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
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
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 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
Colliding with G2 near the Galactic Centre: a geometrical approach
2014年，G2将在距离Sgr A* 近100天文单位的范围内通过。由于它的近点非常短，对该天体在短期内的动力学演化的研究可能会对银河系中心超大质量黑洞周围的区域提供一些了解。考虑到这种情况，最近Bartos等人（arXiv：1302.3220）提出，在其近日珥之前，G2可能会经历多次与黑洞成员和被认为在银河系中心附近轨道运行的中子星群体的遭遇。在这里，我们进一步探索这种可能性，并使用Phifer等人（arXiv：1304.5280）和Gillessen等人提供的最新轨道解研究与G2天体碰撞的一般情况，（arXiv：1306.1374）和蒙特卡罗方法来估计与G2的最小轨道相交距离（MOID）作为进入物体的轨道参数的函数。我们的研究结果表明，在距离小于100天文单位的遭遇开始成为统计上显着的，只有在过去几年左右。在100天文单位以下的MOID在统计上更有可能是最动态的冷轨道。如果有一群物体在低倾角、低偏心率的轨道上围绕中心黑洞运动，那么与G2近距离相遇的最高概率将出现在2014年1月至3月，但由于相遇而增强的活动可能早在2013年7月至8月就开始了。
2013-07-04 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
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
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
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
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
Constraining Primordial Black Hole Fraction at the Galactic Centre using radio observational data
最近的伽马射线和宇宙射线观测对我们宇宙中原始黑洞（PBH）的数量提出了强有力的限制。在这篇文章中，我们使用的档案无线电数据的内银河系中心的PBH约束的暗物质比为三种不同的PBH质量分布，包括单色，对数正态分布和幂律。我们表明，PBH的量只构成一个非常小的组成部分，在银河系中心的暗物质的大参数空间。
2020-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
KMOS view of the Galactic Centre I. Young stars are centrally concentrated
银河系中心拥有一个拥挤的，密集的核星团，半径为4 pc。银河系中心的大多数恒星都是冷的晚型恒星，但在银河系的中央秒差距内也有超过100颗热的早型恒星。这些恒星的年龄只有3-8百万年。我们对银河系中心早期型恒星的数量和分布的了解是不完整的。只有少数光谱观测已经超过了银河系中心的0.5 pc的投影距离。早型星的分布和运动学对于理解核星团的形成和成长是必不可少的。我们使用积分场摄谱仪KMOS覆盖了银河系中心>4pc^2的区域。我们从单个恒星中提取了1,000多个光谱，并根据它们的光谱识别了早期类型的恒星。我们的数据集包含114颗明亮的早型星，其中6颗有窄发射线，23颗是沃尔夫-拉叶星，9颗星的光谱没有特征，76颗是O/B型星。我们的宽场光谱数据证实，年轻恒星的分布是紧凑的，90%的年轻恒星在0.5 pc的核内被识别。我们确定了24个新的O/B星主要是在大半径。我们估计了O/B星的光度质量，表明年轻星族的总质量大于12，000 M_sun。O/B星似乎都被束缚在银河系核星团中，而不到30%的O/B星属于顺时针旋转的盘。早期型恒星的中心集中是一个强有力的证据，证明它们是在原地形成的。很大一部分年轻的O/B型恒星并不在星盘上，这意味着早期型恒星并不都是在同一个星盘上形成的，或者星盘正在迅速溶解。[删节]
2015-12-16 astro-ph.GA
Probing the formation history of the nuclear star cluster at the Galactic Centre with millisecond pulsars
我们银河系中心的核星团的起源仍然未知。一种可能性是，它是在星团由于动力摩擦而螺旋进入银河系中心后破裂形成的。我们使用最先进的N体模拟追踪中央黑洞周围核星团的形成，并跟踪星团中诞生的中子星的动力学。然后，我们估计在核星团形成期间释放的毫秒脉冲星（MSP）的数量。球状星团的组装和潮汐解体导致了MSP的分布，其半径约为20 pc，峰值接近3 pc。在亚秒差距尺度上没有发现聚类。我们用MeerKAT射电望远镜和SKA 1等未来射电望远镜模拟了这一群体的可探测性，发现在这个大体积内可以观察到大约十个MSP，而中央秒差距内的MSP很少。这有助于将这种情况与核星团的原位形成模型区分开来，该模型预测靠近黑洞的MSP过多。然后，我们讨论了我们的MSP人口的潜在贡献的伽马射线过剩在银河系中心。
2017-11-17 astro-ph.GA
A New Lower Limit to the Galactic Centre's Magnetic Field
几十年来，围绕银河系中心（GC）的大尺度（> 100 pc）磁场的幅度一直不确定，只有两个数量级：不同的分析报告称，磁场一方面弱至~6 microG，另一方面弱至1 mG。在这里，我报告我们最近的工作表明，在400 pc规模的领域有一个坚定的下限约为50 microG。为了获得这一结果，我们汇编了现有的（主要是单碟）无线电数据，以构建这些尺寸尺度上的GC区域的频谱。这个光谱是一个破碎的幂律与向下击穿（最保守）归因于从韧致辐射到同步辐射冷却的原位宇宙射线电子人口的过渡。磁场的下限是考虑到EGRET仪器的现有限制，同步辐射电子不应产生太多的伽马射线发射。
2010-01-26 astro-ph.GA
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
Diagnostics of Gaseous Halo of the Milky Way by a Shock Wave from the Galactic Centre
本文提出了一种利用来自银河系中心（GC）的激波诊断星系晕气体分布的方法。传播的冲击波所造成的中心爆炸与释放的能量$\sim 10^{55}$ erg计算的各种模型的气体晕，和冲击波阵面的形态进行了比较，与观察到的北极（ESTA）和南极马刺（SPS）。当采用径向变尺度高度的半指数晕模型时，再现了观测到的双极超壳层（BHS）结构。球形晕模型（$β$模型）被证明是不适合解释所观察到的BHS形状。相对于旋转轴和银河系平面的不对称的马刺解释了大规模的密度梯度在整个银河系的晕。这样的梯度可能是由IGM在本星系群运动过程中的冲压压力产生的。具有正弦密度波动（云）的晕模型也可以解释这种不对称性，只要选择适当的云参数。其他不规则的特徴，如细丝和多重弯曲叠加在突出物上，也被认为是由于晕中的密度波动。
2019-01-04 astro-ph.GA
Complex organic molecules in the Galactic Centre: the N-bearing family
本文利用GBT和IRAM 30 $\,$望远镜对银河系中心静止巨分子云（G+0.693）进行了无偏谱线巡天。我们的研究突出了一个非常丰富的有机库存的大量氮（N）轴承物种的来源没有恒星形成的签名。我们报告检测到17个含氮物种在这个来源，其中8个是复杂的有机分子（COM）。在不同的银河系和河外环境中，相对于H $_2$的导出丰度的比较。我们的结论是，在这个源的独特的化学很可能是由低速冲击与X射线/宇宙射线也发挥了重要作用的化学。像以前的研究结果为O-轴承分子，我们的结果为N-轴承的物种表明更有效的氢化这些物种的尘埃颗粒在G+0.693比在银河系盘的热核，作为一个结果的低尘埃温度加上高能加工的X-射线/宇宙射线辐射在GC。
2018-05-30 astro-ph.GA
Interaction of the Galactic-Centre Super Bubbles with the Gaseous Disc
利用射电连续谱、X射线、HI和CO线巡天研究了银河系中心（GC）超级气泡（GSB）与银河系气体盘和气体晕的相互作用。射电北极支（英语：North Polar Spur）是GSB最明亮的东脊，向银道面方向变亮，在最尖锐的一端到达$ l = 22°, \ b = + 2°$，在那里它与3千秒差距的膨胀环和环形山的切线方向相交。对脊的检查表明，整个GSB，包括脊及其反脊，构成GC对称的$Ω/$ \rotatebox [原点=c]{180}{ $Ω$ }形状。HI和CO盘的厚度和气体密度从内部（较低的经度）到3千秒差距陨石坑的外部急剧增加。陨石坑的形成是由冲击波从GC由$ \sim 10 $我前与几个$10 ^ {55} $尔格的发射能量的爆炸圆盘气体的上层清扫解释。在此基础上，对GSB的结构和形成机理提出了统一的看法。
2021-06-28 astro-ph.GA
On the number of young stellar discs in the Galactic Centre
对银河系中心的观测显示，有证据表明，在0.1 pc的距离内，围绕中心超大质量黑洞旋转的非常年轻的恒星具有盘状结构。虽然人们普遍认为，大约一半的恒星在天空中形成了一个相对平坦的顺时针旋转的圆盘，但关于是否存在第二个逆时针旋转的恒星圆盘，仍有大量的争论。通过使用我们的bhint代码的N体模拟，我们表明，两个高度倾斜的恒星盘与所观察到的属性不能被认为是两个平面圆盘后，5万年的相互作用。相反，我们的计算预测了两个圆盘的显著翘曲，我们在银河系中心观察到的结构中表现得很明显。虽然所观察到的逆时针轨道的高偏心率表明这个系统的偏心起源，我们显示的偏心率分布在更大质量的顺时针光盘的内部是完全一致的初始圆盘中，恒星偏心率增加，由于非共振和共振松弛。因此，我们的结论是，要问的相关问题不是是否有两个年轻恒星的圆盘，而是是否有两个这样的圆盘开始。
2009-01-12 astro-ph.GA
Enhancement of magnetic fields arising from galactic encounters
与类似孤立星系的典型辐射相比，星系碰撞通常以相互作用星系的同步辐射大幅增加为标志。这被认为与恒星形成率的增加和相关的湍流磁场有关。通常认为规则磁场会减小。我们考虑一个简单的，但相当现实的，平均场银河发电机模型的影响，小规模的代表示随机注入的磁场从恒星形成的地区。我们代表了一个遇到的大规模的流动速度的引入和增加小规模的磁场注入。后者描述了由相遇引起的恒星形成率增加的影响。我们表明，大规模的流，与相关的偏差的旋转曲线，可以导致各向异性湍流（有序）磁场强度的增强，主要是沿方位角方向，导致一个显着的临时增加的总磁能在遇到的代表性增加恒星形成率有一个额外的强烈的影响。与预期相反，大尺度（规则）磁场结构并没有被遭遇显著破坏。它可能会在相对较短的时间内有所减弱，并且在遭遇后其方向可能会逆转。这种相遇导致增强的总发射和极化发射，而不增加规则磁场强度。大尺度流导致的同步辐射的增加可以与恒星形成率的增加相媲美，这取决于参数的选择。相遇对总磁场能量的影响持续的时间只比相遇的持续时间稍长（约100秒）。1 Gyr）。
2014-05-16 astro-ph.GA
Eccentric disc instability in stellar discs formed from inspiraling gas clouds in the Galactic Centre
银河系中心的湍流分子云的内旋可能导致在超大质量黑洞（SMBH）周围形成一个小的、致密的和适度偏心的气体盘。这样的盘是不稳定的碎片，并可能导致在银河系中央秒差距的年轻大质量恒星的形成。在这里，我们进行高精度的直接求和N体模拟的大质量恒星环（初始半长轴0.1 <a/pc <0.4和偏心率0.2 <e <0.4），受潜在的SMBH，恒星的尖端，和母气体盘，研究如何演变的轨道要素的环的时间。恒星环的初始条件是从以前的模拟结果的分子云落入和破坏的SMBH潜力。虽然半长轴没有显著的演化，但由于尖点进动，偏心率的分布扩展得非常快（约100万年）。特别是，初始偏心率e> 0.3（e <0.3）的恒星轨道倾向于变得更偏心（更少），导致双峰偏心率分布。这种分布与银河系中心顺时针圆盘中观察到的大质量恒星的分布在性质上是一致的。
2012-09-13 astro-ph.GA
Unrecognized Astrometric Confusion in the Galactic Centre
银河系中心是一个高度拥挤的恒星场，经常发生未被识别的源混淆事件，涉及未被发现的微弱恒星，预计将在亚质量水平上引入天体测量噪声。这种混淆噪声是主要的非仪器效应，限制了目前近红外成像观测的天体测量准确度和精度，以及对中央超大质量黑洞附近单个恒星轨道的长期监测。我们自洽地模拟已知的和尚未识别的恒星的运动来表征这种噪声分量，并表明，源混淆的一个可能的后果是在恒星轨道要素的估计偏差，以及推断的质量和距离的黑洞，特别是如果恒星被观察到在小的投影分离，如恒星S2在近心点通道。此外，我们调查建模的影响源混淆作为一个额外的噪声成分，是时间相关的，证明需要改进的噪声模型，以获得值得信赖的估计参数的兴趣（及其不确定性）在未来的天体测量研究。
2018-02-22 astro-ph.GA
Spectroscopy with the Engineering Development Array: cold H$^{+}$ at 63 MHz towards the Galactic Centre
工程开发阵列（EDA）是平方公里阵列（SKA）先驱技术的单一测试站。我们已经使用EDA检测低频无线电复合线（RRL）从银河系中心区域。低频RRL是未来低频SKA工作的一个感兴趣的领域，因为这些线提供了关于冷中性介质物理特性的重要信息。在这个项目中，我们调查的EDA，它的带通和射频干扰环境的低频光谱。我们提出的线光谱从30至325兆赫的银河系中心区域。EDA在接收器低端的灵敏度的降低防止了分别在40和60 MHz以下检测到碳和氢RRL。RFI强烈影响276-292、234-270、131-138、95-102和33 MHz以下的频率。Cn $α$ RRL在量子能级n = 378至550（39-121 MHz）的吸收和n = 272至306（228-325 MHz）的发射中检测到。在n = 387至696（39-225 MHz）的吸收中检测到Cn $β$谱线。在n = 272至480（59-325 MHz）的发射中检测到Hn $α$ RRL。Hn $β$线检测到n = 387至453（141-225 MHz）。在63兆赫的叠加Hn $α$探测是对氢RRL的最低频率探测，并表明沿着银河系中心区域的视线存在一种冷的（部分）电离介质。这种冷的H $^{+}$气体的大小和速度表明，它可能与附近的Riegel-Crutcher云有关。
2019-07-06 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
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
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
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
Do three-body encounters in galactic nuclei affect compact binary merger rates?
通过动力学摩擦和二体弛豫，在星系核中的超大质量黑洞周围可能形成致密残余物的高密度尖点。由于密度高，在SMBH周围轨道上的双星经常会与来自尖点的致密残留物近距离相遇。这会影响星系核中致密双星的引力波合并率。我们研究了这个过程的高精度少体模拟，一个新的Monte Carlo方法进行。我们发现，围绕SgrA* 一样的SMBH，三体相遇的合并数量增加了3倍。这是因为近距离相遇会使双星相对于它们的轨道平面重新定位，从而增加Kozai-Lidov引起的合并的数量。我们得到了一个双黑洞的合并速率为1.6 × 10 ^-6/yr/每个类银河核。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
