The INTEGRAL-OMC Scientific Archive
INTEGRAL卫星上的光学监测照相机（OMC）的科学目标之一是观测以前选定的大量可变源。经过近6年的运作，OMC已经监测了超过10万个科学兴趣源。在这篇文章中，我们介绍了OMC科学档案（http：//sdc.laeff.inta.es/omc/），它已被开发，以提供一个快速访问该仪器产生的光变曲线的天文社区。我们描述了这个档案的主要特点，以及为用户的重要方面：对象类型，时间采样的光变曲线和测光精度。
2008-10-21 astro-ph
A Cluster of 1.3 cm Continuum Sources in OMC1 South
我们提出了敏感的1.3厘米射电连续观测区域OMC 1南（OMC-1 S）在猎户座使用甚大阵列在其B配置。我们检测到11个无线电源聚集在一个$30{''} \times 30{''}$区域，其中只有三个已被检测到以前在无线电波长深3.6厘米的观测。八个新的射电源是紧凑的（$θ_s \leq 0\rlap.{''}1$），我们设置了较低的限制，他们的光谱指数，$α> 0.8 \pm 0.3$（与$S_ν\propto ν^α$），这表明他们可能是光学厚H II区。然而，一个新的来源表现出显着的圆偏振，表明回旋同步辐射与大的积极的光谱指数可能是一个替代的解释。此外，我们发现，其他四个源与红外源的低辐射热光度，不能驱动H II区域。最后，在1.3厘米的图像中，先前在3.6厘米处检测到的两个源被角度分辨，并且它们的主轴具有与从OMC-1 S发出的大规模流出物很好地对准的位置角。射电源143-353的长轴的位置角与HH 202和HH 528流的位置角一致，而射电源134-411的长轴的位置角与远红外源FIR-4相关的低速分子流出物的位置角一致。
2004-07-01 astro-ph
The stellar content of OMC 2/3
我们通过MIR成像和NIR测光重新审视了OMC 2和OMC 3的恒星内容;此外，我们还通过SIMBA获得的巨大的1200微米地图扩展了现有的（亚）毫米地图，首次在该波长显示了新的来源和附属特征。MIR数据揭示了N和Q处的43个新来源，这些来源部分与毫米波长的密集凝聚有关。六个近距离双星源可以在现有的（分）毫米地图只显示单个发射峰的位置进行解析;其中三个被归类为早期（B型）系统，其中一个与K型兼容，而剩下的两个似乎是金牛T星。此外，和平号影像显示K双星系统中存在分离的星周盘。从2 MASS数据获得的近红外颜色和颜色星等图进行检查，以探索源的物理性质，并得出J光度分布。从南到北，光度明显降低，因此恒星质量也明显降低。同样，在两个区域中，I类和II类对象之间存在反相关性：虽然OMC 2包含的II类对象是I类对象的两倍，但OMC 3中的情况正好相反。
2003-06-24 astro-ph
Compact Radio Sources in Orion: New Detections, Time Variability, and Objects in OMC-1S
我们提出了四个3.6厘米无线电连续档案观测猎户座使用甚大阵列在其A-配置，$0\rlap.{''}3$角分辨率的分析。这些意见是在1994-1997年期间提出的。在$4' \times 4'$的一个地区，我们总共探测到77个致密射电源。在所有检测到的源中，有54个是在一个或多个单独的观测中检测到的，其中36个在观测的时期之间显示出时间变异性（超过30%）。通过平均所有数据得到的深层图像显示了另外23个微弱的源，范围在0.1到0.3 mJy之间。在总共77个源中，39个是新的厘米探测。然而，77个源中只有9个在近红外，光学或X射线波长上没有以前报道的对应物。特别是，我们在OMC-1 S区域探测到三个微弱的源，这些源可能与从猎户座星云这一部分发出的多个外流的源有关。我们讨论了这些源的性质及其与该地区近红外、光学和X射线天体的关系。
2004-03-15 astro-ph
COUP census of X-ray stars in BN-KL and OMC-1S
我们提出了一个X射线源的研究，在猎户座星云团（ONC）后面的猎户座分子云1（OMC-1）的两个密度峰值附近检测到的，如在钱德拉猎户座超深项目（COUP）的异常深（~10天）曝光。我们聚焦于Becklin-Neugebauer天体和Kleinmann-Low星云（统称BN-KL）周围的40”*50”区域，以及BN-KL以南90”处的次级恒星形成峰OMC-1 S周围的60”*75”区域。在BN-KL和OMC-1 S中分别检测到43个和60个X射线源，其中分别发现一半和三分之一是ONC的前景成员，而其余的源被识别为柱密度为22<log（NH）/cm^{-2}）<24的模糊X射线源。除了5个和18个外，所有这些来源都有近红外恒星对应物，其中22个似乎是年轻恒星物体（YSO）。X射线源被发现靠近四个明亮的中红外源，即BN，IRc 3-i2，IRc 2-C和源n;它们的X射线变化和光谱特性是典型的低质量恒星的日冕活动，而不是来自大质量恒星的风发射，这表明X射线发射可能来自伴星。靠近BN的X射线源的X射线光变曲线显示出约8.3天的周期性，并且从BN周围区域的X射线图像解卷积中，我们得出结论，探测到BN本身或具有约200 AU的投影分离的低质量伴星。另一方面，没有观测到来自明亮射电源I的辐射，而有些人认为它是BN-KL的主要光度来源。在OMC-1 S中，钱德拉揭示了一个新的7个YSO子集群，没有红…
2005-04-08 astro-ph
Discovery of X rays from Class 0 protostar candidates in OMC-3
我们用钱德拉X射线天文台（CXO）观测了猎户座分子云2和3（OMC-2和OMC-3）。OMC-3的北部被发现特别富含新的X射线特征;四个硬X射线源位于云核的丝状体中。两个源与MMS 2和3的子$mm$ - $mm$尘埃凝聚或外流射电源VLA 1的位置一致，它们处于恒星形成的非常早期阶段。这些源的X射线谱显示出一个（1-3）× 10^23 H cm-2的吸收柱。假设是中等温度的等离子体，在450 pc的距离上，0.5 ~ 10 keV波段的X射线光度估计为~10^30 erg·s^-1。从大的吸收，位置重合和中等亮度，我们推断，硬X射线是来自非常年轻的恒星物体嵌入在分子云的核心。我们在尘埃丝边缘发现了另一个硬X射线源。3 x 10^23 H cm^-2的极高吸收表明，该源必须被致密气体包围，这表明它要么是处于早期吸积阶段的YSO，要么是II型活动星系核（例如塞弗特2），尽管在其他任何波长都没有发现对应的物质。与硬X射线源相反，软X射线源被发现分布在尘埃丝周围，其中大部分被识别为金牛座T阶段的红外源。
2001-03-26 astro-ph
Extended Far-Infrared CO Emission in the Orion OMC-1 Core
我们报告敏感的远红外观测$^{12}$ CO纯转动过渡OMC-1核心的猎户座。这些谱线是用红外空间天文台（ISO）上的长波长分光仪（LWS）以光栅模式观测的，覆盖43-197 $μ$ m波长范围。已经在整个OMC-1核心中鉴定了从$J_{up}=14$直至$J_{up}=19$的转变，并且已经检测到朝向中心区域KL/IRc 2的直至$J_{up}= 43$的线。此外，我们已经采取了高质量的光谱中的法布里-珀罗模式的一些CO线。在KL/IRc 2中，用三温度模型描述平台和脊发射，令人满意地解释了这些线。在高$J$跃迁（$J_{up} > 34$）中检测到的通量揭示了一种非常热和稠密的气体成分（$T=1500-2500$ K; $\rm N(CO)$ =2 \times 10^{17} \cmmd $), probably originating from some of the embedded sources previously observed in the $ \rm H_2 $ near-infrared lines. At all other positions in the OMC-1 core, we estimate kinetic temperatures $ \geq 80$ K和高达150 K）的存在，这是由一个简单的大速度梯度模型得出的。
1999-12-21 astro-ph
Hubble Space Telescope NICMOS Polarization Measurements of OMC-1
本文介绍了用HST上的NICMOS相机2（0.2“分辨率）对猎户座分子云（OMC-1）BN区位置的2微米偏振测量。我们的结果如下：BN是sim 29%偏振的二向色吸收，似乎是照明源的大部分星云到它的北方和sim 5“到它的南方。虽然恒星可能都是通过二向色吸收而偏振的，但也有一些紧凑的非点源物体可以通过二向色吸收和恒星光的局部散射的组合而偏振。我们确定了几个候选的YSO，包括BN以东大约边缘的双极YSO 8.7“，和一个深埋的变星。另外的强偏振源是IRc 2-B、IRc 2-D和IRc 7，它们都在中红外波长处明显地自发光，并且可能是YSO。这些星云都不是由射电源I附近的恒星所照亮的反射星云，正如先前所建议的那样。其他的IRc源显然是反射星云：IRc 3似乎被IRc 2-B或IRc 2源的组合所照亮，IRc 4和IRc 5似乎被射电源I附近的一颗看不见的恒星所照亮，或者被恒星n或IRc 2-A所照亮。磁场方向的趋势是从26颗恒星的偏振推断出来的，这些恒星的亮度足以被视为NICMOS点源。最偏振的恒星的偏振位置角与它的邻居相差40 °，但与OMC-1南部冷尘埃云的毫米偏振测量推断的颗粒排列一致。
2006-02-23 astro-ph
N2H+ and HC3N Observations of the Orion A Cloud
猎户座A巨大分子云的“整体形状的云”在N2 H+中被映射，其北端，OMC-2/3区域也在HC 3 N和CCS中被观察到。N2 H+分布与尘埃连续分布相似，但猎户座星云的中心部分除外。H13 CO+的分布与尘埃连续谱的分布相似，而N2 H+的分布更接近尘埃连续谱的分布。与H13 CO+和CS分布相比，OMC-2中的含氮分子N2 H+和NH3似乎更强烈。我们从N2 H+数据中确定了34个云核心。在猎户座星云区域，N2 H+的线宽很大（1.1-2.1 km/s）。在OMC-2/3区域，它变得中等（0.5-1.3 km/s），在猎户座星云南部较小（0.3-1.1 km/s）。另一方面，在N2 H+中观察到的静止核的气体动力学温度在$\int$形细丝上是相当恒定的（~ 20 K）。我们在OMC-2/3区域没有检测到CCS排放。一般来说，N2 H+和HC 3 N在OMC-2/3区域的分布非常相似，但我们在OMC-3中观察到N2 H+和HC 3 N之间超过2'尺度的位移，OMC-3具有0-I类原恒星（候选者）链。
2008-04-01 astro-ph
A High-Resolution Very Large Array Observation of a Protostar in OMC-3: Shock-induced X-ray Emission by a Protostellar Jet
利用A配置的甚大阵列（VLA），我们获得了钱德拉X射线天文台在猎户座分子云3中的原恒星团中探测到的硬X射线源的高分辨率3.6 cm图。在X射线源附近探测到两个无线电连续源，这两个源都有近红外对应物。我们的结论是，这些VLA源是自由的自由发射产生的冲击在原恒星喷流从近红外I类原恒星。利用厘米数据，我们确定了原恒星喷流的功率和方向。发现X射线发射的中心位置偏离射流的激发源约1- 2”，并且位移在射流和分子流出的方向上。我们讨论了在激波阵面处的激波激发等离子体的X射线发射的性质，在激波阵面处，射流以~1000 km/s的速度穿过星际介质。
2004-01-07 astro-ph
The OMC-1 molecular hydrogen outflow as a fragmented stellar wind bubble
我们提出了OMC-1分子氢流出的新图像，使用长缝光谱，以准确地减去潜在的连续发射。这些图像揭示了一个极其复杂的、准球形的内壳层，它在更大的半径处分裂成弓形激波和西北方向的尾流，正如Allen & Burton（1993）最初描述的那样;在目前的数据中，新发现了东南方向的一个较暗的反指。虽然外流似乎是广泛的双极，这可能是由于一个最初的球形风从源和周围的大规模密度增强之间的相互作用，而不是直接准直施加接近源。内壳的clusive外观证实了Stone，Xu，& Mundy（1995）的最新模型的预测，在该模型中，一个球形的、随时间变化的风将一个后掠的壳破碎，产生高速的弹片，这反过来又将弓形激波驱动到周围的气体中，导致观察到的“手指”。作为Stone等人提出的单一变化源的替代方案，我们推测，BN-KL星系团中的几个年轻的源可能是首先清扫外壳然后将其破碎的原因。
1996-11-07 astro-ph
High resolution imaging of CO outflows in OMC-2 and OMC-3
给出了OMC-2和OMC-3恒星形成区的大尺度高分辨率CO（1-0）辐射图。该地图是使用伯克利-伊利诺伊州-马里兰州阵列（BIMA）的46个字段的马赛克，并以$\sim 10" $分辨率覆盖$\sim 10'\times 15'$。这些数据相结合的singledish FCRAO观测和分析，以确定和确定9个原恒星流出的属性。仅BIMA数据几乎完全解决了中心速度的云排放，仅恢复1/20的高速气体中的通量，表明外流一般广泛分散在$\sim 1'$角尺度。所有9个确定的流出来自已知的0级或边界0/I级源，与冲击\h 2\发射结，并具有短的动力学时间。有人建议，只有最年轻的，最紧凑的空间，和充满活力的外流已被发现，更多的分布未被BIMA检测到的高速气体是由于旧的外流继续通过I类阶段的原恒星演化。机械能注入到云的速率估计为$\sim 1.5 L_\odot$，这是可比的湍流能量耗散率。因此，外流似乎能够维持云湍流，但需要高的恒星形成率，这意味着$\leq 5$ `Myr云的寿命很短。
2003-03-19 astro-ph
A Highly Collimated, Young and Fast CO(2-1) Outflow in OMC1 South
我们利用亚毫米波阵列（SMA）对猎户座星云OMC 1南区进行了高角分辨率（~ 1“）、灵敏的CO（2-1）谱线观测。我们探测到了Rodriguez-Franco等人（1999 a）用IRAM 30 m首次发现的CO（2-1）高速外流。我们的观测分辨出了外流，其速度积分发射的去卷积宽度为0.89“\pm 0.06”（490 AU），投影长度为~ 48“（21，000 AU），具有非常高的红移和蓝移气体，速度约为\pm 80 km/s。这种外流是已报道的最准直（~ 3度）和最年轻的外流（600年）。数据显示，在过去的600年里，这种平行的外流一直朝着同一方向吹。在高速度下，CO（2-1）流出跟踪一个非常准直的射流，而在较低的速度下，CO排放跟踪一个信封可能产生的夹带环境气体。此外，我们还首次探测到一个毫米波长的连续源可能与一个I类原恒星，我们建议可能是这个准直流出的可能的激发源。然而，这个来源的辐射热光度似乎太低，无法解释强大的分子外流。
2005-05-02 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region. III. An Extensive Survey for Molecular Outflows
利用ASTE 10米亚毫米望远镜和1.4米红外巡天设备（IRSF），我们对猎户座分子云-2和-3区域进行了广泛的外流巡天。我们的调查，其中包括41个潜在的恒星形成网站，已被新编译使用多波长数据的基础上毫米和亚毫米连续观测以及无线电连续观测。利用ASTE 10 m望远镜对CO（3-2）的观测，我们探测到了14个CO分子外流，其中7个是新发现的。与相同区域的先前CO（1-0）结果相比，该较高的检出率表明CO（3-2）可能是更好的流出示踪剂。导出了这些流出物的物理性质及其可能的驱动源。推导出的参数进行了比较与低质量和高质量恒星形成区域的CO流出。我们表明，CO外流动量与驱动源的热光度和与信封质量，无论驱动源的质量。除了这些CO流出，还确定了7个具有近红外特征的排放源，这些特征暗示了流出。
2008-08-05 astro-ph
Wide-Angle Wind Driven Bipolar Outflows: High Resolution Models with Application to Source I of the Becklin-Neugebauer / Kleinmann-Low OMC-I Region
我们进行了高分辨率模拟的内部区域的广角风驱动的双极外流使用自适应网格细化代码。我们的代码如下H-He气体的分子，原子和离子成分和相关的时间依赖的分子化学和电离动力学与辐射冷却。我们的模拟探索流出的性质时，一个球形的风膨胀成一个旋转，崩溃的信封。我们比较了BN/KL区域源I流出系统的关键观测性质。我们的计算表明，风疏散一个双极外流空腔在下降的信封。我们发现流出的头部是不稳定的，它迅速分裂成团块。我们解决了强剪切层的动力学定义的空腔的侧壁。我们推测这一层可能是脉泽发射的位置，并研究了它的形态和转动特性。被扫过的周围气体的壳层描绘了空腔边缘，并保持了它的角动量。这种旋转与在源一SiO脉泽点中观察到的旋转大致一致。观测到的自行和视线速度近似再现的模型。流动底部的空腔壳呈现X形形态，这也与源I一致。我们的结论是，大开角的流出是一个广角风驱动源I流出，而不是一个准直射流的证据。
2005-06-08 astro-ph
Non--LTE Excitation of H$_2$ in Magnetised Molecular Shocks
OMC-1和IC 443中观测到的H $_2$谱线比不能用传统的冲击激发模型满意地解释。我们认为微观碰撞过程中隐含的双极扩散模型的磁化C-冲击，并表明，非LTE水平的人口和发射线比是这样的模型的必然结果。这对使用分子氢谱线诊断分子云中的激波模型具有重要意义。
1996-01-08 astro-ph
Far Infrared Study of IRAS 00494+5617 & IRAS 05327-0457
利用TIFR 1米球载望远镜在143和185 \micron上对与IRAS 00494+5617和05327-0457有关的两个银河系恒星形成复合体进行了高角分辨率远红外观测。后一张地图还揭示了OMC-3中的冷尘埃。HIRES处理的IRAS图在12，25，60和100微米也已提交比较。这两个区域的边缘被大质量恒星照射，具有大量的紫外线flux.The本研究的目的是量化的作用，附近的恒星相对于嵌入的年轻恒星物体在这些源的整体加热。基于在143和185微米同时进行的具有几乎相同的角分辨率的FIR观测，已经为这些源的较亮区域生成了可靠的尘埃温度和光学深度图。通过考虑观测约束，在球面几何中进行辐射转移建模，以提取这些源的物理参数，如：光谱能量分布、不同波长处的角尺寸、尘埃温度分布等。得出的结论是，对于IRAS 00494+5617和IRAS 05327-0457，嵌入的能量源在加热它们方面起着主要作用，而附近恒星的贡献有限。IRAS 00494+5617的最佳拟合模型与$\sim$ 5%体积填充因子（团块）和$\approx$ 80密度对比度的简单两相团块间图片一致。
2000-04-04 astro-ph
Kinematics of water masers in high-mass star forming regions
我们对4个大质量恒星形成区（Sh 2-255 IR，IRAS 23139+5939，WB 89 -234和OMC 2）的22.2 GHz水脉泽进行了多历元EVN观测。这三个观测时期的时间跨度为6个月。在每个区域，水脉泽发射可能起源于接近（在几百个天文单位内）形成的高质量YSO。几个脉泽功能（~10）已被检测到每个源，并为这些功能持续超过三个时代，自行已被导出。自行的振幅被发现是大于视线速度的变化范围，并在每个所观察到的源的自行方向似乎表明一个膨胀运动。22.2GHz水脉泽跟踪的气体运动学与水脉泽发射的激波激发性质是相容的。三种不同的运动学模型（球形膨胀壳，开普勒旋转盘，和锥形流出）进行了拟合的三维速度场的检测脉泽功能。这些配合的结果，再加上VLBI地图与最高分辨率的图像的来源在几个热示踪剂的比较，表明水脉泽功能最有可能跟踪的内部部分的分子流出检测到更大的尺度。
2004-11-06 astro-ph
Calibration of the Spectrometer aboard the INTEGRAL satellite
SPI是欧空局INTEGRAL卫星上的光谱仪，将于2002年10月发射，它将研究20千电子伏至8兆电子伏能量带的伽马射线天空，对1兆电子伏光子的光谱分辨率为2千电子伏，这要归功于它的19个锗探测器，有效面积为500平方厘米。编码掩模成像技术提供2度角分辨率。16度视场由一个主动BGO否决屏蔽定义，此外还用于背景抑制。2001年4月，SPI的飞行模型在Bruyères le Châtel的CEA进行了为期一个月的校准活动，使用低强度放射源和CEA加速器进行均匀性测量，使用高强度放射源进行成像性能测量。在将所有科学有效载荷（光谱仪SPI、成像仪IBIS和监测器JEM-X和OMC）整合到INTEGRAL卫星上之后，在欧空局诺德韦克中心进行了交叉校准活动。在不同仪器的视场中放置了一组源，以比较它们的性能并确定它们的相互影响。其中一些来源已经在SPI独立测试期间在Bruyères使用。对于最低能量带校准，使用了X射线发生器。我们报告这项校准活动的科学目标，并提出了测量以及一些初步的结果。
2003-10-28 astro-ph
The possible source of the UHECR observed in AGASA Experiment
本文讨论了AGASA实验的结果。有人认为，UHECR辐射是由长寿命粒子的质量，其中是质子质量。关键词：超高频电子回旋共振;修正的洛伦兹变换;新粒子PACS：96.50.S，96.50sb，13.85Tp
2006-01-23 astro-ph
A New View of the Supersoft X-Ray Source Cal 87 Observed with XMM-Newton
2003年4月，用XMM-牛顿观测了Cal 87。该源显示出丰富的发射线光谱，其中如果线被红移700-1200 km/s，则可以识别。这些谱线似乎是在风中从星系中发出的。月食的相位偏移了0.03 phi（orb），其中phi（orb）是光学光变曲线的相位。
2004-02-02 astro-ph
Double Coronal Hard and Soft X-ray Source Observed by RHESSI: Evidence for Magnetic Reconnection and Particle Acceleration in Solar Flares
本文介绍了2002年4月30日利用RHESSI观测到的M1.4级耀斑的数据分析和解释。这一事件的足迹被太阳边缘掩盖，在日冕中表现出很少观察到的，但理论上是预期的双源结构。在6-30 keV范围内观察到的两个日冕源出现在不同的高度，并显示出能量依赖的结构，其中较高能量的发射更接近。光谱分析表明，在两个源之间的内部区域的较高能量的发射主要是非热的，而在外部区域的较低能量的发射主要是热的。这两个源都是可见的约12分钟，并有类似的光变曲线和幂律光谱以上约20千电子伏。这些观测结果表明，磁重联位置位于两个源之间。以湍流和/或粒子形式从重连部位释放的能量的双向流出可以是观察到的辐射的来源。另一方面，低于约15 keV的空间分辨热发射表明下部源具有比上部源更大的发射测量值但具有更低的温度。这可能是两个源的磁场和等离子体密度不同的结果。
2007-12-18 astro-ph
Transient X--Ray Sources Observed with the Rxte All-Sky Monitor after 3.5 Years
我们目前的光变曲线的“瞬态”源的罗西X射线定时探测器（RXTE）的全天监视器（ASM）观察到的样本。光变曲线超过3.5年。它们被分为三组：六个中子星系统，八个黑洞候选系统，以及另外一组不同的六个物体，它们要么是瞬态源（在通常无法检测的意义上），要么是表现出瞬态行为的持久源。这些源的爆发配置文件显示重复性的特点，在一个源，从源到源，以及大的变化。这些配置文件连同配置文件的硬度比从ASM是一个宝贵的资源，为理解吸积不稳定性。我们简要地总结了一些最近的工作，观察员对这些有点任意选择的来源。
2000-01-26 astro-ph
Line asymmetry of solar p-modes: Properties of acoustic sources
在一定的模度和频率范围内，将观测到的太阳p模速度功率谱与理论计算的功率谱进行了比较。理论功率谱的形状取决于负责激发p模式的声源的深度，并且还取决于源的多极性质。我们改变源的深度，以获得最佳的拟合所观察到的光谱。我们发现，四极声源提供了一个很好的拟合所观察到的光谱源位于700公里和1050公里之间的对流区的顶部以下。偶极震源非常适合于震源深度在120 km至350 km之间的较浅震源。深度测定的主要不确定性是由于对相邻度模式的功率泄漏性质以及观测光谱中的背景知识不足而产生的。
1999-02-19 astro-ph
Soft X and Gamma ray emission from TeV sources observed with Swift and INTEGRAL
HESS和MAGIC对新发现的TeV源的软X射线和软伽马观测对于区分各种发射场景并充分了解其性质至关重要。INTEGRAL天文台在轨道上的头1000天定期观测整个银道面，提供了20-100千电子伏范围内的观测，结果是一个有200多个源的软伽马射线天空。在HESS J1813-178的情况下，INTEGRAL发现了硬X射线对应物IGR J18135-1751，Swift/XRT望远镜对该源进行了后续观测。在这里，我们提出了软/硬X射线光谱研究。本文报道了迄今为止HESS观测到的第一个微类星体LS 5039的积分观测结果。
2006-11-03 astro-ph
Observed Redshift Distributions and Cosmological Evolution of Radio Sources
结果表明，新观测到的各种限流射电源的红移分布与Condon（1984）和Dunlop和Peacock（1990）的两个基本演化模型的预测基本一致，即在95%的置信水平下，它们都不能被否定。在较低的红移下，允许自由形式演化的模型和密度和光度演化的模型与观测数据更加一致，而“纯光度演化”模型在较高的红移下更好地拟合数据。这导致了一种怀疑，即Condon（1984）提出的支配所有射电源的同一演化可能不是这种情况。
1998-03-04 astro-ph
An X-ray burst with strong photospheric radius expansion observed from the source 4U1724-307 in Terzan 2
本文介绍了用RXTE对球状星团Terzan 2中4U 1724 -307源极强X射线爆发的观测结果。突释曲线复杂，由两个前体和一个长主峰组成。在第一次（强）前兆中，源的光度L约为3.6 x 10^38 erg/s，与主事件中的测量值相当。剖面的结构、对能量的依赖性和观测到的光谱演化表明中子星的光球层有强烈的膨胀。利用黑体模型估算了光球在不同膨胀阶段的有效温度和半径，并分析讨论了它们的相关性和轮廓特征。
2000-05-04 astro-ph
BL Lacertae are probable sources of the observed ultra-high energy cosmic rays
本文计算了雅库茨克和AGASA实验观测到的超高能宇宙射线（UHECR）与最强BL Lacertae天体的角关联函数。我们发现显着的相关性，对应的概率小于$10^{-4}$的统计波动，包括penatly选择最亮的BL Lac的子集。我们的结论是，一些BL湖泊的来源观察到的UHECR，并提出了一个最可能的候选人名单。
2001-10-30 astro-ph hep-ph
