Time Lag in Sgr A* Intra-Day Variability between the light curves at 90 and 102 GHz
我们在2005年4月6日使用野边山毫米波阵列对90和102 GHz的Sgr A* 的通量密度进行了观测，以检测这些频率之间的时间滞后。我们构建了覆盖几个小时的1 min仓的光变曲线，并且在两个频率下都可以清楚地看到Sgr A* 的日内变异性，其具有上升相位和强度峰值。我们计算了在90和102 GHz的Sgr A* 的光变曲线之间的z变换离散关联函数。在这些频率上，耀斑的时间延迟近似为零，这与我们根据先前报道的较低频率下的时间延迟所作的预期相反。如果用膨胀等离子体模型来解释Sgr A* 的射电耀斑，则90 GHz的光变曲线将相对于102 GHz的光变曲线延迟。然而，在我们的数据中，我们无法找到具有统计学意义的延迟。
2012-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unprecedented variability of Sgr A* in NIR
银河系中心超大质量黑洞的电磁对应物，Sgr A*，已经在近红外线上观察了20多年，并且已知是高度可变的。我们报告了新的凯克望远镜观测结果，显示Sgr A* 在2019年达到了比以往任何时候都在近红外波长下测量到的更明亮的通量水平。在K $^\prime$波段，Sgr A* 达到了$\sim6$ mJy的通量水平，是之前用VLT和凯克望远镜在130多个夜晚观测到的$>13,000$峰值通量水平的两倍。我们还观察到在2小时的时间跨度内通量变化75倍，在1.6 $μ$ m和2.1 $μ$ m之间没有明显的颜色变化。今年观测到的通量变化分布也与历史分布有很大不同。使用已发表的最全面的统计模型，考虑到历史上的凯克观测，今年观测到的一个夜晚出现峰值通量水平的概率小于$0.3\%$。观测到与2019年所有4晚数据相似的通量水平的概率小于$0.05\%$。这种亮度和可变性的增加可能表明Sgr A* 的活动增强或其吸积状态的变化。这也可能表明，目前的模型不足以模拟高通量水平下的Sgr A*，应予以更新。Sgr A* 前所未有的亮度的潜在物理起源可能是由于恒星S 0 -2在2018年最接近黑洞的通道导致的吸积流的变化，或者是2014年尘埃物体G2接近的延迟反应。额外的多波长观测将是必要的，以监测Sgr A* 的潜在状态变化，并限制其当前可变性的物理过程。
2019-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Time Lag in Intra-Day Variability of Sgr A* between the Light Curves at 90 and 102GHz
我们在90和102 GHz下对SgrA* 的通量密度进行了观测，以便使用先前在较低频率下报道的Nobeyama毫米波阵列来检测这些频率之间的时间滞后。我们在2005年4月6日观测期间探测到一个射电耀斑，并计算了光变曲线之间的z变换离散关联函数。没有检测到这些频率之间的时滞。如果膨胀等离子体模型解释了低频下的时间滞后，则90GHz处的光变曲线将相对于102GHz处的光变曲线延迟。这一结果表明，在银河系中心黑洞附近喷出的等离子体团可能是广泛多样的，特别是在光学厚度。另一种可能性是，100GHz以上的大部分磁通量并不源自斑点。
2013-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Detection of Sgr A* in the far infrared
我们报告的银河系中心的大质量黑洞，Sgr~A*，在远红外线的第一次检测。我们的测量结果是在$100~\mathrm{μm}$和$160~\mathrm{μm}$的\emph{Herschel}卫星上通过PACS获得的。虽然银河系中心的温暖尘埃太亮，无法直接探测到Sgr~A*，但我们在一次观测中测量到了它的$ΔF_{ν\widehat{=}160 ~\mathrm{μm}} = (0.27\pm0.06)~\mathrm{Jy}$和$ΔF_{ν\widehat{=}100 ~\mathrm{μm}}= (0.16\pm0.10)~\mathrm{Jy}$通量的显著和同时变化。$160 ~\mathrm{μm}$条带变异性的显著性水平为$4.5σ$，相应的$100 ~\mathrm{μm}$条带变异性在$1.6σ$具有显著性。我们没有发现同样显著的假阳性检测的例子。保守地假设FIR中的$25\%$的可变性，我们可以提供通量的上限。比较后者与理论模型，我们发现，一维RIAF模型有困难解释所观察到的模糊。然而，上限与现代ALMA和VLA观测结果一致。我们的上限提供了进一步的证据，在$\sim 10^{12} ~ \mathrm{Hz}$的光谱峰和约束的吸积盘和或流出的$γ\sim 100$电子的数密度。
2018-06-19 astro-ph.GA
Non-stop Variability of Sgr A* using JWST at 2.1 and 4.8 micron Wavelengths: Evidence for Distinct Populations of Faint and Bright Variable Emission
该研究基于 JWST/NIRCam 对 Sgr A* 的 2.1 与 4.8 微米同步连续观测，发现其持续、亚分钟尺度变率及两类辐射过程，并用年龄分层电子同步辐射模型约束磁场与截断能量。
2025-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
General Relativistic effects and the NIR variability of Sgr A* II: A systematic approach to temporal asymmetry
本文利用三阶结构函数系统研究Sgr A*近红外光变的时间不对称性，发现其上升与衰减时标几乎对称，并归因于多普勒增强主导而非引力透镜，同时通过相对论性半物理模型约束倾角小于45度。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
1.3 mm Wavelength VLBI of Sagittarius A*: Detection of Time-Variable Emission on Event Horizon Scales
人马座A* 是银河系中心的一个质量约为4 x 10^6太阳质量的黑洞候选者，可以用（亚）毫米波长甚长基线干涉测量法（VLBI）在史瓦西半径尺度上进行研究。我们报告的1.3毫米波长的观测Sgr A* 使用的VLBI阵列组成的JCMT莫纳克亚山，ARO/SMT山。格雷厄姆在亚利桑那州，和两个望远镜的CARMA阵列在雪松平原在加利福尼亚州。Sgr A* 和类星体校准器1924-292都被连续观测了三个晚上，并且在所有基线上都清晰地检测到了这两个源。首次通过测量基线三角形上的闭合相位，提取了Sgr A* 上1.3mm VLBI干涉仪的相位信息。在观测的第三个晚上，所有VLBI基线上的Sgr A* 的相关通量密度相对于前两个晚上增加，为几个史瓦西半径尺度上的时变变化提供了强有力的证据。这些结果表明，未来的VLBI观测与更高的灵敏度和额外的基线将发挥有价值的作用，在确定附近的Sgr A* 的事件视界的发射结构。
2010-11-10 astro-ph.GA
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
Source-intrinsic near-infrared properties of Sgr A*: Total intensity measurements
我们提出了一个全面的数据描述为KS波段测量的Sgr A*。我们表征的统计特性的变化的Sgr A* 在近红外，我们发现是一致的形成幂律分布的通量密度的单态过程。我们发现，在24分钟的时间尺度上，通量密度范围高达12 mJy，有效值与通量呈线性关系。这和幂律通量密度分布意味着一个现象学的，正式的非线性统计变异模型，我们可以模拟观察到的变化和外推其行为更高的通量水平和更长的时间尺度。我们提出的原因，为什么我们的节奏的数据不能被用来决定的问题是否功率谱密度的基础随机过程显示更多的结构在25分钟和100分钟之间的时间尺度相比，预期从红噪声随机过程。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The mean infrared emission of SagittariusA*
银河系中心的大质量黑洞人马座A *，相对而言，是可观测到的吸积最弱的黑洞。目前，SgrA* 的平均SED仅在无线电至毫米范围内可靠地已知。本文的目的是提供限制的平均发射从SgrA* 在近中红外。采用散斑成像与全息图像重建相结合的新技术，在中红外成像中获得了良好的成像质量。在8.6微米处未检测到SgrA* 的对应物。在这个波长下，SgrA* 位于尘埃脊的顶部，这使得寻找潜在的点源变得相当复杂。估计在8.6微米处SgrA* 的发射的观察到的3 σ上限为~10 mJy，在该波长处的限制比以前的工作更严格。去红化的3 σ上限，包括消光修正的不确定性，为~84 mJy。根据现有的数据，有人认为，与目前可用的仪器，SgrA* 不能在和平号，即使在耀斑检测。在4.8和3.8微米，另一方面，SgrA* 在任何时候都被检测到，至少当考虑到几个高达13分钟的时间尺度。我们得出定义良好的时间平均，去红通量密度为3.8+-1.3 mJy在4.8微米和5.0+-0.6 mJy在3.8微米。文献中的NIRC 2/Keck和NaCo/VLT观测提供了很好的证据，证明SgrA* 在2.1-2.2微米波长处也有相当明确的去红平均通量0.5-2.5 mJy。我们提出了良好的约束锚点的SED的SgrA* 上的太赫兹峰值的高频侧。新的数据与已发表的SgrA* 平均排放的理论SED基本一致，但我们预计它们将在未来的理论工作…
2011-06-28 astro-ph.GA
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
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
Second Scale Submillimeter Variability of Sagittarius A* during flaring activity of 2019: On the Origin of Bright Near Infrared Flares
在2019年，Sgr A* -银河系中心的超大质量黑洞-在近红外（NIR）中经历了前所未有的耀斑活动，与静止值相比，亮度增加了100倍。在这里，我们报告了ALMA在1.3 mm（230 GHz）处对Sgr A* 连续变化的观测-吸积率的示踪剂-在最亮的近红外耀斑检测到一个月后和2019年耀斑活动的中间进行。我们开发了一种创新的光变曲线提取技术，该技术（与ALMA的优秀灵敏度一起）使我们能够获得同时具有高时间分辨率（2秒）和高信噪比（~ 500）的光变曲线。我们构建了一个准确的内在结构函数的Sgr A* submm变异性，提高了以前的研究约两个数量级的时间尺度和一个数量级的灵敏度。我们比较了2019年6月与2001-2017年的变化行为，并认为明亮的近红外耀斑最可能的原因是磁重联。
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of Substructure in the Scatter-Broadened Image of Sgr A*
我们已经发现了著名的银河系中心射电源人马座A*（SgrA*）的光滑散射盘内的子结构。我们用甚长基线阵列和绿岸望远镜在1.3厘米波长处观测到了这种结构，基线长达3000公里，足以完全分辨平均散射盘。这种结构是理论上预测的，作为一个结果，折射的大规模等离子体波动的星际介质。随着观测波长$λ$对角展宽$θ_\mathrm{d}$的$θ_\mathrm{d}\propto λ^2$标度的研究，我们的观测表明星际湍流的光谱是浅的，内部尺度大于300 km。的子结构是一致的，在1.3厘米波长约1质量的固有大小，从平均散射的去卷积推断。进一步观察的子结构可以设置更强的约束散射材料的属性和SgrA* 的固有大小。这些限制将指导理解的散射加宽和黑洞的发射物理学的影响，在图像与事件视界望远镜在毫米波长。
2014-09-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far Infrared Variability of Sagittarius A*: 25.5 Hours of Monitoring with $Herschel$
Sgr~A* 是银河系中心超大质量黑洞的发光对应物，它的可变辐射来自吸积流的最内部。更好地表征的可变性是重要的约束模型的低光度吸积模式供电Sgr~A*，并可以进一步我们的能力，使用可变的排放作为探测器的强引力势附近的$4\times10^{6}\mathrm{M}_{\odot}$黑洞。我们使用\textit{Herschel}光谱和光度成像接收器（SPIRE）来监测在地面难以或不可能观察到的波长处的Sgr~A*。我们发现在0.25，0.35和0.5毫米的高度显着的变化，与这些波长高度相关的时间结构。虽然变化对应于$<$ 1%的变化，在\textit{Herschel}光束中的总强度包含Sgr~A*，比较独立，同时观察0.85毫米强烈支持的变化的现实。光变曲线中的最低点，比时间平均通量密度低$\sim$ 0.5 μ y，在0.25 mm处对Sgr~A* 的发射设置下限，这是对SED的THz部分的第一个这样的约束。SPIRE光变曲线中几个小时时间尺度上的变化与历史1.3 mm数据中所见的相似，其中最长的时间序列是可用的，但亚毫米的变化分布没有显示出在1.3 mm处看到的大幅度变化的尾部。来自XMM-牛顿的同步X射线测光显示在我们的观测期间内没有显著变化，这可以解释如果X射线和亚毫米耀斑相关的话，没有非常大的变化。
2016-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffusive Cosmic-ray Acceleration in Sagittarius A*
费米-LAT和HESS一起揭示了一个不寻常的GeV-TeV源的存在，与银河系中心的Sgr A* 重合。它的高能发射似乎是双峰的，暗示着一个比单纯的冲击加速更复杂的能量过程。有人认为，这可能是强烈的，快速变化的证据，如果Sgr A* 的发射负责在附近的分子云中检测到的荧光X射线回波。然而，在这封{ \it Letter}中，我们证明了在围绕中心黑洞的更现实的两相环境中的随机加速可以很好地适应Sgr A* 的高能谱。因此，我们认为，费米-HESS数据本身并不一定提供证据，在Sgr A* 强的变化。
2012-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Scattering and Intrinsic Structure of Sagittarius A* at Radio Wavelengths
银河系中心超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）的射电图像主要是星际散射。以前的研究Sgr A* 采用了各向异性高斯模型的固有源和散射，他们已经外推的散射使用一个纯粹的$λ^2$缩放估计的内在属性。然而，物理激励源和散射模型打破了所有这三个假设。他们还预测折射散射效应将是显著的，这在标准模型拟合程序中被忽略了。我们分析无线电观测的Sgr A* 使用物理激励的散射模型，我们开发了一个处方，将折射散射的不确定性模型拟合时。我们发现，各向异性高斯散射核是一个很好的近似为Sgr A* 在波长大于1厘米，与$(1.380 \pm 0.013) λ_{\rm cm}^2\,{\rm mas}$沿长轴，$(0.703 \pm 0.013) λ_{\rm cm}^2\,{\rm mas}$沿短轴的角度大小，和一个位置角$81.9^\circ \pm 0.2^\circ$。我们估计，湍流耗散尺度至少是$600\,{\rm km}$，与暂定支持$r_{\rm in} = 800 \pm 200\,{\rm km}$，这表明离子拉莫尔半径定义的耗散尺度。我们发现，在散射材料的密度波动的幂律指数是$β< 3.47$，浅于预期的柯尔莫哥洛夫谱（$β=11/3$），我们估计$β= 3.38^{+0.08}_{-0.04}$的情况下，$r_{\rm in} = 800\,{\rm km}$。我们发现Sgr A*…
2018-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Flares and variability from Sagittarius A*: five nights of simultaneous multi-wavelength observations
目标。我们报告同步观测和建模的中红外（MIR），近红外（NIR），和亚毫米（submm）的源Sgr A* 与我们的银河系中心的超大质量黑洞发射。我们的目标是在不同波长下监测Sgr A* 的活性，以限制发射过程并深入了解Sgr A* 的封闭环境的性质。方法. 2007年7月的几个晚上，我们使用了MIR仪器VISIR（突发成像模式）、自适应光学辅助NIR相机NACO和亚毫米天线APEX来监测Sgr A*。结果观测结果显示，在五个夜晚的观测期间，近红外和亚毫米波段的变化非常显著。在MIR中没有检测到源，但我们推导出耀斑的最低上限为8.59微米（22.4 mJy，A_8.59mu = 1.6+/- 0.5）。这种观测约束使我们放弃了所观察到的近红外发射来自一个热组件发射在亚毫米频率。此外，亚毫米和近红外变化的比较表明，最高的近红外通量（耀斑）是符合我们的五个晚上的活动，涉及三个耀斑的最低亚毫米水平。我们解释这种行为的电子损失的系统和/或减少磁场，可以想象的情况下，涉及快速外流和/或磁重联。
2013-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Near-infrared follow-up to the May 2008 activation of SGR 1627-41
2008年5月28日，雨燕卫星探测到SGR 1627-41自1998年发现以来的首次重新激活。在这一事件之后，我们开始了近红外波长的观测活动，以寻找这个SGR误差圆内可能的对应物，预计它将在高能耀斑的同时显示耀斑活动，或者与静止状态相比至少有一些变化。在后续工作中，我们使用了拉西拉天文台的0.6米REM机器人望远镜，它可以在24小时内快速响应，并通过导演自由裁量时间，使用了帕拉纳尔天文台的8.2米甚大望远镜。在那里，我们观察到NACO产生高角分辨率成像的帮助下，自适应光学。这些观测结果代表了SGR激活后最快的近红外观测结果，以及钱德拉误差圆最深和最高空间分辨率的观测结果。在该源的最精确X射线定位的紧邻处检测到5个源。对于其中的4个，我们没有检测到变化，尽管X射线对应物在我们的观察期间实验了一个显着的衰变。第5个源仅在一个时期中检测到，在该时期中我们具有最佳图像质量，因此不能施加变化性约束，并且仍然是唯一合理的对应物。我们可以在活动开始后一周对任何其他对应候选者施加Ks > 21.6量级的限制。我们的自适应光学成像，分辨率为0.2”，为未来活动期的后续研究提供了参考系。
2009-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Images of the radiatively inefficient accretion flow surrounding a Kerr black hole: application in Sgr A*
在完全广义相对论中，我们计算了任意自旋、倾角和观测波长的克尔黑洞周围的辐射低效吸积流（RIAF）的图像。对于相同的初始条件，如吸积率固定，发现图像的本征尺寸和辐射强度变大，但图像在内部区域变得更加紧凑，而黑洞阴影的尺寸随着黑洞自旋的增加而变小。随着倾角的增大，黑洞阴影的形状发生变化，由于厚盘的遮挡，阴影变小甚至消失。对于中值倾角，由于圆盘中流体的旋转和径向运动，在无穷远处观察到的径向速度更大，这导致图像的发光部分更亮。对于较大的倾角，如盘的边缘，在较长的观测波长（如在7.0毫米和3.5毫米波长）下的发射变得更暗，或在较短的观测波长（如在1.3毫米波长）下的发射变得更亮，除了高自旋和高倾角图像。这些复杂的行为是由于结合的洛伦兹提升效应和辐射吸收的磁盘。我们希望我们的结果能对确定低光度源（如银河系中心）中黑洞的自旋参数有所帮助。通过与观测到的Sgr A* 的毫米级尺寸进行比较，初步分析强烈表明，Sgr A* 中心黑洞周围的圆盘高度倾斜，或者中心黑洞旋转得很快。
2009-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Face-on Accretion Disk Geometry Revealed by Millimeter-wave Periodicity in Sgr A$^*$
School of Fundamental Science and Technology, Graduate School of Science and Technology, Keio University（庆应义塾大学理工学部理工学研究科基础科学与技术学院）；Department of Physics, Institute of Science and Technology, Keio University（庆应义塾大学理工学部理工学研究科物理学科）；Astronomical Science Program, Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（SOKENDAI（日本国立天文台联合研究生院）天文学研究项目）；National Institute of Technology, Tokyo College（东京国立工业大学）
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
Persistent time lags in light curves of Sagittarius A*: evidence of outflow
我们银河系中心的紧凑射电源人马座A*（Sgr A*）是深入研究的主题，因为它提供了一个吸积超大质量黑洞的特写镜头。Sgr A* 为我们提供了一个低光度活动星系核（LLAGN）的原型，但是星际散射和我们仪器的分辨率限制限制了我们对其内部吸积流中发射位点的理解。Sgr A* 的时间变化性可以帮助我们了解我们在靠近黑洞的区域是否看到等离子体流出或流入。在这项工作中，我们着眼于一个全面的一套多时期的数据记录与卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以了解在以前的Sgr A* 射电观测中发现的时滞关系的持久性。我们分析了2015年春季观察到的8个数据时期，每个时期的频率覆盖范围从18到48 GHz。我们交叉相关的校准光变曲线跨越12个频率子带。我们还生成合成数据与适当的变异性特征，并使用它来研究这种采样结构的数据中的时滞关系的可检测性。我们发现，变异幅度随频率的增加。我们看到正的时间滞后斜率在所有的子带在五个八个时期，最大的斜率的情况下，一个明确的极值通量密度是存在的。三个时期显示滞后斜率接近于零。与合成数据分析，我们表明，这些结果是由一个持久的滞后关系的$\sim$ 40分钟/厘米，涵盖了大部分的可变性，最多2%的总通量密度在一个不相关的可变性组件。连同尺寸-频率关系和倾角约束，这表明流出速度为$γβ$ = 1.5，与Sgr A* 的射流模型预测一致。
2021-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dissecting the variability of Sagittarius A* in the orbiting hotspot framework
Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所-CSIC）
本文综述了人马座A*在轨道热点框架下的变异性研究，讨论了该模型在解释红外和X射线耀发中的进展、面临的挑战及未来展望。
2026-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Observations of Sgr A*. I. 2019 July 18
我们介绍并分析了2019年7月18日期间Sgr A* 多波长活动的ALMA亚毫米波观测。除了亚毫米，我们利用并发中红外（斯皮策）和X射线（钱德拉）的观测。亚毫米辐射比中红外数据滞后不到$δt\approx30$分钟。然而，整个亚毫米耀斑并没有被观测到，这增加了时间延迟是光变曲线采样不完整的结果的可能性。亚毫米辐射的衰减与同步加速器冷却不一致。因此，我们分析这些数据，采用一个膨胀的同步辐射源，最初是光学厚或薄的亚毫米，产生时间延迟或同步耀斑与IR，分别。时间延迟模型是一致的等离子体团块的半径$0.8~R_{\text{S}}$（史瓦西半径），电子幂律指数$p=3.5$（$N(E)\propto E^{-p}$），均分磁场的$B_{\text{eq}}\approx90$高斯，和膨胀速度$v_{\text{exp}}\approx0.004c$。同时发射由半径为$2~R_{\text{S}}$、$p=2.5$、$B_{\text{eq}}\approx27$ Gauss和$v_{\text{exp}}\approx0.014c$的等离子体团拟合。由于亚毫米级的时间延迟并不是完全明确的，我们无法确定哪个模型更好地代表了数据。这一观测结果为亚毫米波和X射线波长之间的统一耀斑机制提供了最好的证据，并对源的大小和磁场强度提出了重要的限制。我们表明，在较低的频率下同时观测将能够确定耀斑发射最初是…
2021-11-03 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
Variability of Sagittarius A* at 3 GHz on minute-scale with MeerKAT
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Argelander Institute for Astronomy, University of Bonn（波恩大学阿尔冈德天体物理研究所）；Deutsches Zentrum für Astrophysik（德国天体物理中心）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所（CSIC））；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文观测站）
利用MeerKAT在2.79 GHz对Sgr A*进行8小时观测，通过点源模型拟合探测到分钟级流量变化，调制指数6.11%，平均流量密度827 mJy，结构函数斜率0.81，特征时标约120分钟，表明厘米波与毫米波变异性可能比先前认为的更相关。
2026-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
A parameter survey of Sgr A* radiative models from GRMHD simulations with self-consistent electron heating
银河系中心黑洞候选者Sgr A* 是研究低光度吸积物理学的最佳目标，包括近红外和亚毫米波长长基线干涉测量实验。在这里，我们比较图像和光谱产生的广义相对论MHD模拟的一组无线电近红外观测的Sgr A* 的参数调查。我们的模型跨越了弱磁化和强磁化的限制，并使用了一系列的子网格处方的电子加热。我们发现两类方案可以解释宽形状的亚毫米光谱峰值和高度可变的近红外耀斑发射。弱磁化的“圆盘喷射”模型，其中大部分发射产生于喷射壁附近，与过去的工作一致，以及强磁化（磁制动盘）模型，其中热电子无处不在。由于强法拉第旋转，喷流模型在亚毫米波长处强烈去极化，这与Sgr A* 的观测结果不一致。相反，我们倾向于强磁化模型，它提供了一个很好的描述的中位数和高度可变的线性极化信号。同样的模型也可以解释所观察到的平均法拉第旋转测量和潜在的偏振信号最近看到的Sgr A* 近红外耀斑。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra Spectral and Timing Analysis of Sgr A*'s Brightest X-ray Flares
我们分析了从人马座A* 探测到的两个最亮的钱德拉X射线耀斑，其峰值亮度比静态X射线发射大600倍和245倍。最亮的耀斑有一个独特的双峰形态-它持续5.7千秒（$\sim 2$小时），快速上升时间为1500秒，衰减时间为2500秒。第二次耀斑持续3.4千秒，上升和衰减时间分别为1700秒和1400秒。这些明亮的耀斑明显比静止更难：第一个具有幂律光谱指数$Γ= 2.06\pm 0.14$，第二个具有$Γ= 2.03\pm 0.27$，与静止吸积流的$Γ= 3.0\pm0.2$相比。这些光谱指数（以及耀斑硬度比）与以前探测到的Sgr A* 耀斑一致，表明明亮和微弱的耀斑产生于类似的物理过程。利用最亮的耀斑的长持续时间和高信噪比，我们寻找耀斑内的变化和检测多余的X射线功率在频率为$ν\approx 3$兆赫，但它是一个仪器的工件，而不是天体物理学的起源。我们没有发现其他证据（在95%的置信水平）的周期性或准周期性的变化，无论是耀斑的时间序列。我们也寻找非周期性的过剩功率，但没有找到令人信服的证据，在功率谱。像这样的明亮耀斑仍然是我们最有希望的途径，用于确定Sgr A* 在X射线中的短时间尺度变化，这可能会探测X射线发射区域的特征尺寸尺度。
2019-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flare emission from Sagittarius A*
基于Bremer et al.（2011）和Eckart et al.（2012），我们报告了与银河系中心超大质量黑洞相关的人马座A*（SgrA*）源的毫米、近红外和X射线耀斑发射的同步观测和建模。我们研究的物理过程引起的可变发射SgrA* 从无线电的X射线域。为了解释所观察到的统计变化的（分）毫米光谱的SgrA*，我们使用一个样本的同时NIR/X射线耀斑峰值和模型的耀斑使用同步加速器和SSC机制。观测结果揭示了所有波段的耀斑活动，这些活动可以被建模为来自膨胀的同步加速器自康普顿（SSC）组件的信号。模型参数表明，无论是膨胀的源组件有一个整体运动大于v_exp或膨胀的材料有助于日冕或磁盘，局限于周围的SgrA*。对于大部分的同步加速器和SSC模型，我们发现同步加速器的周转频率在300-400 GHz的范围内。对于纯同步加速器模型，这导致相对论粒子的密度为10^6.5 cm^-3量级，而对于SSC模型，密度中值大约高出一个数量级。然而，为了获得对SgrA* 的频率依赖性变异幅度的真实描述，需要具有更高周转频率和甚至更高密度的模型。我们讨论的结果可能偏离粒子和磁场能量之间的平衡的框架。我们还总结了替代模型来解释SgrA* 的宽带变异性。
2012-08-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Infrared Line Diagnostics Fail to Constrain Sgr A*'s UV Output
McGill University（麦吉尔大学）；Trottier Space Institute at McGill（麦吉尔大学特罗蒂尔太空研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；Max Planck Institute for Radioastronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
研究利用JWST/MIRI数据，发现Sgr A*耀斑未引起近红外线变化，表明红外线反映的是稳态辐射场而非瞬时紫外辐射。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
V4334 Sgr (Sakurai's Object): still churning out the dust
我们提出了一个$0.8-2.5\,μ$ m光谱的非常晚的热脉冲对象V4334 Sgr（樱井的对象），在2020年9月获得。光谱显示出一个连续的，强烈上升到更长的波长，并大大高于最近公布的光谱获得七年前。在较长波长处，连续谱与温度为$624\pm8$ K的黑体很好地拟合。然而，在最短波长处有多余的连续谱，我们认为这是由于最近在C/O $\simeq2.5$环境中形成的热尘埃造成的。其他可能的来源，这种过剩的连续性进行了讨论-如恒星光球模糊地看到通过尘埃壳，和光散射的内壁尘埃环面-但这些解释似乎不太可能。存在许多发射线，包括HeI、Cl、[Cl]和OI的发射线。我们的观察证实了HeI 1.083 $\,μ$ m和[CI] 0.9827/0.9852 $\,μ$ m谱线的发射是空间扩展的。[CI]线通量表明，电子密度在2013年至2020年间增加了一个数量级，这两条线可能很快就会从光谱中消失。1.083 $\,μ$ m和2.058 $\,μ$ m HeI谱线的通量比与先前假设的星际消光一致。恒星光球仍然难以捉摸，中央恒星可能不像目前的演化模型所建议的那样热。
2022-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool carbon stars in the halo and in dwarf galaxies: Halpha, colours, and variabiity
远离银道面的冷碳（C）星可能是由小星系的碎片组成的，如人马座矮球状星系（Sgr），它们被银河系的引力场破坏。我们的目标是通过光谱学，2 MASS光度颜色和可变性数据更好地了解这一人群。在可能的情况下，我们比较了晕的结果，在天炉座矮球状星系，Sgr，和太阳附近的C星人口。本文首先介绍了在晕和天炉座中发现的几颗C星。晕C星的光谱数量现在是125。百分之四十的放射出了阿尔法。晕C星在JHK图中的狭窄位置不同于上述星系中类似的C星。利用Catalina光变数据库和LINEAR光变数据库计算了66颗晕C星的脉动周期。用TAROT望远镜获得了一些补充周期。我们证实，晕的周期分布非常类似于天炉座，我们发现，它是非常不同的太阳附近的C星。在晕中Mira/SRa短周期变星的比例比Sgr大，但对该矮星系中C星的观测还不完全，需要继续研究它们的变率，以探讨Sgr与冷晕C星之间的联系。
2013-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. III: Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole
本文基于事件视界望远镜2017年4月数据，首次呈现人马座A*的事件视界尺度图像，通过多种成像方法及变异性噪声预算，揭示出直径约50微角秒的明亮发射环，证实了银河系中心超大质量黑洞的“阴影”。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flares from Sgr A* and their emission mechanism
我们总结了最近的观测和建模的最亮的Sgr A* 耀斑同时观察（近）红外和X射线的日期。试图通过逆康普顿机制来解释这个耀斑的光谱特征意味着Sgr A* 的物理参数是不现实的。相反，“冷却中断”同步加速器模型为X射线发射提供了更可行的解释。在大约5-30高斯的磁场中，X射线发射电子在典型的动态时间尺度上冷却得非常快，而NIR发射电子冷却得更慢。这在近红外和X射线波长之间的模型中产生了光谱中断，可以解释观测到的光谱指数的差异。
2010-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A systematic survey of millimetre-wavelength flaring variability of Young Stellar Objects in the Orion Nebula Cluster
本研究利用ALMA对ONC中约130个YSO的毫米波段变异性进行系统搜寻，发现了一个数量级的毫米级耀斑，并量化了复杂区域时间切片成像的系统性效应，表明时间域分析可延伸至毫米波段。
2023-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A past capture event at Sagittarius A* inferred from the fluorescent X-ray emission of Sagittarius B clouds
分子云（Sgr B）中中性铁的荧光X射线发射表明分子云正受到外部X射线源的照射。这个来源可能与银河系中央黑洞（Sgr A*）有关，它在一百年前引发了一次明亮的爆发。我们认为这样的爆发可能是由于Sgr A* 部分捕获了一颗恒星，在此期间产生了喷流。通过约束观测到的流量和时间的变化（$\sim$ 10年）的Sgr B的荧光发射，我们发现，由喷流与致密的星际介质的相互作用产生的冲击代表一个合理的候选人的X射线源发射。
2010-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sgr A* and General Relativity
广义相对论已经在弱引力场中得到了广泛的检验，但在强场体系中仍然基本上没有得到检验。根据无毛定理，广义相对论中的黑洞只依赖于它们的质量和自旋，并由克尔度规描述。质量和自旋是克尔时空的前两个多极矩，并完全决定了所有的高阶矩。无毛定理和广义相对论可以通过测量影响高阶矩的克尔度规的潜在偏差来检验。人马座A*（Sgr A*）是广义相对论精确测试的主要目标，在电磁波谱上进行了几次实验。首先，用现有的和新的仪器对围绕Sgr A* 轨道运行的恒星进行近红外监测，预计将解决它们的轨道岁差问题。第二，银河系中心附近的射电双星的定时观测可能会检测到由Sgr A* 的自旋和四极矩引起的特征残差。第三，事件视界望远镜是一个由毫米和亚毫米望远镜组成的全球网络，其目的是在视界尺度上研究Sgr A*，并利用甚长基线干涉测量技术对它投射在周围吸积流上的阴影进行成像。近红外和VLBI观测也可以检测到准周期变化的排放从吸积流的Sgr A*。在这篇评论中，我讨论了我们目前对Sgr A* 时空的理解，以及在不久的将来用近红外、计时和VLBI观测来测试其克尔性质的前景。[删节]
2016-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
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
