Jet-lag in Sgr A*: What size and timing measurements tell us about the central black hole in the Milky Way
银河系中心的黑洞，Sgr A*，是处于非常低的活动水平的星系核的原型。它的无线电通过亚毫米波发射已知来自接近事件视界的区域，然而，发射源仍在争论中。一个成功的理论解释的排放是基于一个相对论性喷流模型缩小从强大的类星体。我们想测试这个建立的喷流模型的预测能力对新的可用测量波长依赖的时间滞后和Sgr A* 的尺寸-波长结构。利用所有可用的封闭振幅VLBI数据从不同的群体，我们再次推导出的固有波长依赖的大小的Sgr A*。这使我们能够计算出无线电耀斑的预期频率依赖的时间滞后，假设一系列的流入和流出速度。此外，我们计算了在以前发表的压力驱动射流模型中预期的时间滞后。然后将预测的滞后与22、43和350 GHz的无线电监测观测结果进行比较。时间滞后和尺寸测量的组合意味着一个温和的相对论外流与整体外流速度的伽玛 * β ~ 0.5-2。新测得的时间滞后再现射流模型没有任何重大的微调。结果进一步加强了Sgr A* 中厘米至毫米波射电辐射来自轻度相对论性喷流样外流的情况。射电时间滞后和VLBI闭合振幅测量的组合是评估Sgr A* 中的流速和方向的一种强有力的新工具。未来在一定波长范围内的VLBI和时间滞后测量将揭示更多关于Sgr A* 的信息，例如喷嘴的存在，并首次测量发射点附近相对论性喷流的详细速度结构。
2009-01-23 astro-ph.GA
Simulations of M87 and Sgr A* Imaging with the Millimetron Space Observatory on near-Earth orbits
超大质量黑洞阴影的高分辨率成像是在极端重力条件下验证广义相对论理论的一种直接途径。甚长基线干涉测量（VLBI）在毫米/亚毫米波长的观测可以提供这样的角分辨率的超大质量黑洞，位于Sgr A* 和M87。最近使用事件视界望远镜（EHT）对M87进行的VLBI观测已经表明了这种能力。EHT可获得的最大空间分辨率受到地球直径和大气相位变化的限制。为了提高图像分辨率，需要更长的基线。射电天文空间任务成功地展示了基线远大于地球直径的空间-地球VLBI的能力。毫米波是俄罗斯航天局的下一个太空任务，将在毫米波长下运行。观测站的标称轨道将位于日地系统拉格朗日L2点周围。为了优化VLBI模式，我们考虑可能的第二阶段的任务，可以使用近地高椭圆轨道（HEO）。本文利用一组近地轨道对Sgr A* 和M87进行了毫米波和EHT联合配置的综合天地VLBI观测。利用广义相对论磁流体动力学模型（GRMHD）对Sgr A* 和M87的黑洞环境进行了230 GHz的静态和动态成像模拟。地面和空间-地面基线之间进行的比较表明，与毫米波和EHT的联合观测显着提高图像分辨率，并允许EHT+毫米波获得快速时标的Sgr A* 探测动态的快照图像。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
Global millimeter VLBI array survey of ultracompact extragalactic radio sources at 86 GHz
在86 $\,$ GHz（波长，$λ= 3\,$ mm）的甚长基线干涉测量（VLBI）观测达到约50 $μ$ as的分辨率，探测活动星系核中相对论外流的准直和加速区域。为了扩大对致密河外喷流的统计研究，2010-2011年利用全球毫米波VLBI阵列对162个射电源进行了一次大规模的全球86 GHz VLBI调查。测量数据达到了0.1焦耳/束的典型基线灵敏度和5毫焦耳/束的典型图像灵敏度，为所有测量目标提供了成功的探测和图像。对于138个对象，该调查提供了有史以来第一次在86 GHz的VLBI图像。采用高斯模型拟合能见度数据来表征源的结构。高斯模型拟合为基础的估计亮温（$T_\mathrm{b}$）在喷流基地（核心）和移动区域（喷流组件）下游的核心进行了比较，估计$T_\mathrm{b}$限制直接从能见度数据，证明了良好的协议之间的两种方法。在我们的样本中，喷流核心的视亮度温度估计值范围从$2.5 \times 10^{9}\,$ K到$ 1.3\times 10^{12}\,$ K。一个人口模型与一个单一的亮度温度，$T_\mathrm{0}$的内在价值，被施加到重现所观察到的$T_\mathrm{b}$分布。它产生$T_\mathrm{0} = (3.77^{+0.10}_{-0.14}) \times 10^{11}\,$ K的射流核心，这意味着逆康普顿损失占主导地位的排放。…
2018-08-28 astro-ph.GA
Position and Proper Motion of Sagittarius A* in the ICRF3 Frame from VLBI Absolute Astrometry
人马座A*（Sgr A*）是一个强大而紧凑的射电源，据信是由银河系中心的超大质量黑洞提供动力的。星系平面上的尘埃和气体使它无法进行光学观测，但它的位置和自行先前已经使用无线电干涉测量法进行了估计。在国际天体参考系的第三次实现ICRF 3框架内，我们提出了新的VLBI绝对天体测量的精确位置和自行。所使用的观测是在2006年6月至2022年8月期间在K波段（24 GHz）的VLBA上进行的52个时期。在赤经和赤经上，我们发现人马座A* 的自行分别为-3.128 $\pm$ 0.042 mas/yr和-5.584 $\pm$ 0.075 mas/yr，或6.400 $\pm$ 0.073 mas/yr，位置角为209.26 $\pm$ 0.51度。我们还发现它在2015.0自行历元的J2000 ICRF 3坐标为17 $^h$ 45 $^m$ 40.034047 $^s$ $\pm$ 0.000018 $^s$，-29 $^o$ 00'28.21601“”$\pm$ 0.00044“。在银道坐标系中，Sgr A* 的自行在银经为-6.396 $\pm$ 0.071 mas/yr，在银纬为-0.239 $\pm$ 0.045 mas/yr，表明太阳在银道面的运动为248.0 $\pm$ 2.8 km/sec，向银道北极的运动为9.3 $\pm$ 1.9 km/sec。
2022-12-01 astro-ph.GA
Millimeter-VLBI observations of low-luminosity active galactic nuclei with source-frequency phase-referencing
我们报告毫米VLBI结果低光度活动星系核（M 84和M 87）高达88 GHz的源频率相位参考观测。我们探测到了弱VLBI核，并在88 GHz获得了M84的第一幅图像. M84核的亮度温度约为7.2 $\times$ 10 $^9$ K，这可以作为一个下限，因为在我们的88 GHz观测中，核的史瓦西半径还没有达到30。利用源频相位参考技术成功地测定了M87在22-44 GHz和44-88 GHz的芯频位移。M87的喷流顶点位于43 GHz核的上游约46 $μ$处。M 87 88 GHz核心的估计磁场强度为4. 8 $\pm$ 2. 4 G，与事件视界望远镜探测的事件视界附近的1-30 G量级相同。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Millimeter wave spectrum and search for vinyl isocyanate toward Sgr B2(N) with ALMA
星际探测到异氰酸、异氰酸甲酯和最近发现的异氰酸乙酯，提出了在星际介质中可能探测到异氰酸乙烯酯的问题。本研究的目的是将乙烯基异氰酸酯的实验室旋转光谱扩展到毫米波区域，并检查其在高质量恒星形成区域Sgr B2中的存在。使用布拉格毫米波光谱仪在127.5-218和285-330 GHz频率范围内记录异氰酸乙烯酯的转动光谱。光谱分析得到了高级量子化学计算的支持。我们假设局部热力学平衡来计算乙烯基异氰酸酯的合成光谱，并在用ALMA对Sgr B2（N）进行的ReMoCA调查中寻找它。我们还在同一来源中搜索了异氰酸乙酯。准确的旋转和离心畸变常数的值报告的反式和顺式乙烯基异氰酸酯的基态振动状态。我们报告未检测到乙烯基和乙基异氰酸酯对Sgr B2（N）的主要热核心。我们发现，乙烯基和乙基异氰酸酯是至少11和3倍少丰富的甲基异氰酸酯在这个来源，分别。虽然星际甲基异氰酸酯本身的精确形成机制仍然不确定，但我们从现有的天体化学模型推断，我们对Sgr B2（N）中CH 3 NCO：C2 H5 NCO比率的观测上限与通过从甲基异氰酸酯中提取或光解H原子在尘埃颗粒上形成的乙基异氰酸酯一致，然后加入甲基自由基。这种用于异氰酸乙酯生产的方法的优势，结合不存在用于异氰酸乙烯酯的类似机理，将表明C2 H3 NCO：C2 H5 NCO的比率应小于1。
2022-07-07 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2. II. Continuum millimeter emission of SgrB2(M) and SgrB2(N) with ALMA
高质量恒星形成点SgrB 2（M）和SgrB 2（N）是许多研究的目标，揭示了丰富的化学物质。我们希望使用ALMA高角分辨率观测在毫米波长，达到约4000 AU的空间尺度，并覆盖整个频带6（从211到275 GHz）的物理和化学结构的特征。为了确定线丰富的源的连续发射，我们使用一种新的统计方法：STATCONT。我们在SgrB 2（M）中检测到27个连续源，在SgrB 2（N）中检测到20个连续源。我们研究了ALMA波段6的连续辐射，并将其与以前的SMA 345 GHz和VLA 40 GHz观测结果进行了比较，以研究检测到的源的性质。最亮的来源主要是（部分光学厚）尘埃排放，而有一个重要程度的污染，从电离气体自由-自由排放较弱的来源。虽然SgrB 2（M）的总质量分布在许多碎片中，但SgrB 2（N）的大部分质量来自单个物体，具有向中心会聚的类似于碎片的结构。在这两个区域似乎都缺乏低质量的致密核心。我们确定了核心的H2体积密度约为10^5-10^7 Msun pc^-3，比超级星团的恒星密度高出一到两个数量级。一般来说，SgrB 2（N）比SgrB 2（M）在化学上更丰富。在碎片的化学含量和质量之间似乎存在着某种关联，质量越大的碎片团化学含量越高。SgrB 2（N）和SgrB 2（M）都含有一簇热分子核。我们比较连续图像与预测从一个详细的三维辐射转移模型，再现的结构SgrB 2从45…
2017-04-06 astro-ph.GA
Millimeter- and submillimeter-wave spectroscopy of thioformamide and interstellar search toward Sgr B2(N)
硫代甲酰胺NH 2CHS是甲酰胺NH 2CHO的含硫类似物。后者早在20世纪70年代就在星际介质中被发现。在星际介质中检测到的大多数含硫分子都是相应的含氧化合物的类似物。因此，硫代甲酰胺是在星际介质中搜索的一个有趣的候选者。用里尔光谱仪在150 ~ 660 GHz频率范围内测量并分析了硫代甲酰胺的转动光谱。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的ReMoCA谱线调查，在高质量恒星形成区人马座（Sgr）B2（N）寻找硫代甲酰胺。通过对母体、硫代甲酰胺的~（34）S、~（13）C和~（15）N单取代同位素的基态分析，得到了精确的转动常数。对于母体同位素，使用考虑科里奥利耦合的模型分析了最低的两个激发振动态，v12 = 1和v9 = 1。未检测到热核Sgr B2（N1S）和Sgr B2（N2）的硫代甲酰胺。敏感的上限表明，硫代甲酰胺是近三个数量级，至少低于丰富的甲酰胺。这与甲硫醇明显不同，甲硫醇在两种来源中的丰度仅比甲醇低两个数量级。甲烷乙硫醇与硫代甲酰胺所示的不同行为可能是由于后者的优先形成（粮食）在较晚的时间和低温下，当CS丰度被压抑。这降低了硫代甲酰胺与甲酰胺的比率，因为HCS基团在这些条件下不容易获得。
2020-09-16 astro-ph.GA
Detecting Changing Polarization Structures in Sagittarius A* with High Frequency VLBI
人马座A* 是近红外线、X射线、无线电和（亚）毫米辐射源，与银河系中心的超大质量黑洞有关。在亚毫米波段，Sgr A* 在时间尺度上表现出随时间变化的线性偏振，对应于假定的400万太阳质量的黑洞的<10史瓦西半径。在以前的工作中，我们证明了潜在的总强度（分）毫米波长VLBI检测时变-和周期性-源结构的变化，在Sgr A* 黑洞系统使用nonimaging分析。在这里，我们扩展这项工作，包括全极化VLBI观测。我们模拟全偏振（亚）毫米VLBI数据的Sgr A* 使用热点模型，是嵌入在一个吸积盘，重点是非成像偏振数据产品，对校准误差是强大的。虽然模型中的源积分线性偏振分数通常只有几个百分比，但小角度尺度上的线性偏振分数可以高得多，从而能够检测各种基线上Sgr A* 的偏振结构的变化。最短的基线跟踪源集成的线性偏振分数，而较长的基线是敏感的偏振子结构，光束稀释的连接元件干涉。即使仪器偏振项不能被校准，源偏振的周期性变化的检测也不应受到显著影响。随着更多的天线被包括在（分）毫米VLBI阵列，观测与全极化将提供重要的新的诊断，以帮助解开内在的源极化法拉第旋转效应的吸积和流出区域接近黑洞事件视界。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Testing the Accretion Flow with Plasma Wave Heating Mechanism for Sagittarius a* by the 1.3MM Vlbi Measurements
与紧凑射电源人马座（Sgr）A* 相关的超大质量黑洞附近被认为在波长接近和短于$\sim$ 1毫米的波长处占主导地位。我们表明，广义相对论吸积流，通过等离子体波加热机制加热，是一致的极化和最近的毫米VLBI观测的Sgr A* 的倾斜角的$\sim 45^\circ$，位置角的$\sim 140^\circ$，和自旋$\lesssim 0.9$。在现有的Hawaii-CARMA和Hawaii-SMT基线上，利用1. 3 mm-VLBI可以观测到由黑洞阴影产生的天体结构。我们还考虑了8个额外的潜在毫米VLBI站，包括在智利和新西兰的网站，发现这些发射区的基本几何形状可以可靠地估计。
2009-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Millimeter-VLBI Detection and Imaging of the Gravitationally Lensed Gamma-Ray Blazar JVAS B0218+357
我们用KVN和VERA阵列（KaVA）在22，43和86 GHz观测了引力透镜耀变体JVAS B 0218 +357。该源最近已被确定为一个活跃的伽马射线源高达GeV/TeV的能量带，通过引力透镜研究相对论射流呈现一个独特的目标。在这里，我们报告的第一个强大的VLBI检测和成像的透镜图像高达86 GHz。检测到的质量尺度/秒差距尺度形态的个别透镜图像（A和B）是一致的，以前看到的22和15 GHz，显示核心射流形态与射流方向是相同的，在低频率。透镜图像的无线电光谱能量分布在较高的频率变得陡峭，表明最里面的喷流区域变得光学薄同步辐射。我们的研究结果证实，由于干预透镜星系的吸收效应变得可以忽略不计，在毫米波长。这些结果表明，高频VLBI观测是一个强有力的工具，以更好地恢复透镜活动星系核喷流的内在属性，因此，使我们能够研究之间的相互作用的低，高能量的发射。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Millimeter-wave Spectral Line Surveys toward the Galactic Circumnuclear Disk and Sgr A*
我们使用野边山射电天文台（NRO）45米射电望远镜在3毫米波段对银河系环核盘（CND）和Sgr A* 进行了无偏谱线测量。目标位置是CND的两个切点和Sgr A* 的方向。我们获得了三个宽带光谱，覆盖频率范围从81.3 GHz到115.8 GHz，检测到46个分子线，包括10个稀有同位素和4个氢复合线的30种。每条谱线都由来自CND、+50 km/s和+20 km/s云（GMC）以及前景旋臂的多个速度分量组成。我们定义的具体速度范围，代表CND和GMC向每个方向，并将检测到的线分为三类：CND-/GMC-/HBD型，根据线强度集成在定义的速度范围。CND型和GMC型分别是主要追踪CND和GMC的品系。HBD型具有CND-/GMC型的两个特征。我们还提出了线强度和其他参数的列表，以及强度比，这必须是有用的，以调查我们的银河系和其他星系的核环境之间的差异。
2014-07-18 astro-ph.GA
Long-term monitoring of Sgr A* at 7 mm with VERA and KaVA
本文介绍了日本VLBI射电天文测量探测（VERA）台阵对Sgr A* 在7 mm（即43 GHz）波段的射电监测观测结果。VERA提供毫秒级的角分辨率，分辨Sgr A* 的~100史瓦西半径内的结构，类似于甚大基线阵列（VLBA）。我们在2005 - 2008年对Sgr A* 进行了多历元观测，并从2013年1月开始用VERA再次对其进行监测，以追踪当前的G2遭遇事件。我们在2013年的初步结果表明，在2013年8月，质量尺度上的Sgr A* 一直处于普通状态，尽管2013年4月G2云的一部分已经通过了Sgr A* 的近心。我们将继续使用VERA和新开发的KaVA（KVN和VERA阵列）监测Sgr A*。
2013-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing spacetime around Sagittarius A* using modeled VLBI closure phases
银河系中心的超大质量黑洞人马座A* 的发射区和黑洞阴影可以用毫米甚长基线干涉测量法探测。我们的目标是探测发射等离子体周围的Sgr A* 的几何形状，通过使用模型化的毫米VLBI关闭相位计算在1.3毫米，并限制观察者的倾斜角和位置角的黑洞自旋轴。我们已经模拟了三种不同模型的Sgr A* 的发射图像：轨道斑点，磁盘模型和喷流模型。轨道点模型被用作测试案例的情况下，而磁盘和喷流模型是物理驱动的情况下，基于标准的三维广义相对论磁流体动力学模拟的热吸积流。我们的研究结果进行了比较，目前可用的关闭阶段的观测限制。我们的研究结果表明，更多的模型与更接近的边缘上的视角是一致的观测限制。一般来说，射流和盘的几何形状可以再现类似的关闭阶段，为不同的观察和位置角度。因此，有利的黑洞自旋方向和它的大小是强烈的模型依赖。我们发现，喷流和磁盘模型可以解释目前的VLBI限制。我们的结论是，新的观测在1.3毫米，可能在更长的波长，包括其他三角形的VLBI基线是必要的解释Sgr A* 发射和推定的黑洞自旋参数。
2016-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Face-on Accretion Disk Geometry Revealed by Millimeter-wave Periodicity in Sgr A$^*$
通过分析ALMA档案数据，在Sgr A$^*$中发现230 GHz处约52分钟的高显著性周期性调制，结合多普勒增强热点模型首次直接约束了内吸积流的正面朝向几何结构，为探测黑洞最内区提供了独立新手段。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A magnetized torus for modeling Sgr A* millimeter images and spectra
上下文位于银河系中心的超大质量黑洞人马座（Sgr）A* 在所有天体物理学黑洞中具有最大的角尺寸。它的影子，假设没有旋转，跨度约为50微弧秒。在新一代干涉仪在这十年中投入使用之前，天文仪器长期以来一直无法解决这样的尺寸。特别令人感兴趣的是事件视界望远镜，其分辨率约为20微弧秒，毫米波长范围为0.87毫米至1.3毫米。我们研究了完全广义相对论性的Komissarov（2006）分析磁化环面模型在厘米和毫米域中解释Sgr A* 处可观测约束的能力。还研究了磁场几何形状对观测量的影响。方法.我们计算射线跟踪厘米和毫米波长的同步辐射光谱和图像的磁化吸积环周围的中央黑洞在Sgr A*。我们假设系统是定态的、轴对称的、比角动量为常数的、多变的状态方程。热电子和非热电子的混合人口被认为是。结果我们表明，环面模型是能够在毫米域，特别是在可观察的域的EHT再现频谱约束。然而，环面模型还不能拟合厘米光谱。1.3在高倾角下的mm图像与可观察到的约束一致。结论.在未来的EHT的角度来看，环面模型的能力，占观察Sgr A* 在毫米域是有趣的。这种分析模型允许非常快速的计算。因此，它将是一个合适的试验台，用于研究大范围的物理参数，以及非黑洞紧凑物体候选者和替代的引力理论。
2014-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Chinese space millimeter-wavelength VLBI array - a step toward imaging the most compact astronomical objects
中国科学院上海天文台（SHAO）正在研究空间VLBI（甚长基线干涉仪）计划。该计划的最终目标是利用天基VLBI阵列在亚毫米波长下工作，对星系中心的超大质量黑洞附近进行成像，并获得100倍的角分辨率。为了实现这一宏伟目标，任务计划分为三个阶段。该计划的第一阶段被称为空间毫米波VLBI阵列（SMVA），由两颗卫星组成，每颗卫星携带一个10米直径的射电望远镜进入椭圆轨道，远地点高度为60000公里，近地点高度为1200公里。空间VLBI望远镜将在43、22和8 GHz三个频段工作。43和22 GHz频段将配备低温接收机。这些空间望远镜与地面射电望远镜一起观测，在43千兆赫处实现了20微弧秒（$μ$ as）的最高角分辨率。SMVA预计将进行广泛的高分辨率观测研究，例如首次对M87星系中心的超大质量黑洞的阴影（暗区）进行成像，研究SMBH周围水超脉泽的运动学，以及探索活动星系核的动力源。中科院于2012年10月批准了预研究资金，以支持科学和技术可行性研究。这些研究还包括制造可部署的10米天基望远镜原型和22千兆赫接收器。在这里，我们报告SMVA项目的最新进展。
2014-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing neutrino production in blazars by millimeter VLBI
本文提出利用下一代事件视界望远镜（ngEHT）的高频高分辨率观测能力，同时探测耀变体中心吸积盘和秒差距尺度喷流，以揭示质子加速与中微子产生机制，并给出相应观测策略。
2023-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The variability of Sagittarius A* at 3 millimeter
自2005年10月以来，我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列对银河系中心紧凑射电源Sgr A* 进行了3 mm通量密度的监测观测。高度依赖性和时间依赖性增益的仔细校准使我们能够建立Sgr A* 的变异性行为。Sgr A* 在2006年6月出现了一个高而稳定的状态，在2006年8月出现了一个低而不稳定的状态。我们报告的结果，重点是在其低状态下检测到的两个日内变化事件。一次是2006年8月12日，当时Sgr A* 在约2.5小时内表现出33%的分数变化。另一次是2006年8月13日，当时观察到两个相隔约4小时的峰，在2小时内最大变化为21%。根据两种可能的情况，即，膨胀等离子体模型和次开普勒轨道热点模型。拟合结果表明，对于膨胀等离子体模型，同步辐射冷却不能忽略，根据修正的膨胀等离子体模型参数，得到的最小质量损失率为9.7 × 10 - 10 Msun/yr.同时进行多波长观测对于我们理解Sgr A* 快速射电变率的物理起源至关重要。
2009-05-16 astro-ph.GA
Imaging an Event Horizon: submm-VLBI of a Super Massive Black Hole
天体物理学的一个长期目标是直接观察黑洞的直接环境，其角分辨率可与事件视界相媲美。实现这一目标将为强场区域中的广义相对论、黑洞边缘的吸积和流出过程、事件视界的存在以及基本黑洞物理学（例如，自旋）。在改进短波长甚长基线干涉测量能力方面取得的长期稳步进展使这一目标极有可能在未来十年内实现。最令人信服的证据是最近用1.3毫米VLBI观测到SgrA* 中的史瓦西半径尺度结构，SgrA* 是银河系中心的射电、亚毫米波、近红外和x射线的致密源。SgrA* 被认为标记了一个大约400万太阳质量的黑洞的位置，并且由于它的接近和估计的质量，它呈现了宇宙中任何黑洞候选者中最大的明显事件视界尺寸。在接下来的十年里，现有的和计划中的毫米/亚毫米设施将被组合成一个高灵敏度、高角分辨率的“事件视界望远镜”，这将使我们在几十年内尽可能接近黑洞的边缘。本白皮书描述了SgrA* 和M87（一个比SgrA* 更明亮的射电活动星系核）的毫米/亚毫米VLBI观测的科学案例。我们强调，虽然涉及开发和采购，但技术前进的道路是明确的，最近的成功观察消除了通常与这种雄心勃勃的项目有关的大部分风险。
2009-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Masses of Nearby Supermassive Black Holes with Very-Long Baseline Interferometry
迄今为止，动力学质量测量已经可以确定附近一些超大质量黑洞的质量M和距离D。就Sgr A* 而言，这些测量受到质量和距离之间强相关性的限制，尺度大致为M ~ D^2。如果一个超大质量黑洞的吸积流在光学上是薄的，那么未来的甚长基线干涉测量（VLBI）观测将在它的阴影周围成像一个明亮而狭窄的环。在本文中，我们探讨的前景，减少之间的相关性质量和距离相结合的动态测量和VLBI成像的环的Sgr A*。我们估计的信噪比不久的将来VLBI阵列，包括五到六个站，我们模拟测量的质量和距离的Sgr A* 使用预期大小的环图像和现有的恒星星历。我们证明，在这种最好的情况下，VLBI观测在1毫米可以改善质量的误差约2倍，从单独的恒星轨道监测的结果相比。我们确定了额外的不确定性来源，这种成像观测必须考虑。此外，我们计算了其他附近的超大质量黑洞的亮环的角直径，并确定了最佳的目标，除了Sgr A*，可以成像的地面VLBI阵列或未来的空间VLBI任务，允许精细的质量测量。
2012-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
VAPOLA - A multiyear, multiband polarization survey of AGNs and Sgr A* at millimeter wavelengths with ALMA II. Spectropolarimetric properties and their evolution from 2017 to 2023
Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；INFN, Sezione di Cagliari（意大利国家核物理研究所卡利亚里分部）；University of Balearic Islands（巴利阿里群岛大学）；Institute of the Balearic Islands (IAIB)（巴利阿里群岛研究所）；Health Research Institute of the Balearic Islands (IdISBa)（巴利阿里群岛健康研究所）；Max-P（马克斯·普朗克）
本研究利用ALMA对39个AGNs及Sgr A*开展2017-2023年的VLBI偏振光谱分析，揭示其偏振特性的时间变异性及RM随频率变化的规律，探讨法拉第旋转的可能起源。
2026-10-21 astro-ph.GA
Using space-VLBI to probe gravity around Sgr A*
事件视界望远镜（EHT）将很快提供银河系中心超大质量黑洞（SMBH）候选人人马座A*（Sgr A*）的第一张高分辨率图像，使我们能够在强场区域探测引力。除了研究极端环境下的吸积过程外，所获得的数据和重建图像还可用于研究潜在的时空结构。在目前的配置中，EHT能够区分旋转的克尔黑洞和像玻色子星这样的无视界物体。未来的发展可以提高EHT区分不同时空的能力。我们调查的能力，先进的EHT概念，包括轨道空间天线，图像和区分不同的时空围绕Sgr A*。我们使用GRMHD模拟吸积致密物体（克尔和玻色子黑洞，以及玻色子星），并通过广义相对论辐射转移计算计算它们的辐射特征。为了便于与即将到来的和未来的EHT观测比较，我们产生了现实的合成数据，包括源的变化，衍射和折射散射，同时将观测阵列，包括空间天线。从生成的合成观测，我们动态重建黑洞阴影图像使用正则化的最大熵方法。我们采用遗传算法来优化空间天线的轨道，以提高组合阵列（地面阵列和空间天线）的成像能力和u-v平面覆盖范围，并开发了一种新的方法来探测傅立叶空间中的源变化。包括一个轨道空间天线提高了EHT的能力，区分克尔黑洞和黑洞上的自旋的基础上重建的无线电图像和复杂的vibrations。
2021-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
How many supermassive black hole binaries are detectable through tracking relative motions by sub/millimeter VLBI
本研究扩展了D'Orazio & Loeb（2018）的formalism，通过sub/millimeter VLBI追踪相对运动直接探测SMBHBs，估算红移$z\le 0.5$、质量$M\leq 10^{11}M_\odot$的可探测数量约为20，并强调同步多频技术的重要性。
2023-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Linearly Polarized Millimeter and Submillimeter Continuum Emission of Sgr A* Constrained by ALMA
我们的目的是表征偏振连续发射特性，包括强度、偏振位置角和Sgr A* 在$\sim$ 100（3.0 mm）、$\sim$ 230（1.3 mm）、$\sim$ 345（0.87 mm）、$\sim$ 500（0.6 mm）和$\sim$ 700 GHz（0.43 mm）处的偏振百分比。根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）的观测结果，我们报告了Sgr A* 在上述频段的连续发射特性。利用ALMA单点观测和镶嵌观测资料测量了Sgr A* 的通量密度。我们对观测到的（XX-YY）/I强度比进行正弦拟合，以导出偏振位置角和偏振百分比。我们成功地检测到偏振连续辐射从所有观察到的频带。我们观察到$\sim$ 700 GHz处的Stokes I强度低于$\sim$ 500 GHz处的Stokes I强度，这表明$\gtrsim$ 500 GHz处的发射来自同步加速器发射光谱的光学薄部分。在我们的最高观测频率$\sim$ 700 GHz处，斯托克斯I强度和偏振位置角都可能随时间变化。然而，我们还没有检测到在$>$ 500 GHz的极化百分比的变化。$\sim$ 700 GHz处的极化百分比可能低于$\sim$ 500 GHz处的极化百分比。通过比较$\sim$ 500 GHz和$\sim$ 700 GHz观测值与低频段观测值，我们认为Sgr A* 的本征偏振位置角随时间变化。本文还报道了观测到…
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Geodetic and Astrometric VLBI Experiment at 22/43/88/132 GHz
本研究利用韩国甚长基线干涉网开展首次多频段大地测量模式VLBI实验，引入频率相位转移方法校准大气相位波动，提升了毫米波段弱源探测率与测量精度，验证了毫米波段用于高精度大地测量和天体测量的可行性。
2024-09-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of intrinsic source structure at ~3 Schwarzschild radii with Millimeter-VLBI observations of SAGITTARIUS A*
我们报告的结果从甚长基线干涉（VLBI）观测的超大质量黑洞在银河系中心，Sgr A*，在1.3毫米（230 GHz）。这些观测是在2013年3月使用夏威夷，加利福尼亚，亚利桑那和智利的六个VLBI站进行的。与早期的观测相比，智利APEX望远镜的增加几乎使阵列中最长基线长度增加了一倍，在南北方向提供了额外的{ \it uv}覆盖范围，并使Sgr A* 的空间分辨率达到$\sim$ 30 $μ$ as（$\sim$ 3 Schwarzschild半径）。即使在最长的基线上，也能探测到辐射源，其可见度振幅为总通量密度的$\sim$ 4-13%。我们认为，这样的通量密度不能单独从星际折射散射，但表明存在紧凑的内在源结构的尺度上的$\sim$ 3史瓦西半径。测得的非零闭合相位排除了点对称发射。我们在简单几何模型的背景下讨论了我们的结果，这些模型捕捉了盘主导模型和喷流主导模型的基本特征和亮度分布，并表明两者都可以重现观测数据。这些模型的共同点是亮度不对称性、方向和特征尺寸，它们与黑洞阴影的预期尺寸相当。未来的1.3毫米VLBI观测具有扩展的阵列和更好的灵敏度，将允许更详细的地平线尺度结构的成像，并承担在黑洞边界的物理过程的深入了解的潜力。
2018-05-23 astro-ph.GA gr-qc
Simultaneous Multi-Wavelength Observations of Sgr A* during 2007 April 1-11
我们报告了在多波长观测活动中几乎所有波段（即厘米，毫米，亚毫米，近红外和X射线）的Sgr A* 的可变发射的检测。在近红外和X射线波段同时探测到三个新的中等耀斑。耀斑中的X射线与近红外通量的比率与亚毫米发射相对论粒子的近红外光子的逆康普顿散射一致，该粒子遵循从Sgr A* 的尺寸测量获得的标度关系。我们还发现，在近红外波长的耀斑统计是一致的耀斑发射的概率成反比的流量。在毫米波长，耀斑发射在43千兆赫（7毫米）使用VLBA与毫角秒空间分辨率的存在表明，每小时的时间尺度耀斑是本地化的内部30 $\times$ 70史瓦西半径的Sgr A* 的第一个直接证据。我们还展示了近红外，毫米和亚毫米光变曲线之间的几个互相关图，这些曲线共同证明了发射峰值之间存在长达三个小时的时间延迟。在毫米和亚毫米波长的时间延迟的证据是一致的发射源是光学厚最初由过渡到光学薄制度。特别是，在2007年4月4日发生的43 GHz光学薄的近红外和X射线耀斑和光学厚的射电耀斑之间有一个有趣的相关性。这将是43 GHz射电耀斑发射相对于近红外和X射线耀斑发射延迟的第一个证据。
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Core-shift of Sagittarius A* as a Discriminant between Disk and Jet Emission Models with millimeter-VLBI
Radboud University（拉德堡德大学）；ASTRON
通过毫米波VLBI研究Sgr A*核心位移，发现喷流模型比盘状模型有更大的核心位移，且核心位移随观测角度变化而变化。
2023-12-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
VAPOLA -- A multi-year, multi-band polarization survey of AGN and Sgr A* at mm wavelengths with ALMA I. Survey Overview and Science-Ready Archival Products
Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of Balearic Islands（巴利阿里群岛大学）；Institute of the Balearic Islands (IAIB)（巴利阿里群岛研究所）；Health Research Institute of the Balearic Islands (IdISBa)（巴利阿里群岛健康研究所）；Universidade São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciéencias Atmosféricas（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文学研究所）；INAF–Italian Centre for Astronomical Archive（意大利天体物理研究所意大利天文档案中心）
介绍VAPOLA，首个关于AGN和Sgr A*的ALMA观测高级数据产品库。基于自动管道处理数据，通过用户友好网站提供即用数据，方便非专家用户分析，推动多领域研究，还提供相关参数和元数据。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Millimeter-wave spectrum of 2-propanimine
迄今为止，在星际介质中只检测到6种亚胺。3-碳亚胺，2-丙亚胺（（CH $_3$）$_2$ C=NH），被预测为C $_3$ H $_7$ N基团中能量最低的结构异构体，似乎是天文搜索的良好候选者。出乎意料的是，没有微波或毫米波光谱可用于2-丙亚胺。在这项工作中，我们提供了第一个高分辨率的毫米波光谱2-丙亚胺和分析。在实验室测量的指导下，我们的目标是使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测在两个分子丰富的源Sgr B2（N）和IRAS 16293-2422中寻找2-丙亚胺。从合成的样品出发，测量了2-丙亚胺在50 ~ 500 GHz的光谱，并借助理论计算，用XIAM和ERHAM程序成功地对基态谱线进行了归属和拟合。两个CH $_3$顶部的内旋转屏障被确定为531.956（64）cm $^{-1}$和465.013（26）cm $^{-1}$。这些数据能够为天文学搜索提供可靠的跃迁频率预测。虽然有一些匹配的谱线存在，但在热分子核心Sgr B2（N1S）和0级原恒星IRAS 16293 B中没有发现2-丙亚胺。已经推导出其柱密度的上限，并且表明2-丙亚胺在Sgr B2（N1S）中的丰度比甲亚胺低至少18倍，并且在IRAS 16293 B中至多为甲亚胺的50- 83%。
2023-02-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Sgr B2(N): A bipolar outflow and rotating hot core revealed by ALMA
本文介绍了用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）对Sgr B2（N）的SiO（2-1）和SO（12-13）线的观测结果，其角分辨率为~2arcsec。我们的SiO和SO2线发射的分析揭示了一个双极分子外流在东西方向的驱动源位于K2。此外，SO2线核显示出南北向的速度梯度，这很可能表明有一个分子气体的热核围绕K2旋转。SO2和SiO的分数丰度（X（SO2）和X（SiO），分别）在流出的分子气体的C18 O排放量的比较。假设激发温度为100 ± 50 K，我们计算出X（SO2）= 2.3X10^-8和X（SiO）= 1.2X10^-9。SgrB 2（N）K2的外流特征为年轻（5 × 10^3年）和大规模（~ 2000 Msun），但中等准直（~ 60 deg）外流。我们还报道了从K2位置可能探测到SiO（v=2，J=2-1）脉泽辐射的结果。如果得到证实，它将使Sgr B2（N）成为第四个与SiO脉泽相关的恒星形成区。
2015-11-10 astro-ph.GA
Approaching hell's kitchen: Molecular daredevil clouds in the vicinity of Sgr A*
我们报告了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在中央秒差距内的3，6和7波段的线发射的偶然探测，直到Sgr A* 周围的1”，在亚毫米（sub-mm）域的银河系中心（GC）的迄今为止最高分辨率（<0.5”）视图。从100 GHz的连续谱和H39α发射，我们得到了一个均匀的电子温度约为6000 K的微型螺旋。Sgr A* 的光谱指数在100 - 250 GHz下约为0.5，在230 - 340 GHz下约为0.0。中心明亮的光源显示光谱指数约为-0.1，意味着韧致辐射，而尘埃辐射则出现在小螺旋的外部。除中心分布最广的CS外，还检测到H13 CO+、HC 3 N、SiO、SO、C2 H、CH 3OH、13 CS和N2 H+。大部分的cloudspiral发射区是在正速度和在一个区域所限制的minispiral北臂，酒吧和源IRS 3和7。虽然部分空间重叠的无线电复合线（RRL）的发射在相同的负速度，与minispiral的关系仍然不清楚。一个可能的解释是，一个由嵌入在扩散气体中的密度更大的云核组成的下沉团。云（CA）的中央协会显示三倍高的CS/X（X：任何其他观察到的分子）比环核盘（CND），这表明更高的激发相结合，由温度梯度和/或IR泵，和丰富的增强由于UV和/或X射线发射。因此，我们得出结论，这个CA比CND更接近中心。此外，我们发现分子发射速度高达200公里s-1。...
2017-07-10 astro-ph.GA
Beyond Sgr A* and M87*: Sub-Microarcsecond Black Hole Shadow Detection via Lunar-based Extremely Long Baseline Interferometry
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；Institut für Theoretische Physik, Goethe-Universität（法兰克福大学理论物理研究所）
本文提出利用月球基VLBI实现0.7微角秒分辨率，评估31个超大质量黑洞的阴影可探测性，识别出6个候选目标，并探讨了不同望远镜尺寸和基线覆盖对光子环探测的影响。
2026-08-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
First Mid-infrared Detection and Modeling of a Flare from Sgr A*. II. Mid-IR Spectral Energy Distribution and Millimeter Polarimetry
本研究针对首次探测到的Sgr A*中红外耀斑，结合新银心消光测量分析其谱指数演化，结合SMA毫米波偏振观测，验证该耀斑的中红外与毫米波变化源自单个热斑。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Imaging an Event Horizon: Mitigation of Source Variability of Sagittarius A*
在银河系中心的黑洞，与紧凑的源人马座A*（Sgr A*），预计投下阴影后，周围的等离子体流，编码的影响，广义相对论在强场制度的排放。事件视界望远镜（EHT）是一个甚长基线干涉测量（VLBI）网络，其目标是对附近的超大质量黑洞（特别是Sgr A* 和M87）进行成像，其角分辨率足以观察事件视界附近的强引力效应。广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟表明，Sgr A* 的射电辐射在几分钟的时间尺度上表现出变化，比典型的VLBI成像实验（通常需要几个小时）的持续时间要短得多。然而，观测过程中源结构的变化违反了射电干涉成像中孔径合成工作所需的基本假设之一。通过模拟真实的EHT观测Sgr A* 的模型电影，我们证明了平均静态发射的图像，具有广义相对论预测的特征黑洞阴影和光子环，但可以通过多天的观测和成像前的后续处理（缩放，平均和平滑）来获得。此外，它表明，这个过程可以与现有的方法相结合，以减轻星际散射的影响。综合考虑，这些技术可以在重建图像上恢复银河系中心的黑洞阴影。
2015-12-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
(sub)Millimeter Emission Lines of Molecules in Born-again Stars
探测和研究再循环星中的分子气体对于了解它们的组成和化学演化具有重要意义。此外，分子发射将是一个宝贵的工具，探索的物理条件，运动学和形成的不对称结构，在这些演化的恒星的星周信封。然而，到目前为止，所有试图探测来自再次出现的恒星周围冷物质的分子发射的尝试都失败了。我们使用APEX和IRAM 30米望远镜进行了观测，以寻找四颗研究得很好的再次出现的恒星V4334 Sgr，V605 Aql，A30和A78的分子发射，这些恒星被认为代表了一个进化序列。我们首次检测到HCN和H $^{13}$ CN分子向V4334 Sgr的发射，以及V605 Aql中的CO发射。在A30和A78的噪声水平以上未检测到分子发射。在V4334 Sgr的拱星环境中，H $^{12}$ CN/H $^{13}$ CN丰度比的第一个估计值是$\approx$ 3，这与其他观测测量到的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值相似。我们推导出V4334 Sgr的旋转温度为$T_{\rm rot}$ =13 $\pm1$ K，总柱密度为$N_{\rm HCN}$ =1.6 $\pm0.1\times$ × 10 $^{16}$ cm $^{-2}$。这一结果为在该来源的再次爆发事件期间喷射到风中的氢的数量设定了下限。对于V605 Aql，我们获得了积分谱线强度$I_{^{12}\rm C}$ / $I_{^{13}\rm…
2016-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time Variations in the Flux Density of Sgr A* at 230 GHz Detected with ALMA
银河系中心Sgr A* 的射电源是一个主要的超大质量黑洞候选者，因此是我们了解它们的关键。在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）第5周期观测中发现了Sgr A* 230 GHz波段通量的时间变化。在217.5、219.5和234.0 GHz的1分钟快照中测量Sgr A* 的通量密度，我们获得了10个70分钟周期的光变曲线。光变曲线显示了几十分钟和小时尺度的变化。较短的时间尺度类似于围绕$4\times 10^{6}$ $M_{\odot}$黑洞的最内层稳定圆形轨道的轨道周期，这表明这种变化起源于Sgr A* 的紧邻。我们还检测到没有时间滞后之间的217.5和234.0 GHz和依赖的光谱指数的通量密度。
2020-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-Epoch VERA Observations of Sagittarius A*: I. Images and Structural Variability
我们报告的结果，多历元观测的Sgr A* 与VLBI探测射电天体测量（VERA）在43 GHz的，从2004年至2008年进行。我们检测到通量的时间变化在11%的水平和内在的大小在19%。此外，与以前的甚长基线阵列（VLBA）结果的比较表明，Sgr A* 在2007年5月经历了至少超过10天的耀斑事件。Sgr A* 的本征尺度与耀斑前后的尺度相比保持在1个$σ$量级内，表明Sgr A* 的亮温升高。耀斑事件发生在31 d内，比折射时间尺度短。此外，简单的星际散射模型很难解释耀斑事件中光谱指数的增加。因此，燃烧事件最有可能与Sgr A* 内在性质的变化有关。我们考虑了亮温变化的原因，认为Sgr A* 的耀斑事件可以用电子的持续加热来解释，例如吸积流中的驻激波。
2013-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
High-precision Astrometric Millimeter Very Long Baseline Interferometry Using a New Method for Multi-Frequency Calibration
在本文中，我们描述了一种新的方法，毫米VLBI校准，提供真正的天体测量对准的毫米波长图像从一个单一的来源，测量频率相关的影响，如“核心位移”附近的活动星系核喷流的黑洞。我们实现我们的天体测量对准首先解决电离层（色散）的贡献，使用宽带厘米波长观测。其次，我们解决了对流层（非色散）的贡献，通过使用快速频率切换在目标毫米波长。这些解决方案可以缩放并从低频转移到高频。为了完成校准链，需要一个额外的步骤来去除每个天线上的残余恒定相位偏移。结果是天体测量校准和测量的核心之间的移动22和43 GHz的喷流在BL Lacertae是-8 $\pm$ 5，20 $\pm$ 6 $μ$，在RA和December分别。通过与cm波长处的常规相位参考相比，我们能够表明，mm波长处的这种芯位移明显小于通过外推低频结果所预测的值，该结果与Blandford \& Königl锥形射流模型的预测密切相关。因此，这将是首次证明VLBI核心与一个平行化激波的关联，由于光学深度的原因，该激波通常隐藏在低频处，这可能是耀变体喷流中产生$γ$射线的原因。
2016-12-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Submillimeter Bump in Sgr A* from Relativistic MHD Simulations
最近对银河系中心黑洞的高分辨率观测允许与吸积盘模拟进行直接比较。我们比较两个温度同步辐射模型从三维，广义相对论磁流体动力学模拟毫米观测的Sgr A*。适合非常长的基线干涉和光谱指数测量不利于单色面对黑洞阴影模型从我们以前的工作。倾斜角\le 20度排除为3 σ。在90%的置信度下，我们估计了该黑洞的倾角和位置角，吸积流的电子温度和吸积速率分别为i=50+35-15度，θ =-23+97-22度，T_e=（5.4 +/- 3.0）× 10 ^10 K和Mdot=（5+15-2）× 10 ^-9 M_sun / yr。黑洞阴影在所有最佳拟合模型中都是清晰的，并且可以通过在智利和加利福尼亚州、亚利桑那州或墨西哥之间的基线上的观测在1.3毫米或.87毫米处通过直接采样可见度振幅或使用闭合相位信息来检测。毫米耀斑的行为与观察一致，是目前在所有可行的模型，是由磁湍流的吸积流的内半径。在光学薄频率的变化是强烈相关的吸积率。模拟结果给出了1.3mm发射区的普遍图象，它是吸积流内径中靠近中平面的一个小区域，大致等温，ν/ν c ~ 1-20，其中ν c是热同步辐射的临界频率。
2010-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Polarimetric properties of Event Horizon Telescope targets from ALMA
我们介绍了在第一次VLBI活动期间使用ALMA进行的全偏振研究的结果，该活动于2017年4月在$λ$ 3 mm和$λ$ 1.3mm波段进行，分别与全球毫米VLBI阵列（GMVA）和事件视界望远镜（EHT）合作。我们确定了所有VLBI目标的偏振和法拉第特性，包括Sgr A*，M87，和十几个射电响亮的活动星系核。我们检测到高线性极化分数（2-15%）和大旋转措施（RM $>10^{3.3}-10^{5.5}$ rad m $^{-2}$）。对于Sgr A*，我们报告了1.3 mm处的平均RM为$(-4.2\pm0.3) \times10^5$ rad m $^{-2}$，与过去十年的测量结果一致，并且首次报告了3 mm处的RM为$(-2.1\pm0.1) \times10^5$ rad m $^{-2}$，这表明1.3 mm处的法拉第旋转的大约一半可能发生在3 mm光球和1.3 mm源之间。我们还报告了第一次明确的测量RM对M87核在毫米波长，这经历了显着的变化幅度和符号反转的一年的时间尺度上，跨越范围从-1.2至0.3 $\times\,10^5$ rad m $^{-2}$在3毫米和-4.1至1.5 $\times\,10^5$ rad m $^{-2}$在1.3毫米。鉴于这种时间变异性，我们认为，与Sgr A* 的情况不同，M87中的RM不能提供对黑洞的质量吸积率的精确估计。我…
2021-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The Intrinsic Shape of Sagittarius A* at 3.5-mm Wavelength
Sgr A $^\ast$的无线电发射被认为是由银河系中心一个超大质量黑洞$\sim\! 4\times10^6~ \rm{M}_\odot$的吸积提供动力的。在毫米波段，甚长基线干涉测量（VLBI）观测可以直接分辨出Sgr A $^\ast$最里面明亮的吸积区。由于在南北方向增加了许多敏感的长基线，我们在大型毫米波望远镜阿方索塞拉诺（LMT）上开发了一个完整的VLBI能力。我们用6台甚长基线望远镜阵和LMT组成的望远镜阵成功地探测到了3.5毫米的Sgr A $^\ast$。我们将源建模为椭圆高斯亮度分布，并从闭合振幅和自校准分析中估计源的散射大小和方向，获得方法和历元之间一致的结果。然后，我们使用已知的散射核来确定在3.5 mm处的固有二维源尺寸：$(147\pm7~μ\rm{as}) \times (120\pm12~μ\rm{as})$，在北偏东的位置角$88^\circ\pm7^\circ$处。最后，我们检测到一些基线三角形上的非零闭合相位，但我们表明，这些都是一致的被引入的折射散射在星际介质，并不需要内在的源不对称性来解释。
2016-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
