Constraining the Stellar Mass Function in the Galactic Center via Mass Loss from Stellar Collisions
银河系中心的恒星密集和高速分散意味着恒星碰撞经常发生。因此，恒星碰撞可能导致显著的质量损失率。我们计算了恒星质量损失的数量，由于间接和直接的恒星碰撞，并发现其依赖于当今的质量函数的恒星。我们发现，由于恒星碰撞在银河系中心的总质量损失率是敏感的，目前的质量函数。我们使用银河系中心观测到的X射线光度来排除任何导致$\sim 1"$附近质量损失率$> 10^{-5} \mathrm{M_{\odot} yr^{-1}}$的现今质量函数。对于形式为$dN/dM \propto M^{-α}$的现今质量函数，我们将现今质量函数约束为具有最小恒星质量$\lesssim 7\mathrm{M_{\odot}}$和幂律斜率$\gtrsim 1.25$。我们还使用这个结果来约束初始质量函数在银河系中心考虑不同的恒星形成的情况。
2011-06-29 astro-ph.GA
Jet interactions with a giant molecular cloud in the Galactic centre and ejection of hypervelocity stars
银河系中的超高速OB星是在大约1000万到1亿年前从中心区域喷射出来的。我们认为，这些恒星，{以及许多更丰富的绑定OB星在最里面的几个秒差距，}产生的活动星系核喷流从中央黑洞与致密的分子云的相互作用。考虑到相关的能量和动量注入有更广泛的影响费米泡的可能起源和星系际介质的富集。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical constraints on a dark matter spike at the Galactic Centre from stellar orbits
在这项工作中，我使用天文测量和光谱数据的S2星在银河系中心（GC）到2016年，以获得特定的限制周围的中央超大质量黑洞Sgr A* 的暗物质（DM）穗的大小。这些限制是最好的直接约束的DM尖峰在GC的非湮灭DM和排除尖峰半径大于几十秒差距的尖头外晕和几百秒差距的核心外晕。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
GALACTICNUCLEUS: A high angular resolution $JHK_s$ imaging survey of the Galactic Centre. I. Methodology, performance, and near-infrared extinction towards the Galactic Centre
银河系中心具有基本的天体物理学意义，但现有的近红外线调查不足以充分覆盖它。我们介绍银河核巡天，一个$JHK_s$成像调查的银河系中心的$0.2"$角分辨率。我们提出了我们的调查领域1的意见，大约集中在SgrA* 与$7.95'\times3.43'$的近似大小。我们描述了观测设置和数据减少管道，并讨论了数据的质量。最后，我们对数据进行了初步分析。这些数据是由ESO VLT的近红外相机HAWK-I获得的。短读出时间结合散斑全息算法使我们能够产生最终图像，具有稳定的高斯PSF $0.2"$ FWHM。天体测量校准是通过VVV测量实现的，光度测量校准是基于SIRIUS/IRSF测量。通过比较HAWK-I不同探测器在不同时间对同一场的观测，评估数据的质量。我们达到了约为$J=22$、$H=21$和$K_s=20$的5 σ检测限。$J<20$、$H<17$和$K_s<16$的光度不确定度均小于0.05。我们区分五个恒星种群的颜色星等图，其中三个似乎属于前景旋臂，和其他两个对应的高-和低-在银河系中心的消光恒星群。我们使用我们的数据来分析近红外消光曲线，并得出结论，它可以很好地描述了一个指数为$JHK_s=2.30\pm0.08$的幂律。我们没有发现任何证据表明，这个指数取决于沿视线的位置，或消光的绝对值。我们制作的灭绝图显示了ISM在银河系中心的笨拙。最后，我们估计大多数恒星都有太阳或超太阳…
2021-07-29 astro-ph.GA
The 6-GHz methanol multibeam maser catalogue I: Galactic Centre region, longitudes 345 to 6
我们用帕克斯望远镜上的7光束接收器对6668兆赫的甲醇脉泽进行了银河平面巡天。在这里，我们提出的结果，从第一部分，它提供了一个大的区域周围的银河系中心的敏感无偏覆盖。本文给出了从银心345 $^{\circ}$到6 $^{\circ}$经度范围内183个甲醇脉泽站点的详细资料。在该中心的6个$^{\circ}$内，我们发现了88个脉泽地点，其中一半以上（48个）是新发现的。脉泽被限制在一个狭窄的银河系纬度范围内，这表明在银河系中心距离和更远的地方有许多源，并且被限制在一个薄的盘人口中;没有可能归因于银河系隆起的高纬度人口。在银河系中心2 $^{\circ}$范围内，脉泽速度都在-60到+77 \kms之间，这个范围比在CO观测到的540 \kms范围小得多。在其他地方，具有最高正速度（+107 \kms）的脉泽令人惊讶地出现在经度355 $^{\circ}$附近，很可能归因于银河系棒。具有最大负速度（-127 \kms）的脉泽位于经度346 $^{\circ}$附近，在“3千秒差距臂”近侧的超速轨迹内。它具有与3千秒差距臂的近侧和远侧相关的脉泽群中最极端的速度，靠近银河系中心的脉泽空间密度通常较低，除了在中心本身的0.25千秒差距以内的“银河系中心区”，那里的脉泽空间密度高50倍，这一点由经度分布暗示，并由不寻常的速度证实。
2010-02-12 astro-ph.GA
An Analysis of HCN Observations of The Galactic Centre's Circumnuclear Disk
环核盘（CND）是一个围绕银河系中心旋转的尘埃和分子气体的环面，从中心的大质量黑洞SgrA* 延伸1.6到7 pc。大速度梯度模拟的HCN与分子氢的旋转碰撞的选定的过渡被用来推断氢的密度和HCN的不透明度。分析得出的结论是，预测的CND团块的氢数密度约为10^6，其密度不足以承受SgrA* 和星系中心与CND之间空腔中的恒星群产生的潮汐剪切力。
2013-07-04 astro-ph.GA
Probabilistic model for constraining the Galactic potential using tidal streams
我们提出了一个生成概率模型的潮汐流，并演示了如何使用这个模型来约束银河系的潜力。该模型利用流在角度和频率空间中的简单结构来获得正确的势。我们研究了该方法如何在完整的6D模拟流数据和包含离群值的模拟数据上执行。目前制定的技术是计算成本高时，应用于数据与大的观测误差，但我们描述了几个修改，承诺使技术计算上易处理。
2014-06-13 astro-ph.GA
Constraining Galactic Magnetic Field Models with Starlight Polarimetry
本文提供了可检验的预测星光偏振约束的几何形状的银河磁场，特别是极向分量的性质。银河发电机模拟和银河尘埃分布的文献相结合的斯托克斯辐射转移模型预测观测到的偏振和近红外星光的位置角，假设光是由对齐的各向异性尘埃颗粒偏振。S0和A0磁场模型和磁桨距角的作用都检查。全天空的预测，并确定特定的方向，为模型之间的区别提供诊断能力。累积分布函数的归一化程度的偏振和图的偏振位置角与银河系纬度的建议作为工具，对观测模型进行测试。
2011-07-12 astro-ph.GA
Constraining Extended Gravity Models by S2 star orbits around the Galactic Centre
我们调查的可能性，从理论上解释所观察到的偏差S2恒星轨道周围的银河系中心使用来自修改后的重力模型在没有暗物质的引力势。为了这个目的，一个解析的四阶引力理论，非最小耦合的大规模标量场被认为是。具体地说，相互作用项由解析函数$f(R)$和$f(R,ϕ)$给出，其中$R$是里奇标量，$ϕ$是标量场，其意义可以与进一步的引力自由度相关。利用$f(R)$（类Yukawa）和$f(R,ϕ)$（类Sanders）重力位模拟了S2星绕银心的轨道，并与NTT/VLT观测结果进行了比较.我们的模拟结果在重力相互作用的范围上有很强的约束。在解析函数$f(R)$的情况下，我们不能得到可靠的约束的导数常数$f_1$和$f_2$，因为目前的观测表明，它们可能是高度相互关联的S2星。在解析函数$f(R,ϕ)$的情况下，我们能够获得对导数常数$f_0$、$f_R$、$f_{RR}$、$f_ϕ$、$f_{ϕϕ}$和$f_{ϕR}$的可靠约束。我们提出的方法似乎是足够可靠的约束修改后的重力模型从恒星轨道周围的银河系中心。
2014-08-06 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Ground-state OH maser distributions in the Galactic Centre region
用澳大利亚望远镜紧凑阵列观测了在南帕克斯大面积巡天中发现的基态OH脉泽，以获得高精度的位置（$\sim$ 1\，arcsec）。根据OH脉泽的精确位置，我们将其分为演化恒星OH脉泽、恒星形成OH脉泽、超新星遗迹OH脉泽、行星状星云OH脉泽和未知OH脉泽。我们详细研究了银河系中心区域（介于$-5^{\circ}$到$+5^{\circ}$的银河系边缘和$-2^{\circ}$和$+2^{\circ}$的银河系纬度之间）演化的恒星和恒星形成OH脉泽位置，以了解它们的分布。
2016-11-14 astro-ph.GA
The Galactic Centre Chimney
近几十年来，越来越多的证据表明，从银河系中央秒差距流出的物质和能量在各种更大的尺度上塑造了银河系的观测结构。在~15 pc的尺度上，银河系中心有双极叶，可以在X射线和无线电中看到，这表明从中心流出的大致平行的流出物，方向垂直于银河系平面。在接近银河系本身大小的更大尺度上，伽马射线观测已经确定了所谓的费米泡特征，这意味着我们的银河系中心已经或最近已经有了一段活跃的能量释放期，导致产生相对论粒子，这些粒子现在填充在银河系平面两侧的巨大空腔中。ROSAT全天巡天的X射线图显示，这些靠近银河平面的空洞边缘在X射线中是明亮的。在中等尺度（~150 pc），射电天文学家发现了银河系中心叶，这是一个只在银河系正纬度看到的明显的发射气泡，但再次表明能量从银河系中心附近注入。在这里，我们报告的发现，这些中间（百秒差距）尺度以上和以下的平面，这似乎连接银河系中心区域的费米泡突出的X射线结构。我们认为，这些新发现的结构，我们称之为银河系中心烟囱，构成了一个通道，通过这个通道，由银河系中心的准连续训练事件注入的能量和质量从中央秒差距传输到费米气泡的底部。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Centre star formation: the case of the missing gas disc
我们研究银河系中心附近恒星和气体的动态演化。在银河系中心观察到的任何合理的形成年轻恒星的方法都会留下半径约0.01pc的残余气体盘。我们发现，粘性吸积和与恒星的引力相互作用的综合效应不能有效地去除残余气体，并且恒星盘内部的大量气体盘在恒星形成后持续了> 1000万年。由于目前在银河系中心没有看到这样的圆盘，我们认为它是被超大质量黑洞吸积的。这种情况提供了一个有吸引力的连接之间的核恒星形成和黑洞喂养，我们认为，“失踪”的气体可能已被用来供电Sgr A*。
2011-09-19 astro-ph.GA
Feedback between Sgr A and B : AGN-Starburst Connection in the Galactic Centre
快模磁流体动力学（MHD）压缩波的传播跟踪在银河系中心。由活动星系核（Sgr A）产生的MHD波聚焦在中心分子带的分子云（如Sgr B）上，这将触发恒星形成或可能的星暴。由星爆激发的磁流体动力学波向后传播，并聚焦于核（Sgr A），在那里内爆波压缩核气体以促进核的燃料供给，并可能触发核活动。Sgr A（活动星系核：AGN）和Sgr B（星暴）之间的MHD波的回波聚焦以最小的能量需求高效率地相互触发。它还解决了AGN燃料的角动量问题，因为聚焦波不需要全球气体流动。
2020-08-07 astro-ph.GA
Polarimetry narrows down the possibilities for the Dusty S-cluster Object (DSO/G2) in the Galactic centre
关于在银河系中心黑洞附近快速移动的尘埃物体的性质，有许多猜测。最近对偏振连续辐射的探测为模型提供了新的约束。物体本质上是极化的这一事实意味着它是非球形的。作者提出，一颗年轻的恒星形成弓形激波可以解释主要的特征。然而，今后还需要进行更多的观测，才能最终确认震源的性质。
2017-04-12 astro-ph.GA
A common origin for the circumnuclear disc and the nearby molecular clouds in the Galactic Centre
围绕SgrA* 的分子云的起源是关于我们银河系中心最有争议的问题之一。在这里，我们提出了流体动力学模拟的分子云落向SgrA*，进行自适应网格细化代码RAMSES。通过这样的模拟，我们提出，环核盘和+20公里/秒的云起源于同一个潮汐破裂事件，发生在不到100万年前。我们还表明，最近的恒星形成是预期在+20公里/秒的云，也建议最近的观测。
2019-08-01 astro-ph.GA
Galactic Centre Threads as Nuclear MHD Waves
用极向磁柱追踪了快模磁流体压缩波在银心的传播。从原子核射出的磁流体动力学波被反射并沿磁场被引导，表现出垂直伸展的波前。无线电线程和非热灯丝被解释为由于在Sgr A $^*$的零星活动，或由多个超新星驱动的波的切向视图。在后一种情况下，这些线可能是在核中爆炸的旧SNR的极度变形的遗迹。
2020-01-31 astro-ph.GA
Making top-heavy IMFs from canonical IMFs near the Galactic Centre
我们表明，在一个强大的（银河系中心）潮汐场的动态演化可以创建集群，似乎有非常头重脚轻的IMF。单个恒星形成事件的潮汐破裂可以在1-2百万年内留下几个沿着20 pc轨道分布的束缚“星团"。这些幸存的（子）星团往往包含过多的大质量恒星，而低质量恒星往往沿着整个“潮汐臂”分布。因此，在强潮汐场中观测到顶重IMF的星团，很可能并不意味着恒星是顶重IMF形成的。
2020-03-05 astro-ph.GA
Comment on "An X-ray chimney extending hundreds of parsecs above and below the Galactic Centre" (2019, Nature, 567, 34)
最近的一篇文章“一个X射线烟囱在银河系中心上下延伸了数百秒差距”（2019，Nature，567，34）报道了从XMM-牛顿观测中检测到银河系中心上下的烟囱状X射线发射特征。我们在这里注意到，我们的朱雀论文已经报道了这些特征：Nakashima et al.（2013，ApJ，773，20，arXiv：1310.4236）为南部特征，Nakashima et al.（2019，ApJ，in press，arXiv：1903.02571）为北部特征。特别是Nakashima等人（2013）指出，南特徴的电离状态并不处于碰撞电离平衡状态，而很可能处于重组或过度电离状态，这表明它起源于大约10万年前的银河系中心。
2019-03-28 astro-ph.GA
Spectra from the shocked nebulae revealing turbulence near the Galactic Centre
本文研究了银河系中心附近云的辐射光谱，利用物理参数和元素丰度计算了紫外-光学-红外线，并与中红外观测值进行了拟合。特征线比进行了比较，在活动星系中观察到的。我们发现GC附近星云的物理条件与星暴星系和活动星系核不同，即气体速度和密度以及光电离通量都相对较低。发射星云的几何厚度特别小，这表明物质被不稳定性强烈破碎，导致潜在的激波产生的湍流。
2010-09-19 astro-ph.GA
Supernova-remnant origin of the Galactic-Centre filaments
产生无数垂直穿透银河平面的银河中心细丝（GCF）的机制仍然是一个谜，但没有明确的证据表明它们与圆盘有联系。在这里，我们表明，GCF的遗迹超新星遗迹（rSNR）驱动的数百颗超新星（SNe）爆炸的恒星形成环的中央分子区（CMZ）在SN率为$\sim 2\times 10^{-4}$ y $^{-1}$在过去的$\sim 0.5$ My。rSNR的演化模拟的快模磁流体动力学（MHD）波的传播，这是收敛在银河系旋转轴的聚焦效应。圆柱形波阵面在天空上的切向投影构成了垂直的细丝。SNR模型不仅解释了等离子体的形貌，还解释了非热射电谱、与SNR的$Σ-D$关系相一致的分布区域的平滑亮度以及GC中热等离子体的加热机制。我们还讨论了该模型对研究银河系中心的星际物理和恒星形成活动的意义。
2022-11-14 astro-ph.GA
Resonant relaxation and the warp of the stellar disc in the Galactic centre
对银河系中心年轻恒星的空间分布和运动学的观测可以解释为，这些恒星占据了一个或两个半径约为0.05-0.5 pc的圆盘。最突出的（“顺时针”）圆盘表现出强烈的扭曲：圆盘内部和外部三分之一的平均轨道平面的法线相差约60度。使用基于拉普拉斯-拉格朗日理论的分析模型，我们表明，这种翘曲自然和不可避免地产生通过光盘和周围的老星团之间的矢量共振弛豫。
2010-10-20 astro-ph.GA
Heightened Faraday Complexity in the inner 1 kpc of the Galactic Centre
我们使用澳大利亚CSIRO望远镜紧凑阵列（ATCA），频率范围为1.1 - 3.1 GHz，2048个通道，在58个视场中测量了62个河外背景源的法拉第旋转。我们的源覆盖了银河系中心区域周围的一个$\sim 12\, \mathrm{deg}\, \times 12\,\mathrm{deg}$（$\sim 1 $ kpc）区域。我们发现，银河平面的$|l| < 10^\circ$表现出大的旋转措施（RM）的最大|RM|的$1691.2 \pm 4.9\, \mathrm{rad}\,\mathrm{m}^{-2}$和平均$|\mathrm{RM}| = 219 \pm 42\,\mathrm{rad}\,\mathrm{m}^{-2}$。RM的大小随着距离银道面的投影距离的增加而减小，这与以前的发现大致一致。我们发现一个异常高的分数（95\%）的源显示法拉第复杂性与多个法拉第组件一致。我们归因于存在多个法拉第旋转屏幕广泛分离的法拉第深度的小尺度湍流RM结构在银河系中心区域。银河系中心RM的二级结构函数显示出一条梯度为零的线，其角距跨度为$0.83^\circ - 11^\circ$（$\sim 120 - 1500$ pc），这在磁离子湍流的外尺度（或驱动尺度）以上的尺度下是可以预期的。我们将SF梯度的任何中断的上限定为66“，对应于$3$ pc的银河系中心内部1 kpc的湍流外…
2021-02-01 astro-ph.GA
Two estimates of the distance to the Galactic centre
我们使用最近更新的球状星团距离来估计到银河系中心的距离，发现7.4 \pm 0.2|统计\pm 0.2| sys kpc从对称性考虑。我们重新校准了依巴谷星的红团星等，发现了倾斜分布以及峰值和平均星等之间的显着差异。我们发现一个估计，从恒星的边缘的隆起使用2MASS，R0 = 7.5 \pm 0.3千秒差距，在协议的数字从晕质心。我们解决了文献中的差异估计从红色的团块。我们的结果与考虑系统误差后的不同方法所得结果一致。
2014-05-11 astro-ph.GA
The star grinder in the Galactic centre. Uncovering the highly compact central stellar-mass black hole cluster
本研究针对银河系中心最内侧秒差距区域的恒星质量黑洞族群，通过解析估算碰撞率推导黑洞团径向密度分布量级，发现恒星与黑洞碰撞可在数百万年耗竭S星团大质量恒星，解释了S星团O型星及晕族超高速星对应体缺失的现象。
2025-03-19 astro-ph.GA
Infrared Diffuse Interstellar Bands in the Galactic Centre Region
透过足够数量的弥漫星际物质观察任何恒星的光谱，都会发现许多吸收特征，统称为弥漫星际带（DIB）。第一个DIB是在90年前报道的，目前已知的有500多个。它们中没有一个被令人信服地确定为任何特定的元素或分子，尽管最近的研究表明DIB载体是含有碳的多原子分子。目前已知的大多数DIB都是可见光和非常近红外的波长，只有两个先前已知的波长超过1微米（10，000埃），其中较长的波长为1.318微米。在这里，我们报告的发现十三弥漫星际带在1.5-1.8微米的间隔高消光视线对恒星在银河系中心。我们认为，它们几乎完全起源于银河系中心地区，这是一个比以前观察到的DIBs更加温暖和严酷的环境。这些DIBs对银河系中心和天鹅座OB 2弥漫云的相对强度是一致的，其强度主要与扩散材料的消光比例。
2011-11-02 astro-ph.GA
Bow shock sources close to the Galactic centre
我们提供了一个最新的总结目前的观测和理论研究恒星弓激波源接近银河系中心。弓形激波的对称轴提供了恒星相对于周围介质的相对运动信息，而近红外域的光度学和光谱学则提供了恒星三维运动的信息。因此，可以从该数据获得关于环境介质的运动的估计。结合弓形激波大小的估计，有可能推断出银河系中心附近热吸积流密度的有价值的信息。特别是，我们概述了一种统计方法来确定环境密度斜率的基础上，无论是多弓激波检测一颗恒星沿其轨道或多弓激波检测几个来源在不同的距离，从Sgr A*。
2019-03-01 astro-ph.GA
Dark matter annihilation and the Galactic Centre Excess
我们比较表面亮度的轮廓和形态的银河系中心过剩（GCE）确定在广角$γ$射线图从费米大面积望远镜的暗物质湮灭预测来自高分辨率$Λ$ CDM磁流体动力学模拟的星系形成。这些模拟产生了孤立的，盘主导的星系结构，恒星星族，气体含量，恒星和晕质量与银河系相当。对于湮灭截面的特定选择，它们在整个观测角度范围内（$1^{\circ}$到$15^{\circ}$）与费米-LAT数据吻合得很好，而它们的暗物质对应物，缺乏重子引力效应对内晕的任何压缩，无法预测像观测到的那样集中在中心的发射。这些结果提供了额外的支持的假设，即GCE是由湮灭暗物质。然而，如果它是由不同的机制产生的，它们就意味着湮灭率有一个很强的上限，这个上限可以转化为预期的$γ$射线通量的上限，不仅来自银河系内部，而且来自星系晕中任何有或没有恒星的子结构。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre
围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。
2014-01-20 astro-ph.GA
Constraints on the distribution of gas and young stars in the Galactic Centre in the context of interpreting gamma ray emission features
伽马射线观测发现了从银河系中心发出的极高能外流的证据，以及对银河系中心的GeV能量的“过量”发射超过了当前模型的预期。要确定外流是活动星系核驱动的还是恒星形成驱动的，以及“过剩”是天体物理学的起源还是需要新的物理学（例如，暗物质的自我湮灭），就需要对预期的天体物理源能量注入以及随后与周围环境的相互作用进行准确建模。我们简要地总结了目前的约束气体和年轻恒星的分布在内部几百秒差距的银河系，可以包括在未来的2D和3D建模的天体物理伽马射线发射。相对于目前使用的主要轴对称模型，需要强调的关键点是：（i）致密气体、年轻恒星和星际辐射场的分布在银河系中心周围是高度不对称的;（ii）恒星形成几乎完全限制在~ 100 pc的银河系中心半径内;（iii）在过去的~ 500万年里，该区域的恒星形成率一直保持在<0.1Msun/yr，在2倍以内。
2018-05-16 astro-ph.GA
Gaia DR3 in 6D: The search for fast hypervelocity stars and constraints on the Galactic Centre environment
欧洲航天局盖亚卫星的第三次数据发布（DR 3）提供了$\sim 34$百万颗恒星样本的坐标、视差、自行和径向速度。我们使用组合的6维相空间信息来搜索超高速恒星（HVS），即由银河系中心发生的动力学过程加速的未绑定恒星。通过观察银河系中心坐标系中盖亚DR 3恒星的运动学，并将它们的轨道整合到银河系的势能中，我们没有发现任何HVS候选者的速度高于$700$ km s $^{-1}$，并且观测到的运动学很强。假设一个场景，其中恒星双星和大质量黑洞Sgr A $^*$之间的相互作用是负责从银河系中心的HVS喷射，我们推导出退化的限制HVS的喷射率和初始质量函数的斜率之间的双星在银河系中心。我们的研究结果表明，HVS弹射率是$\lesssim 8\times10^{-5}$年$^{-1}$假设萨尔皮特质量函数，这个上限变得越来越小的头重脚轻的质量分布。一个基准的HVS喷射率$10^{-4}$年$^{-1}$喜欢的质量函数斜率$\lesssim -2.35$，不赞成先前声称的头重脚轻的初始质量函数之间的恒星在银河系中心。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
Weighing the IMBH candidate CO-0.40-0.22* in the Galactic Centre
在距离银河系中心60 pc的致密云CO-0.40-0.22中观测到的高速度梯度，使其发现者将附近的mm连续谱发射体CO-0.40-0.22* 与中等质量黑洞（IMBH）候选者鉴别出来。我们描述了CO-0.40-0.22和IMBH之间的相互作用，通过一个简单的分析模型和流体动力学模拟。通过这样的计算，我们得到了少量$10^4 \times \; M_{\odot}$的CO-质量下限为0.40-0.22*。这个结果倾向于排除在银河系中心附近形成这样的大质量黑洞。另一方面，如果CO-0.40-0.22* 诞生于银河系周围的暗物质晕或球状星团中，那么它在宇宙学时间尺度上可能已经被带到了这样的距离。
2018-09-05 astro-ph.GA
The dynamics of Galactic centre pulsars: constraining pulsar distances and intrinsic spin-down
通过高精度的射电计时观测，我们发现在银河系中心（GC）方向的5颗再循环双星具有异常的自旋周期时间导数（$\dot P$）测量-PSR J1748 $-$ 3009、J1753 $-$ 2819、J1757 $-$ 2745，和J1804 $-$ 2858显示出$\dot P$的负值，并且发现PSR J1801 $-$ 3210具有非常小的$\dot P$值。我们将这些观测到的$\dot P$测量值归因于银河系引力场导致的这些恒星沿其视线（LOS）的加速度。使用银河系质量分布和脉冲星速度的模型，我们约束这些脉冲星的距离，将它们放置在银河系的远侧，提供第一个精确的距离测量到位于该区域的脉冲星，并允许我们考虑沿着这些LOS的电子密度。我们发现新的电子密度模型YMW 16比以前的模型NE 2001更符合这些观测结果。LOS动态进一步约束这些雷达的模型相关固有$\dot P$值，并且它们与其他已知雷达的测量值一致。在未来，对这些和GC附近的其他恒星的独立距离测量将使我们能够更准确地限制银河系的引力势。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The 200-pc Molecular Cylinder in the Galactic Centre
分析了银河系中心200 pc区域分子气体分布的三维结构，结果表明，膨胀分子环（EMR，也称为膨胀分子环）和中心分子带（CMZ）具有完全不同的分布和运动学特征。EMR是一个双极性的垂直圆柱体，其总长度为$\sim 170$ pc，具有较大的非圆速度。相反，CMZ分布在一个近刚体旋转环和臂紧密集中在银道面附近的全厚度小于$\sim 30$ pc。此外，EMR与CMZ的质量和密度比分别小至$\sim 0.13$和$0.04$。我们讨论了EMR和CMZ的基础上的酒吧和爆炸模型的起源。我们认为，EMR的大的垂直范围可以解释由爆炸活动在银河系中心驱动的圆柱形冲击波模型。
2017-06-01 astro-ph.GA
Establishing the Galactic Centre Distance Using VVV Bulge RR Lyrae Variables
这项研究的目的是利用红外VVV（VISTA变星在Via Lactea）测光高纬度RRab星建立一个准确的银河系中心距离。通过$χ^2$最小化将$K_s$光度测定与模板匹配，发现并重新确认（$n=4194$）RRab候选物，并通过确保目标符合严格的周期-振幅（$ΔK_s$）趋势并通过Elorietta等人的分类器来减少污染物。到银河系中心的距离是从高纬度的膨胀子样本（$|b|>4^{o}$，$R_{GC}=8.30 \pm 0.36$ kpc，随机不确定性相对可以忽略不计）确定的，重要的是，相对较低的颜色过剩和不拥挤的位置减轻了与消光定律有关的不确定性，分析的星等限制性质，以及光度污染。回避这些问题导致了一个关键的不确定性，即$M_{K_s}$关系，它是使用LMC RRab恒星（$M_{K_s}=-(2.66\pm0.06) \log{P}-(1.03\pm0.06)$，$(J-K_s)_0=(0.31\pm0.04) \log{P} + (0.35\pm0.02)$，假设$μ_{0,LMC}=18.43$）推导出来的。银河系中心距离并没有因为圆锥效应而被修正。最后，一个新的距离指标出现在分析的周期-星等-振幅图中，这是由混合的RRab和红色团块星引起的。混合可能会将微弱的河外变星推入可探测的范围。
2018-05-10 astro-ph.GA
The coupling of a young stellar disc with the molecular torus in the Galactic centre
根据观测，银河系中心有许多早期类型的恒星。大约有一半在投影半径为$\gtrsim$ 0.03 pc的轨道上绕着中心超大质量黑洞旋转，形成一个相干旋转的圆盘。观测进一步揭示了一个巨大的气体环和大量的晚型恒星。在本文中，我们调查，通过数值N体计算，恒星盘的轨道演化，我们认为是最初薄。我们包括了环面和晚型恒星的引力影响，以及圆盘的自引力。我们的研究结果表明，对于一组重要的系统参数，光盘的演变导致，在早期型恒星的寿命内，与观测兼容的配置。特别是，圆盘自然地达到一个特定的-垂直-方向相对于环面，这确实是在银河系中心观察到的配置。因此，我们认为所有的早期型恒星可能都诞生在一个单一的气体盘中。
2010-11-16 astro-ph.GA
An analysis of HCN observations of the Circumnuclear Disk at the galactic centre
环核盘（CND）是一个由尘埃和分子气体组成的圆环，围绕银河系中心旋转，从中心的大质量黑洞SgrA* 延伸约1.6 pc到7 pc。HCN 1-0，3-2和4-3跃迁的强度的大速度梯度建模用于推断氢密度和HCN光学深度。从HCN的观察，我们发现分子氢密度范围从0.1到2 $\times$ 10 $^{6}$ cm $^{-3}$，约一个数量级小于先前推断。1-0线被弱反转，线中心光学深度约为$-$ 0.1，与早期估计的4形成鲜明对比。环的估计质量约为3 $-$ 4 $\times$ 10 $^{5}$ M $_{\odot}$，与基于热尘埃排放的估计一致。盘中的潮汐切变意味着，如果没有一些重大的触发事件，恒星的形成预计不会发生。
2013-10-31 astro-ph.GA
Gamma-ray and X-ray emission from the Galactic Centre: hints on the nuclear star cluster formation history
银河系中心在伽马和X射线波段表现出强烈的通量，其起源部分归因于可能存在大量的毫秒双星（MSP）和激变变星（CV）。然而，产生如此过剩的能量所需的来源数量比原位恒星形成和演化的预期要大得多，这引发了一系列有关银河系核心形成历史的问题。在本文中，我们利用直接的$N$体模拟，以调查是否这些来源可能已被带到银河系中心的人口进行轨道衰变，形成银河系的核星团（NSC）。我们的研究结果表明，伽马射线发射是兼容的人口的MSP的质量隔离在他们的父集群，而X射线发射是一致的人口的CV出生通过动力学相互作用在密集的星团。结合我们的建模观测，我们探讨如何观察到的$γ$射线通量可以与不同的NSC形成的情况。最后，我们证明了来自银河系中心区域的高能辐射可以用来探测附近矮星系中比$10^5\Ms$重的黑洞。
2018-05-26 astro-ph.GA
A spectroscopic map of the Galactic centre: Integrated light and dynamical modelling
University of Vienna（维也纳大学）；SDB Science-driven Business Ltd.（SDB科学驱动商业有限公司）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa（里斯本大学空间与天体物理研究所）
利用DYNAMITE代码对银河系中心内~3 pc x 66 pc区域的恒星视线运动学进行三轴轨道动力学建模，成功恢复Sgr A*质量并约束质量分布和轨道分布。
2026-06-02 astro-ph.GA
Dynamics of supernova remnants in the Galactic Centre
银河系中心（GC）是研究超大质量黑洞（SMBH）附近极端动力学过程的独特场所。在这里，我们模拟了一个大型的双星轨道SMBH，而主要成员经历了超新星（SN）爆炸，为了研究的影响SN踢上的恒星和黑暗的残留物的轨道上的GC。我们发现，SN爆炸是有效的散射中子星和其他轻星上的新的（主要是偏心）的轨道，而黑洞（BH）往往保留其祖先恒星的轨道的记忆。因此，SN反冲无法将BH从GC中弹射出来：一个黑暗残余的尖端可能潜伏在我们银河系的中央秒差距中。
2016-06-22 astro-ph.GA
Constraining Scalar-Tensor gravity models by S2 star orbits around the Galactic Center
我们的研究目的是在标量-张量引力理论中导出一个特殊的理论，并通过研究银河系中心（GC）超大质量黑洞（BH）周围S星的运动学和动力学来检验这个理论。我们还讨论了这类ST引力理论的牛顿极限及其参数。我们将观测到的S2星轨道与我们的模拟轨道进行了比较。利用得到的最佳拟合参数计算了S2星在ST引力下的轨道岁差，发现它与在广义相对论（GR）下的轨道岁差方向相同，但会引起更大的近心位移。
2019-04-11 astro-ph.GA
Satellite Infall and Mass Deposition on the Galactic Centre
我们模拟了一个2e5 Msun卫星星系落入我们银河系内部200秒差距的情况，以测试卫星是否会扰动先前在中央分子区（CMZ）稳定轨道上的气体，正如Lang等人（2013）所提出的那样。这个过程在大约1000万年前驱动了大量的气体流入，这是解释过去超大质量黑洞的高吸积率以及银河系内部秒差距内年轻恒星存在的必要条件。我们的流体动力学模拟显示，气体流入量要小得多，不足以产生上述效果。
2016-11-16 astro-ph.GA
Dynamics of star associations in an SMBH-IMBH system: The case of IRS13 in the Galactic centre
通过高精度N体模拟，研究银河系中心IRS13星团在SMBH与IMBH系统中的动力学，发现其无法保持引力束缚，速度弥散可由SMBH潮汐力解释，IMBH影响非必要。
2024-10-18 astro-ph.GA
Star formation at the Galactic Centre: coevolution of multiple young stellar discs
对银河系中心的研究表明，在中心超大质量黑洞（SMBH）附近观测到的恒星星族可能是由恒星的原位形成引起的。最近恒星暴增的直接证据是目前观测到的银河系中心0.5 pc的年轻恒星盘（2-7百万年）。这一结果表明，星系核中的恒星形成可能发生在SMBH附近，并产生最初扁平的恒星盘。在这里，我们探讨可能的积累和演变的核星团附近SMBHs通过原位恒星形成产生类似于银河系中心和其他核中观察到的恒星盘。我们利用N体模拟模拟多个年轻恒星盘的演化，并探索这些过程留下的潜在可观察签名。五个模拟圆盘中的每一个在下一个被引入系统之前都进化了1亿年。我们发现，不同时期出生的种群表现出不同的形态和运动学。老年人和可能更金属穷人人口更放松和延长，而年轻的人口显示出更大的旋转和扁平化。我们的结论是，在中央盘恒星形成可以再现所观察到的性质的多个恒星星族在不同的年龄，金属丰度和运动学性质的星系核。
2019-10-24 astro-ph.GA
3D AMR simulations of the evolution of the diffuse gas cloud G2 in the Galactic Centre
借助3D AMR流体动力学模拟，我们旨在了解G2的性质，最近的演变和未来几年的命运。通过探索可能的参数空间的弥漫云的情况下，我们发现，一个起始点内的光盘的年轻恒星的意见，这可能暗示G2是恒星风相互作用的结果。
2016-09-23 astro-ph.GA
The very-high-energy gamma-ray view of the Galactic Centre as of early 2010
在成像大气切伦科夫技术的进展，使第一次敏感的观测银河系最里面的几个100 pc的甚高能量（VHE; >100 GeV）的伽马射线。H.E.S.S.的意见该仪器提供了关于这个特殊区域的最精确的数据，并提供了关于银河系中心附近高能粒子加速和传播的有趣视图。除了两个点状源--一个与超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 重合--外，在中心周围1度区域内还发现了弥散VHE辐射。目前的VHE伽马射线视图的区域进行了审查，并讨论了可能的对应的伽马射线源和漫发射的起源。
2011-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation rates on global and cloud scales within the Galactic Centre
银河系内部几百秒差距的环境，被称为“中央分子区”（CMZ），拥有比银河系圆盘高几个数量级的密度和压力;类似于宇宙恒星形成的高峰（Kruijssen & Longmore 2013）。以前的研究表明，目前的理论恒星形成模型预测的恒星形成（SF）的观测水平在CMZ的一个数量级，因为它包含了大量的致密气体。在这里，我们探索这种明显缺乏恒星形成活动的潜在原因。
2016-09-27 astro-ph.GA
The Nearest Galactic Nucleus: Studying the Galactic Centre with SKA-Mid
Northwestern University（西北大学）；Max-Planck-Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Oxford（牛津大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Cosmic Origins Of Life (COOL) Research DAO（宇宙生命起源（COOL）研究去中心化自治组织）；Rhodes University（罗德岛大学）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Masaryk University（马萨里克大学）；Charles University（查理大学）
本文提出利用SKA-Mid对银河系中心进行大面积多波长连续谱巡天和十年期深度观测，以解决多项科学问题。
2026-07-15 astro-ph.GA
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Making massive stars in the Galactic Centre via accretion onto low-mass stars within an accretion disc
在银河系中心超大质量黑洞的$\sim 0.4$ pc内观测到的超大质量恒星的起源是一个谜。来自黑洞的潮汐力可能会抑制{ \it in situ}恒星的形成，而年轻的大质量恒星似乎会排除在其他地方形成，然后（以某种方式）进入银河系中心。在这里，我们考虑第三种方法来产生这些大质量的恒星，从低质量的恒星包含在核星团，围绕着超大质量黑洞。一个经过的气体云可以被超大质量黑洞潮汐般撕碎，在黑洞周围形成一个吸积盘。嵌入吸积盘中的恒星会通过邦迪-霍伊尔吸积从盘中吸积气体，其中吸积速率为$\dot{M}_\star \propto M_\star^2$。这种超指数增长的吸积可以导致恒星质量的急剧增加，在某些情况下达到所需的40-50 M $_\odot$。质量增长率敏感地依赖于恒星的轨道偏心率及其倾角。当恒星被圆盘捕获时，轨道倾角和/或它们的偏心率的演变，以及它们的轨道被圆化，将增加产生的大质量恒星的数量。因此，吸积到低质量恒星上会导致银河系中心和其他星系核的超重恒星质量函数。产生的大质量恒星将通过超新星爆炸污染环境，并可能产生紧凑的双星，其合并可能被LIGO-VIRGO引力波天文台检测到。
2020-08-23 astro-ph.GA
Extreme-mass-ratio bursts from the Galactic Centre
极端质量比爆发（extreme-mass-ratio burst，EMRB）是当一个致密天体在围绕一个质量大得多的天体的高偏心轨道上通过近心点时发出的引力波信号，在我们的例子中，一个恒星质量的天体围绕银河系中心的4.31 \times 10^6 M_sol大质量黑洞（MBH）运行。我们调查如何EMRB可以约束银河系的MBH的参数。对于μ = 10 M_sol轨道物体，如果近心点r_p <65 r_g，则应该可以检测到EMRB，其中r_g = GM/c^2是引力半径。信噪比ρ的比例为log（ρ）=-2.7 log（r_p/r_g）+log（μ/M_sol）+4.9。对于小于~10 r_g的近拱点，EMRB可以提供信息，对MBH的质量和自旋提供良好的约束。
2012-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutrino Imaging of the Galactic Centre and Millisecond Pulsar Population
本文提出利用银河系中心中微子成像来约束毫秒脉冲星族群数量，通过要求中微子与γ射线通量不超过观测值，得出银心20 pc内N_MSP < 10,000的保守上限，并可解释银心γ射线超出。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The early dynamical evolution of star clusters near the Galactic Centre
我们研究了在银河系中心（GC）强潮汐场中的Plummer球和子结构（分形）恒星形成区的动力学演化，看看什么样的初始条件可以产生一个类似拱门的大质量星团由$\sim 2$ Myr。我们发现，任何初始分布必须包含在其初始潮汐半径内才能生存，这就为$\sim$ 600 M $_\odot$ pc $^{-3}$（如果拱距GC 30 pc）或$\sim$ 200 M $_\odot$ pc $^{-3}$（如果拱距GC 100 pc）的初始密度设定了下限。生存的普卢默球变化不大，除了动态质量分离，但最初的分形分布迅速删除子结构，动态质量分离，并通过200万年看起来非常相似的初始普卢默球，因此，它几乎是不可能确定的初始条件集群在强潮汐场。
2018-04-24 astro-ph.GA
Calibrating the BHB Star Distance Scale and the Halo Kinematic Distance to the Galactic Centre
我们报告的第一个确定的距离的银河系中心的基础上晕对象的运动学。我们将视差技术应用于Xue等人（2011）编制的约2500颗蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，同时将校正因子限制在这些作者报告的BHB恒星的光度距离和到银河系中心的距离上，以找到R 0 =8.2+/-0.6 kpc。我们还发现，BHB星样品在银河系自转方向上的平均速度V_0 =-240+/-4 km/s，比天琴座RR型晕星的相应速度绝对值大20 km/s左右（V0=-222+/-4 km/s）在6 - 18 kpc的银心距离区间，而BHB样品的总速度弥散（σ V）和径向速度弥散（σ r）比晕RR型Lyrant型变星的速度弥散椭球的相应参数小约40-45 km/s。晕BHB星的速度色散张量被证明比对应的RR Lyrics型变星的张量的各向异性要小得多：对应的各向异性参数值分别等于beta（BHB）=0.51+/-0.02和beta（RR）=0.71+/-0.03。
2020-09-15 astro-ph.GA
