃的污染，并为研究暴胀模型打开了有趣的视角。
2005-12-12 astro-ph
COSMOSOMAS: A Circular Scanning Instrument to Map the Sky at Centimetric Wavelengths
我们描述了第一台仪器的宇宙微波背景实验映射宇宙结构的中等角尺度（宇宙实验）和弥漫的银河系发射。该仪器位于泰德天文台（特内里费岛），基于圆形扫描天空战略。它由一个1赫兹的旋转平面镜组成，将天空辐射导入一个1.8米的离轴抛物面天线，该天线将辐射聚焦到一个低温冷却的HEMT接收器上，接收器的频率范围为12- 18千兆赫。信号被一组三个滤波器分割，允许在13，15和17 GHz同时观测，每个滤波器的带通为1 GHz。在这些频率上，每天获得一幅在RA中完成的1-5度分辨率的天空图，在10月中覆盖20度。这里提供的观测结果对应于运行的头几个月，它提供了以DEC = +31度为中心的天空上约9000平方度的地图，在13、15和17 GHz的通道中，每个波束面积的灵敏度分别为140、150和250微K。我们讨论的仪器的设计和性能，大气的影响，所获得的数据的可靠性和前景实现的灵敏度为30 microK每束在两年的操作。
2001-08-01 astro-ph
Testing the inverse-Compton catastrophe scenario in the intra-day variable blazar S5 0716+71: II. A search for intra-day variability at millimetre wavelengths with the IRAM 30 m telescope
我们报告的BL Lac对象S5 0716+71在86 GHz和229 GHz的IRAM 30米望远镜在一个协调的宽谱带运动，集中在2003年11月10日至16日的INTEGRAL观测密集的时间采样极化通量密度监测。我们的目标是寻找逆康普顿“灾变”的特征。在86 GHz，利用一种新的校准策略，我们达到了1.2%的磁通密度测量的相对均方根精度。在此频率下，S5 0716+71没有日内变化，但在前4个观测日内有显著的日间变化，通量密度增加了34%，这不能用源外原因来解释。S5 0716+71的86 GHz线性极化分数异常大，为15.0 ± 1.8%。86 GHz时线性极化的日间变化，显著性水平>~95%; sigma_P/<P>=15%，sigma_chi=6 °，也被观察到。根据同步加速器转换频率（~86 GHz）下的辐射变化，我们计算出红移为0.3时的视亮度温度T_B，app> 1.4 × 10^14 K，这超过了逆康普顿极限两个数量级。在多普勒因子δ> 7.8的条件下对T_B，app作相对论修正，使观测到的亮温降到逆康普顿极限。通过比较86 GHz同步加速器通量密度和INTEGRAL观测获得的同步加速器自康普顿通量密度的上限，得到了δ> 14.0的更精确的下限。这种高多普勒因子的发射的相对论性波束解释了INTEGRAL没有检测到“灾难性的”逆康普顿雪崩。
2006-06-02 astro-ph
WSRT Observations of the Hubble Deep Field Region
我们提出了深WSRT 1.4 GHz的观测哈勃深场区域。在5 sigma水平上，WSRT清楚地检测到以HDF为中心的10' x 10'场中的85个无线电发射区域。这些区域中有八个属于HDF本身，其中四个是以前在1.4 GHz没有检测到的源，尽管其中两个是在8.5 GHz检测到的VLA。WSRT观测到的两个新射电源被确认为相对明亮（I<21 m）的中等红移旋涡星系和不规则型星系。在全场，WSRT检测到22个发射区域，这些区域以前在1.4GHz时未被VLA检测到。其中至少有两个与附近的扩展恒星形成星系有关。
2000-08-31 astro-ph
Simultaneous radio and X-ray observations of Galactic Centre low mass X-ray binaries
1998年4月，我们利用BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机和澳大利亚望远镜紧凑阵列，同时在4.8和8.64千兆赫对13个银河系中心低质量X射线双星进行了同时的X射线和射电观测。我们检测到两个Z源，GX 17+2和GX 5-1，和不寻常的“混合”源GX 13+1。对另外两个Z源和七个环礁源的无线电发射设定了上限，比以前未探测到的深度要深得多。根据宽视场相机数据构建的硬度-强度图显示，在观测时，GX 17+2和GX 5-1位于水平分支的下部和/或正常分支的上部，而两个未检测到的Z源GX 340+0和GX 349+2位于正常分支的下部。这与先前通过实验确定的Z源的射电和X射线发射之间的关系是一致的，其中射电发射在水平分支上最强，在耀斑分支上最弱。我们第一次有关于环礁源的X射线状态的信息，在观测到的无线电上限期间，环礁源相对于Z源明显是无线电安静的。我们将限制从三个检测到的源的线性偏振，并使用精确的射电天体测量的GX 17+2，以确认它可能不与光学星NP Ser。此外，我们将强烈的上限无线电发射的X射线二进制2S 0921-630，不同意的建议，这是一个Z-源观看的边缘。
2000-06-05 astro-ph
X-ray Detection of the Proto Supermassive Binary Black Hole at the Centre of Abell 400
我们报告的第一个X射线探测到一个原超大质量的双黑洞在中心的阿贝尔400。利用钱德拉ACIS，我们能够清楚地解决两个活动星系核3C 75，著名的双射电源的中心Abell 400。通过对Abell 400的Chandra新观测以及4.5 GHz和330 MHz VLA射电数据的分析，我们将展示3C 75中活动星系核是一个束缚系统的新证据。方法.利用高质量的X射线数据，我们绘制了内部区域的温度、压力、密度和熵以及到~ 18 '的团簇轮廓特性。我们比较了X射线和无线电图像中的特征，以确定团内介质和扩展无线电发射之间的相互作用。钱德拉的图像显示了星系团气体沿着东北-西南轴的延伸，与3C 75喷流的初始弯曲对齐。此外，温度曲线显示没有冷却核心，与合并系统一致。在核心的南面有一个明显的激波，其马赫数马赫数约为1.4，速度约为1200 km/s^-1。两个活动星系核，至少在投影中，都位于激波区以北的低熵、高密度核心。我们发现，喷射的投影路径不遵循集群内介质表面亮度梯度预期，如果他们的路径是由于浮力。我们还发现，这两个中心活动星系核的扩展，并包括一个热分量。基于这一分析，我们得出结论，3C 75的活动星系核是一个绑定系统从以前的合并。它们包含在一个以1200 km/s^-1的速度穿过星系团内部介质的低熵核心中。急流的弯曲是由于当地的集群内的中等风。
2006-03-10 astro-ph
Upper limits to the water abundance in starburst galaxies
我们已经搜索了从557 GHz的ortho-water线在星际介质的六个附近的星暴星系的发射。利用Odin卫星观测了NGC 253、IC 342、M82、NGC 4258、CenA和M51星系中o-H2O的1_10-1_01跃迁。我们的样本中没有一个星系被探测到。我们推导出三个西格玛上限的H2O丰度相对于H2范围从2 e-9至1 e-8。这些上限中最好的一个与银河系恒星形成区W3中H $_2$ O的测量丰度相当。然而，如果只有10%的分子气体在非常致密的核中，那么核本身中水的丰度极限将大10倍，即2 e-8到1 e-7。这些观测结果表明，用即将到来的赫歇尔空间天文台探测星系中的H2O发射可能需要一个小时或更长时间的源积分时间，除了非常明亮的河外目标，如M82和NGC 253。
2007-04-12 astro-ph
High Galactic latitude polarized emission at 1.4 GHz and implications for cosmic microwave background observations
我们分析了银河系高纬度（b ~-40度）3 × 3度^2区域内1.4 GHz的偏振辐射。该区域的中心在（RA= 5 h，Dec=-49deg），用澳大利亚望远镜紧凑阵列射电干涉仪观测，其3-30弧分的角灵敏度范围允许研究适合于CMB偏振（CMBP）调查的尺度。漫发射的角度行为进行了分析，通过E-和B-模式的功率谱。它们遵循幂律$C^X_l \propto l^{β_X}$，斜率β_E = -1.97 \pm 0.08，β_B = -1.98 \pm 0.07。发射被发现是大约一个因素25比在银河平面区域。与其他调查的功率谱的比较表明，这一领域是强大的和可忽略的法拉第旋转效应之间的中间。通过分析408-1411 MHz莱顿巡天数据的银河弥散辐射的频率和银河纬度行为，可以得出类似的结论。我们分析了法拉第旋转对极化功率谱的影响，发现功率从大角度尺度到小角度尺度的转移可以增强观测到的功率谱。外推到32和90 GHz的CMB窗口的光谱表明，银河系同步辐射离开CMBP E-模式在32 GHz的未污染。90 GHz的污染水平预计将比CMBP频谱低4个数量级以上。外推到相关的角度尺度，这个区域似乎也足以调查的CMBP B模式的模型与张量/标量波动功率比T/S>0.01。我们还确定了极化点源的领域，提供了一个9对象列表，这是完整的极化通量限制S^p_lim = 2毫焦耳。
2004-12-22 astro-ph
Multiwavelength observations of the supernova remnant G349.7+02 interacting with a molecular cloud
我们目前在毫米，厘米和红外波段的超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2，包含OH（1720 MHz）脉泽的区域的分子线观测，使用澳大利亚望远镜（AT）Mopra天线，瑞典ESO亚毫米望远镜，AT紧凑阵列和安装在英澳望远镜上的UNSW红外法布里-珀罗窄带滤波器。在1.6和3 mm之间观察到几个分子跃迁，以约束与SNR相互作用的分子云的物理参数，并研究SNR冲击对气体化学的影响。我们检测到冲击激发的近红外H2发射朝向SNR的中心，揭示了高度聚集的分子气体和与斯皮策太空望远镜公布的中红外图像的良好相关性。氢团簇和OH（1720 MHz）脉泽位置之间良好的相关性支持了OH（1720 MHz）脉泽发射的冲击激发。此外，我们在1665和1667 MHz处检测到OH吸收，这表明与冲击H2发射和脉泽有很好的相关性。我们发现，在1665 MHz附近的OH（1720 MHz）脉泽在这个SNR，这是发现与GLIMPSE源SSTGLMC G349.7294+00.1747相关的脉泽发射。我们还检测到1665和1667 MHz的OH脉泽，和弱的4.8 GHz的H2 CO吸收超紧凑的HII区域IRAS 17147-3725位于东南的SNR。我们没有发现4.7-或6-GHz的激发态OH脉泽或6-GHz的CH_3OH脉泽朝向SNR或HII区域。
2011-04-14 astro-ph
