星系团核心的早期扩张

早期太阳系中的活性Fe-60

Live Fe-60 in the Early Solar System

Hester等人的最新发现支持了“。. .内行星的铁核、铁陨石和太阳的核心都可能是超新星核心的凝结产物。[科学195，209（1977年1月14日）]

邻近早型星系中的主星系/活动星系核联系。在每个“核心”星系中是否都有一个微型射电星系？

The host galaxy/AGN connection in nearby early-type galaxies. Is there a miniature radio-galaxy in every "core" galaxy?

这是一系列三篇论文中的第二篇，探讨了附近早期星系中活动星系核的多波长特性与其宿主特征之间的联系。在Capetti等人（2005年）的研究中，我们提出了一项关于116个无线电探测到的星系中65个天体的表面亮度分布的研究。我们将早型星系分为“核心”和“幂律”星系，根据其核亮度剖面的斜率进行区分。在这里，我们集中在29个核心星系（以下简称CoreG）。我们使用HST和钱德拉数据分离出它们的核发射。CoreG总是拥有射电响亮的核，平均射电响度参数为Log R = 3.6。光学和X射线核光度与射电核心功率相关，平滑地扩展了已经发现的低光度射电星系的类似相关性。这也支持了对CoreG核发射的共同非热起源的解释。核源的光度很可能是由喷流辐射决定的，它对吸积过程中的任何辐射都设定了严格的上限，在光学和X射线波段都低至L/L_Edd = 10^{-9}。CoreG和LLRG的相似性表明它们来自同一群早型星系。LLRG仅代表与（相对）高活动水平相关的冰山一角，CoreG构成了人口的大部分。一个最小黑洞质量为M_{BH} = 10^8太阳质量的黑洞显然与CoreG和LLRG中的射电大声核有关，但这种效应必须在亮度较低的星系样本上进行测试，这些星系可能拥有较小的黑洞。简短。

大质量星团中的黑洞和核心膨胀

Black holes and core expansion in massive star clusters

我们提出的结果，从现实的N-体建模的大规模星团的麦哲伦星云。我们已经用N ~ 10^5个粒子进行了八次模拟计算，其中六次至少演化了一个哈勃时间。这种建模的目的是研究大质量星团中大规模核心膨胀的可能性，并为麦哲伦星云中观察到的此类物体的半径年龄趋势寻找可行的动力学起源。我们确定了两个物理过程，这可能导致显着的和长期的集群核心膨胀：由于快速恒星演化的质量损失在一个primordially质量分离的集群，和加热由于保留人口的恒星质量黑洞。这两个过程在不同的时间尺度上运作-前者只发生在早期，不能驱动核心膨胀超过几百万年，而后者通常不会开始，直到几百万年已经过去，但可能导致核心膨胀持续许多Gyr。我们调查的行为，这些膨胀机制在集群中具有不同程度的原始质量分离和集群中具有不同的黑洞保留分数。结合起来，这两个过程可以导致各种各样的半径年龄平面上的演化路径，完全覆盖所观察到的集群分布，从而定义一个动力学起源的麦哲伦云的半径年龄趋势。我们讨论了核心膨胀的影响，球状星团研究的各个方面，以及观测推断的可能性存在的人口的恒星质量的黑洞在一个集群。

具有核塌缩超新星的早型星系

Early-type galaxies with core collapse supernovae

人们普遍认为，核心坍缩SNe的祖先是年轻的大质量恒星，因此它们的宿主星系大多是由年轻的恒星星族控制的螺旋星系或不规则星系。令人惊讶的是，在形态分类的主机核心坍缩SNe，我们发现22例主机已被归类为椭圆或S0星系。为了澄清这一明显的矛盾，我们进行了详细的形态学研究和广泛的文献检索的样本对象的额外信息。我们的研究结果如下：1.在22个“早期类型”天体中，17个实际上是错误分类的螺旋星系，一个是错误分类的不规则星系，一个是错误分类的环形星系。2.在维持早期类型分类的3个天体中，一个（NGC 2768）是疑似合并残留物，另一个（NGC 4589）是肯定的合并，第三个（NGC 2274）是密切相互作用的。因此，在这些星系中存在一定数量的年轻恒星星族并不意外。这些结果证实了存在一个有限的，但显着的，数量的核心崩溃SNe在星系一般归类为早期类型。无论如何，在所有情况下，都有独立的指标表明，由于合并或引力相互作用，宿主星系中存在最近的恒星形成。

透镜与远早型星系的中心

Lensing and the Centers of Distant Early-Type Galaxies

引力透镜提供了一种独特的探测遥远星系（z=0.2-1）内部10-1000 pc的方法。透镜理论预测，每一个强透镜系统在透镜星系的中心附近都应该有一个微弱的图像，在射电透镜中应该可以看到，但还没有被观察到。我们研究这些“核心”的图像使用模型来自附近的早期型星系的恒星分布。我们发现，现实的星系预测一个显着广泛的核心图像，与透镜放大倍数跨越约六个数量级。更集中的星系产生更暗的核心图像，虽然没有任何简单的，定量的，模型无关的关系。一些真实的星系有弥散的核心，并预测明亮的核心图像（放大倍数mu>~0.1），但更常见的是预测暗淡核心图像的星系（mu<~0.001）。因此，仅恒星质量分布可能就足以解释观测到的核心图像的缺乏，并且可能需要观测灵敏度提高一个数量级才能发现核心图像变得普遍。双像透镜往往比四像透镜具有更明亮的核心图像，因此它们将是寻找核心图像和利用这些工具研究遥远星系中心质量分布的更好目标。

L1521E：早期进化阶段的无星核心？

L1521E: A Starless Core in the Early Evolutionary Stage ?

我们用不同的分子谱线研究了静止无星核L1521 E的物理和化学性质。结果表明，H^13CO^+、HN^13C、CCS和HC_3N谱线的分布在同一位置上都是单峰，它们都是致密核。核心半径小至0.031 pc，而峰值位置的H_2密度高达（1.3-5.6）× 10^5 cm^-3。虽然L1521 E的密度足够高，可以激发NH_3的反转跃迁，但这些谱线非常微弱。NH_3和CCS的分布似乎不同于已被研究的无星核L1498和L1544，后者的CCS呈壳状分布，而NH_3则集中在核的中心。L1521 E的碳链分子丰度高于其它暗云核，尤其是含硫分子C_nS的丰度与TMC-1的氰基多炔峰相当。我们的研究结果表明，L1521 E可能处于非常早期的物理和化学演化阶段。

包线扩张与核心塌陷II。等温磁流体的准球自相似解

Envelope Expansion with Core Collapse II. Quasi-Spherical Self-Similar Solutions for an Isothermal Magnetofluid

研究了准球对称等温自引力流体中的自相似磁流体动力学（MHD）过程，通过引入随机磁场，推广了Lou & Shen的EECC解. EECC解的停滞面分离了核塌缩和包络线膨胀，并以恒速亚磁声或超磁声传播。通过两次分析穿过磁声波线，存在无限多个离散的磁化EECC和ECCC解。除了EECC激波解可以改变中心吸积速率外，磁场也可以影响核吸积速率。随着磁参数$λ$的增大，适用于MHD EWCS的堆芯吸积率也增大。在冻结近似下，在包络膨胀部分中的磁场将按$B\propto r^{-1}$缩放，而在核心塌陷部分中，它们将按$B\propto r^{-1/2}$缩放。本文讨论了EECC相似解在连接AGB相和行星状星云的原行星状星云形成过程、超新星遗迹、磁化分子云坍缩、大质量OB星周围的$\textrm{H}\ {\textrm{\small{II}}}$云以及星系团的某个演化阶段中的天体物理应用。

伽玛暴的绝热膨胀、早期X射线数据和中心引擎

Adiabatic expansion, early x-ray data and the central engine in GRBs

雨燕卫星早期的X射线数据显示，大多数伽马射线暴的光变曲线都有非常陡峭的衰减。这种衰减要么是由中央发动机活动的持续迅速下降产生的，要么是由中央发动机关闭后立即开始的一些剩余辐射产生的。后一种情况包括通过绝热膨胀冷却的“热”的发射，如果喷流角大于源洛伦兹因子的倒数，则大角度发射。在这项工作中，我们计算的时间和光谱特性的发射从这样的冷却的绝热膨胀，提供了一个新的处理的微观物理。我们利用p_{\perp} ^2/B（p_{\perp}是电子动量垂直于磁场B的分量）的绝热不变性来计算绝热膨胀过程中电子的洛伦兹因子;随着膨胀的发展，电子动量变得越来越与局部磁场一致。我们比较了理论预期的绝热膨胀（和大角度发射）与当前观测的早期X射线数据，发现只有约20%的107个爆发的样本可能与此模型一致。这使我们相信，对于大多数爆发，在X射线光变曲线的急剧衰减期间，中心引擎并没有完全关闭;因此，这个阶段是由中心引擎的持续快速衰减活动产生的。

年轻疏散星团Westerlund2核心的早型星

Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2

目标。研究了Westerlund 2星团核心的早型星的性质，以建立该星团与超大质量Wolf-Rayet双星WR 20 a以及HII复合体RCW 49之间的联系。方法.光度监测以及光谱观测的Westerlund 2被用来寻找光变和建立光谱类型的早期型恒星在集群的核心。结果本文分析了食双星WR 20 a在B和V滤光镜下的第一次光变曲线，推测其距离为8 kpc。另外三个食双星，这可能是晚O或早期B型星团成员，被发现，但没有一个已知的早期O型恒星在星团中显示出显着的光度变化超过1%，在1-sigma水平。发现12颗最亮的O型星的光谱类型在O3和O6.5之间，比以前认为的要早得多。结论. Westerlund 2中早型星的距离与WR 20 a的距离非常一致，表明WR 20 a实际上属于该星团。因此，我们对星团距离的最佳估计为8.0pm1.4kpc。尽管有早期的光谱类型，目前已知的Westerlund 2中的早期型恒星并没有提供足够的电离光子来解释RCW 49复合体的无线电发射。这表明RCW 49中可能仍然存在一些嵌入的早期O星。

NGC 4672：一个具有正交解耦核的早期盘星系的新事例

NGC 4672: a new case of an early-type disk galaxy with an orthogonally decoupled core

我们报告的情况下，早型盘星系NGC 4672作为一个新的例子，星系的特点是正交几何球和磁盘之间的去耦。讨论了该星系的形态特征，以及恒星和电离气体沿其长轴和短轴的速度曲线和速度色散剖面。我们得出结论，NGC 4672具有结构（即，垂直于盘伸长的凸起）和运动学（即，一个恒星核心旋转垂直于磁盘）的性质类似的Sa NGC 4698。孤立核心的存在表明，圆盘部分是在围绕一个预先存在的扁球体的极地轨道上获得外部物质的最终结果，就像AM 2020-504的环部分一样，这是极地环椭圆星系的原型。

早型星系核的内部工作：核、核和超大质量黑洞（包括Nuker模型和核-Sersic/Sersic模型的临界比较）

The Inner Workings of Early-Type Galaxies: Cores, Nuclei and Supermassive Black Holes (Including a Critical Comparison of Nuker and core-Sersic/Sersic models)

近年来，对星系核心和核性质的研究取得了巨大进展。核心的结构已被证明是有系统地改变与全球和核的属性，作为核心响应的机制，其中星系的形成/演变。星系的动力学中心被发现能够容纳两个看似不同的物体：超大质量黑洞（SBH）和致密的恒星核。与先前的信念截然不同的是，人们发现这两种结构都很常见：缺乏SBH和/或恒星核的星系是例外，而不是常态。本文综述了ACS室女星系团巡天所揭示的早型星系核、SBH和星核之间的联系。我们发现，从秒差距到千秒差距尺度，早型星系的表面亮度分布很好地描述了Sersic模型-一个参数化，被证明是最好的所谓的“Nuker”模型。相对于最佳拟合的Sersic模型的内推，在几十秒差距内的光度分布从最亮（M_B < ~-20）星系的光度“亏损”过渡到最暗星系的光度“过剩”。造成如此高亮度的致密恒星核约占银河系总质量的0.2%。值得注意的是，这是被认为存在于SBH中的相同部分，SBH主要存在于显示光度不足的最明亮的星系中。

后发座星系团早型星系NGC 4816和IC 4051的运动学特殊核

The kinematically peculiar cores of the Coma cluster early -- type galaxies NGC 4816 and IC 4051

后发座星系团是已知最丰富的星系团之一，密度约为4 dex。因此，它是研究星系结构作为环境密度函数的理想场所，以约束星系形成和演化理论。对35个E和S_0星系的星等有限样本，我们用长缝谱导出了它们的自转曲线、速度色散分布和Mg、Fe和H_β线指数的径向梯度。在这里，我们报告的两个早期型星系，原来主机最大的运动学奇特的核心还发现在“正常”的早期型星系：NGC 4816主机解耦的反旋转核心的径向延伸沿主轴为2.7千秒差距，而IC 4051有一个同向旋转的奇特核心的大小为3.4千秒差距。我们结合我们的数据与HST测光，并表明，这两个核心是扁平的中央恒星盘，贡献不到1%的总V波段光的星系，但仍然是显眼的（1 - 2 × 10**9 L_太阳）。核心的金属丰度为0.25 dex超太阳，在NGC 4816和IC 4051的外部分别下降到太阳和亚太阳。在两个中心盘的平均恒星星族是旧的（8 - 12 Gyr）和高度过剩的镁硼相对<Fe>（约0.5 dex）。我们讨论的证据表明，这些中央磁盘形成通过dissipatient主要合并事件。

室女星系团明亮行星状星云的膨胀速度和核心质量

Expansion velocities and core masses of bright planetary nebulae in the Virgo cluster

用欧洲南方天文台VLT上的FLAMES摄谱仪测量了室女星系团核心11个行星状星云（PNs）的视向速度和[OIII] 5007 AA膨胀速度。这些PN位于两个巨大椭圆形星系M87和M86之间的大约中间位置。根据[OIII] 5007 AA谱线轮廓宽度，11个PN样本的半最大膨胀速度的平均半宽为v_HWHM = 16.5 km/s（RMS=2.6 km/s）。我们使用与M87绑定的PN子样本来消除距离不确定性，并由此得到[OIII] 5007 AA光度来推导中心恒星质量。我们发现这些质量至少为0.6 M太阳，得到PN的可观测寿命t_PN < 2000 yrs，这意味着在室女星系团核心探测到的明亮PN是致密的高密度星云。最后，我们讨论了几个方案，解释这些明亮的M87晕PN的高中心恒星质量。

包线扩张与核心崩溃。III。磁流体中的相似等温激波

Envelope Expansion with Core Collapse. III. Similarity Isothermal Shocks in a Magnetofluid

我们探索包络膨胀与核心崩溃（EECC）与等温MHD冲击在准球对称的MHD解决方案和轮廓潜在的天体物理应用，这种磁化冲击流。根据近核区的下游特性，将MHD激波解分为三类。I类解的特征是在MHD激波下游向核心自由落体坍塌，而II类解的特征是在MHD激波下游靠近核心的Larson-Penston（LP）型。III类解决方案是新颖的，共享I类和II类解决方案的两个特征，并且存在足够强的磁场作为先决条件。在这些等温MHD激波相似解的范围内，可能发生各种MHD过程，如亚磁声振荡、自由落体堆芯坍塌、径向收缩和膨胀。我们也可以构建家庭的孪生MHD冲击的解决方案，以及一个“等温MHD冲击”分离两个磁流体区域的两个不同的，但恒定的温度。这种MHD激波解的多功能特性可以用来模拟广泛的天体物理问题，包括磁化分子云中的恒星形成，渐近巨星分支阶段与具有热中心磁化白矮星的原行星状星云阶段之间的MHD联系，超新星遗迹中的相对论MHD脉冲星风，软伽马射线中继器的无线电余辉等等。

早型星系的整体X射线发射和中心性质

Global X-ray emission and central properties of early type galaxies

哈勃空间望远镜的观测结果表明，早期型星系的中心表面亮度轮廓可分为两种类型：“核心”轮廓和无特征的幂律轮廓。在此基础上，早期型星系被分为两大类：无核星系，也是快速旋转的，近各向同性的球状体，具有盘状等照度线;核星系，缓慢旋转，呈盒状扭曲。本文以59个早型星系为样本，研究了星系整体X射线发射与内表面亮度轮廓形状之间的关系。我发现一个明确的二分法也在X射线属性，在这个意义上说，核心星系跨越整个观测范围的Lx值，而幂律星系被限制在log Lx（erg/s）=41以下。此外，Lx与中央轮廓形状的关系是最强的Lx的基本性质表征的两个家庭的早期类型星系的关系。因此，像Lx这样的全局性质，在星系尺度上测量热气体含量，结果与核性质有着惊人的联系。各种可能的原因进行了探讨的起源不同的Lx行为的核心和幂律星系。虽然可以想象出一些解释来解释核心星系的X射线亮度的巨大差异，但一个悬而未决的问题是为什么幂律星系永远不会变得非常明亮的X射线。中心大质量黑洞的存在，可能还有环境，在决定Lx方面起着重要作用。

早型和超铝镓心的潮汐压缩气体

Tidally Compressed Gas in Centers of Early Type and Ultraluminous Galaxies

本文提出，在扁核早型星系和超亮星系中心的压缩潮汐场压缩分子云，产生在这些星系中心观测到的稠密气体。银河潮汐场的影响在文献中通常被认为是破坏性的。然而，对于一些星系，质量分布朝向中心，由此产生的星系潮汐场不是破坏性的，而是在平核区域内压缩的。我们已经使用维里定理来确定分子云的最小密度是稳定的和引力约束在一个星系的潮汐压缩区域。我们已经应用该机制，以确定平均分子云密度的样品中心的平核，早型星系和超亮星系。

托尔曼表面亮度测试的扩展的现实。IV。Tolman信号的测量与早型星系的光度演化

The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. IV. A Measurement of the Tolman Signal and the Luminosity Evolution of Early-Type Galaxies

我们回顾了早期文献中的一个样本，其中讨论了膨胀的现实，解释了哈勃的沉默接受膨胀作为真实的，并将托尔曼表面亮度测试与其他三个现代测试进行了对比。本文利用哈勃空间望远镜（HST）观测的34个早型星系的数据，对Cl 1324+3011（z=0.76）、Cl 1604+4304（z=0.90）和Cl 1604 +4321（z=0.92）三个星系团的托尔曼表面亮度降低进行了研究。的表面亮度相对于零红移基准线的平均表面亮度，日志线性半径图的文件我发现所有三个集群。用指数n表示，在2.5 log（1 + z）^n mag中，对于q_o = 1/2模型，所有三个簇的n值在R带中为n = 2.59 +/- 0.17，在I带中为3.37 +/- 0.13。结果表明，在q_o = 0 ~+1范围内，该结果对q_o假定值的灵敏度小于23%。对于n = 4的真正托尔曼信号，在回视时间内的光度演化，用2.5 log（1+z）^（4-n）等的指数表示，在R波段必须在1.72到1.19之间，在I波段必须在0.94到0.45之间。我们表明，这正是Bruzual和Charlot的进化模型所预期的范围。我们的结论是，托尔曼表面亮度测试是符合现实的扩展。我们还使用高红移的HST数据来检验对红移的非膨胀模型的“疲劳光”推测。HST数据在优于10 sigma的显著性水平上排除了“疲劳光”模型。

早期B型原恒星G192 .16-3.84的星周环境和低质量原恒星核的发现

The Circumstellar Environment of the Early B Protostar G192.16-3.84 and the Discovery of a Low-Mass, Protostellar Core

我们在NH_3（1，1）、22.2GHz水脉泽、1.3cm连续辐射和850微米处观测了与早期B原恒星G192.16-3.84有关的大质量恒星形成区。与G192.16相关的致密气体是星团，光学上很薄，质量为0.9 Msun。氨核心的重力不稳定，这可能标志着这个系统的外流阶段即将结束。水脉泽追踪到G192.16以北0.8”（1600天文单位，距离2千秒差距）的电离喷流。脉泽也位于G192.16的500 AU范围内，它们的速度分布与脉泽发射产生于以G192.16为中心的1000 AU旋转圆盘的解释一致，但并不强烈支持。在G192.16以南约30”（0.3 pc）是一个致密的光学厚度（光学厚度= 1.2）的氨核（称为G192 S3），估计质量为2.6 Msun。基于850微米和1.2毫米的连续辐射，G192 S3可能拥有一个非常年轻的低质量原恒星或原星团。G192 S3核心中的致密气体很可能受到重力束缚，可能代表该区域下一个恒星形成的地点。

High-Mass Stars as Early Signpost of Cluster Formation

The connection between high-mass stars and young stellar clusters has been well established by near-IR observations showing young massive stars in HII regions surrounded by clusters of lower mass stars. Mm-wave observations show that these clusters form in approx. 1000 Msol dense cores. Interestingly, the mm-wave observations of very active cluster-forming regions also reveal the presence of seemingly quiescent dense massive cores, which contain few signs of ongoing star formation. In the W3 Main region we find an approx. 1000 Msol mass dense core which contains no mid-IR or cm-continuum sourc…

具有HST的早型星系中心V.新的WFPC2光度测定法

The Centers of Early-Type Galaxies with HST. V. New WFPC2 Photometry

分析了77个早型星系的HST+ WFPC 2图像。亮度曲线分为“核心”或“幂律”形式。核心通常比幂律星系更圆。几乎所有中心椭圆率>=0.3的幂律星系都有星盘，这意味着在中心椭圆率<0.3的幂律星系中存在星盘，但由于不利的几何形状而不可见。少数低光度的核心星系也有盘;这些可能是幂律的过渡形式。核心和幂律都有扭转等照度线在小半径。核心星系的颜色梯度比幂律定律要弱一些。在29%的核心和60%的幂律中发现了原子核。核心通常比周围的星系更蓝。NGC 4073和NGC 4382的内禀星光分布有中心极小值，NGC 4382类似于M31的双核。一般来说，峰值亮度位置与核心的光心重合，小于1 pc。然而，有五个星系的中心明显偏离了它们的核心;这些可能是未解决的不对称双核。在一半的星系中可以看到中心尘埃。尘埃的存在和强度与核辐射有关。尘埃的普遍存在及其形态表明，尘埃云的形成，沉降到中心，并在约10^8年的时间尺度上反复消失。我们讨论的假设，核心是由一个巨大的黑洞二进制衰变。除了它们的亮度曲线，核心和幂律之间没有强烈的差异，需要这种情况;然而，核心的圆形形状，它们缺乏磁盘，以及它们减少的颜色梯度可能与它一致。

早期银河系重元素的化学演化：恒星源的意义

Chemical Evolution of Heavy Elements in the Early Galaxy: Implications for Stellar Sources

概述了早期银河系中重元素的来源。它表明，在贫金属的恒星的丰度的观测，可以用来与恒星模型的基本理解，以指导寻找重r-过程核（r-核）的来源。观测表明，这种来源产生的元素从C到Zn（包括Fe）非常少。这有力地表明，起源于~8-11M_sun的O-Ne-Mg核坍缩超新星（SNe）是重r核的源。结果表明，基于Fe（来自Fe核坍缩SNe）和Eu（来自O-Ne-Mg核坍缩SNe）丰度的双组分模型对贫金属星中所有其他元素的丰度给出了很好的定量预测。

早期银河系中作为主要r-过程地点的中子星合并与核心坍缩超新星

Neutron star mergers versus core-collapse supernovae as dominant r-process sites in the early Galaxy

r-过程的天体物理性质是一个长期存在的谜团，过去曾提出许多可能的来源，其中包括低质量的核心坍缩超新星（在8 - 10 Msol范围内），高质量的核心坍缩超新星（质量> 20 Msol）和中子星合并。在这项工作中，我们提出了一个详细的不均匀的化学演化研究，认为第一次中子星合并为主要的r-过程源，并比较这种情况下，核心坍缩超新星作为主导的r-过程网站。我们的结论是，由于缺乏可靠的铁和r-过程产量作为祖质量的函数，目前不可能区分低质量和高质量的超新星的情况下，不均匀的化学演化的框架内。然而，中子星合并似乎被排除为主要的r-过程源，因为它们的发生率低，会导致r-过程富集，这与在非常低的金属丰度下的观测结果不一致。此外，由单个中子星合并注入的大量r-过程物质导致了[r-过程/Fe]比在以后的时间内的分散，这与观测结果相比太大了。

太阳耀斑X射线环顶源早期异常温度结构

Early Abnormal Temperature Structure of X-ray Looptop Source of Solar Flares

这封信是为了研究一种新发现的现象--在太阳耀斑的早期阶段收缩的耀斑环的物理学。经典的耀斑模型是根据耀斑环的膨胀现象建立的，在耀斑环的上方放置一个能量释放点。这些模型可以预测，由于热传导和冷却效应，耀斑环顶部存在垂直温度梯度。因此，在更高的能量带处的X射线环顶源的质心在高度上将更高，对此我们可以定义为正常温度分布。利用{ \it RHESSI}的观测，我们分析了10个M级或X级耀斑（9个肢体耀斑）。对于所有这些耀斑，环顶源的运动都表现出明显的U型轨迹，我们认为这是耀斑环收缩到膨胀的标志。我们发现，对于所有这些耀斑，正常的温度分布确实存在，但只是沿着膨胀的路径。沿收缩路径的温度分布是不正常的，没有空间秩序。结果表明，这些太阳耀斑在收缩和膨胀阶段的磁重联过程是不同的。

大质量恒星形成的早期阶段和初始条件

Early Phases and Initial Conditions for Massive Star Formation

我们对高质量恒星形成的初始条件和早期阶段的了解非常有限。我们将审查最近的调查，在大质量恒星形成的早期阶段，使用分子示踪剂的高密度和尘埃连续排放，并考虑进化计划的状态。与低质量、相对孤立的恒星形成的情况相比，将用于说明大质量恒星形成中的突出问题。初始条件的问题特别尖锐，因为在恒星形成真正开始之前，缺乏能够形成大质量恒星的区域的观测证据。与研究低质量恒星形成的前原恒星核心（PPC）类似，人们可以称这样的区域为前原星团核心（PPclCs）。最后，我们将对这些核心的外观和检测的可能性进行一些猜测。

早期R型星的起源：一个世纪问题的双星合并解决方案？

Origin of the early-type R stars: a binary-merger solution to a century-old problem?

早期的R型恒星是富碳的K型巨星。它们在C12、C13和N14中的含量都得到了增强，具有近似太阳的氧、镁同位素、s-过程和铁丰度，具有核心氦燃烧星的光度，不是快速旋转星，是银河系厚盘的成员，最特别的是，它们都是单星。传统的单星恒星演化模型无法解释这样的恒星，但双星系统的合并已经被提出来解释它们的起源。我们已经合成了双星群体，以计算合并的恒星的数量与氦核心，这可能是早期的R星。我们发现了许多可能的进化途径。其中最常见的是氦白矮星与燃烧氢的红巨星分支星在共同的包层阶段合并，然后在旋转的核心中氦闪光，将碳混合到表面。所有的通道加在一起给出的早期R星比我们最近的依巴谷观测所需的多十倍-我们讨论哪些通道可能是真正的早期R星，哪些不是。我们第一次构建了一个可行的早期R星模型，我们可以用它来测试我们的一些想法，关于巨星的共同信封演变，恒星合并，旋转，氦闪光和早期R星的起源。

邻近早型星系中的主星系/活动星系核联系。无线电静音/无线电大声二分法起源的新观点？

The host galaxy/AGN connection in nearby early-type galaxies. A new view of the origin of the radio-quiet/radio-loud dichotomy?

这是三篇系列论文中的第三篇，探索了附近早期星系中活动星系核的多波长特性与其宿主特征之间的联系。我们选择了116个候选活动星系核，需要1毫焦耳的射电通量。我们将HST图像中的物体分为“核心”和“幂律”星系，根据它们的亮度轮廓的核斜率。我们使用HST和钱德拉数据来分离它们的核发射，以研究它们的核的多波长行为。论文II介绍了29个核心星系的核的性质。核心星系总是拥有一个射电响亮的核心，其中值射电响度为Log R = 3.6，基于X射线的射电响度参数为Log R，X =-1.3。这里我们讨论22个"幂律“星系核的性质。它们在射电光度水平相同的情况下，相对于核心星系，它们的光学和X射线发射量大大过剩。相反，它们的射电响度参数Log R ~ 1.6和Log R，X ~-3.3与Seyfert星系的射电响度参数相似。因此，早型星系所承载的活动星系核的射电响度似乎与宿主的亮度轮廓有着明确的关系：射电响亮的活动星系核只存在于核心星系中，而射电安静的活动星系核只存在于幂律星系中。亮度轮廓是由星系的演变，通过其合并的历史，我们的研究结果表明，同样的过程设置AGN的味道。

早型星系中黑洞质量分布：用绝热黑洞生长解释HST测光中的尖点

The black hole mass distribution in early-type galaxies: cusps in HST photometry interpreted through adiabatic black hole growth

早型星系的表面亮度轮廓具有中心尖点。用HST观察到两种典型的剖面类型：“核心”剖面在分辨半径处有一个转折点，在该半径内对数尖点斜率γ < 0.3;“幂律”剖面没有明显转折点，γ> 0.3。除了少数例外，M_V < -22的星系具有核轮廓，而M_V > -20.5的星系具有幂律轮廓。这两种轮廓类型都出现在-22 < M_V <-20.5的星系中。我们表明，这些结果是一致的假设：（一）所有早期类型的星系有黑洞（BH），在均匀的等温核心的膨胀性增长;和（ii）这些“祖”的核心遵循类似的基本面的缩放关系。这里研究的模型是由Young首先提出的。具有BH质量和祖核的模型遵循已建立的标度关系，预测（在室女座）M_V为-21.2的星系< -21.2 have core profiles and galaxies with M_V >具有幂律轮廓。这再现了所观察到的跃迁的意义和绝对大小。黑洞的内禀散射和星系的性质可以解释为什么这两种类型的星系都在跃迁星等附近被观测到。在尖点斜坡观测到的双峰现象可能是由于M_bh/L的双峰现象，快速旋转的盘状星系比慢速旋转的盒状星系具有更大的M_bh/L。用HST测光方法对单个星系进行测光，得到BH质量与V带星系光度之间的近似线性关系：logM_bh = -1.83 + logL（太阳单位）。这与具有运动学确定的BH质量的邻近星系的平均关系一致，也与类星体统计的预测…

早期宇宙中白洞从6D真空态的爆炸：天体物理谱的起源

The bang of a white hole in the early universe from a 6D vacuum state: Origin of astrophysical spectrum

利用一个先前引入的模型，其中宇宙的膨胀是由一个单一的标量场受引力吸引的白洞在膨胀过程中（从一个6D真空状态），我们研究了起源的平方暴胀子波动谱的天体物理尺度。

坍缩恒星几何中的等离子体膨胀

Plasma expansion in the geometry of a collapsing star

考虑到伽马射线暴的EMBH理论框架中的应用，我们描述了由Sauter-Heisenberg-Euler-Schwinger机制产生的电子-正电子-光子等离子体在坍缩的带电恒星核周围的演化过程。

早期宇宙指数膨胀阶段的内插：一个没有再加热的可能替代方案

Interpolating the Stage of Exponential Expansion in the Early Universe: a possible alternative with no reheating

在标准的宇宙图景中，暴胀宇宙处于过冷状态，并以一个短时间、大尺度的再加热期结束，之后宇宙进入辐射主导阶段。本文提出了一种替代方案，其中辐射能量密度在类似暴胀的阶段期间平滑地减小，并且没有间断地进入随后的辐射主导阶段。在辐射和真空能量密度同时存在的情况下，从标准Friedmann宇宙学计算标度因子。一个大类的解决方案证实了上述确定的制度的非再加热类暴胀行为的观测一致的膨胀因子和不太大的下降，在辐射能量密度。没有再加热的这种膨胀的一个动态实现来自暖膨胀类型的情景。然而，这里找到的解是爱因斯坦方程的性质，具有超越慢卷暴胀场景的一般性。解也可以从非再热型行为连续地内插到指数膨胀的标准过冷极限，从而给出在这两个极端之间的所有中间类暴胀行为。计算了各种情况下宇宙的温度和膨胀因子。重子成因的影响进行了讨论。这种非再加热、类似暴胀的状态似乎也具有介于近似平坦和开放之间的宇宙的一些自然特征。

早期宇宙重子密度和膨胀率的限制

Constraining The Early-Universe Baryon Density And Expansion Rate

我们探索宇宙学和粒子物理学的标准模型的扩展的限制，修改早期宇宙膨胀率S = H '/H（参数化的有效中微子数N_nu）。比较了20分钟BBN与400 kyr CMB和14 Gyr LSS的N_nu和重子密度参数（eta_B = n_B/n_gamma = 10^（-10）* eta_10）的约束。BBN对N_nu提供了最强的约束（在95%置信度下1.6 < N_nu < 3.3），但对eta_B提供了较弱的约束。CMB/LSS最好地约束了重子密度（在95%置信度下为5.9 < eta_10 < 6.4），与N_nu无关，但提供了相对较弱的N_nu约束，与N_nu = 3一致。使用最佳拟合值和CMB/LSS导出的参数的允许范围来计算BBN预测的原始丰度产生与观测推断的氘丰度和与4 He的良好一致性的极好的协议，确认BBN和CMB/LSS结果之间的一致性。然而，BBN预测的7 Li丰度很高，是3倍或更多。我们评论的N_nu值和一个可能的异常推断的Ly-alpha森林观测的物质功率谱。我们的BBN和CMB/LSS结果之间的良好一致性允许我们限制任何BBN后熵产生以及限制任何非热化相对论粒子的产生，并允许我们将它们结合起来，发现95%的范围，1.8 < N_nu < 3.2和5.9 < eta_10 < 6.4。