The High-Density Ionized Gas in the Central Parsecs of the Galaxy
本文报道了用亚毫米波天线阵在2 \arcsec分辨率和40 \arcsec视场下观测Sgr A West中H 30 $α$线发射的结果。H30 $α$谱线对小螺旋结构中的高密度电离气体敏感。我们比较了H30 $α$线辐射的速度场和开普勒模型的速度场，结果表明，在Sgr A* 上的超大质量黑洞控制着电离气体的动力学.然而，我们也检测到显着偏离开普勒运动，这表明，强烈的恒星风的影响，从大质量恒星沿电离流和北，东臂之间的相互作用在当地的气体动力学发挥重要作用。
2010-02-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
ALMA Detection of Extreme Blue-Shifted Ionized Gas Within 0.2 pc of Sgr A* from -480 to -300 km/s
我们利用ALMA的能力，利用距离银河系动力中心30英寸以内的H30 alpha mm氢复合线来探测朝向银河系中心的电离气体。观测的空间和光谱分辨率分别为0.46“X 0.35”和3 km/s。在微空洞区探测到多个致密源和扩展源，其极端负径向速度范围为-480至-300 km/s，距离Sgr A* 2- 3“（0.08-0.12 pc）。这是在Sgr A* 的内部1“之外检测到的电离气体的最高径向速度。这个新的成分在运动学上与轨道上的电离气体隔离。被探测到的气体的速度梯度在-50到-200 km/s/arcsecond之间，位于Sgr A* 的西南方，位置角大约为-160度。先前在这些极高速电离成分附近的自行测量已经被测量，并显示横向速度范围从313 - 865公里/秒。如果我们假设它们是相互关联的，那么总速度意味着这些分量在引力上是不受约束的。此外，我们报告彗星的无线电和红外源的运动学。这些源在Sgr A* 的14“内以大约50度的位置角对角分布。我们解释了高度蓝移的功能，以西南部的微型腔的位置和红移彗星源的东北部的准直流出的相互作用，开口角约为30度。分别用相对论性喷流驱动的外流或准直星风估算出每年2 E-7或4 E-5太阳质量的质量外流率。
2019-01-11 astro-ph.GA
Astrometric Detection of Intermediate-Mass Black Holes At the Galactic Centre
我们评估的天体测量可探测性的中等质量黑洞填充内秒差距的银河系。这些天体的存在会对Sgr A* 和恒星S2产生动力学效应，这可以由下一代天体测量仪器检测到，从而实现微弧秒天体测量。在一个秒差距内允许有10个$10^4~M_{\odot}$ IMBH的星群，在Sgr A* 的位置上引起大约65个$μ$作为yr $^{-1}$的角移，对应于1.6 km s $^{-1}$的垂直速度分量量值。它还引起了S2轨道的变化，这些变化超过了广义相对论引起的变化，但仍在观测的限制范围内，在近点和远点分别产生了62 $μ$ as和970 $μ$ as的平均角位移。
2018-09-28 astro-ph.GA
The High-Density Ionized Gas in the Central Parsec of the Galaxy
我们报告了一项研究的H30 $α$线发射在1.3毫米的区域周围的Sgr A* 的分辨率为2 \arcsec的亚毫米阵列在60 \arcsec \（2秒差距）和速度范围为-360至+345 \kms。这个磁场包含了银河系中心大部分的“微型螺旋”。用等温均匀HII模型，我们确定了电离气体在特定位置的物理条件，在北部和东部的手臂从H30 $α$线数据以及甚大阵列数据从H92 $α$线在3.6厘米和从无线电连续辐射在1.3厘米。微旋臂中的典型电子密度和动力学温度分别为3-21 $\times10^4$ cm $^{-3}$和5，000 - 13，000 K。由于在Sgr A* 附近的强引力场中的动力学运动在束内和沿束的方向上产生了大的速度切变，H30 $α$和H92 $α$的谱线轮廓变宽。我们构造了一个3D模型的minispiral使用的轨道参数推导出的假设下，气体流动的开普勒运动。东旋臂的气体似乎与位于Sgr A* 以南0.1-0.2秒差距的“Bar”区域的北旋臂气流发生碰撞。最后，假设气体是光电离的，小旋臂中高密度气体的电离光子来自外部源，推导出$3\times10^{50}$光子的总莱曼连续通量$^{-1}$，相当于$\sim250$ O 9型零年龄主序星.
2010-09-07 astro-ph.GA
Long-term classical and general relativistic effects on the radial velocities of the stars orbiting Sgr A*
本文解析地计算了一颗典型的S星在几种动力学效应作用下，绕银河系中心（GC）的超大质量黑洞（SBH）运行时径向速度v_r的累积时间变化，即在一个轨道旋转上的平均值。它们是SBH的广义相对论引力电磁场（GEM）、四极质量矩Q2和SBH周围弥漫的暗物质分布。它们都引起非零的长期径向加速度与轨道的偏心率e成比例。以S2星为例，它沿着一个高偏心率（e = 0.8831）的椭圆轨道运行，周期为Pb = 15.9 yr，我们数值计算了它的径向加速度的大小。
2010-09-13 astro-ph.GA gr-qc physics.space-ph
Weighing the Milky Way's Satellite Galaxies Using Pulsar Accelerations
University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Surrey（萨里大学）
提出利用毫秒脉冲星精确计时数据直接测量银河系卫星星系（大麦哲伦云和人马座矮椭球星系）质量的新方法，首次独立于恒星运动学数据。
2026-05-28 astro-ph.GA
Spectral imaging of the Central Molecular Zone in multiple 7-mm molecular lines
我们已经在银河系中心周围的中央分子区（CMZ）中成像了24条谱线，范围为42至50 GHz。谱线包括CS、CH 3OH、HC 3 N、SiO、HNCO、HOCO+、NH 2CHO、OCS、HCS+、CCS、C34 S、13 CS、29 SiO、H13 CCCN、HCC 13 CN和HC 5 N分子的发射，以及三条氢复合谱线。覆盖的区域是银河经度-0.7至1.8度。以及纬度-0.3至0.2度，包括Sgr A、Sgr B 2、Sgr C和G1.6-0.025附近的亮核。这项工作使用了澳大利亚的22米Mopra射电望远镜，获得了~ 1.8公里/秒的光谱分辨率和~ 65角秒的空间分辨率。我们提出了这项研究的峰值图像，并进行了主成分分析的综合发射最亮的10条线，研究线分布的相似性和差异。我们研究了集成线强度和线比率在选定的光圈周围的明亮的核心，以及完整的映射区域的CMZ。我们比较这些7毫米线在3毫米波段的相应的线，为5个分子，研究的激发。在CMZ上，3 mm与7 mm的线比率存在变化，在Sgr B2和Sgr A周围的中心具有相对较高的比率。我们发现这些谱线是亚热激发的，并且通过RADEX建模发现非LTE条件适用，密度为10^4 cm^{-3}量级。
2013-04-26 astro-ph.GA
Revealing the Physical Conditions around Sgr A* using Bayesian Inference -- I. Observations and Radiative Transfer
我们报告了在272 - 375 GHz之间对Sgr A* 的环核盘（CND）的亚角秒ALMA观测。我们的数据包括8个独立的点，在这些点内的98个位置检测到显著的SiO（8（7）- 7（6））和SO（7 - 6）发射。此外，我们鉴定了H2 CS（9（1，9）- 8（1，8））、OCS（25 - 24）和CH 3OH（2（1，1）- 2（0，2））朝向较小的位置子集。通过使用所观察到的峰值线通量密度与辐射转移模型告知的贝叶斯推断技术，我们系统地恢复对这些位置的物理气体条件。我们估计，大部分被调查的气体的温度T < 500 K和密度n $\lessapprox 10^{6}$ cm $^{-3}$，与以前的研究类似的位置跟踪HCN团块。然而，我们确定了一个非典型的热（T $\approx 600$ K）和密集（n $\approx 10^{6}$ cm $^{-3}$）源在东北臂。这个位置被发现是近似一致的重力约束区为主的湍流。我们还确定了附近的冷（T $\approx 60$ K）和非常密集（n $\approx 10^{7}$ cm $^{-3}$）的位置，再次潜在的约束和主导的湍流。我们还确定了CND中包含的总气体质量为M $\approx 4 \times 10^{4}$ $M_{\odot}$。此外，我们定性地注意到，所观察到的化学富集在大尺度内的CND是一致的散装粮食加工，虽…
2021-05-05 astro-ph.GA
ALMA Detection of Bipolar Outflows: Evidence for Low Mass Star Formation within 1pc of Sgr A*
本文报道了在距Sgr A ~* 约1秒差距的范围内，用亚弧秒和$\sim1.3$ km/s分辨率对$^{13}$ CO、H_（30）$α$和SiO（5-4）谱线进行的深ALMA观测，发现了11个双极外流。这些年轻原恒星的明确特征表现为在恒星形成和早期演化过程中产生的喷流所席卷的致密气体的接近和后退。叶的质量和动量转移率是一致的年轻的原恒星外流发现整个磁盘的星系。外流人口的平均动力年龄估计为$6.5^{+8.1}_{-3.6}\times10^3$岁。恒星的形成速率为$\sim5\times10^{-4}$ \msol \，yr $^{-1}$，假设恒星的平均质量为$\sim0.3$ \msol。这一发现提供了证据，表明恒星的形成发生在非常接近Sgr A* 的云内，可能是由于压缩宿主云的事件，产生了具有足够自引力的凝聚，以抵抗Sgr A* 的潮汐破坏。在过去的几十亿年里，低质量恒星在这个水平上的形成将对银河系中央几个pc的恒星质量预算做出重大贡献。在Sgr A* 的1 pc范围内存在许多密集的分子物质团块，这表明恒星的形成可能发生在外部星系核中的超大质量黑洞附近
2017-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Particle acceleration and non-thermal broadband spectrum of extended shocked outflows in black hole binary V4641 Sgr - a galactic pevatron
Ioffe Institute（伊俄费研究所）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Space Research Institute (IKI)（太空研究所（IKI））；Rudolf Peierls Centre for Theoretical Physics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系鲁道夫·派尔斯理论物理中心）
该研究结合MHD模拟与动力学蒙特卡罗模型，解释黑洞双星V4641 Sgr的多波段非热辐射，揭示其可能是PeV宇宙射线的强大来源。
2026-08-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Locating the VHE source in the Galactic Centre with milli-arcsecond accuracy
从银河系中心方向探测到的极高能伽马射线（VHE; E>100 GeV）能量高达E>10 TeV。到目前为止，由于观测仪器的位置精度有限，这种发射的起源尚不清楚。其中一个对应的候选者是超大质量黑洞（SMBH）Sgr A*。如果VHE辐射产生于SMBH的~10^{15} cm ~1000 r_G（r_G=G M/c^2为史瓦西半径）范围内，那么当早期型或巨星在~毫角秒（mas）内接近视线时，VHE光子通量在100--300 GeV能量范围内会减少。通量的变暗是由于在恒星的软光子场中VHE光子的成对产生的吸收，我们称之为成对产生食（PPE）。根据目前已知的银河系内角秒恒星的轨道，我们发现PPE导致100- 300 GeV波段的系统性变暗，其水平为百分之几，并持续数周。由于PPE只影响一个狭窄的能带，并且与恒星的通过有很好的相关性，它可以清楚地与其他系统性甚至源固有效应区分开来。虽然这种效应太小，无法用当前一代的VHE探测器观察到，但即将到来的高计数率实验，如切伦科夫望远镜阵列（CTA）将足够灵敏。测量PPE的时间特征有可能定位VHE发射区域在内部1000 r_G内的位置和大小，或者在未检测到的情况下，完全排除SMBH的直接环境作为伽马射线产生的场所。
2010-02-11 astro-ph.GA
Radio Detection of A Candidate Neutron Star Associated with Galactic Center Supernova Remnant Sagittarius A East
我们报告的VLA检测的无线电对应的X射线对象被称为“炮弹”，这已被提出是残余中子星产生的银河系中心超新星遗迹，人马座A东创建。在我们2012年以5.5 GHz观测的新VLA图像和1987年以4.75 GHz观测的VLA存档图像以及1990年至2002年以8.31 GHz观测的VLA存档图像中都检测到了无线电物体。这个天体的射电形态特征是一个紧凑的、部分分辨的点源，位于射电“舌头”的北端，类似于钱德拉观测到的X射线结构。在炮弹后面，观察到了与X射线羽流对应的无线电。该物体由一个宽的无线电羽流组成，大小为30 \arcsec $\times$ 15 \arcsec，后面是一个长度为30 \arcsec的线性尾部。致密头部和宽羽流源似乎具有相对平坦的谱（$\proptoν^α$），平均值分别为$α=-0.44\pm0.08$和$-0.10\pm0.02$;线性尾部显示出陡峭的谱，平均值为$-1.94\pm0.05$。从这些组成部分综合的总射电光度为$\sim8\times10^{33}$ erg s PDMATHAMT，而从头部和舌头的发射量仅为$\sim1.5\times10^{31}$ erg s PDMATHAMT。根据这两个历元在5GHz的观测图像，我们推断出该天体的自行：$μ_α= 0.001 \pm0.003$ arcsec yr $^{-1}$和$μ_δ= 0.013 \p…
2013-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA uncovers highly filamentary structure towards the Sgr E region
我们报道了在朝向Sgr E恒星形成区的$\sim2'$视场中，在CO（1-0）辐射中发现的线性细丝，中心位置为（1，b）=（358.720 $^\circ$，0.011 $^\circ$）. Sgr E区域被认为是与银河棒和中央分子带（CMZ）相关的“远尘埃带”的湍流交叉点。这个区域受到强烈的加速，通常被认为会抑制恒星的形成，但Sgr E包含大量的HII区域。我们提出了$^{12}$ CO（1-0），$^{13}$ CO（1-0），和C $^{18}$ O（1-0）的光谱线观测ALMA和提供测量的物理和运动学性质的两个最明亮的灯丝。这些细丝的宽度（FWHM）为$\sim0.1$ pc，取向几乎平行于银河平面，与$\sim2^\circ$的银河平面成一定角度。长丝是细长的，具有$\sim$ 5：1的下限纵横比。对于这两个灯丝，我们检测到两个不同的速度分量，分离约15公里秒$^{-1}$。在C $^{18}$ O谱线数据与$\sim$ 0.09 pc的空间分辨率，我们发现，这些速度分量有相对较窄的（$\sim$ 1-2公里秒$^{-1}$）FWHM线宽相比，其他来源对银河系中心。这些细丝的性质表明，Sgr E复合体中的气体正在被“拉伸”，因为它在向CMZ下降的同时被银河系棒的引力场迅速加速，这一结果可以提供对该地区周围极端环境的深入了解以及为这种环境提供燃料的大规模过程。
2022-09-23 astro-ph.GA
The Galactic Center as a Paradigm for Low Luminosity Nuclei? The K-band identification of the DSO/G2 source from VLT and Keck data
超大质量的400万太阳质量的黑洞（SMBH）SgrA * 显示了从毫米到X射线域的耀斑发射。银河系的核心具有类似于目前高亮度低亮度活动星系核的性质（星团、年轻恒星、分子气体和吸积SMBH）。对红外线曲线的详细分析表明，耀斑可能是在单态过程中产生的，形成幂律分布的通量密度。近红外偏振测量显示了强引力的特征，这些特征在统计学上对随机偏振的红噪声有显著影响。在同步加速器/自康普顿模型的发射机制的细节进行了讨论。SgrA * 还允许研究SMBH与中央星团的直接星际和气体环境的相互作用。通过中心几角秒的红外成像，可以研究与SgrA * 黑洞有关的流入和流出现象。在这种情况下，我们还讨论了新发现的尘埃物体，方法SgrA *，并提出了最近的凯克和VLT K波段数据之间的比较，清楚地支持其检测约19米K波段连续源。
2013-11-12 astro-ph.GA
Stellar-wind Fueled Accretion onto Sagittarius A* in the Presence of a Nuclear Star Cluster
Northwestern University（西北大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；University of Maryland（马里兰大学）
研究探讨了核星团对恒星风吸积Sgr A*的影响，发现引力势能影响可忽略，验证了现有模拟结果。
2026-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
A strongly magnetized pulsar within grasp of the Milky Way's supermassive black hole
我们银河系的中心有一个超大质量黑洞，人马座（Sgr）A*。距离SgrA* 不到0.5 pc的年轻大质量恒星是几百万年前黑洞附近激烈恒星形成的证据，这可能留下了一颗年轻的中子星，深入SgrA* 的引力势。2013年4月25日，从银河系中心方向观测到一个短的X射线爆发。多亏了Chandra和Swift卫星的一系列观测，我们确定了与SgrA* 角距离为2.4+/-0.3 arcsec的相关磁星，并改进了源自旋周期及其导数（P=3.7635537（2）s和\dot{P} = 6.61（4）x10^{-12} s/s），通过使用Green Bank（GBT）和Parkes天线进行的准同步射电观测证实，这也限制了色散测量DM=1750+/-50 pc cm^{-3}，这是有史以来观测到的射电脉冲星的最高值。我们发现这个X射线源是一个年轻的磁星，距离SgrA* 约0.07-2 pc。对它可能围绕SgrA* 运动的模拟表明，它很可能（约90%的概率）在围绕黑洞的束缚轨道上。磁星过去的活动产生的辐射前沿穿过银河系中心区域周围的分子云，可能是Fe荧光特征中观察到的大部分光回波的原因。
2013-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral imaging of the Central Molecular Zone in multiple 3-mm molecular lines
我们绘制了银河系中心周围中央分子区（CMZ）的20条分子线，发射频率为85.3至93.3 GHz。这项工作使用了澳大利亚的22米Mopra射电望远镜，该望远镜配备了8千兆赫带宽的UNSW MOPS数字滤波器组，获得了\sim 2公里/秒的光谱分辨率和\sim 40角秒的空间分辨率。测量的谱线包括c-C3 H2、CH 3CCH、HOCO+、SO、H13 CN、H13 CO+、SO、H13 NC、C2 H、HNCO、HCN、HCO+、HNC、HC 3 N、13 CS和N2 H+分子的发射。覆盖的区域是银河经度-0.7至1.8度。以及纬度-0.3至0.2度，包括Sgr A、Sgr B2、Sgr C和G1.6-0.025周围的亮尘芯。我们提出了这项研究的图像，并进行了主成分分析的综合发射最亮的8条线。这是由第一个组成部分占主导地位，表明所有分子的大尺度分布非常相似。我们检查的线比和光学深度在选定的光圈周围的明亮的尘埃核心，以及完整的映射区域的CMZ。我们强调的行为明亮的HCN，HNC和HCO+线发射，连同从13 C同位素的这些物种，并比较的行为与发现在银河系外的源，其中发射是未解决的空间。我们还发现，同位素线比（如HCO+/H13 CO+）的增加显着的红移速度在某些位置。线光度也计算和比较CO，以及线光度确定的外部星系。
2011-10-07 astro-ph.GA
Massive Young Stars in the Galactic Center
本文总结了我们在ESO/VLT上利用自适应光学辅助积分场光谱仪SINFONI对银河系中央秒差距内的核星团的最新观测结果，共获得了177颗真正的早型星。我们发现这些Wolf Rayet（WR）、O-和B-星大多位于两个强烈弯曲的偏心（<e>= 0.36+/-0.06）盘中，距离SgrA* 0.8”和12”，以及一个以SgrA* 为中心的中心致密聚集（S-星团）。在0.8”和12”之间的径向间隔中，后来的B型星（mK>15）似乎在盘外呈更各向同性的分布。我们观察到在中央几角秒的晚型恒星的缺乏，这是令人困惑的。盘星的质量函数是非常头重脚轻的，最佳拟合的幂律为dN/dm~m^（-0.45+/-0.3）。因为至少WR/O-星是在大约600万年前的一次恒星形成事件中原位形成的，所以这个质量函数可能反映了初始质量函数（IMF）。在0.8”以内的S星和在12”以外的早型星的质量函数与盘IMF有很大的不同;它们与标准的Salpeter/Kroupa IMF（最佳拟合幂律dN/dm~m^（-2.15+/-0.3））相一致。
2010-01-24 astro-ph.GA
Peering through the veil: near-infrared photometry and extinction for the Galactic nuclear star cluster
这项工作的目的是提供准确的测光在多个近红外宽带过滤器，以确定幂律指数的消光定律对中央秒差距的银河系，提供测量的绝对消光对银河系的中心，并最终测量空间变化的消光角secondscales.We使用自适应光学观测的中央秒差距的银河系。H、Ks和L '波段的消光绝对值，以及H到Ks和Ks到L'消光定律的幂律指数的绝对值，都是根据红团簇星众所周知的性质来测量的。基于H-Ks和Ks-L'颜色导出消光图。本文给出了~7700颗恒星的KS波段测光（其中一个子集为H和L'测光）。根据最近公布的一些数值，我们计算出银河系中心的平均距离为R_0=8.03+-0.15 kpc，其不确定度仅为2%。根据这个R_0和RC方法，我们导出了银河系中心秒差距的绝对平均消光值A_H=4.48 ± 0.13等，A_Ks=2.54 ± 0.12等，A_L '= 1.27 ± 0.18 mag.我们估计了alpha_{H-Ks} =2.21 ± 0.24和alpha_{Ks-L'} =1.34 ± 0.29的幂律指数.银河系中心的KS波段消光图是根据这一消光定律和恒星的H-Ks颜色计算的。在以人马座A* 为中心的半径为0.5”的圆形区域中，平均消光值为A_{H, SgrA*} =4.35+-0.12，A_{Ks, SgrA*} =2.46+-0.03，以及A_{L', SgrA*} =1.23+-0.08。
2009-12-07 astro-ph.GA
Absolute Motion of the Infrared Counterpart to Sagittarius A* in the Gaia Celestial Reference Frame 3 and Limits on an Intermediate-mass Black Hole Companion
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Nevada, Reno（内华达大学里诺分校）
该研究在Gaia-CRF3中首次测得Sgr A*-IR的自行与加速度，排除了特定范围内的中等质量黑洞伴星，预计Gaia DR4将进一步提升相关限制精度。
2026-09-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Testing the TDE Outflow Model for the Bipolar Sgr A Lobes at the Galactic Center
本研究通过流体动力学模拟检验银心人马座A*泡起源的TDE外流模型，基准模拟较好重现了观测特征，同时指出模型与观测的细微差异及未来需明确外流性质的研究方向。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Colliding Winds in and around the Stellar Group IRS 13E at the Galactic Center
IRS~ 13 E是一个神秘的致密大质量恒星群，位于投影中，距离Sgr A* 仅3.6角秒。这群黑洞被认为是以中等质量黑洞（IMBH）为边界的。我们提出了一个多波长的研究组及其与环境的相互作用。基于Chandra的观测，我们发现IRS~ 13 E的X射线谱可以很好地用光学薄的热等离子体来表征。这是两颗质量损失很大的沃尔夫-拉叶星之间的发射峰。通过模拟这两颗恒星的碰撞风，可以很好地再现这些特性。然而，该方案低估了外部区域中的X射线强度。剩余辐射可能是由于IRS~ 13 E群风受到环境介质的冲压压力约束而产生的，并显然与Pa-α和ALMA观测中所见的壳状暖气体结构有关。后者的观测结果也显示出强烈的峰值热辐射与两颗恒星之间异常大的速度传播。这些结果表明，该集团正在与围绕Sgr A* 的致密冷气体微型螺旋的棒碰撞。IRS~ 13 E的扩展X射线形态及其与沙洲的关联进一步表明，该群在物理上比Sgr A* 的投影距离远得多。IMBH的存在，虽然有利于保持恒星的束缚在一起，是没有必要解释所观察到的恒星和气体的IRS~ 13 E的性质。
2019-12-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Star-forming Cloud Complexes in the Central Molecular Zone of NGC 253
本文报道了NGC 253星暴核中分子气体和尘埃的350和230 GHz观测结果，分辨率为20-40 pc（1”-2”）。这些数据包括CO（3-2）、HCN（4-3）、CO（2-1）、13 CO（2 - 1）、C18 O（2-1）以及向中心千秒差距0.87 mm和1.3 mm处的连续谱。星系中央分子带（CMZ）的CO（2-1）尺寸在半最大强度时约为300 pc x 100 pc。五团致密而温暖的气体在CMZ中以角秒的分辨率突出，它们与最近大质量恒星形成的致密射电源有关。它们贡献了中心300 pc的CO排放的三分之一，12 CO峰值亮度温度约为50 K，分子气柱密度约为10^{4} Msun pc^{-2}，气体质量约为10^{7} Msun，体积平均气体密度为n（H2）~ 4000 cm^{-3}，高的HCN/CO比表明致密气体的比例高于周围环境。这表明，这些是大质量恒星形成的出生分子云复合体。在20 pc分辨率下，还将NGC 253的CMZ与银河系在CO（2-1）中的CMZ进行了比较。它们的整体气体分布惊人地相似。这五个分子云复合体看起来类似于银河系中心的Sgr A、Sgr B2、Sgr C和l= 1.3度云。另一方面，NGC 253中的星暴CMZ比它的非星暴表亲具有更高的温度和更高的表面（和可能的体积）密度。
2011-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of Widespread Hot Ammonia in the Galactic Center
我们提出了从高于基态的能级探测氨的亚稳反转线。我们在银河系中央300秒差距的17个位置中的15个位置上探测到了这些发射和吸收谱线。我们总共观察到氨的七个亚稳跃迁：（8，8），（9，9），（10，10），（11，11），（12，12），（13，13）和（15，15），能量（开尔文）范围从680到2200 K。我们还绘制了Sgr A复合体中两个分子云（M-0.02-0.07和M-0.13-0.08）中氨（8，8）和（9，9）的发射图，发现线发射集中在这些分子云的致密中心。由M-0.02-0.07和M-0.13-0.08方向的亚稳谱线以及附加云（M_（0.25 +0.01））得到的转动温度范围为350 ~ 450 K。类似地，氨的高激发线先前已被观察到朝向Sgr B2，其中气体的动力学温度约为600 K。我们的观测表明，热分子气体成分的存在并不是Sgr B2所独有的，而是许多银河系中心分子云所共有的。在M-0.02-0.07中，我们发现热氨对云总氨柱密度的贡献约为10%，而且，云中的热氨产生于气体中，在~10弧秒尺度上扩展或均匀分布。我们讨论了这些约束的性质，这种热气体成分的影响。除了热亚稳氨线发射的检测，我们还检测到的第一次发射从氨的非亚稳反转跃迁在M-0.02-0.07和M-0.13-0.08。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
3D Kinematics of Stellar SiO Masers in the Galactic Center
我们目前的3D速度测量和加速度限制的恒星在几个秒差距的银河系中心（GC）的黑洞，Sgr A*，43和86 GHz的拱星脉泽发射的观测的基础上。在2013年，2014年和2020年使用甚大阵列（VLA）进行观测，并在2015年和2017年使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行观测。我们总共探测到28个脉泽，其中4个是新探测到的。结合这些数据与现存的脉泽天体测量，我们计算恒星的自行和加速度的不确定性低至~10 $μ$作为年$^{-1}$和0.5 $μ$作为年$^{-2}$，分别对应于约0.5公里秒$^{-1}$和0.04公里秒$^{-1}$年$^{-1}$在8千秒差距。我们测量径向速度脉泽光谱与~0.5公里秒的$^{-1}$的不确定性，虽然这样的测量的精度和准确性推导的基础恒星速度是有限的一些脉泽的复杂的光谱轮廓。因此，我们测量的径向加速度限制与典型的不确定性约0.1公里秒$^{-1}$年$^{-1}$。我们分析了由此产生的3D速度和加速度相对于预期的运动产生的质量分布在GC模型。
2022-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is it possible to measure the Lense-Thirring orbital shifts of the short-period S-star S4716 orbiting Sgr A$^\ast$?
针对短周期S星S4716，评估测量其Lense-Thirring轨道位移的可行性，发现需约48年才能测准近心点位移，而引力电位移16年内可测，但系统偏差大。
2023-06-30 astro-ph.GA gr-qc physics.space-ph
Centrifugal acceleration of protons by a supermassive black hole
离心加速度是由于磁层中旋转的极向磁场产生了与磁场正交的电场。具有有限回旋半径的带电粒子可以沿着电场移动并接收能量。离心加速度将粒子推向边缘，在那里它们的方位角速度达到光速。我们用数值和解析方法计算了粒子的运动轨迹。获得的最大能量取决于粒子磁化$ κ$的参数，其是磁层中磁场线的旋转频率$ Ω_F $与粒子的非相对论性回旋频率$ ω_c $的比率，$ κ= Ω_F /ω_c << 1 $，并且取决于参数$ α$，其是环向磁场$ B_T $与极向磁场$ B_P $的比率，$ α= B_T / B_P $。结果表明，对于小的环形场，$ α<κ^{1/4} $，最大洛伦兹因子$ γ_m $只是磁化的平方根，$ γ_m = κ^{-1/2} $，而对于大的环形场，$ α>κ^{1/4} $，能量显着增加，$ γ_m = κ^{-2/3} $。然而，最大可能的加速度，$ γ_m = κ^{-1} $，是没有达到磁层。对于一些活动星系核，如M87，我们发现了加速质子的洛伦兹因子的极大值。给出了最大质子能量及其能流的A* 估计。这些结果与HESS切伦科夫望远镜的实验数据一致。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Time Variation of GeV Gammas from the Galactic Center with a Period ~4 yr
从费米LAT的长时间尺度上的数据分析表明，强有力的证据表明，从Sgr A* 的GeV伽马通量有一个显着的组成部分，随周期\gtrsim 4年。在3年的LAT观测中，通量变化约为15%。在我们银河系最内侧的角秒中，有100多颗恒星的轨道被追踪到，它们围绕着居住在那里的大质量黑洞。其中S2的轨道周期最短，为15.8年。这表明，GeV的伽马通量是由伴随着轨道恒星进入黑洞的物质吸积流调制的。
2011-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ex
