Modelling the thermal X-ray emission around the Galactic centre from colliding Wolf-Rayet winds
银河系中心是天体物理活动的温床，从$\sim$ 30颗大质量沃尔夫-拉叶（WR）恒星注入的风物质在超大质量黑洞（SMBH）12”范围内运行发挥了重要作用。这种碰撞和吸积风的流体动力学模拟产生了一个复杂的密度和温度结构的冷风材料与周围介质的冲击，创造了一个大水库的热，X射线发射气体。这项工作的目的是面对3 M的钱德拉X射线远见计划（XVP）的观察，通过计算X射线发射这些碰撞WR风的流体动力学模拟，探索各种SMBH反馈机制。该模型的主要成功之处在于它再现了SMBH周围2”-5”环的光谱形状，其中大部分最终被Sgr A* 捕获的恒星风物质都是冲击加热和热化的。这自然解释了热气来自于WR风的碰撞，并且这些恒星的风速通常受到很好的限制。这些光谱的通量水平，以及12张4- 9 keV的”$\times$ 12”图像，表明X射线通量与SMBH反馈强度有关;更强的反馈清除了更多的热气体，从而减少了热X射线发射。在过去几个世纪中，Sgr A* 产生中等强度外流的模型与观测结果最佳匹配，误差在10%以内，表明需要SMBH反馈来解释该区域的X射线发射。
2016-10-07 astro-ph.HE
Multi Frequency Temporal and Spectral variability study of Blazar PKS 1424-418
利用费米-LAT、Swift-XRT、Swift-UVOT和SMARTS望远镜在MJD 56000至MJD 56600之间（2012年3月14日至2013年11月4日）收集的多波段数据对耀变体PKS 1424-418进行了研究。通过分析伽马射线光变曲线，确定了两个耀斑事件。同时获得了这两个耀斑期间的多波段光谱能量分布。红外光学和$γ$射线数据的互相关分析表明，这些排放来自同一地区的起源。我们已经使用在耀斑期间从该源观测到的最高能量光子为多普勒因子设定了下限，该下限应为$>$ 12。利用轻子发射机制模拟了超自旋共振，研究了宽带发射机制。
2021-01-15 astro-ph.HE
Joint radio and X-ray modelling of PSR~J1136+1551
脉冲星辐射特性的多波长观测是制约其磁层活动和磁拓扑的有力手段。通常，一个以恒星为中心的磁偶极子模型被用来解释这种辐射的主要特征。然而，在某些特定的恒星中，存在观测限制，这种简化的模型无法预测其多波长发射的显着特征。本文的目的是仔细模拟PSR~J1136+1551的无线电和X射线发射与偏心磁偶极子，以协调两个波长的测量。我们同时拟合了PSR~J1136+1551极帽热点的射电脉冲轮廓及其偏振和热X射线发射。我们能够确定非偶极几何形状（我们假设是偏移偶极）和视角的参数，同时考虑X射线和无线电发射之间的时间滞后。如果偏离中心的磁偶极子位于中子星表面以下约20%的位置，我们的模型与数据相吻合。我们还预计极帽的形状和大小非常不对称，这意味着热点的热辐射不对称和不相同。我们认为，非偶极表面磁场是PSR~J1136+1551和其他类似天体多波长现象的一个重要特征。
2019-10-16 astro-ph.HE
Correlation of highly variable blazars with TeV IceCube track events
由于IceCube事件170922 A与耀变体TXS 0506+056的空间和时间相关性，首次发现宇宙线加速器，促使我们在Fermi-LAT 3FGL星表中寻找其他可能与IceCube高能径迹事件相关的耀变体。我们研究了与中微子径迹事件相关的耀变体的Fermi-LAT光变曲线。在我们选取的IceCube径迹事件的2 $σ$角不确定度范围内的8个源中，我们发现只有一个源3FGL J2255+2409在中微子探测过程中处于耀斑状态。我们已经进行了一个依赖于时间的建模的多波长数据从这个耀变体，中微子事件，包括轻子能量损失和质子-质子相互作用在其喷流，以确定它是否可能是中微子事件的起源。我们的轻强子模型估计的喷流光度$L_j = 3.6 \times10^{47}$ erg/sec期间的中微子阶段的3FGL/4FGL J2255+2409。
2020-02-05 astro-ph.HE
Three-dimensional Radiative Properties of Hot Accretion Flows onto the Galactic Centre Black Hole
通过求解辐射转移方程，研究了银河系中心超大质量黑洞附近磁流体动力学吸积流模型与观测到的Sgr A* 谱的三维辐射性质.结果表明，射电辐射的中心大于事件视界阴影的大小，其峰值位置偏离引力中心。我们还发现，自吸收同步辐射的热电子的叠加在几十个Schwartzschild半径可以解释低于临界频率$ν_{c}\approx 10^{12}$ Hz的低频光谱。在临界频率以上，热电子的同步自康普顿辐射可以解释最近近红外观测中的可变辐射。与Ohsuga等人（2005）的研究不同，我们发现不同质量吸积速率下的热电子韧致辐射X射线谱与{ \it Chandra}观测到的Sgr A* 的耀斑态和静止态都是一致的。
2009-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Serendipitous discovery of radio flaring behaviour from a nearby M dwarf with MeerKAT
我们报告的检测MKT J174641.0 $-$ 321404，一个新的无线电瞬变发现在无针对性的搜索宽场MeerKAT无线电图像集中在黑洞X射线二进制H1743 $-$ 322。MKT J174641.0 $-$ 321404在1.3 GHz处高度可变，在2018年底的11次观测中被探测到三次，达到最大通量密度590 $\pm$ 60 $μ$ Jy。我们将这一射电瞬变现象与距离太阳12 pc的M矮星SCR~1746 $-$ 3214联系起来。这M矮星的多波长观测表明整个电磁波谱的耀斑活动，与预期从dMe星发射一致，并提供无线电和X射线制度的静态亮度上限。\textit{TESS}测光显示SCR~1746 $-$ 3214的自转周期为$0.2292 \pm 0.0025$天，在其估计的半径下，这颗恒星是一颗快速自转的恒星，与其他低质量系统相当。专门的光谱跟踪证实了这颗恒星是一颗中晚期光谱M矮星，具有明显的磁活动，由强烈的H $α$发射指示。MeerKAT偶然发现的这种瞬变现象，以及多波长特性，使其成为当前一代无线电干涉仪的能力和MeerLICHT等光学设施同时观测的价值的主要证明。我们的研究结果建立在文献的M矮星的耀斑行为，特别是有关其行星系统的可居住性。
2022-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the emission from blazar jets - the case of PKS 2155-304
介绍了一种含时同步自康普顿模型（SSC），它能够将许多SSC模型中使用的电子谱作为加速和辐射损失的平衡。使用随机加速以及Fermi-I过程，甚至可以解释电子光谱的上升部分，这是强制性的，以适应低态光谱能量分布（SED）的PKS 2155-304约束费米LAT观测。由于时间分辨率的原因，H.E.S.S.观测到PKS 2155-304的爆发。在2006年，可以自洽地模拟为沿射流轴的波动，而无需引入新的参数集。该模型使时间演变的SED也访问。从而为耀变体的燃烧行为提供了新的见解。
2010-05-27 astro-ph.HE
Blazars at Very High Energies: Emission Modelling
耀变体是非常宽频带的宇宙源，其频谱跨越超过20个数量级的频率，在射电范围内低至100 MHz，高达数十TeV的VHE。在高能量的光谱能量分布的建模目前考虑两个主要类别的模型，轻子和lepto-hadronic，这两个成功地描述了观测到的光谱的两个人口的耀变体，即BL Lac对象（BL Lac）和平坦频谱射电类星体（FSRQs）。然而，他们都面临着困难，特别是再现耀斑现象监测良好的多光谱和时间覆盖，或再现极端的来源，挑战的基本描述。这种情况导致了各种各样的具体情况，这些情况相对于来源的一般背景的定位通常没有明确的固定。在工作中占主导地位的粒子加速机制的识别和更好地理解的TeV发射区的位置将有可能打破模型之间的简并。多波长和多信使研究也应该有助于这方面的工作，以期详细说明耀变体和活动星系核的一般参考情景。
2022-11-07 astro-ph.HE
Axion signals from neutron star populations
University of Manchester（曼彻斯特大学）；Ludwig-Maximilians Universität（慕尼黑大学）
研究通过分析中子星群体，尤其是银河系中心区域，探讨轴子暗物质的探测方法，提出利用中子星动态效应减少不确定性，并利用PsrPopPy模型分析信号。
2024-11-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Modelling the time dependence of the TeV Gamma-ray source at the Galactic Centre
在银河系中心观测到的TeV伽马射线源背后的物理机制仍然未知。一个有趣的可能性是，中心超大质量黑洞的吸积流负责将质子加速到TeV能量，然后向外扩散，与分子气体相互作用，距离约为1 pc。在这里，我们建立在我们以前的详细计算的质子运输考虑的时间和能量依赖的TeV信号后，在Sgr A* 的粒子加速爆发。我们发现，由于质子扩散的强能量依赖性，粒子加速率的任何变化将仅在延迟~ 10年后的TeV信号中可见，并且仅在能量>~ 10 TeV时可见。如果加速器是长寿命的，它必须运行至少10^4年，并且具有α=0.7的硬质子注入谱（其中dn/dE_inj \propto E^{-α}），以便产生正确数量的高能伽马射线通量。这种高能质子的快速扩散也排除了观测到的TeV源与Sgr A* 活动增加的时期直接相关的可能性，该时期结束于约100年前。然而，与观察到的H.E.S.S.对于大约10年前发生的粒子加速的短暂（大约几年）爆发的情况，发现α=2.7的数据。如果这样的爆发是常见的，那么它们将保持TeV源的能量，并可能在<~ 5年的时间尺度上产生>~ 10 TeV的光谱变化。该模型还暗示粒子加速可能是降低弱吸积黑洞辐射效率的一个重要机制。
2010-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the flare activity of Sgr A*
最新的观测数据提供的证据表明，从Sgr A* 的排放来自银河系动力中心的10个引力半径内的吸积盘。我们调查的物理过程负责的变量观测到的排放紧凑的射电源Sgr A*。我们研究了可变发射区的演化，分析了光变曲线和时间分辨光谱的排放起源于表面的吸积盘，接近事件视界，附近的边缘稳定轨道的克尔黑洞。
2016-02-05 astro-ph.HE
Discovery of the infrared counterpart of CXOU J174437.3-323222 in the field of IGR J17448-3232: a blazar candidate viewed through the Galactic centre?
我们提出了我们对IGR J17448-3232场的近红外ESO-NTT Ks波段观测，该观测显示没有与SNR一致的扩展发射，但我们在X射线点源CXOUJ174437.3-323222的位置处识别出一个新的对应物，在斯皮策图像中也可以看到24 μm。多波长光谱建模表明，数据是一致的，在五个数量级的频率与红化和吸收的单次幂定律。这意味着非热的，可能是同步辐射，使以前的识别这个源作为一个可能的脉冲星，其关联的SNR，不太可能;我们建议，而不是发射可能是由于通过银河系的平面看到耀变体。
2012-07-17 astro-ph.HE
Examining molecular clouds in the Galactic Centre region using X-ray reflection spectra simulations
在我们银河系的中心有一个超大质量的黑洞，被认为是射电源人马座A*。这个黑洞的质量估计约为400万太阳质量。虽然人马座A* 在总辐射能量方面相当暗淡，其光度比爱丁顿光度低$10^{10}$倍，但现在有令人信服的证据表明这个来源在过去要明亮得多。来自银河系中心区域巨大分子云反射X射线发射探测的证据。然而，如果没有反射过程的详细建模，反射发射光谱的解释就不能正确进行。尝试这样做可能会导致对数据的错误解释。在本文中，我们提出了一个蒙特卡罗模拟代码，我们开发的结果，以充分模拟复杂的过程中出现的反射光谱。模拟的光谱可以与真实数据进行比较，以导出模型参数并约束黑洞过去的活动。特别是，我们将我们的代码应用于Sgr B2的观测，以约束云的位置和密度以及中心源的入射光度。的结果
2016-09-01 astro-ph.HE
Gamma-Ray Flares in Long Term Light Curve of 3C 454.3
3C 454.3经常在燃烧状态下观察到。利用费米LAT探测器的9年（2008年8月至2017年7月）数据分析了该源的长期光变曲线。我们已经确定了五个耀斑和一个静止状态。耀斑在耀斑阶段具有多峰的亚结构。估算了耀斑的上升和衰减时间，并与其它类似源的耀斑进行了比较。伽马能谱的模拟表明，在大多数情况下，对数抛物线函数对数据的拟合最好。我们已经做了两个耀斑，同时多波长数据的时间依赖轻子建模。这两次持续时间较长的耀斑Flare-2A和Flare-2D分别持续了95天和133天。我们用多普勒因子的平均值、电子的注入光度、发射区的大小和发射区的磁场来模拟这些耀斑。在我们的单区模型中，发射区被假定在宽线区。在模拟过程中考虑了能量损失（同步辐射、同步辐射自康普顿、外康普顿）和电子从发射区的逃逸。虽然用轻子模型来模拟这些耀斑所需的总喷流功率比其他源要高，但它们总是低于爱丁顿光度3C 454.3。我们还选择了一些闪烁的峰，并表明多普勒因子或注入的电子在短时间尺度上的亮度的时间变化可以解释它们的光变曲线。
2020-03-18 astro-ph.HE
SDSS J211852.96-073227.5: a new γ-ray flaring narrow-line Seyfert 1 galaxy
本文报道了一个新的γ射线窄线Seyfert 1（NLS 1）星系SDSS J211852.96-073227.5（以下简称J2118-0732）的发现。该星系的红移为0.26，与高射频的平坦/倒置频谱的射电源有关。斯隆数字巡天（SDSS）对它的光谱进行了分析，发现Hβ谱线宽分量的线宽很小（半峰全宽= 1585 km s^{-1}），这使它成为一个射电噪声很大的NLS 1星系-这是一类有趣的活动星系核，具有特殊的多波长特性。在2009- 2013年期间，费米LAT以耀斑的形式偶尔探测到一个中心位于J2118-0732的新γ射线源。我们的XMM-牛顿观测揭示了一个由简单幂律描述的平坦X射线光谱，以及在五个月内约2.5倍的通量变化。该源还显示了红外波段的日内变化。它的宽波段光谱能量分布可以用一个简单的单区轻子喷流模型的辐射来模拟，而在五个月内从红外到X射线的通量下降可以用喷流参数的变化来解释，尽管确切的值可能受到相对较大的不确定性的影响。J2118-0732的NLS 1-blazar复合核、宿主星系的清晰探测以及多波长流量的同步变化，为研究相对小质量黑洞和高吸积率条件下相对论喷流的形成和演化提供了新的视角。
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Monitoring the Galactic Centre with Australia Telescope Compact Array
位于银河系中心的超大质量黑洞人马座A*（Sgr A*）经历着有规律的耀斑活动，人们认为这种活动来自吸积流的最内部区域。2010 - 2014年，我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对银河系中心进行了监测观测，研究了3 mm处的通量密度变化。我们通过减去它周围的扩展发射的贡献，以及望远镜的仰角和时间相关增益来获得Sgr A* 的光变曲线。我们执行结构函数分析和贝叶斯块表示来检测耀斑事件。在三次观测中，观测发现了六个Sgr A* 通量密度显著变化的实例，变化在0.5到1.0 Jy之间，持续1.5 $-$ 3小时。我们使用膨胀等离子体激元模型来解释通量密度的短时间尺度变化。我们推导出模拟的耀斑辐射的物理量，如源扩展速度$v_{\mathrm{exp}}$，源的大小，光谱指数，和周转频率。这些参数意味着，扩展的源组件要么被限制在Sgr A* 附近的日冕或光盘的贡献，或有一个整体运动大于$v_{\mathrm{exp}}$。在尘埃S-星团物体（DSO/G2）的接近和飞越过程中，没有观察到短耀斑时间尺度上的异常通量密度变化。这与它的紧凑性和没有大的弓形激波是一致的。
2016-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-Thermal Insights on Mass and Energy Flows Through the Galactic Centre and into the Fermi Bubbles
我们构建了一个简单的模型，恒星形成（和由此产生的超新星）驱动的质量和能量流通过内部的~200 pc（直径）的银河系。我们的建模受到限制，特别是，从该地区检测到的非热无线电连续谱和γ射线信号。该模型指出，当前恒星形成速率为0.04 - 0.12 M \msun/年，置信度为2 σ，最佳拟合值在0.08 - 0.12 M \msun/年范围内，如果持续超过10 Gyr，将填补核凸起的~10^9 M \msun恒星星族。质量正以大约0.3兆\msun/年的速度被吸积到银河系中心（GC）区域。该区域的恒星形成活动推动了等离子体、宇宙射线和夹带的较冷气体的外流。然而，等离子体和夹带的气体都没有达到引力逃逸的速度，所有这些物质都回到了银河系内部。我们所建立的系统模型可以很自然地解释最近观察到的围绕在中央分子带周围100 - 200 pc高度的分子气体的~> 10^6 "晕"。较冷的高金属量物质注入GC上方的星系晕，可能催化了该区域热等离子体的冷却和冷凝，并解释了GC中相对原始的、未经核处理的气体的存在。从GC流出的等离子体达到了几千秒差距的高度，并且与最近发现的费米泡有着令人信服的联系。我们的模拟表明，约10^9 M \msun的热气体通过GC处理超过10 Gyr。我们推测，在银河系的年龄内，GC中持续的恒星形成使SMBH保持在静止状态，从而防止它显着加热日冕气体，允许气体持续吸积到盘上，并在…
2012-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flares in the Galactic Centre II: polarisation signatures of flares at mm-wavelengths
本研究通过GRMHD模拟发现，磁 arrested 吸积流中的磁通量爆发可产生与观测一致的Q-U平面偏振环，周期约30分钟至1小时，为银河系中心毫米耀斑的偏振特征提供理论解释。
2023-08-31 astro-ph.HE gr-qc
The Galactic Centre - A Laboratory for Starburst Galaxies (?)
银河系中心-作为最近的星系核-既有内在的兴趣，也可能代表了一个有用的类似恒星爆发核，我们可以观察到数量级的细节比这些外部系统。GC中的环境条件--这里指的是银河系内部直径为200 pc的区域--相对于银河系盘中通常遇到的环境条件来说是极端的。各种GC ISM成分的能量密度通常比当地发现的大两个数量级，恒星形成率密度大三个数量级。在银河系中，银河系中心的硬谱、弥散的TeV（=10^12 eV）伽马射线辐射与该区域的分子气体在空间上是一致的。最近，在这种能量的伽马射线中也探测到了本星系NGC 253和M82的核。我们已经开始了一项扩展活动，对从银河系内部200 pc接收到的宽带（无线电连续体到TeV伽马射线）非热信号进行建模。在这个模型的基础上，我们发现恒星形成和相关的超新星活动是该地区非热活动的最终驱动力。这种活动驱使大规模的热等离子体风和宇宙射线离开GC。在本地加速的宇宙射线在原地失去大量能量或穿透到恒星形成发生的致密分子气体核心之前，风会迅速地将它们平流。然而，宇宙射线可以加热/蒸发包裹核心的较低密度/温暖的H2相。在非常大的尺度上（~10 kpc），逃逸的GC宇宙射线的非热特征最近可能被探测到，作为壮观的“费米泡”和相应的“WMAP雾”。
2011-12-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wild at Heart:-The Particle Astrophysics of the Galactic Centre
我们处理的高能天体物理学的内部~200 pc的银河系。我们对这一区域的模拟表明，每几千年爆发一次的超新星注入的能量足以维持该区域产生非热射电和TeV γ射线辐射所需的稳态原位宇宙射线（CR）数量; iii）提供低能CR，其库仑碰撞维持在整个中心分子区检测到的异常温暖的包层H2的温度和电离率; iv）加速初级电子，其提供在平面上方和下方约150 pc尺度上看到的扩展的非热无线电发射（银河系中心叶）;和v）加速初级质子和较重的离子，平流到非常大的尺度（高达~10 kpc），产生最近发现的WMAP雾和相应的费米雾/气泡。我们的模型将银河系内部几度的平均磁场振幅限制在60 < B/microG < 400的范围内（2 sigma置信度），并表明即使TeV的CR也可能没有时间在风将它们从该地区带走之前穿透到该地区密集分子云的核心。后一个发现显然不利于CRs -在这种类似恒星爆发的环境中-大幅度改变恒星形成条件的情况。我们推测，我们确定的风在平流低能量正电子从银河系核心到凸起中起着至关重要的作用，从而解释了511千电子伏线发射的扩展形态。（节略）
2010-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the light-curves of objects tidally disrupted by a black hole
大质量黑洞的潮汐破坏是一种现象，在此期间，大部分引力能可以在很短的时间尺度上释放出来。银河系中心观测到的X射线和红外耀斑的时间尺度和能量表明，它们可能与潮汐破裂事件有关。此外，在一些星系中也观察到了恒星被超大质量黑洞潮汐破坏的后果，例如RX J1242.6- 1119 A。所有这些发现增加了弯曲时空中潮汐扰动研究工具的需求。在这里，我们总结了我们的研究广义相对论效应对恒星和致密天体的潮汐变形。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Growing supermassive black holes: sub-grid modelling and intermediate-scale processes
宇宙中的尺度范围之广，使我们不可能一次建模。因此，在进行数值实验时，我们有必要采用亚分辨率处方，它可以代表我们无法直接建模的尺度。在这篇文章中，我们提出了一个处方黑洞的增长，采用了不同的吸积制度，从文献中使用的标准方法，并讨论了小规模的吸积流和大规模的宇宙体积之间的中间过程，可以大大提高吸积率到黑洞在星系中心的专用模拟的结果。
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
A refined model of secondary photon emission from heavy WIMP annihilations in the Galactic Centre
Indian Institute of Science Education and Research-Pune（印度科学教育研究所浦那）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；University of Bergen（卑尔根大学）
本文提出了一种更精确的模型，用于研究银河系中心重WIMP湮灭产生的二次光子发射，通过考虑空间依赖性因素来提高检测重WIMPs的可能性。
2026-01-04 astro-ph.HE hep-ph
Simulating the pericentre passage of the Galactic centre star S2
这颗所谓的S2恒星在2018年5月达到了最接近大质量黑洞（BH）的位置，大约在1500 $R_\mathrm{s}$。有人提出，它的恒星风与高密度吸积流在这个距离的Sgr A* 的相互作用将导致一个可检测的，长达一个月的X射线耀斑。我们的目标是验证S2星风是否可以作为一种诊断工具来推断吸积流的性质对Sgr A* 在其pericentre（未探测的距离制度），把重要的限制BH吸积流模型。我们运行了一系列的三维自适应网格细化模拟的帮助下，拉美西斯代码，其中包括现实的治疗S2的恒星风的相互作用与吸积流沿其轨道和-除了流体动力学和philical效应-包括潮汐相互作用与大规模BH。这些被后处理以导出可观察到的2-10 keV窗口中的X射线发射。对于典型的吸积流模型，没有发现Sgr A* 的X射线发射显著过量。对于显著增加的吸积流密度，产生可测量的过量。然而，这可以排除标准的幂律吸积流模型，因为在这种情况下，没有S2风相互作用的热X射线发射已经超过了观测到的静态光度。只有风参数的显著变化（增加的质量损失率和降低的风速）可能会导致（轻微）可观察到的X射线耀斑事件。即使在S2恒星的近心点通过期间检测到（长达一个月的）X射线耀斑，也不允许对Sgr A* 周围的吸积流施加严格的限制，因为依赖于多个参数（吸积流模型以及恒星风）引起的简并。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
