The Cosmic MeV Gamma-ray Background and Hard X-ray Spectra of Active Galactic Nuclei: Implications for the Origin of Hot AGN Coronae
1-10 MeV的河外伽马射线背景辐射的来源仍然未知。虽然活动星系核（AGN）的能量总和可以解释高达几百keV的宇宙X射线背景（CXB），但现有的活动星系核谱模型由于假设电子能量分布为热指数截止，无法解释~1 MeV以上的背景谱。在这里，我们构建了一个新的光谱模型，通过计算康普顿化过程，包括非热电子，这是预期存在于活动星系核热日冕，如果它被加热的磁重联。我们发现，当日冕电子具有非热幂律分量，其总能量仅占热分量的几个百分比，谱指数为d（lnN_e）/d（lnE_e）~-4时，我们的模型可以很好地解释MeV背景谱。虽然在活动星系核附近的光谱中，来自这样一个组成部分的兆电子伏伽马射线通量低于过去观测的探测极限，但它可以被计划中的未来兆电子伏探测器探测到。我们指出，非热分量的数量和它的电子指数是相似的发现电子的磁重联加速在太阳耀斑和地球磁层，给重联假说的起源热AGN日冕的支持。
2007-11-09 astro-ph
Luminous hot accretion flows: the origin of X-ray emission of Seyfert galaxies and black hole binaries
本文研究了Seyfert-1星系X射线辐射的吸积盘模型和黑洞X射线双星的硬态。我们集中在两个热吸积盘模型：对流主导吸积流（ADAF）和最近发现的发光热吸积流（LHAF）。我们求解ADAF和LHAF的全局解，以获得大部分辐射来自的半径处的电子温度$T_{\rm e}$和Thompson光学深度$τ$。我们采用两种电子能量方程。在一个，只有同步辐射和韧致辐射及其康普顿被认为是。另一个是参数化的常数康普顿参数模拟的情况下，外部软光子的热康普顿是重要的。将计算得到的$T_{\rm e}$和$τ$与用热康普顿化模型拟合Seyfert-1星系和黑洞双星的平均光谱得到的观测值进行了比较。我们发现，最有利的模型是一个LHAF参数化的电子能量方程，ADAF预测过高的$T_{\rm e}$。
2004-07-29 astro-ph
The Origin and Distribution of Diffuse Hot Gas in the Spiral Galaxy NGC 3184
深钱德拉曝光揭示了旋涡星系NGC 3184的漫射X射线辐射的存在，其亮度为1.3 × 10 ^{39}尔格·秒^{-1}。这似乎是真正的漫热发射不同于低光度LMXB发射。虽然来自较老的LMXB的未分辨辐射在整个星系中分布得更均匀，但弥漫的X射线辐射集中在较年轻的恒星星族和恒星形成区。扩散发射的表面亮度在螺旋臂是5倍大于在离臂区域，和8倍明亮的H II区域比在非H II区域。漫热发射的光谱拟合结果与低温成分（T ~ 1.5 × 10^6 K）和高温成分（T ~ 5 × 10^6 K）相一致。
2004-09-28 astro-ph
Hot Gas In and Around Elliptical Galaxies
本文综述了椭圆星系和相关星系群中热气体的起源、演化和物理性质。最近钱德拉和XMM进行的出乎意料的X射线观测表明，冷却比以前预期的要少得多。因此，需要重新审查或放弃许多长期持有的假设，必须探索新的方法。其中主要是活动星系核加热的作用，射电瓣对热气的影响，冷却过程的细节，椭圆星系中热气体和冷气体之间可能的关系，以及恒星富集热气的复杂性。
2003-09-20 astro-ph
On the origin of the galaxy luminosity function
证据的总结表明，当一个原星系崩溃，一小部分$f$的气体未能加热到维里温度，$f$是大的晕质量小于与$L^*$星系相关的值$M^*$。恒星和星系只形成于冷气体部分。在传统的星系形成的半解析模型中，热气体是从低质量系统中喷射出来的。在高质量系统中，它被保留下来，但不会冷却并形成恒星。相反，它形成了一个基本上惰性的大气层，其中冷却被偶尔活跃的星系核活动星系核抑制。冷气体经常落入星系晕。在没有维里温度气体的稠密大气的情况下，它在近似圆形的轨道上形成恒星。当有一个足够稠密的热大气层时，冷的下沉气体往往会被热大气层烧蚀和吸收，然后才能形成恒星。这张照片很好地解释了高光度星系的过剩，这些星系最近一直困扰着星系形成的半解析模型，取而代之的是来自老恒星的中等光度系统和来自热气体的大X射线光度系统。
2003-11-07 astro-ph
Hot Interstellar Gas in the Irregular Galaxy NGC 4449
NGC 4449是一个不规则星系，具有中等程度的恒星形成活动。NGC 4449中的大质量恒星产生了许多明亮的HII区、超气泡、超巨星壳和“烟囱状”径向细丝。ROSAT对NGC 4449的X射线观测显示了四个点状源和一个广泛的弥散发射。漫反射成分的光谱特性表明，这种辐射来自热的星际气体。我们已经比较了基于深地面的H-α图像和NGC 4449的X射线图像，以确定星际气体中热（10^6 K）和暖（10^4 K）成分之间的关系。我们还使用了通过F606 W过滤器拍摄的NGC 4449的哈勃空间望远镜WFPC 2档案图像来检查X射线发射区域的大质量恒星内容。我们发现，热星际气体存在于（1）活跃的恒星形成区，包括巨大的H II区CM 16，（2）可能从恒星形成区流出，（3）超巨星壳层SGS 2。X射线数据已被用来推导出均方根电子密度，质量和热能的热内部的SGS 2。最后，我们讨论了SGS 2的起源和在不规则星系中探测漫射X射线的意义。
1997-02-13 astro-ph
A Hot Helium Plasma in the Galactic Center Region
钱德拉太空任务最近的X射线观测证实了一个令人惊讶的证据，即一个温度为9。先前的巡天发现，$10^7$ K（8 keV）在银河系中心区域延伸了几百秒差距。这种等离子体与通常的星际介质成分共存，例如冷分子云和超新星遗迹产生的软（~0.8 keV）成分，其起源仍然不确定。首先，使用平均声速对氢主导的等离子体进行的简单计算表明，它不应该被引力束缚，因此需要一个巨大的能量源来在小于逃逸时间内加热它。其次，必须找到产生如此高温度的天体物理机制。尚未确定满足这两项要求的已知来源。在这里，我们解决的能量问题，并表明，热组件实际上可能是一个引力约束的氦等离子体。我们通过讨论这种气体的起源，并提出可能的加热机制来说明这一新的前景。
2005-08-23 astro-ph
The Origin of Hot Subluminous Horizontal-Branch Stars in Omega Centauri and NGC 2808
位于极水平分支（EHB）下方0.7等的热亚亮恒星出现在欧米茄Cen和NGC 2808的紫外色等图中。这样的恒星是无法用经典HB理论解释的。为了探索这些亚发光恒星的起源，我们演化了一组低质量的恒星从主序星通过氦核闪光的HB沿红巨星分支（RGB）的质量损失范围很广。质量损失最大的恒星在核心点燃氦之前会从RGB演化到高有效温度。我们的研究结果表明，如果这些恒星在白矮星冷却曲线上经历了晚期氦核闪光，则可以解释NGC 2808的亚发光EHB恒星以及EHB内的间隙。在这些条件下，闪速对流将渗透到恒星的包层中，从而将大部分（如果不是全部的话）的包层氢混合到热氦燃烧的内部。这种现象类似于在氦壳层闪光很晚的时候产生缺氢恒星的“再次”情景。“闪速混合”极大地提高了包层氦和碳的丰度，结果导致HB有效温度的突然增加。我们认为，NGC 2808中的EHB间隙是由理论上预测的HB形态的二分法引起的。使用新的氦和碳丰富的恒星大气，我们表明，闪光混合星有相同的减少紫外线通量的亚发光EHB星。此外，我们证明，没有闪光混合的模型谎言，最多，约0.1等EHB以下，因此无法解释的意见。闪速混合也可能为产生高重力、富氦的sdO和sdB星提供一个新的演化通道。
2002-03-05 astro-ph
Soft X-ray Spectroscopy of the Hot DA White Dwarf LB1919 and the PG1159 Star PG1520+525
我们在钱德拉天文台用低能透射光栅对两颗热白矮星进行了软X射线光谱测量。第一个目标是热的DA白矮星LB 1919（Teff=69000 K）。这颗恒星是一小群热DA的代表，其金属丰度远低于辐射悬浮理论的预测。钱德拉光谱显示了丰富的吸收线光谱，这可能会让找到这些DA的低金属量的性质的起源。第二个目标是PG 1520 +525，一颗非常热的非脉动恒星PG 1159。我们发现，它是热的（Teff=150 000 K）比脉动原型PG 1159 -035（Teff=140 000），并得出结论，这两颗恒星限制的GW Vir不稳定带的蓝色边缘。
2006-09-30 astro-ph
Transience of hot dust around sun-like stars
目前有争议的是，行星系统的尘埃含量是随机再生的，还是起源于稳定状态下演化的微行星带。本文发展了一个简单的碰撞碎片盘稳态演化模型，并讨论了7颗热尘小于10天文单位的类太阳恒星的性质。该模型表明，在给定的年龄，有一个最大可能的磁盘质量，因为更大的原始磁盘处理他们的质量更快。相应的最大尘埃光度为f_max= 0.00016 r ^（7/3）/t_age。大部分（4/7）的热盘超过这个极限1000以上，因此不可能是大质量小行星带的产物，而是以下系统必须经历短暂的事件，其特征是恒星附近的尘埃含量异常高：eta Corvi，HD 69830，HD 72905和BD+20307。它还表明，热尘埃不能起源于最近的碰撞中的小行星带，因为也有一个最大的速度，在足够大的碰撞复制一个给定的尘埃光度可以发生。此外，它表明，在这些系统中，供给尘埃的小行星带必须比尘埃更远离恒星，通常在>2AU。这4个热尘系统的其他显著特征是：其中两个还具有> 10 AU的微行星带（eta Corvi和HD 72905）;一个有3颗海王星质量的行星，距离小于1AU（HD 69830）;都表现出强烈的硅酸盐特征，我们认为这些系统中的尘埃最可能的来源是动力学不稳定性，它使微行星从更远的微行星向内散射在类似于我们自己系统中的晚期重轰炸事件中，尘埃从这些星子中释放出来，并可能升华。
2006-11-02 astro-ph
A New Formation Mechanism for the Hottest Horizontal-Branch Stars
红巨星分支上质量损失非常大的恒星可以在白矮星冷却曲线下降时经历氦闪。在这些条件下，闪速对流区将把氢包层与热的氦燃烧核心混合起来.这样的"闪光混合“恒星将带着富含氦和碳的包层到达极端水平分支（EHB），并且将处于比最热的典型恒星更高的温度（即，未混合）EHB星。闪速混合提供了一个新的进化通道，人口的热端的EHB和可能解释的起源，高重力，富氦的sdO和sdB星。
2002-07-16 astro-ph
On the origin of [OIV] emission in Wolf-Rayet galaxies
我们认为，在NGC 5253和II Zw 40中用ISO观察到的高激发[OIV]线的发射是由于这些物体中存在热Wolf-Rayet（WR）星。我们构建了一个一致的演化合成和光电离模型，成功地再现了它们的大质量恒星内容和相关的光学和红外发射线，包括[OIV] 25.9微米的约束。我们对[OIV]起源的解释得到以下经验支持：1）星云HeII和[OIV]同时存在于这些天体中，2）星云HeII和河外HII区域的WR星之间的密切关系。热WR星的光电离主要是在年轻的低金属量星系中的重要性。其他物体的[OIV]排放源可能是其他机制。
1999-03-29 astro-ph
Hot Cores in the submm - obscured by dust?
我们给出了HCN（9-8）和（4-3）谱线对一个热核样品的APEX观测结果。主要跃迁的光谱形状是不对称的和自吸收的，正如预期的高光学深度在一个可能的下降信封。对于球对称来说，这些源的大柱密度意味着中心区域被超过一定频率的尘埃所掩盖。然而，我们检测到振动激发的卫星线（v_2=1; J=9-8）在797 GHz，这是来自内部区域。这表明对热核中心进行高频ALMA观测是可行的。
2007-11-14 astro-ph
The Ekpyrotic Universe: Colliding Branes and the Origin of the Hot Big Bang
我们提出了一个宇宙学的方案，其中热的大爆炸宇宙是由一个膜在体空间中的碰撞与边界orbifold平面，从一个否则冷，真空，静态的宇宙开始。该模型解决了宇宙视界，平坦性和膨胀问题，并产生了一个几乎尺度不变的密度扰动谱，而无需调用超光速膨胀（通货膨胀）。相反，这种情况依赖于基于额外维度和膜的理论中自然出现的物理现象。作为一个例子，我们提出我们的情况下，主要是在杂种优势M理论的背景下。将这种情况与标准暴胀宇宙学区分开来的一个预测是强烈的蓝色引力波光谱，这对微波背景极化实验和引力波探测器都有影响。
2001-08-15 astro-ph hep-ph hep-th
Cold and Hot Dark Matter from a Single Nonthermal Relic
宇宙中暗物质的起源可能是标量粒子，它们是在介子驱动的暴胀期间量子涨落放大而产生的。我们第一次表明，一个单一种类的粒子，取决于它的质量和相互作用，可以同时是冷和热暗物质的来源。探测这种质量低于几分之一电子伏特的弱相互作用粒子对暗物质的搜索提出了新的挑战。
1998-10-29 astro-ph hep-ph
Neutrinos and the Supernova Origin of the Elements
超新星产生的热中子星释放出强烈的中微子流。中子和质子上的电子中微子和反中微子捕获反应分别提供热量，驱动热中子星的风。同样的反应也决定了风物质的中子丰度。当风物质从中子星向外扩展时，通过快速中子俘获的核合成，即r过程，可能发生在风物质中。风物质的中子丰度，以及其中的r-过程核合成，对μ子（或τ子）中微子/反中微子和电子（或无菌）中微子/反中微子之间的混合很敏感。间接参数和直接测试的r-过程元素的超新星起源进行了讨论，建立一个目标，超新星r-过程核合成作为一个重要的探针中微子混合。
2000-08-30 astro-ph hep-ph nucl-th
