A size of ~1 AU for the radio source Sgr A* at the centre of the Milky Way
虽然人们普遍认为大多数星系的中心都有超大质量黑洞（SMBH）^{1-3}，但具体的证据却难以找到。人马座A*（Sgr A*）^4是位于银河系中心的一个极其致密的射电源，它是最好的证明对象^{5-7}，因为它离我们最近。之前的甚长基线干涉测量（VLBI）观测（7毫米）已经检测到Sgr A* 的大小约为2天文单位（AU）^[8]，但这仍然大于由事件视界附近的广义相对论效应产生的“阴影”（由亮环包围的非常暗的内部区域）^[9]。此外，所测量的尺寸是波长相关的^{10}。本文报道了Sgr A* 在3.5mm波长上的射电图象，表明它的大小为1AU。当结合其质量的下限^{11}时，质量密度的下限为6.5x10^{21} Msun pc^{-3}，这提供了迄今为止最严格的证据，证明Sgr A* 是SMBH。波长和本征尺寸之间的幂律关系（尺寸与波长^{1.09}成正比）明确排除了除了具有分层结构的发射模型之外的其他解释，该模型预测在较短的无线电波长处观察到的发射区域较小。
2005-12-26 astro-ph
Intrinsic Size and Shape of Sgr A*: 3.6 AU by <1 AU
通过近同时多波长VLBA测量，我们首次确定了Sgr A* 的本征大小为3.6 AU，小于1 AU，主轴基本上是南北向的。与先前的预期相反，即Sgr A* 的本征结构仅在短于1 mm的波长处可观察到，我们可以辨别7 mm处的本征源尺寸，因为（1）沿短轴的散射尺寸是沿长轴的散射尺寸的一半，（2）Sgr A ~* 的近同时多波长映射使得可以精确外推7~ 10 °的短轴散射角。固有尺寸和形状对Sgr A* 的各种理论模型施加直接约束。
1998-11-24 astro-ph
Radio Variability of Sgr A* at Centimeter Wavelengths
本文报告了对银河系中心超大质量黑洞候选者Sgr A* 在8.3和2.3 GHz处的通量密度变化进行两年连续监测的结果。在8.3和2.3GHz处，平均均方根调制指数分别为6%和2.5%。这两种频率之间存在一定程度的相关性。在8.3和2.3 GHz的变化的时间尺度是50和200天之间。我们无法证实时间尺度与时间尺度之间的关系。在2.3千兆赫的准周期行为与一个周期为57天被发现，这是令人想起，虽然比那些发现在一些紧凑的河外射电源更长。
1999-09-27 astro-ph
Coordinated mm/sub-mm observations of Sagittarius A* in May 2007
在银河系的中心，距离约为8千秒差距，紧凑的人马座A*（SgrA*）可以与一个约4 × 10 ^6太阳质量的超大质量黑洞联系在一起。SgrA* 显示出从无线电到X射线波长域的强烈变化。在这里，我们报告同时近红外/亚毫米/X射线观测从2007年5月，涉及NACO自适应光学（AO）仪器在欧洲南方天文台的甚大望远镜，澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），美国毫米阵列CARMA，IRAM 30毫米望远镜，和其他望远镜。我们专注于毫米/亚毫米数据的时间序列CARMA，ATCA，和MAMBO测辐射热计在IRAM 30米望远镜。
2008-10-01 astro-ph
Intrinsic Size OF Sgr A*: 72 Schwarzschild Radii
最近对银河系中心恒星自行的研究强烈表明，人马座（Sgr）A*，银河系中心紧凑的非热射电源，是一个250万太阳质量的黑洞。通过几乎同时进行的多波长甚长基线阵列测量，我们首次确定了Sgr A* 的固有大小和形状为72 Rsc × < 20 Rsc，长轴基本上是南北方向的，其中Rsc（= 7.5 x 10^{11} cm）是250万太阳质量的黑洞的史瓦西半径。与先前的预期相反，即Sgr A* 的固有结构仅在短于1 mm的波长处可观察到，我们可以辨别7 mm处的固有源尺寸，因为（1）沿短轴的散射尺寸是沿长轴的散射尺寸的一半，（2）Sgr A* 的近同时多波长映射使用相同的干涉仪，可以精确地外推短轴散射角在7毫米。固有的大小和形状的地方直接约束的各种发射模型的Sgr A*。特别是，平流为主的吸积流模型可能必须纳入无线电喷流，以考虑的结构，Sgr A*。
1998-09-17 astro-ph
Testing RIAF model for Sgr A* using the size measurements
VLBA最近在7和3.5毫米波段的射电观测产生了位于银河系中心的致密射电源Sgr A* 的高分辨率图像，并在两个波长处检测到其依赖于波长的内在尺寸。这为我们提供了一个很好的机会来测试之前提出的Sgr A* 理论模型。在这封{ \em Letter}中，我们基于Yuan，Quataert & Narayan（2003）提出的辐射无效吸积流（RIAF）模型计算了尺寸。我们发现，考虑星际电子散射后的预测尺寸与观测结果一致。我们进一步预测了Sgr A* 在1.3 mm处的图像，可以通过未来的观测进行测试。
2006-03-24 astro-ph
A Multi-Wavelength Perspective of Flares on HR 1099: Four Years of Coordinated Campaigns
我们报告的RS CVn系统V711头（HR 1099）从1993年，1994年，1996年和1998年四年的多波长观测。这种无线电，紫外线，极紫外线和X射线观测的结合使我们能够以目前最全面的方式观察这个活跃的双星系统的日冕和高层大气的变化。我们报告了在四年的观测中记录的EUV和无线电系统的活动状态的变化，并使用X射线望远镜的组合研究了高能量的变化。（论文中的摘要）。
2004-02-25 astro-ph
Approaching the event horizon: 1.3mm VLBI of SgrA*
VLBI仪器的进步使宽带记录成为可能，大大提高了短波VLBI观测的灵敏度。用短波长VLBI观测银河系中心的超大质量黑洞候选者SgrA*，减少了中间星际介质的散射效应，使观测的角分辨率与假定的黑洞的事件视界的表观大小相当。2007年4月，在三站VLBI阵列上进行的1.3毫米波长的观测现在已经证实了SgrA* 的结构，其尺度只有几个史瓦西半径。当以圆形高斯模型建模时，SgrA* 的拟合直径为37微弧秒（+16，-10; 3-sigma），小于银河系中心黑洞事件视界的预期表观尺寸。这些观测表明，毫米/亚毫米VLBI有望通过对银河系中心的高角分辨率观测，为黑洞物理学研究打开一扇新的窗口。
2008-09-26 astro-ph
Flares of Sagittarius a* at Millimeter Wavelengths
1996年至2005年，我们使用日本野边山射电天文台的野边山毫米波阵列对银河系中心致密射电源人马座A*（Sgr A*）（一个超大质量黑洞）的流量密度进行了监测观测。Sgr A* 的这些监测观测是在3-和2-mm（100和140 GHz）波段进行的，我们已经探测到了Sgr A* 的几次耀斑。在2000年3月的耀斑中发现了Sgr A* 的日内变化。在140 GHz时，估计增加两倍的时间尺度约为1.5小时。这种日内变化表明，耀斑发射区的物理尺寸在12 AU（约150 Rs;史瓦西半径）或以下的尺度上是紧凑的。另一方面，从我们目前的毫米数据集的周期性分析中没有发现长期周期性变化的明确证据。
2005-12-28 astro-ph
The Variability of Sagittarius A* at Centimeter Wavelengths
我们提出了一个3.3年的项目，以监测人马座A* 在2.0，1.3，和0.7厘米的VLA的通量密度的结果。提供了所有三个波长下Sgr A* 的完全校准光变曲线。在2.0、1.3和0.7 cm处，通量密度的典型误差分别为6.1%、6.2%和9.2%。有初步的证据表明，流量密度的双峰分布，这可能表明存在两个不同的状态吸积到超大质量黑洞。在1.3和0.7厘米，有一个尾巴的分布朝向高通量密度。在所有三个波长处检测到显著的变化，最大的振幅变化发生在0.7 cm处。在2.0、1.3和0.7 cm处，Sgr A* 通量密度的均方根偏差分别为0.13、0.16和0.21 Jy。在大部分监测活动期间，与之前活动的结果相比，Sgr A* 似乎相对静止。在监测活动期间，Sgr A* 的通量密度从未超过其平均值的两倍。Sgr A* 的平均光谱指数为α =0.20+/-0.01，标准差为0.14。光谱指数似乎线性依赖于观测到的流量密度在0.7厘米，在爆发期间观察到一个陡峭的指数。这种相关性与在0.7厘米或更长波长处自吸收的爆发的预期一致，并且与星际闪烁的简单模型的效果不一致。Sgr A* 的大部分变化，包括不同波长下通量密度变化之间可能的时间滞后，似乎发生在小于我们观测的时间分辨率（8天）的时间尺度上。未来的观测应侧重于这些时间尺度上的通量密度的演变。
2004-02-24 astro-ph
A Multi-Wavelength Study of Sgr A*: The Role of Near-IR Flares in Production of X-ray, Soft $γ$-ray and Sub-millimeter Emission
我们描述了2004年两次观测活动的结果，以调查不同波长范围内Sgr A* 耀斑活动的相关性，共使用9个地面和空间望远镜。我们报告了几个新的近红外耀斑的检测活动的基础上{ \it HST}的观测。在1.6 $μ$ m处，近红外耀斑活动的水平可以低至$\sim0.15$ mJy，并且持续高达总观测时间的约40%。使用NICMOS仪器上的{ \it HST}，{ \it XMM-Newton}和CSO天文台，我们还发现同时明亮的X射线和近红外耀斑，我们观察到的第一次相关的子结构，以及同时亚毫米和近红外耀斑。X射线发射是由近红外同步辐射相对论粒子群产生的，这些粒子在Sgr A* 的内部10个史瓦西半径内散射亚毫米种子光子，直到X射线能量。此外，利用逆康普顿散射图像，我们通过磁场和非热粒子谱指数分布的变化，解释了20-120 keV的高能辐射来自Sgr A* 方向，以及缺乏与近红外耀斑一一对应的X射线。在这张图片中，在近红外耀斑期间亚毫米辐射的变化性的证据是由发射同步加速器近红外辐射的粒子群的低能成分产生的。基于近红外和亚毫米波长的耀斑持续时间的测量，我们认为，冷却可能是由于绝热膨胀的含义，耀斑活动可能会驱动外流。
2006-02-04 astro-ph
Flaring Activity of Sgr A*: Expanding Hot Blobs
Sgr A* 被认为是银河系中心的一个巨大的黑洞，并且已知在无线电，毫米波，近红外和X射线方面是可变的。最近的多波长观测活动显示，Sgr A* 同时出现X射线和近红外耀斑，以及亚毫米和近红外耀斑。耀斑活动被认为是从Sgr A* 的最内部区域产生的。我们最近提出，近红外和亚毫米波长的耀斑持续时间意味着，在耀斑离开Sgr A* 之前，爆发的辐射在动力学时间尺度上膨胀和冷却。在7到12毫米的峰值发射之间，在20到40分钟的范围内延迟的射电耀斑的检测意味着由于耀斑活动，均匀的球形热团的绝热膨胀。我们怀疑这张简单的外流图像显示了微类星体中已知的一些特征，因此我们可以从Sgr A* 及其环境与微类星体的比较研究中学到很多东西。
2006-12-06 astro-ph
The sub-millimetre evolution of V4334 Sgr (Sakurai's Object)
本文报道了在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上用水下呼吸器在450微米和850微米处对V4334 Sgr（樱井天体）的观测结果。自2001年以来，这两个波长的通量密度都急剧增加，这与樱井的物体仍然笼罩在尘埃壳中的持续冷却是一致的，并且仍然主导着近红外辐射。假设尘埃壳在亚毫米波长处光学厚度薄，而在近红外波段光学厚度厚，则亚毫米数据意味着2003年期间的质量损失率为~3.4（+/0.2）E-5，气尘比为75。这与1- 5微米观测的证据一致，即质量损失在稳步增加。
2004-08-16 astro-ph
The Variability of Polarized Radiation from Sgr A*
Sgr A* 在无线电和亚毫米波长上每小时的时间尺度上是可变的，显示了耀斑发射峰值之间的时间延迟以及毫米和亚毫米波长的线性偏振发射。为了确定这个可变源在射频的偏振特性，我们提出了VLA观测的Sgr A* 和报告的偏振发射的检测水平为0.77 \pm 0.01%和0.2 \pm 0.01%，分别在43和22 GHz。在22和43 GHz之间的时间平均偏振角的变化对应于RM为-2.5 \pm 0.6 x10^3 rad m{-2}且无相位缠绕（或\sim 5 x10^4 rad m ^2且有2π相位缠绕）。我们还注意到总偏振强度的上升和下降时间尺度为1.5 - 2小时。线性偏振发射度的光变曲线表明，在43 GHz的总强度的变化的相关性。在无线电和亚毫米波长的可用偏振数据表明，旋转措施随着频率的降低而降低。这种频率依赖性，以及观测到的耀斑事件期间偏振角的变化，可能是由与同步辐射发射斑点的膨胀相关的旋转测量的减少引起的。
2007-08-26 astro-ph
Understanding the Radio Variability of Sgr A*
我们确定的7毫米至20厘米波长的射电变率在Sgr A* 的时间尺度从天到三十年的特点。强度调制的幅度在所有波长处在30%和39%之间。分析均匀采样的数据与适当的会计与光变曲线的采样误差表明，Sgr A* 没有表现出57天或106天的准周期振荡，与以前的索赔。的变异性的原因进行调查，通过检查一些合理的闪烁模型，使这些变化，这可能是由于星际闪烁被隔离的那些必须是固有的源。薄屏幕散射模型不占大多数时间尺度上的变化幅度。然而，散射区域从银河系中心延伸到半径为50- 500 pc的模型很好地解释了>4天时间尺度上的变化的广泛特征。在0.7-3cm处，<4天时间尺度上的~ 10%的变异性似乎是源固有的。在毫米波长下预期的闪烁变化程度敏感地取决于固有源尺寸;如果由于闪烁引起的变化，则需要小于预期的固有源尺寸。
2005-12-12 astro-ph
Sgr A* and Company - Multiwavelength observations of Sgr A* and VLA search of ``Sgr A*'s'' in LINERs
我们报告的第一个结果，从多波长的运动，以测量同时光谱的Sgr A* 从厘米到毫米波长。观测结果证实，以前检测到的submm过量是不是由于可变性，推断存在一个超紧组件的大小为几个史瓦西半径。在对LINER星系的VLA调查中，我们在四分之一的星系中发现了类似Sgr A* 的核，这表明这些低功率AGN与银河系中心之间存在联系。
1997-06-24 astro-ph
Using close stars as probes of hot accretion flow in Sgr A*
在Sgr A* 附近的极热和稀薄的吸积流被认为在X射线波段是不可见的（太暗），除了短的X射线耀斑。在这里，我们指出，在近心通道，接近最亮的恒星照射吸积流的内部区域，提供了大量的光学/紫外光子。这些种子光子被吸积流的热电子康普顿向上散射到更高的频率，一些进入X射线带，可能使最里面的吸积流在X射线中比平常亮得多。我们建议使用协调的近红外线和X射线观测密切的恒星通道，把限制到Sgr A* 吸积理论。钱德拉在2002年观察到Sgr A* 的稳定发射没有明显的变化，当时名为S2的恒星通过其轨道的近心，已经排除了“标准”平流主导吸积流中较热的一个。密度较小的吸积流，特别是Yuan等人（2003）的模型，通过了测试，并被限制在每年不大于$\sim 10^{-7}$太阳质量的吸积率。
2004-10-19 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
Testing General Relativity with High-Resolution Imaging of Sgr A*
在不久的将来，可能在红外和亚毫米波长上对银河系中心的黑洞Sgr A* 进行亚毫弧秒天体测量和成像。这个分辨率足以观察银河系中心的超大质量黑洞在背景辐射下的轮廓。然而，更令人兴奋的是在吸积流中观察“热点”的前景。在这里，我们讨论如何测量可能被用来测试不仅是广义相对论的一致性，而且特别是克尔度量的有效性。
2006-07-12 astro-ph
The millimetre variability of M81* -- Multi-epoch dual frequency mm-observations of the nucleus of M81
关于低光度活动星系核在极端亚爱丁顿区吸积的物理机制，仍然有许多悬而未决的问题。同时进行的多波长研究已经非常成功地限制了SgrA* 的性质，SgrA* 是我们银河系中心的极端亚爱丁顿黑洞。M81* 是附近旋涡星系M81的核心，它是一个理想的来源，可以将SgrA* 上获得的见解扩展到更高光度的AGN。在这里，我们提出了在M81* 上协调的多波长活动框架内获得的3 mm和1 mm处的观测结果。使用IRAM Plateau de Bure干涉仪在三个时期内同时在3 mm和1 mm波长处观察到M81* 的连续发射。我们给出了M81* 在1 mm左右波长处的第一次通量测量。我们发现M81* 是一个连续可变源，在较短的波长处观察到更高的变化性。此外，3 mm和1 mm处的变异性似乎相关。像SgrA* 一样，M81* 似乎在毫米到亚毫米范围内显示出最强的通量密度和可变性。关于从光学厚到光学薄发射的转换频率的确切位置仍然存在一些模糊性。所观察到的变化时间尺度点的顺序25史瓦西半径的发射区域的尺寸上限。数据表明，M81* 确实是一个与SgrA* 具有非常相似物理性质的系统，是通向高光度活动星系核的理想桥梁。所获得的数据清楚地表明了LLAGN的多波长同时观测的有用性和必要性。
2006-11-28 astro-ph
How to hide large scale outflows: size constraints on the jets of Sgr A*
尽管在理解银河系中心超大质量黑洞人马座A* 的吸积、流出和发射过程方面取得了重大进展，但喷流的存在既没有被拒绝，也没有被证明。在这里，我们调查是否在无线电通过近红外波长的源的组合光谱和形态特性是一致的预测不均匀的射流。特别是，我们构建了基于与Sgr A* 光谱一致的模型的7 mm波长的射流图像。然后，我们通过闭合数量将这些模型与从7 mm处的超长基线阵列获得的数据进行比较。我们发现，最佳拟合射流模型提供了可比的或更好的拟合比最佳拟合高斯模型的内在来源，在以前的分析。最适合的喷气式飞机模型是双极的，高度倾斜于视线（$θ\ge$ 75度），可能倾向于天空中105度的位置角，并且具有几个重力半径大小的紧凑底座。
2007-02-23 astro-ph
The Rotation Measure and 3.5mm Polarization of Sgr A*
我们报告了在3.5mm波长处从Sgr A* 检测到可变线性偏振，这是迄今为止检测到的最长波长。在16 +/- 2度的位置角处，平均极化为2.1 +/- 0.1%，在五个时期内均方根散射为0.4%和9度。我们还检测偏振变化的时间尺度天。结合之前在150- 400 GHz（750-2000微米）范围内的探测，发现平均偏振位置角都与-4.4 +/- 0.3 x 10^5 rad/m^2的旋转测量一致。这意味着法拉第旋转在所有波长下都发生在偏振源的外部。这就意味着，对于ADAF、喷流和CNOF模型所预期的吸积密度剖面，假设吸积流中电子变为相对论性的区域在10 R_S以内，则吸积速率约为0.2 - 4 x 10^-8 Msun/yr。推断的吸积速率与ADAF/Bondi吸积不一致。在频率范围内不同的偏振观测之间的平均偏振位置角的稳定性限制了吸积率的波动小于5%。日间偏振位置角变化的平坦频率依赖性也使得它们难以归因于旋转测量波动，并且表明幅度和位置角变化都是发射所固有的。
2006-06-15 astro-ph
Simultaneous Chandra, CSO and VLA Observations of Sgr A*: The Nature of Flaring Activity
Sgr A*，银河系中心的大质量黑洞，通过每小时时间尺度的X射线发射来改变无线电。耀斑活动被认为产生于Sgr A* 上的吸积流的最内部区域。我们提出了同步光变曲线的Sgr A* 在无线电，亚毫米和X-射线，显示可能的时间延迟110 $\pm17$分钟之间的X-射线和850 $μ$米，这表明亚毫米耀斑发射是光学厚。在无线电波长，我们检测到的时间滞后的$20.4\pm6.8, 30\pm12$和20 $\pm6$分钟之间的耀斑峰值在13和7毫米（22和43 GHz）在三个不同的时期使用VLA。当在2006年7月17日的整个观测中取平均值时，分别在7 mm和13 mm处检测到1 $\pm0.2$ %和0.7 $\pm0.1$ %的线偏振。一个简单的模型的泡沫同步辐射电子冷却通过绝热膨胀可以解释不同波长之间的时间延迟，光变曲线的不对称形状，并观察到的偏振耀斑发射在43和22 GHz。推导出的表征发射的物理量给出了膨胀速度v $_{exp} \sim 0.003-0.1$ c、磁场B $\sim$ 10-70高斯和粒子光谱指数p $\sim$ 1-2。这些参数表明，相关的等离子体不能逃离Sgr A*，除非它有一个大的整体运动。
2008-07-17 astro-ph
The simultaneous spectrum of Sgr A* from 20cm to 1mm and the nature of the mm-excess
我们报告的结果，从多波长的运动来测量的超大质量黑洞候选人Sgr A* 在银河系中心从厘米到毫米波长的VLA，BIMA，Nobeyama 45米，和IRAM 30米望远镜的同时光谱。观察结果证实，先前检测到的毫米过量是一个固有的特点，光谱的Sgr A*。这种过剩可以被解释为是由于在黑洞附近存在一个超致密的相对论等离子体成分，其尺寸只有几个史瓦西半径。如果是这样的话，Sgr A* 可能会提供独特的可能性，图像的假设黑洞对这个组件的背景下，未来的毫米VLBI实验。
1998-01-12 astro-ph
Modulated X-ray Emissivity near the Stress Edge in Sgr A*
Sgr A* 被认为是银河系中心一个~3.6E6 Msun超大质量黑洞的辐射表现。它的毫米/亚毫米光谱和它的耀斑发射在红外和X射线波长内可以产生内十史瓦西半径的热，磁化开普勒流。在这个区域产生的光变曲线可能表现出准周期性的变化。我们提出了射线跟踪模拟，以确定一般相对论调制X射线光度预期从磁耦合到磁盘的其余部分等离子体，因为它螺旋向内下方的最内部的稳定的圆形轨道朝向“应力边缘”的情况下，史瓦西度规。由此产生的光变曲线表现出类似于最近从Sgr A* 的X射线耀斑期间观察到的调制。
2008-04-17 astro-ph
A Relativistic Disk in Sagittarius A*
在Sgr A* 的无线电频谱中检测到毫米/亚毫米“隆起”表明，它的全部发射中至少有一部分是在紧凑的吸积环内产生的。这一推论通过在该隆起内观察到强线性极化（在10%水平）而得到加强。在其他波长下还没有检测到线性偏振。由于这个辐射源的辐射是在越来越小的空间尺度上产生的，而且频率也越来越高，所以毫米/亚毫米级的隆起显然出现在黑洞的史瓦西半径范围内。我们发现，一个小的（10-Schwarzschild半径）磁化吸积环不仅可以解释通过热同步过程的光谱颠簸，但它也可以重现相应的极化结果。此外，静止的X射线发射似乎与同步加速器自康普顿化有关，而从Sgr A* 检测到的X射线耀斑可能是由通过这个环面的吸积突然增强引起的。这张图片预测了毫米波、红外和X射线通量密度之间的相关性，这似乎与最近的多波长观测结果一致。Sgr A* 中存在这种环面的进一步证据由其射电变异性提供。最近在厘米和毫米波长上对Sgr A* 的监测表明，在厘米/亚毫米耀斑期间，在3毫米处有一个光谱中断。Sgr A* 的无线电发射是有趣的，因为它是圆偏振的，尽管从未检测到线性偏振。我们首先证明了如果流动是有界的，那么辐射必定是由非热过程引起的。这表明，非热电子的能量非常接近黑洞。
2003-07-08 astro-ph
VLBI Observations of the Galactic Center Source Sgr A* at 86 GHz and 215 GHz
我们总结了以前的VLBI观测Sgr A* 在毫米波和VLBI观测在86和215 GHz的新结果。在86 GHz时，测得的闭合相位接近于零，与190 +/- 30微弧秒大小的点状或对称结构一致。在215 GHz时，我们检测到Sgr A* 的信噪比为6。这产生了50 < theta < 190微弧秒的初步尺寸估计，其大于在该频率下20微弧秒的散射尺寸。因此，Sgr A* 的固有大小似乎是几个到几十个史瓦西半径。
1998-12-02 astro-ph
An Accretion-Induced X-ray Flare in Sgr A*
钱德拉最近探测到一个来自Sgr A* 的三小时X射线耀斑，这为银河系中心这个超大质量黑洞附近存在一个紧凑的发射区提供了非常有力的证据。Sgr A* 的毫米/亚毫米光谱和偏振特性，以及它的静止态X射线通量密度，与一个模型是一致的，在这个模型中，在大半径处捕获的低角动量气体在黑洞事件视界的几十个史瓦西半径内形成一个热的磁化开普勒流。在Sgr A* 的静止状态下，X射线发射似乎是由在该区域发射的mm/sub-mm同步加速器光子的自康普顿化（SSC）产生的。在本文中，我们表明，突出的X射线耀斑看到的Sgr A* 可能是由于突然增强的吸积通过循环流。取决于异常粘度的相关响应是增加还是减少，与这种额外的质量注入串联，爆发期间的X射线光子可以通过热韧致辐射（如果粘度降低）或通过SSC（如果粘度增加）产生。然而，后者预测的X射线光谱比钱德拉所看到的要软，所以看来X射线爆发的韧致辐射起源是有利的。当耀斑X射线由SSC产生时，毫米/亚毫米和X射线通量之间预期有很强的相关性，而当轫致辐射在耀斑期间占主导地位时，亚毫米/远红外和X射线之间的相关性变化最强。此外，我们表明，未来协调的多波长观测计划为2002年和2003年的周期可能能够区分吸积和喷流的情况。
2002-01-21 astro-ph
Variability of Sagittarius A* - Flares at 1 Millimeter
我们报告的结果，从最近的观测Sgr A* 在短/亚毫米波长与部分完成的亚毫米阵列（SMA）莫纳克亚。在2001年3月至2002年5月的过去15个月中，共进行了25次观测。观测到1.3毫米处通量密度的显著变化，显示出三个"耀斑“。SMA观测结果表明，Sgr A* 在耀斑期间向亚毫米波长高度增加，表明在3 mm左右的光谱指数中存在一个中断波长。SMA数据在1 mm处与VLA数据在1 cm处的互相关显示了$t_{delay} > 3d$的全局延迟，表明亚毫米波长倾向于首先达到峰值。通量密度每天只有微小的变化在1.3 mm处检测到（2-3个$σ$）。在短时间尺度上没有明显的耀斑（$\sim1$ hr）。我们也未能检测到5%水平的显著周期性信号（3 $σ$）在10分钟到2.5小时的周期性搜索窗口内观测到的耀斑，其波长在短厘米到亚厘米之间。毫米可能是集体质量喷射的结果与X射线耀斑起源于内部区域的吸积盘附近的超大质量黑洞。
2003-02-11 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
The Giant Flare from SGR 1806-20 and its Radio Afterglow
简要回顾了SGR 1806-20对2004年12月27日巨耀斑（GF）及其长寿命射电余辉的多波长观测。GF似乎是由中子星表面附近磁场的剧烈重新配置产生的，可能伴随着地壳的断裂。超过10^46尔格（各向同性当量）的爆炸性释放提供了一个单侧的轻度相对论外流。外流产生了一个新的扩大的射电星云，在GF一年后仍然可见。也被认为是在GF的总能量，在流出的能量和质量的约束，和外部密度，以及可能的影响短伽马射线暴和高能量中微子，光子，或宇宙射线的潜在签名。一些可能的未来的意见，这和其他GF的简要讨论。
2006-09-21 astro-ph
Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre
大多数星系的核心被认为是超大质量黑洞的庇护所，它通过将吸积物质的引力能转化为辐射来为星系核提供能量（参考文献1）。人马座A* 是银河系中心的射电、红外线和X射线发射源，是最接近这一现象的例子，估计其黑洞质量是太阳的400万倍（参考文献110）。2、3）。一个长期的天文学目标是解决围绕Sgr A* 的最内部吸积流中的结构，其中强引力场将扭曲黑洞附近发射的辐射的外观。在3.5毫米和7毫米波长的射电观测已经探测到了Sgr A* 的内在结构，但是在这些波长的观测的空间分辨率受到星际散射的限制（参考文献10）。4-7）。在这里，我们报告的观测波长为1.3毫米，设置了37（+16，-10; 3-西格玛）微弧秒的内禀直径的Sgr A*。这小于假定的黑洞的事件视界的预期表观尺寸，表明大部分SgrA* 发射可能不是集中在黑洞上，而是在周围的吸积流中产生的。
2008-09-15 astro-ph
A Coordinated Radio Afterglow Program
我们描述了一个基于地面的努力，寻找和研究余辉厘米和毫米波长。自从BeppoSAX于1997年初首次开始提供快速定位以来，我们观测到了南北天空中所有定位良好的伽马射线暴。在已探测到X射线余辉的23个伽玛暴中，10个具有光学余辉，9个具有射电余辉。越来越多的伽玛暴同时具有X射线和射电余辉，但缺乏相应的光学余辉。
1999-12-08 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
Structure of Sagittarius A* at 86 GHz using VLBI Closure Quantities
在射电波长上，位于银河系中心的致密射电源人马座A*（Sgr A*）的图像由于电离介质的介入而散射展宽，并与λ ^[2]相关。我们目前的VLBI观测Sgr A* 在86 GHz使用六站阵列，包括VLBA天线在派镇，戴维斯堡和洛斯阿拉莫斯，12米天线在基特峰和毫米阵列在帽子溪和欧文斯谷。为了避免由于不完善的天线校准造成的系统误差，使用干涉闭合信息对数据进行建模。数据最好用FWHM为0.18 ± 0.02质量的圆形高斯亮度分布来模拟。的数据也被证明是一致的椭圆模型对应的点源的散射。在N-S方向上的源结构，这是不太好地确定比在E-W方向上由于有限的N-S（u，v）的阵列覆盖范围，被约束为小于0.27质量通过这些测量。假设Sgr A* 的本征尺寸对波长的依赖性大于λ ^[0.9]，这些结果与VLBI在7 mm波长下获得的本征结构估算值的外推结果一致。
2001-02-13 astro-ph
Outburst and Post-Outburst Active Phase of the Black Hole X-ray Binary V4641 Sgr in 2002
黑洞X射线双星V4641 Sgr在2002年5月经历了一次爆发，在X射线，光学和无线电波段被探测到。爆发只持续了6天，但该物体在接下来的几个月里一直活跃。在这里，我们报告在爆发和爆发后的活动阶段的光变曲线的详细属性。我们发现，快速光学变化的~100秒变得更加突出时，热耀斑减弱和光谱平坦的IC，Rc和V带区域。结合射电范围内的平坦光谱，这强烈表明快速变化的起源不是热发射，而是同步辐射。就在爆发之后，我们探测到光学和X射线波长的重复耀斑。光学和X射线光变曲线表现出很强的相关性，与X射线，滞后约7分钟。X射线滞后可以理解的一个热区域传播到吸积流的内部区域。然而，短的X射线滞后需要修改这个简单的场景以考虑短的传播时间。我们还检测到爆发后50天的快速光学变化，其幅度惊人地高，我们称之为光学闪光。在最显著的闪光中，物体仅在30秒内就变亮了1.2等。释放的能量表明，发射源应该在吸积流的最里面的区域。
2003-08-09 astro-ph
Sgr A* in context: daily flares as a probe of the fundamental X-ray emission process in accreting black holes
我们的银河系中心超大质量黑洞Sgr A*，大部分时间都处于非常稳定、极低光度（~10^{-9} L_Edd）的热静态，每天都会被短暂的非热X射线耀斑打断。因为它们没有伴随着无线电波长的显著变化，耀斑使得Sgr A* 在黑洞以略高的速率吸积的背景下变得不寻常。这些来源显示了无线电/X射线光度的相关性，其归一化与中心质量成比例，并且在吸积功率的数量级上保持不变。在这种相关性中存在显著的分散性，部分原因是测量的不确定性和固有的可变性。通过研究在射电光度中包含Sgr A* 的源的相关性，并且其物理参数被很好地测量，我们可以导出这种局部散射的统计测量。我们发现，Sgr A* 在平静和较低强度的耀斑下降远低于相关的X射线光度。最亮的耀斑在散射中是一致的，这可能表明X射线光度的上限。这一趋势表明，在吸积活动的极端低端，只有在无线电/X射线相关性被跟踪的状态转变。这种情况是容易测试的，因为它必须满足三个独特的观测预测：1）只要Sgr A* 保持在其当前的射电光度，就不会看到统计上超过相关性预测的X射线耀斑，2）在X射线中不会看到已经在相关性上的源类似于Sgr A* 的耀斑（即，射电光度没有相应的增加），和3）低于临界吸积率或光度的源将显示类似于Sgr A* 的耀斑，在时间尺度上适合于它们的质量。
2004-12-09 astro-ph
OH Absorption in the Line of Sight Towards Sagittarius B2
巨大的分子云复合物，Sgr B2，用ISO长波长光谱仪在47-197微米的范围内观察到。OH的基态转动跃迁位于测量范围内，并分析了16 OH、17 OH和18 OH同位素的结果。吸收在这些线由于云沿视线对Sgr B2使我们能够比较同位素丰度在不同的银河中心半径。这是对以前在无线电波长下测量的同位素比结果的一个很好的检验，通常需要12 C/13 C的双重比值。
2004-02-01 astro-ph
ISO observations of the environment of the soft gamma-ray repeater SGR 1806-20
对SGR 1806-20的近红外和中红外波段（1-18微米）的观测表明，它与一个巨大的大质量恒星团有关，这些恒星被浓密的尘埃云所笼罩。伽马射线源的最佳天空位置的中心（Hurley et al. 1999）位于尘埃云的顶部，距离星团只有7角秒（~0.5 pc，距离14.5 kpc），距离一颗被认为与SGR有关的亮蓝变星（LBV）12角秒（~0.85 pc）。ISO（红外空间天文台）观测到的明亮的星际气体和尘埃云可能是大质量恒星团LBV星的诞生地，也是软伽马射线中继脉冲星的祖先。这样一个年轻的恒星形成区的存在与目前将软伽马射线重复源解释为年轻的中子星是一致的。SGR 1806-20致密源不太可能与任何红外发光大质量恒星形成一个束缚双星系统，因为在4年的时间间隔内没有从后者探测到近红外线通量的变化。ISO的观测是在两个时期内进行的，即行星际网络探测到的软伽马射线暴之前11天和之后2小时，并且它们没有显示出与SGR的高能活性相关的增强的中红外发射。
1999-10-13 astro-ph
7 mm lambda VLBA Observations of Sagittarius A*
我们提出了7毫米λ VLBA观测的紧凑的非热射电源在银河系中心，Sgr A*。这些观察证实了这样的假设，即Sgr A* 的图像是一个解决的椭圆高斯所造成的散射的介入热等离子体。测量的Sgr A* 的主轴为0.76 \pm 0.04 mas，与预测的散射尺寸0.67 \pm 0.03一致。我们发现轴比为0.73 \pm 0.10，位置角为77.0 \pm 7.4度。这些结果是完全一致的VLBI观测在较长的波长和3毫米λ。我们没有发现任何额外的紧凑结构的限制为35毫焦耳的证据。对于8.5 kpc的银河系中心距离，基础射电源必须小于4.1 AU。这一结果与Sgr A* 的射电辐射是由质量接近10^6 M_sun的黑洞附近气体的同步加速器或回旋同步辐射产生的结论是一致的。
1998-02-03 astro-ph
The far-IR spectrum of Sagittarius B2 region: Extended molecular absorption, photodissociation and photoionization
我们提出了大规模的9 'x 27'（25 pc x 70 pc）远红外观测围绕Sgr B2使用长波长光谱仪（LWS）上的红外空间天文台（ISO）。光谱主要由尘埃的强连续辐射、广泛分布的轻烃（OH、CH和H_2O）分子吸收以及[NII]、[NIII]、[OIII]、[CII]和[OI]的精细结构谱线所支配。通过ISO-LWS法布里-珀罗（35 km s^-1）探测器对Sgr B2（M）的探测，可以探测到Sgr B2外层的分子丰度，在高信噪比下，可以观测到来自15种分子和原子的70多条谱线。
2003-09-12 astro-ph
Flaring Activity of Sgr A* at 43 and 22 GHz: Evidence for Expanding Hot Plasma
我们进行了甚大阵（VLA）连续观测，研究了43 GHz（$λ$ = 7 mm）和22 GHz（$λ$ = 13 mm）Sgr A* 的变化。在这些频率下，探测到低水平的耀斑活动，持续时间为$\sim$ 2小时，显示43 GHz的峰值耀斑发射领先22 GHz峰值耀斑$\sim20$ 40分钟。通过考虑由于耀斑活动引起的均匀球形等离子体团的喷射和膨胀，用Van der Laan（1966）的等离子体模型解释耀斑发射的总体特征。光谱指数$ν^{-α}$为$α$ =1.6的耀斑发射的观测峰值与绝热膨胀自吸收源的峰值发射向低频移动的预测一致。我们提出了预期的同步光变曲线的扩大斑点以及峰值频率发射的能量谱指数的函数，在近红外，亚毫米，毫米和无线电波长的可用耀斑测量的约束。我们注意到，斑点模型与现有的测量结果是一致的，然而，我们不能排除Sgr A* 的喷流。如果膨胀的物质离开Sgr A* 的引力势，则非热粒子和热粒子的总质量损失率估计为$\le 2\times10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们讨论的质量损失率的含义，因为这个值与估计吸积率的基础上极化测量密切匹配。
2006-05-24 astro-ph
The Galactic Center was observed at 8.6 mum in order to detect a mid-infrared (MIR) counterpart of Sgr A*, parallel to NIR observations. The goal was to set constraints on possible emission mechanisms.Imaging data were acquired with the adaptive optics assisted NIR instrument NACO and the MIR instrument VISIR at the ESO VLT. We present MIR imaging data of an unprecedented quality in terms of spatial resolution and sensitivity. An extended ridge of emission is found to be present in the immediate vicinity of Sgr A* and thus renders any detection of a point source difficult. No MIR point source …
2006-11-15 astro-ph
Multi-wavelength interferometry of evolved stars using VLTI and VLBA
我们报告我们的协调VLTI/VLBA观测的大气和拱星环境的演化恒星的项目。我们说明了一般的干涉测量的潜力，研究恒星的大气和信封，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优点。到目前为止，我们已经利用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。迄今为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。这些源在它们的中红外光谱中都显示出强的硅酸盐发射特征。此外，它们都有较强的SiO脉泽发射。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的内在不确定性比较变星的时间和恒星相位广泛分离的观测。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
Optical and Infrared Observations of SGR 1806-20
软伽马射线中继器（SGR）1806 $-$ 20与中心增亮的非热星云G~10.0 $-$ 0.3有关，被认为是一个plerion。与其他离子一样，在星云射电发射峰值处探测到一个稳定的\Xray源AX~1805.7 $-$ 2025。Vasisht等人已经表明，无线电峰值有一个核心喷流外观，并认为核心标志着SGR的真实位置。在可见光波段，我们在射电核心附近探测到三个物体。只有最靠近核心的恒星，在光学上几乎不可见，但在红外线上很亮（$K=8.4\,$ mag.），变红与高消光（$A_V\simeq30\,$ mag.）这是针对AX~1805.7 $-$ 2025推断的。从CO带吸收的缺失，我们推断这颗星的光谱类型早于晚~G/早~K。大灭绝可能发生在距离6 $\,$ kpc的分子云中，这意味着该恒星就像AX~1805.7 $-$ 2025一样，位于该分子云中或背后。这意味着这颗恒星是一颗超巨星。由于超巨星是罕见的，与致密射电核心的偶然巧合是非常不可能的。据我们所知，在非热射电星云中只有另外三个发光恒星的例子，SS~433、\mbox{Cir X-1}和G~70.7+1.2。考虑到这一点和低的符合概率，我们认为这颗明亮的恒星与SGR~1806 $-$ 20有物理联系，使其成为第一颗高能瞬变恒星。
1994-12-02 astro-ph
A Radio Outburst Nearly Coincident with the Large X-ray Flare from Sgr A* on 2002-10-03
在VLA每周监测计划期间，观测到Sgr A* 的2厘米、1.3厘米和7毫米的大射电爆发，几乎与XMM-牛顿X射线天文台于2002年10月3日探测到的最亮的X射线耀斑一致。在7毫米处测得的通量密度为1.9 $\pm$ 0.2 Jy，比平均值（1.00 $\pm$ 0.01 Jy）高出$\sim 2$倍，是过去三年（2000年6月至2003年10月）中观测到的两个最高增幅之一，而在1.3厘米和2厘米处观测到的通量密度增幅则不太显著。放射性观测在X射线耀斑（持续时间超过45分钟）开始后13.5小时开始，并持续1.3小时。在观测过程中，有没有显着的（$<3σ$）在所有三个波长的无线电通量密度的变化，表明无线电爆发变化的时间尺度$>1$小时。一个光谱指数$α=2.4^{+0.3}_{-0.6}$（${\rm S \proptoν^α}$）推导出的爆发组件，符合光学厚的非热同步辐射源。这些结果表明，负责无线电爆发的高能电子可能通过与X射线耀斑相关的过程产生，然后传输到大半径，产生观测到的无线电爆发。这一观测结果是第一次证明Sgr A* 的射电和X射线发射存在相关变化。
2004-01-23 astro-ph
Measuring the Black Hole Spin in Sgr A*
Sgr A* 的偏振毫米/亚毫米辐射显然是由开普勒结构产生的，其峰值发射发生在黑洞的几个史瓦西半径（r_S=2GM/c^2）内。钱德拉X射线对应物，如果得到证实，可能是来自这个区域的自康普顿化成分。在本文中，我们认为，亚毫米的定时观测可以产生一个信号对应于周期P_0的边缘稳定轨道，因此直接指向黑洞的自旋a。现在已知Sgr A* 的质量为（2.6 \pm 0.2）\times 10^6 M_ \odot（对于超大质量黑洞候选者来说，这是一个异常精确的值），其中2.7 min<P_0<36 min取决于a的值以及开普勒流是逆时针还是逆时针。一个Schwarzschild黑洞（a=0）的P_0 ~ 20 min.通过在亚毫米波长处从光学厚到光学薄的跃迁，使轨道频率与最内层稳定圆轨道的识别成为可能.在发射器中分层的情况下，Sgr A* 的光谱中的亚毫米凸起的峰值因此在最小半径处产生。然而，我们要提醒的是，发射区结构的理论上的不确定性仍然可能在定时信号中产生一些模糊性。鉴于Sgr A* 在$ν\sim 1$ mm处的通量为几个Jy，这些周期应该在使用测辐射热探测器的亚毫米望远镜的时间分辨能力范围内。P_0的确定不仅应该提供a的值，而且还应该定义轨道气体相对于黑洞自旋轴的角动量矢量。此外，由于钱德拉探测到的X射线通量似乎是自康普顿化的毫米到亚毫米分量，这些时间波动在X射线信号中也可能是明显的。
2001-05-11 astro-ph
