ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VIII. A search for hot cores by using C$_2$H$_5$CN, CH$_3$OCHO and CH$_3$OH lines
热核以富含复杂有机分子的谱线为特征，被认为是研究大质量恒星形成的物理和化学环境的理想场所。基于ALMA对大质量恒星形成区（ATOMS）的三毫米观测，我们利用典型的含氮和含氧的复杂有机分子（C $_2$ H $_5$ CN，CH $_3$ OCHO和CH $_3$ OH）来寻找热核。ALMA观测的角分辨率和线灵敏度分别优于2角秒和10毫焦/束。共发现60个热核，其中45个是新发现的，其中复杂的有机分子具有高的气体温度（$>$ 100 K）和小的源尺寸（$<$ 0.1 pc）。到目前为止，这是以类似的角分辨率和光谱覆盖范围观测到的最大的热核样本。观测结果还表明，在29个热核中，氮和氧在谱线发射和气体分布上都有差异。CH $_3$ OH和CH $_3$ OCHO的柱密度随旋转温度的升高而增加。CH $_3$ OCHO的柱密度与CH $_3$ OH的柱密度密切相关。不同种类的生产途径进行了讨论。根据热核与UC~H{ \sc ii}区的空间位置差异，我们推断出24个热核是外部加热的，其余热核是内部加热的。这里提出的观测结果可能有助于建立一个研究大质量恒星形成和天体化学的热核模板。
2022-01-26 astro-ph.GA
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
The Cosmic Ultraviolet Baryon Survey (CUBS) VII: on the warm-hot circumgalactic medium probed by O VI and Ne VIII at 0.4 $\lesssim$ z $\lesssim$ 0.7
本文基于CUBS数据构建了103个星系样本，研究了0.4至0.7红移处由O VI和Ne VIII吸收探测的温热星系周介质，发现不同质量和恒星形成率的星系具有不同的空间分布和运动学特征。
2024-02-14 astro-ph.GA
Hot Gas in the Galactic Thick Disk and Halo Near the Draco Cloud
本文研究了北半球天龙座地区银河系厚盘或晕中热气体产生的紫外和X射线光子。我们的分析使用四种离子的强度，C IV，O VI，O VII和O VIII，采样温度为~ 100，000至~ 3，000，000 K。我们测量了O VI，O VII和O VIII的强度从FUSE和XMM-牛顿数据，并减去了本地的贡献，以推导出厚盘/晕的贡献。这些都补充公布的C IV强度和O VI柱密度测量。我们对富含OVI的厚盘/晕气体的热压力的估计为p_{th} /k = 6500^{+2500}_{-2600} K cm^{-3}，这表明厚盘/晕的压力比理论分析所预期的要高。将C IV与O VI与O VII与O VIII的强度比与理论模型预测的强度比进行比较。被加热到3，000，000 K然后允许辐射冷却的气体不能产生足够的C IV或O VI产生的光子/O VII或O VIII产生的光子。产生足够的C IV和O VI排放需要将额外的气体加热到100，000 < T <1，000，000 K。然而，在此温度范围内提供加热的冲击加热相对于其他加热过度产生O VI。获得观察到的混合可能需要几个过程的组合，包括一定量的冲击加热，热传导和混合，以及非常热的气体的辐射冷却。
2010-08-17 astro-ph.GA
Thermal Properties of the Hot Core Population in Sagittarius B2 Deep South
该研究利用ALMA Band 6在Sgr B2深南发现9个热分子核，测量CH$_3$OH转动温度及质量、半径等性质，并揭示其与银盘和Sgr B2(N)热核的异同。
2024-01-18 astro-ph.GA
ExoMol line lists VIII: A variationally computed line list for hot formaldehyde
本文给出了甲醛H $_2{}^{12}$ C $^{16}$ O适用于温度高达$T=1500$ ~K的计算线表。用经验势能和{ \it ab initio}偶极矩面作为核运动程序TROVE的输入。由此产生的线列表，称为\textit{AYTY}，包含1030万个旋转振动状态和大约100亿个跃迁频率。对于波数低于10~000 cm \(^{-1}\)和转动激发高达\(J=70\)的情况，每个跃迁包括相关的Einstein- $A$系数和绝对跃迁强度.室温光谱与实验室的测量和目前在HITRAN数据库中的数据进行了比较。这些光谱与实验光谱非常吻合，突出了HITRAN数据的差距和局限性。完整的行列表可从CDS数据库以及\url{www.exomol.com}获得。
2015-05-30 astro-ph.GA physics.chem-ph
Exploring molecular complexity with ALMA (EMoCA): Detection of three new hot cores in Sagittarius B2(N)
SgrB 2分子云包含几个形成高质量恒星的位置。SgrB 2（N）是其主要活性中心之一。它拥有几个紧凑和UCHII区域，以及两个已知的热分子核心（SgrB 2（N1）和SgrB 2（N2）），其中检测到复杂的有机分子。我们的目标是利用ALMA的高灵敏度来表征SgrB 2（N）中的热核人口，并为恒星形成过程提供新的见解。我们使用ALMA进行的一个完整的3毫米谱线调查，以寻找在SgrB 2（N）的微弱热核心。我们报告发现了三个新的热核，我们称之为SgrB 2（N3），SgrB 2（N4）和SgrB 2（N5）。这三个源与II类甲醇脉泽，众所周知的高质量恒星形成的示踪剂，和SgrB 2（N5）也与UCHII区域。源的化学成分和柱密度是通过在LTE假设下对整个光谱进行建模而得出的。根据ALMA和SMA连续谱图计算了H2柱密度。发现这些新的热芯的H2柱密度比主热芯Sgr B2（N1）的H2柱密度低16至36倍。它们的光谱具有每GHz 11至31条发射线的谱线密度，分配给22-25个分子。我们得到的旋转温度约为140-180 K的三个新的热核和平均源大小为0.4的SgrB 2（N3）和1.0的SgrB 2（N4）和SgrB 2（N5）。SgrB 2（N3）和SgrB 2（N5）在典型的外流示踪剂中显示出高速机翼发射，在它们的积分强度图中具有双极形态，表明存在外流，就像SgrB 2（N1）一样。…
2017-03-28 astro-ph.GA
An X-ray and SZ bright diffuse source toward M31: a Local Hot Bridge
我们报告了一个大尺度的（$r\approx 20^\circ$）X射线和Sunyaev-Zeldovich（SZ）明亮的漫反射增强，它可能是连接银河系（MW）和M31的局部热桥。我们从全天观测的O VII和O VIII发射谱线中扣除银河系的发射，发现这两种离子的发射在M31附近的$r\approx20^\circ$中增强。平均发射增强是$5.6\pm 1.3$ L.U.，和$2.8\pm0.6$ L.U.对于O VII和O VIII，分别为（对于两种离子为$>4σ$）。我们还提取了M31周围的SZ信号，这表明表面亮度$y$的$2-4\times10^{-7}$，增强$>2.5σ$（和$5.9σ$的最佳拟合）。这三个测量跟踪具有温度$\log~T({\rm K})> 6$的热气体，显示出相似的平台形状（在$\approx15^\circ$内平坦，在$\approx30^\circ$外为零）。单相假设导致温度为$\log~T({\rm K})=6.34\pm0.03$，其由O VII/O VIII线比确定。结合X射线和SZ测量，我们认为这一特征不太可能是M31周围的热晕（质量太大）或MW中的热晕（太高的压力和X射线亮）。平台形状可以通过连接MW和M31（局部热桥）的圆柱体来解释。我们将它的长度限制在400 kpc左右，半径为120 kpc，密度为$\approx 2\times10^{…
2020-11-04 astro-ph.GA
The complex chemistry of hot cores in Sagittarius B2(N): Influence of cosmic-ray ionization and thermal history
随着在星际介质中检测到的复杂有机分子（COM）的数量增加，对这些物质的形成途径进行有意义的限制变得非常重要。分子云SgrB 2（N）是恒星形成早期的几个热分子核心的宿主，在那里检测到气相中的各种COMs。由于SgrB 2（N）暴露在银河系中心区域的极端条件下，因此它是研究环境条件对COMs产生影响的最佳目标之一。我们的主要目标是表征SgrB 2（N）源的物理化学演化，以解释它们的化学差异并限制它们的环境条件。SgrB 2（N）的热核N2、N3、N4和N5的化学成分是通过模拟从ALMA执行的EMoCA成像谱线调查中提取的它们的3 mm发射光谱而导出的。我们推导出的密度分布的包络线的来源的基础上计算的质量从ALMA尘埃连续发射图。我们使用辐射转移程序RADMC-3D计算温度分布的基础上的COM转动温度从人口图。我们使用已发表的高质量恒星形成的三维RMHD模拟结果来估计源属性的时间演化。我们采用的化学代码MAGICKAL计算时间依赖的化学丰度的来源，并调查物理性质和环境条件如何影响生产的COM。我们发现，宇宙射线电离率为7 e-16 s-1的化学模型最好地再现了对SgrB 2（N2-N5）观察到的10个COM相对于甲醇的丰度。我们还表明，COM仍然有效地形成在星前阶段的最低尘埃温度高达15 K的尘埃颗粒，但最低温度高于25 K被排除在外。
2019-06-11 astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium of the Milky Way as seen by eROSITA
本研究利用eRASS1的O VIII全天图，结合三维物理辐射模型约束银河系温热CGM的几何与密度分布，发现盘状扁球气体主导局地辐射，而球形晕解释吸收柱密度与重子预算。
2023-10-16 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2. III. Radiative transfer simulations of the hot core SgrB2(M) for methyl cyanide
我们模拟了大量热分子核SgrB 2（M）的乙腈（CH 3CN）谱线发射。我们的目标是重建CH 3CN的丰度场，并研究气体的温度分布以及速度场。用ALMA在211 - 275 GHz的谱线测量中观察到SgrB 2（M）。该频率范围包括CH 3 CN的几个跃迁（包括同位素体和振动激发态）。我们使用三维辐射转移工具箱Pandora，通过模拟不同的CH 3CN线来反演速度场和丰度场。为此，我们将我们的模型建立在先前确定SgrB 2（M）物理结构的研究结果的基础上，即尘埃密集核、电离区和热源的分布。的CH 3CN发射的形态可以通过分子密度场，其中包括一个叠加的核心与修改后的普卢默样密度分布再现。SgrB 2（M）北部CH 3 CN相对于H2的平均相对丰度为4 × 10 ^{-11}~ 2 × 10 ^{-8}，南部为2 × 10 ^{-10}~ 5 × 10 ^{-7}。在一般情况下，我们发现，CH 3CN的相对丰度是较低的中心非常密集和热的核心，造成的一般形态的CH 3CN发射相对于尘埃连续辐射转移。根据可用的光度值，通过辐射转移模拟计算的尘埃温度达到900 K。然而，在某些地区的振动激发跃迁的CH 3CN被低估的模型，这表明预测的气体温度，这是假定为等于尘埃温度，部分低估。沿视线方向的速度分量的测定表明，SgrB_2（M）存在着由北向南的速度梯度。
2018-02-26 astro-ph.GA
Herschel observations of EXtraordinary Sources: Analysis of the full Herschel/HIFI molecular line survey of Sagittarius B2(N)
用赫歇尔空间天文台的HIFI仪器对人马座B2（N）恒星形成区进行了灵敏的宽带分子线测量，首次提供了在地面基本上无法到达的波长区域（625-157微米）中对这一经过充分研究的光源进行高光谱分辨率观测的机会。从调查中的大约8，000个光谱特征中，共确定了来自44种不同分子的72种同位素，从轻烃到复杂的有机物，以及从冷扩散到热稠密气体的各种环境。我们提出了一个LTE模型的光谱特征的每个分子，约束源的大小与互补的SMA干涉观测的热核物种，并假设分子与相关的官能团组成的空间。对于每个分子，给出了一个单一的模型来拟合该物种在整个480-1910 GHz光谱范围内的所有发射和吸收特征，在需要描述光谱时考虑多个温度和速度分量。与其他对大质量恒星形成区的HIFI调查一样，甲醇被发现比任何其他物质对光谱的积分线强度贡献更大。我们讨论的分子丰度推导出的热核，当地的热力学平衡近似一般被发现来描述的频谱以及，在猎户座KL地区从一个类似的HIFI调查相同的分子的丰度相比。
2014-05-06 astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray and UV line absorption
我们利用EAGLE（Evolution and Assembly of Galvanes and their Environments）宇宙学模拟研究了红移为0.1的质量为$\mathrm{M}_{200c}=10^{11}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系和晕周围的重子、远紫外（O VI）、极紫外（Ne VIII）和X射线（O VII、O VIII、Ne IX和Fe XVII）线吸收体的分布。EAGLE预测，环星系介质（CGM）包含更多的金属比跨晕质量的星际介质。我们在这里研究的离子跟踪温暖的热，体积填充阶段的CGM，但偏向于温度对应的碰撞电离峰为每个离子，并对高金属。在维里半径内的气体主要是碰撞电离的，但在这个半径附近和之外，对于O VI，光电离变得显着。当提出可观的，我们的工作与列密度，但量化它们的关系与等效宽度分析虚拟光谱。维里温度碰撞电离平衡离子分数是很好的预测柱密度的趋势与晕质量，但低估了晕中的离子的多样性。Halo气体在X射线谱线的最高柱密度吸收中占主导地位，但较低密度的气体对来自O VI和Ne VIII的强UV吸收谱线有贡献。在雅典娜X-IFU盲法调查中可检测到的O VII（O VIII）吸收剂中，我们发现41%（56%）来自$\mathrm{M}_{200c}=10^{12.0}$ - $10^{13.5}\,\mathr…
2020-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey. VIII. A Mid-Infrared Kinematic Distance Discrimination Method
我们提出了一种新的距离估计方法尘埃连续识别分子云团块。最近的（亚）毫米银河平面调查已经编目了数万个这样的物体，但对其物理特性的详细研究需要可靠的距离测定。我们推导出贝叶斯距离概率密度函数（DPDF）的770个对象从Bolocam银河平面调查在经度范围7.5 < l < 65。DPDF形式主义是基于运动学距离，并使用外部数据集放置先验距离概率，以解决运动学距离模糊（KDA）的对象在银河系内部。我们目前的先验知识与致密分子区尘埃的中红外吸收和分子气体的银河系分布有关。通过假设银河系中红外辐射的数值模型和简单的辐射转移，我们匹配的毫米热尘埃发射的形态与中红外吸收计算距离歧视的先验DPDF。首先从（亚）毫米源目录中选择对象，避免了对最暗红外暗云（IRDC）的偏见，并扩展了中红外消光探测的日心距离和对比度范围。我们推导出618个分子云团簇的约束良好的KDA分辨率，其中大约15%位于切向距离或超出切向距离。暗到足以被编目为IRDC的天体通常位于近运动学距离处。与银河环巡天KDA分辨率的距离比较产生了92%的一致性，银河正面视图显示了人马座和盾牌-半人马座臂的部分。这种KDA分辨率的方法，通过结合（亚）毫米和中红外观测的分子云团块的大目录的来源，一般适用于其他尘埃连续星系平面调查。
2013-04-16 astro-ph.GA
A Diffuse Metal-Poor Component of the Sagittarius Stream Revealed by the H3 Survey
人马座矮星系的潮汐破裂产生了一个壮观的恒星流，包裹着整个银河系。我们使用来自$Gaia$和H3恒星光谱巡天的数据，根据它们的角动量来识别823个高质量的人马座成员。H3调查在金属丰度方面基本上没有偏见，因此我们的射手座成员样本也同样没有偏见。流星的[Fe/H]范围很广，从$-0.2$到$\approx -3.0$，平均总金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle=-0.99$。我们确定了一个强大的金属依赖的流成员的运动学。在[Fe/H] $\gt -0.8$几乎所有的成员属于著名的冷（$σ_v \lt 20$ km/s）的领先和落后的武器。在中等金属丰度（$-1.9 \lt$ [Fe/H] $\lt -0.8$）时，大量恒星（24 $\%$）出现在运动学上偏离冷臂的位置。这些恒星似乎也有更热的运动学。在最低的金属丰度（[Fe/H] $\lesssim-2$），大多数恒星（69 $\%$）属于这种运动学偏移的扩散人口。与模拟结果的比较表明，弥漫成分是在早期从人马座祖先剥离的，因此与较冷的富金属成分相比，平均半径更大。我们推测，这种运动学扩散，低金属，人口是人马座祖先系统的恒星晕。
2020-07-28 astro-ph.GA
Widespread Rotationally-Hot Hydronium Ion in the Galactic Interstellar Medium
我们给出了水合氢离子向人马座B2（N）和W31 C的（6，6）和（9，9）反转跃迁的新观测结果。对人马座B2（N）的敏感观测表明，高的，~ 500 K，旋转温度表征了高度激发的亚稳H3 O+旋转能级的分布，存在于对应于人马座B2包络的宽范围的速度上，以及太阳和源之间的前景气体云。对W31 C的观测结果表明，这条视线并不与中央分子带相交，而是追踪到了银盘中的静止气体，这也意味着它的旋转温度高达380 K，远远超过了弥漫的银河系星际介质的动力学温度。虽然在银河系中心的活跃环境中，某些分子气体可能会被加热到如此高的温度，其特征是高X射线和宇宙射线通量，冲击和高度湍流，但在银河系盘云的大部分静止环境中，这是不可能的。相反，我们建议，高度激发态的水合氢离子主要是由放能化学形成过程和温度描述的旋转水平人口不代表介质的物理温度。相同的论点可适用于其它对称顶部转子，例如氨。这为长期存在的谜团提供了一个简单的解释，即银河系中心区域普遍存在热分子气体成分。此外，我们的观察表明，这是一个普遍的过程，不仅限于与星系核相关的活跃环境。
2014-03-05 astro-ph.GA
A North-South Metallicity Asymmetry in the Outer Galactic disk -- Evidence for the Pericentric Passage of the Sagittarius Dwarf Galaxy
本研究利用LAMOST和APOGEE巡天的红团簇星，发现外银盘存在南北金属丰度不对称，该不对称在反银心方向最显著且年轻星族中更明显，推测其由人马座矮星系近心点穿越的扰动及潮汐力导致。
2025-07-30 astro-ph.GA
An XMM-Newton Survey of the Soft X-ray Background. II. An All-Sky Catalog of Diffuse O VII and O VIII Emission Intensities
我们提出了一个全天空的目录弥漫O VII和O VIII线强度，从档案XMM观测提取。O VII和O VIII的强度通常分别为~2-11和<~3 ph/cm^2/s/sr（LU），尽管也记录到更亮的强度。我们的数据集包括XMM多次观察到的217个方向。来自这样的方向的强度的时间变化可以用于约束SWCX模型。O VII和O VIII强度在重复观测之间通常变化<~5和<~2 LU，尽管观察到>10 LU的几次强度增强。我们比较了我们的测量与SWCX模型。预计日光层SWCX强度会随着黄道纬度和太阳周期而变化。我们发现，观测到的氧气强度通常从太阳极大值到太阳极小值降低，无论是在高黄道纬度（如预期）还是在低黄道纬度（如预期）。地冠SWCX强度预计将取决于太阳风质子通量和视线的路径通过磁鞘。在已经多次观测到的方向上看到的强度变化与地冠SWCX模型的预测不一致。氧谱线占3/4 keV X射线背景的40-50%，这不是由于未解决的活动星系核，与以前的测量结果一致。然而，这部分是不容易解释的组合SWCX发射和发射热等离子体中的光环。谱线强度倾向于随着朝向银河系内部的经度而增加，可能是由于该方向超新星速率的增加，或者存在以银河系中心为中心的吸积物质晕。在不同的天区，强度随银河纬度的变化是不同的，不能用一个简单的平行面或等强度晕模型来解释。（节录）
2012-09-05 astro-ph.GA
UOCS-VIII. UV Study of the open cluster NGC 2506 using ASTROSAT
我们利用\textit{ASTROSAT}/UVIT数据和其他档案数据研究了一个中等年龄的疏散星团NGC 2506。我们确定了2175集群成员使用基于机器学习的算法，ML-MOC，盖亚EDR3数据。在用UVIT滤光片探测到的星团成员F148W、F154W和F169M中，我们探测到了9颗蓝色离散星（BSS）、3颗黄色离散星（YSS）和3颗红色团簇星（RC）。我们构建这些对象的多波长光谱能量分布（SED）来表征它们并估计它们的参数。我们发现了3个BSS、2个YSS和3个RC候选者的热伴子，并估计了它们的性质。估计温度为T $\mathrm{_{eff}}$ $\sim$ 13250 - 31000 K的热伴星，是质量极低的WD（$\sim$ 0.20 M $_\odot$），低质量（$\sim$ 0.20 - 0.40 M $_\odot$），正常质量（$\sim$ 0.40 - 0.60 M $_\odot$），和高质量（$\sim$ 0.8 M $_\odot$）。我们认为，极低质量和低质量的WD作为同伴系统形成通过Case-A/Case-B传质机制。BSS可能是高质量WD的前身，因为需要一颗质量超过星团关闭质量的恒星才能形成高质量WD。因此，具有高质量WD的系统可能通过三重系统的合并而形成。我们的结论是，质量转移以及合并BSS形成的途径存在于这个集群。
2022-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
WISDOM project -- VIII. Multi-scale feedback cycles in the brightest cluster galaxy NGC 0708
我们提出了高分辨率（合成光束尺寸0。“088x0。“083或25 x23 pc $^2$）阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）$^{12}$ CO（2-1）线和236 GHz连续谱观测，以及5 GHz增强型多元射电链接干涉仪网络（e-MERLIN）连续谱观测，NGC 0708;低质量星系团Abell 262中最亮的星系。线观测揭示了星系核心的分子气体湍流旋转盘，以及高速蓝移特征~0。“4（~113 pc）从其中心。亚毫米连续发射峰值在原子核处，但向这一异常CO发射特征延伸。没有相应的伸长率被发现在相同的空间尺度在5 GHz的e-MERLIN。我们讨论了在这个源中检测到的异常蓝移发射的潜在原因，并得出结论，它最有可能是一个低质量的下降细丝的材料冷凝从热的集群内介质通过混沌冷吸积，但它也有可能是一个喷气驱动的分子外流。我们估计这种结构在这两种情况下的物理性质，并表明，任何一种解释是可行的。我们建议未来的观测与积分场光谱仪将能够确定这种异常发射的真正原因，并提供进一步的证据淬火冷却流和机械反馈之间的相互作用在这个源的小规模和大规模。
2021-03-16 astro-ph.GA
The outer low-$α$ disc of the Milky Way -- I: evidence for the first pericentric passage of Sagittarius?
本研究通过相空间、化学和年龄数据发现银河系外低α盘在6 Gyr处存在加热和星暴特征，结合冲量近似计算，提出人马座矮星系首次近心点经过的解释。
2023-05-12 astro-ph.GA
The XMM-Newton Line Emission Analysis Program (X-LEAP) I: Emission Line Survey of O VII, O VIII, and Fe L-Shell Transitions
本文利用 5418 次 XMM-Newton 观测开展 O VII、O VIII 和 Fe-L 发射线全天巡天，量化了太阳风电荷交换对观测强度的长期与短期贡献，并给出校正后的银河系热气体全天图。
2024-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving desorption of complex organic molecules in a hot core: Transition from non-thermal to thermal desorption or two-step thermal desorption?
利用ALMA干涉仪提供的高角分辨率，我们希望解析热分子核人马座B2（N1）中的COM发射，从而揭示复杂有机分子（COMs）在热分子核中的解吸过程。我们使用的数据作为3毫米谱线调查的一部分，再探索分子复杂性与ALMA（ReMoCA）的研究在人马座B2（N1）COM发射的形态。10个COM的光谱建模的假设下，LTE和人口图推导出的位置在不同的距离南部和西部的连续峰。在此基础上，解析COM旋转温度和COM的丰度分布。基于形态学，可以将其粗略地分离成含O和含N的COM。温度分布与预期的原恒星加热光学厚尘埃的信封。Abstract公司反映了一个类似的趋势，在形态，并在很大程度上，同意与天体化学模型的结果，除了与水的共解吸，预测O轴承COM主要形成在尘埃颗粒表面在低温下，而至少有一些N轴承COM和CH $_3$ CHO基本上形成在气相中在较高的温度。我们的观测结果，在与模型预测相比，表明COM是专门或在很大程度上形成的尘埃颗粒热解吸在100 K从颗粒表面可能与水。低于~100 K的非零丰度值表明，在这些低温下，另一个解吸过程正在起作用：非热解吸或部分热解吸，与外部贫水冰层中的COMs所经历的较低结合能有关。在任何一种情况下，这是第一次，COM解吸的两个制度之间的过渡已经解决了在一个热的核心。
2022-06-22 astro-ph.GA
A Remarkable Oxygen-rich Asymptotic Giant Branch Variable in the Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
我们的报告和讨论JHKs测光的Sgr dIG，一个非常缺乏金属的星系在本星系群，获得了超过3.5年的红外测量设施在南非。确定了三个大振幅渐近巨分支变量。其中一颗是富氧恒星，脉动周期为950天，直到最近还在进行热的底部燃烧，Mbol~-6.7。在Sgr dIG中发现这样的变量是令人惊讶的，因为它们在其他矮不规则星中很罕见。尽管它的周期很长，但相对来说，这颗恒星是蓝色的，而且在所有波长都短于4.5微米的情况下，它比根据描述热底燃烧恒星的周期光度关系所预期的要暗。与模型的比较表明，它的主序星质量Mi约为太阳的5倍，现在它已接近AGB演化的尾声。另外两个周期变星是碳星，周期分别为670和503天（Mbol~-5.7和-5.3）。它们与在缺金属本星系群AGB上发现的其他类似恒星非常相似，与模型的比较表明Mi~3倍于太阳。我们比较了Sgr dIG与NGC 6822和IC 1613中AGB变星的数量，并认为这些差异可能是由于Sgr dIG的高比星形成率和低金属丰度。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The variability of Sagittarius A* at 3 millimeter
自2005年10月以来，我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列对银河系中心紧凑射电源Sgr A* 进行了3 mm通量密度的监测观测。高度依赖性和时间依赖性增益的仔细校准使我们能够建立Sgr A* 的变异性行为。Sgr A* 在2006年6月出现了一个高而稳定的状态，在2006年8月出现了一个低而不稳定的状态。我们报告的结果，重点是在其低状态下检测到的两个日内变化事件。一次是2006年8月12日，当时Sgr A* 在约2.5小时内表现出33%的分数变化。另一次是2006年8月13日，当时观察到两个相隔约4小时的峰，在2小时内最大变化为21%。根据两种可能的情况，即，膨胀等离子体模型和次开普勒轨道热点模型。拟合结果表明，对于膨胀等离子体模型，同步辐射冷却不能忽略，根据修正的膨胀等离子体模型参数，得到的最小质量损失率为9.7 × 10 - 10 Msun/yr.同时进行多波长观测对于我们理解Sgr A* 快速射电变率的物理起源至关重要。
2009-05-16 astro-ph.GA
Discovery of non-metastable ammonia masers in Sagittarius B2
我们报告了在NH $_3$向人马座B2分子云/恒星形成区复合体的各个部分的非亚稳反转跃迁中发现的广泛脉泽发射：我们在$J,K = $（6，3），（7，4），（8，5），（9，6），和（10，7）跃迁中检测到脉泽，这些跃迁朝向Sgr B2（M）和Sgr B2（N），一个NH $_3$（6，3）Sgr B2（NS）的脉泽，Sgr B2（S）的NH $_3$（7，4），（9，6），（10，7）脉泽。利用卡尔G.我们在A组态的Jansky甚大阵（JVLA）上发现了18个脉泽斑。Sgr B2（N）有9个脉泽斑点，Sgr B2（NS）有1个，Sgr B2（M）有5个，Sgr B2（S）有3个。与我们的Effelsberg单皿数据相比，JVLA数据表明没有丢失通量。我们的JVLA观测没有分辨出所探测到的脉泽斑点。亮温下限为$>$ 3000~K，最高可达几十个$^5$ ~K，显示了谱线的脉泽性质。考虑到脉泽相对于相邻热分子核和/或UCH{ \scriptsize II}区的速度差异，我们认为所有测得的氨脉泽谱线可能与外流或UCH{ \scriptsize II}区膨胀引起的激波有关。总的来说，Sgr B2是独一无二的，因为它使我们能够同时测量许多NH $_3$脉泽，这可能是必要的，以阐明他们迄今为止知之甚少的起源和激发。
2022-10-06 astro-ph.GA
Chemical modeling of the complex organic molecules in the extended region around Sagittarius B2
在Sgr B2周围的扩展区域中观察到七个COM的化学分化：CH $_2$ OCHO，CH $_3$ OCHO，t-HCOOH，C $_2$ H $_5$ OH，在扩展区和热核Sgr B2（N）和Sgr B3（N）附近都检测到CH $_3$ NH $_2$ 2（M），而CH $_3$ OCH $_3$和C $_2$ H $_5$ CN仅在热核附近检测到。延伸区的密度和温度相对较低。人们提出了不同的解吸机制来解释寒冷地区观测到的COMs，但未能解释CH $_3$ OCH $_3$和C $_2$ H $_5$ CN的缺乏。我们探索了在什么样的物理条件下，化学模拟可以拟合的观测和解释这些物种的不同空间分布。我们使用蒙特卡罗方法进行详细的参数空间研究。我们研究了不同的机制如何影响结果。所有基于静态物理的气体-颗粒化学模型都不能拟合观测结果。在$T\sim30-60$ K时，基于演化物理条件的计算结果可以拟合6个COMs，但最佳拟合温度仍高于观测到的尘埃温度20 K。当温度为20 K时，考虑短持续时间的$\sim 10^2$ yr X射线爆发与$ζ_{\mathrm{CR}}=1.3\times10^{-13}$ s $^{-1}$，在$T\sim27$ K处达到最好的一致。反应解吸是产生这些COMs并导致CH $_3$ OCH $_3$和C $_2$ H $_5$ CN低丰度的关键机制。Sg…
2021-03-18 astro-ph.GA
Widespread Presence of Glycolaldehyde and Ethylene Glycol Around Sagittarius B2
利用上海天马65米射电望远镜观测到银河系中心巨大分子云人马座B2中广泛分布的CH $_2$ OHCHO和HOCH $_2$ CH $_2$ OH辐射。我们的观察首次表明，这两个重要的益生元分子的空间分布延伸超过15弧分，对应于约36 pc的线性大小。这两种分子并不只是分布在热核内或附近。这两种分子的丰度似乎从寒冷的外部区域到与恒星形成活动相关的中心区域逐渐减少。这里的结果表明，这两种分子可能通过低温过程形成。最近的理论和实验研究表明，益生元分子可以通过几种途径有效地形成在冰粒地幔。然而，这些复杂的冰的功能，不能直接观察到的，和大多数的冰成分的限制来自毫米观测解吸附冰化学产品。这些结果与实验室研究相结合，强烈支持冰中存在丰富的益生元分子。
2017-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral imaging of the Sagittarius B2 region in multiple 7-mm molecular lines
我们使用莫普拉望远镜对银河系中心附近的人马座B2周围的一个6 x 6弧分^[2]区域进行了光谱线成像测量，测量范围为30 ~ 50 GHz。在整个频率范围内，空间分辨率为1.0 ~ 1.4弧分，光谱分辨率为1.6 ~ 2.7 km s^-1。我们提出了47条线的速度积分发射图像：38个分子线和9个无线电复合线。不同分子的分布之间存在显着差异，部分原因是整个复合体中化学丰度的空间差异。HNCO和HOCO^+优先出现在北云，CH_2NH则出现在Sgr B2（N）附近。谱线之间的差异是由于激发的差异，如CH_3OH的36.17和44.07 GHz谱线具有脉泽发射，而CH_3OH的48.37 GHz谱线具有脉泽发射。积分分子线分布的其他主要差异是由于7-mm自由-自由连续谱发射（空间上由无线电复合线发射跟踪）被冷的介入分子材料吸收，导致分子线分布的中心凹陷。这些谱线分布的相似性和差异已通过主成分分析（PCA）进行了统计学描述，并根据较冷、较低密度包层和致密、热芯Sgr B2（N）、（M）和（S）的简单Sgr B2物理成分进行了解释。
2010-10-12 astro-ph.GA
Reconstructing the whole 6D properties of the Sagittarius stream with N-body simulations
GEPI, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
通过N体模拟重建银汉座流的6D空间-相位特性，成功复现了3D空间特征和动力学特性，但线-of-sight速度和角能量分布仍需进一步改进。
2026-03-20 astro-ph.GA
Herschel observations of extraordinary sources: Full Herschel/HIFI molecular line survey of Sagittarius B2(M)
我们提出了一个全面的分析，宽带谱线调查人马座B2（主），在银河系中最丰富的化学物质的区域之一，位于巨大的分子云复杂的Sgr B2在中央分子区。我们的目标是推导出高质量恒星形成区Sgr B2（M）的分子丰度和温度，从而推导出它的物理和天体化学条件。Sgr B2（M）是使用赫歇尔空间天文台上的远红外外差仪（HIFI）在480至1907 GHz的谱线测量中以1.1 MHz的光谱分辨率观测到的，它以高光谱分辨率向亚毫米级的大质量恒星形成区提供了迄今为止获得的最大光谱覆盖范围之一，1 THz从地面无法观察到。我们使用XCLASS程序模拟了从亚毫米到远红外的分子辐射。对于每种分子，考虑到该物质在整个光谱范围内的所有发射和吸收特征，确定了定量描述。此外，我们推导出速度分辨的邻/对位比为这些分子的邻位和对位解析分子参数可用。最后，温度和速度分布进行了分析，并推导出的丰度进行了比较，从类似的HIFI调查Sgr B2（N）。共鉴定出92种同位素，来自49种不同的分子，从自由离子到复杂的有机化合物，来自从冷包层到核心内的热而稠密的气体的各种环境。二氧化硫、甲醇和水是主要贡献者。对于邻位/对位比，我们发现从13和27%之间的高温值的偏差。在所有线路中，共有14%的线路仍未查明。
2021-04-27 astro-ph.GA
Tracing the 10$^7$K Warm-Hot Intergalactic Medium with UV absorption lines
今天，宇宙中的大多数重子都没有被直接观测到，这导致了在低红移下的“失踪重子”问题。宇宙学流体动力学模拟表明，其中相当一部分将转化为所谓的温热星系际介质（WHIM），气体温度在10 $^5$ -10 $^7$ K之间。虽然这种气体的较冷的阶段已被观察到使用O VI和Ne VIII吸收剂在UV波长，较热的馏分检测主要依赖于O VII和O VIII在X射线波长的观测。在这里，我们的目标是[Fe XXI] $λ$ 1354 $\unicode{x212B}$的禁线，它在紫外波长下追踪10个$^7$ K气体，使用超过100个高光谱分辨率（R $\sim$ 49，000）和高信噪比VLT/UVES类星体光谱，对应于超过600小时的VLT时间观测。这些在已知DLA位置的叠加导致5- $σ$限值为$\mathrm{log[N([Fe\,XXI])]<}$ 17.4（${EW_{rest}<22}$ m $\unicode{x212B}$），比WHIM $\mathrm{log[N([Fe\,XXI])]<}$ 14.5的预期柱密度高三个数量级。这项工作提出了一种替代X射线检测10 $^7$ K WHIM示踪剂，通过从地面受益于更高的仪器吞吐量，增强的光谱分辨率，更长的曝光时间和增加的目标数量的紫外波长的微弱线。目前，要达到这种理论柱密度所需的类星体光谱数量，包括4 MOST、ELT/HIRES、M…
2020-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Dispersion Measure Using FRB and X-ray Data
本研究利用FRB色散量与X射线吸收/发射数据，发现DM_MW与O VII吸收正相关，支持银河系热气体含盘和晕成分，主要温度约2×10^6 K，改进DM_MW估计。
2025-01-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sagittarius B1 -- A Patchwork of H II Regions and PhotoDissociation Regions
Sgr B1是银河系中心的一个明亮的H II区域，紧邻大质量恒星形成的巨大分子云Sgr B2，并且显然由于它们相似的径向速度而与它相连。在2018年，我们从SOFIA FIFI-LS对[O III] 52和88微米线的观测中发现，没有中心激发星团，电离星必须广泛分布在整个区域。在这里，我们提出了SOFIA FIFI-LS观测的[O I] 146和[C II] 158微米线形成在周围的光解离区域（PDR）。我们发现，这些线既不相互关联，也不与[O III]线，但它们一起更好地与来自Hi-GAL的70微米Herschel PACS图像相关。我们由此推断，Sgr B1由一些较小的H II区域加上它们相关的PDR组成，一些看到正面，另一些看到或多或少的边缘。使用模型计算与多云，我们证明了可能出现的边缘上的PDR，并显示PDR密度和电子密度之间的密度差估计从[O III]线的比率是不兼容的压力平衡，除非有一个很大的压力贡献，无论是湍流或磁场或两者兼而有之。我们同样得出结论，激发Sgr B1的热恒星在整个区域中分布广泛，距离气体相当远，没有证据表明目前有大质量恒星形成。
2021-02-13 astro-ph.GA
CHAOS VIII: Far-Ultraviolet Spectra of M101 and The Impact of Wolf-Rayet Stars
本研究利用FUV和光学光谱分析M101中9个H II区域，发现沃尔夫-拉叶星会驱动过量发射并导致恒星连续谱拟合的金属丰度偏高，强调合成模型需纳入WR星，且FUV是测试WR模型的理想平台。
2024-05-29 astro-ph.GA
Searching for Extragalactic Exoplanets: A Survey of the Sagittarius Dwarf Galaxy Stream with TESS
University of Florida（佛罗里达大学）
利用 TESS 对 Sagittarius 火星流进行调查，发现 extragalactic 行星的上界，并预测未来研究可能发现 extragalactic 来源的行星或证明 extragalactic 环境的热木星发生率较低。
2026-02-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing spacetime around Sagittarius A* using modeled VLBI closure phases
银河系中心的超大质量黑洞人马座A* 的发射区和黑洞阴影可以用毫米甚长基线干涉测量法探测。我们的目标是探测发射等离子体周围的Sgr A* 的几何形状，通过使用模型化的毫米VLBI关闭相位计算在1.3毫米，并限制观察者的倾斜角和位置角的黑洞自旋轴。我们已经模拟了三种不同模型的Sgr A* 的发射图像：轨道斑点，磁盘模型和喷流模型。轨道点模型被用作测试案例的情况下，而磁盘和喷流模型是物理驱动的情况下，基于标准的三维广义相对论磁流体动力学模拟的热吸积流。我们的研究结果进行了比较，目前可用的关闭阶段的观测限制。我们的研究结果表明，更多的模型与更接近的边缘上的视角是一致的观测限制。一般来说，射流和盘的几何形状可以再现类似的关闭阶段，为不同的观察和位置角度。因此，有利的黑洞自旋方向和它的大小是强烈的模型依赖。我们发现，喷流和磁盘模型可以解释目前的VLBI限制。我们的结论是，新的观测在1.3毫米，可能在更长的波长，包括其他三角形的VLBI基线是必要的解释Sgr A* 发射和推定的黑洞自旋参数。
2016-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The physical and chemical structure of Sagittarius B2 -- VI. UCHII regions in Sgr B2
巨大的分子云人马座B2（以下简称SgrB 2）是银河系中最大的区域，正在进行高质量恒星的形成。在SgrB 2的中心热核中发现了两个超致密HII（UCHII）区域，SgrB 2（M）和SgrB 2（N）。我们的目标是表征整个SgrB 2云中HII区域的特性。比较HII区域和尘芯，我们的目标是描绘SgrB 2的不同部分的进化阶段。我们使用超大阵列在其A，CnB和D配置，并在频带C（~6 GHz）观察整个SgrB 2复合体。利用22.4 GHz的辅助VLA数据和96 GHz的ALMA数据，我们计算了UCHII区域及其稠密气体环境的物理参数。我们在6 GHz图像中识别出54个UCHII区域，其中39个也在22.4 GHz处检测到。54个UCHII区域中有8个是新发现的。UCHII区域的半径在$0.006 {\rm pc}$和$0.04 {\rm pc}$之间，并且发射量度在$10^{6} {\rm pc\,cm^{-6}}$和$10^{9} {\rm pc\,cm^{-6}}$之间。UCHII区域被B0.5到O 6类型的恒星电离。我们发现了一个典型的气体密度$\sim10^6-10^9 {\rm cm^{-3}}$周围的UCHII地区。UCHII区域的压力和它们周围的致密气体是相当的。这些UCHII区域的扩增时间尺度被确定为$\sim10^4-10^5 {\rm yr}$。与HII区相关的…
2022-08-19 astro-ph.GA
Diffuse X-ray Emission in the Sagittarius C Complex
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestriche Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学）；Nanjing University（南京大学）
研究银心C复合体中星形成与非热活动的X射线特性，通过Chandra和XMM-Newton观测区分出两个X射线成分，发现可能源于年轻超新星残骸的高温等离子体。
2026-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Phase-space Properties and Chemistry of the Sagittarius Stellar Stream Down to the Extremely Metal-poor ($\rm[Fe/H] \lesssim -3$) Regime
结合SEGUE、Gaia EDR3与StarHorse数据，研究Sgr流的相空间与化学性质，发现前导臂更贫金属且早被剥离粒子对应低金属丰度，证实其存在星族梯度，并发现与核心观测相悖的碳增丰贫金属恒星。
2023-04-02 astro-ph.GA
A hot gaseous galaxy halo candidate with Mg X absorption
星系晕中的热气体可能是星系中重子缺失的重要组成部分，其中一些气体可以被类星体紫外光谱中的高电离吸收系统所追踪。利用高S/N比的$ HST$ /COS光谱，在朝向\object{LBQS 1435-0134}的视线中，发现了$z=1.1912$处的高电离态系统，并发现了Mg X、Ne VIII、Ne VI、O VI、Ne V、O V、Ne IV、O IV、N IV、O III和H I的双组分吸收线匹配。Mg X是第一次被探测到（$5.8 σ$），它是热星系晕的一个特别直接的示踪剂，因为它的峰值离子分数出现在$10^{6.1}\rm~ K$附近，大约是质量为$\sim 0.5 M^*$的维里化热星系晕的温度。与镁X和NeVIII，光电离模型不能再现所观察到的柱密度与星系晕的路径长度。对于碰撞电离模型，一个或两个温度模型不能产生可接受的拟合，但三个温度模型或幂律模型可以产生观察到的结果。在幂律模型中，温度在$10^{4.39\pm0.13} {\rm~K} < T < 10^{6.04\pm0.05}~ {\rm K}$范围内的${\rm d}N/{\rm d}T = 10^{4.4\pm 2.2-[Z/X]} T^{1.55\pm 0.41}$，总氢柱密度为$8.2 \times 10^{19} (0.3Z_{\odot}/Z) \rm~ cm^{-2}$，正幂律指数表明大部分质量处于…
2016-08-27 astro-ph.GA
Detecting Changing Polarization Structures in Sagittarius A* with High Frequency VLBI
人马座A* 是近红外线、X射线、无线电和（亚）毫米辐射源，与银河系中心的超大质量黑洞有关。在亚毫米波段，Sgr A* 在时间尺度上表现出随时间变化的线性偏振，对应于假定的400万太阳质量的黑洞的<10史瓦西半径。在以前的工作中，我们证明了潜在的总强度（分）毫米波长VLBI检测时变-和周期性-源结构的变化，在Sgr A* 黑洞系统使用nonimaging分析。在这里，我们扩展这项工作，包括全极化VLBI观测。我们模拟全偏振（亚）毫米VLBI数据的Sgr A* 使用热点模型，是嵌入在一个吸积盘，重点是非成像偏振数据产品，对校准误差是强大的。虽然模型中的源积分线性偏振分数通常只有几个百分比，但小角度尺度上的线性偏振分数可以高得多，从而能够检测各种基线上Sgr A* 的偏振结构的变化。最短的基线跟踪源集成的线性偏振分数，而较长的基线是敏感的偏振子结构，光束稀释的连接元件干涉。即使仪器偏振项不能被校准，源偏振的周期性变化的检测也不应受到显著影响。随着更多的天线被包括在（分）毫米VLBI阵列，观测与全极化将提供重要的新的诊断，以帮助解开内在的源极化法拉第旋转效应的吸积和流出区域接近黑洞事件视界。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Exploring Molecular Complexity with ALMA (EMoCA): Deuterated complex organic molecules in Sagittarius B2(N2)
氘是恒星形成区星前冷阶段历史的有力示踪剂。除了甲醇之外，人们对星际介质中复杂有机分子的氘分馏知之甚少，特别是在高质量恒星形成区。我们使用ALMA进行的谱线测量来寻找朝向热分子核Sgr B2（N2）的氘代复杂有机分子。布居图和积分强度图的构建，以适应每个分子的旋转温度和发射大小。列密度通过在LTE假设下对全频谱进行建模而得到。的结果进行比较的两个天体化学模型，治疗的氘化过程的预测。我们报告了CH 2DCN对Sgr B2（N2）的检测，氘代水平为0.4%，以及CH 2DOH、CH 2DCH 2CN、手性分子CH 3CHDCN和DC 3 N的初步检测，水平范围为0.05%-0.12%。对于CH_3 OD，得到了严格的氘代上限（<0.07%）。乙烯基氰的三种氘代同位素体、乙醇的四种氘代物质和CH 2DOCHO的上限为0.5-1.8%。乙基氰的氘含量至少比甲基氰低五倍。除了甲基氰，测得的氘化水平至少比目前天体化学模型的预测低四倍。Sgr B2（N2）的氘代水平也比Orion KL低几倍到十倍。Sgr B2（N2）的氘代水平与化学模型预测之间的差异，以及Sgr B2（N2）与猎户座KL之间的差异可能都是由于银河系中心区域与附近云层相比具有更高的动力学温度。或者，它们可能是由于银河系中心区域氘本身的总体丰度较低，高达十倍。
2015-11-18 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey VIII. Final ASPCAP results for all clusters
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Saint Martin's University（圣马丁大学）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；Observatório Nacional（国家天文台）；National Optical Astronomy Observatory（国家光学天文台）
CAPOS研究晕球状星团的化学和动力学特性，通过ASPCAP数据揭示金属度分布双峰特征，并提出新的GC分类方案。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Tail of Two Populations: Chemo-dynamics of the Sagittarius Stream and Implications for its Original Mass
我们使用的SDSS/SEGUE光谱样本的恒星在人马座（Sgr）的领先和落后的流来证明存在两个子群具有不同的化学和运动学。尾流的金属丰度分布函数被分解为两个高斯分布函数，分别描述了一个平均值和离散度为（-0.74，0.18）dex的富金属亚群和一个平均值和离散度为（-1.33，0.27）dex的贫金属亚群。富含金属的子群体具有约8 km/s的速度色散，而贫金属的温度几乎是其两倍，约为13 km/s。对于前导流，虽然与尾流相比有些偏移，但两个高斯的叠加仍然可以很好地描述尾流。富金属区的均值和离散度为（-1.00，0.34）dex，贫金属区的均值和离散度为（-1.39，0.22）dex。速度弥散因投影效应而膨胀，根据经度的不同，贫金属的速度弥散为15 - 30 km/s，富金属的速度弥散为6 - 20 km/s。我们推断，像许多矮球状体，Sgr的祖先拥有一个更广泛的，金属贫乏的恒星组成部分和扩展较少，金属丰富的一个。我们研究了这一结果的影响，通过模拟中断的Sgr，表示为国王轻配置文件之间的$10^{10}$和$10^{11} M_\odot$，在一个三组分银河系的质量暗晕的质量，其晕是一个活的截断平面潜力在吸积的第一阶段和三轴的法律\&马普斯基模型在第二阶段。我们表明，暗晕的Sgr必须是$\gtrsim 6 \times 10^{10} M_\odot$再现运行的速度色散与经度的富金属和…
2016-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2. II. Continuum millimeter emission of SgrB2(M) and SgrB2(N) with ALMA
高质量恒星形成点SgrB 2（M）和SgrB 2（N）是许多研究的目标，揭示了丰富的化学物质。我们希望使用ALMA高角分辨率观测在毫米波长，达到约4000 AU的空间尺度，并覆盖整个频带6（从211到275 GHz）的物理和化学结构的特征。为了确定线丰富的源的连续发射，我们使用一种新的统计方法：STATCONT。我们在SgrB 2（M）中检测到27个连续源，在SgrB 2（N）中检测到20个连续源。我们研究了ALMA波段6的连续辐射，并将其与以前的SMA 345 GHz和VLA 40 GHz观测结果进行了比较，以研究检测到的源的性质。最亮的来源主要是（部分光学厚）尘埃排放，而有一个重要程度的污染，从电离气体自由-自由排放较弱的来源。虽然SgrB 2（M）的总质量分布在许多碎片中，但SgrB 2（N）的大部分质量来自单个物体，具有向中心会聚的类似于碎片的结构。在这两个区域似乎都缺乏低质量的致密核心。我们确定了核心的H2体积密度约为10^5-10^7 Msun pc^-3，比超级星团的恒星密度高出一到两个数量级。一般来说，SgrB 2（N）比SgrB 2（M）在化学上更丰富。在碎片的化学含量和质量之间似乎存在着某种关联，质量越大的碎片团化学含量越高。SgrB 2（N）和SgrB 2（M）都含有一簇热分子核。我们比较连续图像与预测从一个详细的三维辐射转移模型，再现的结构SgrB 2从45…
2017-04-06 astro-ph.GA
Exploring molecular complexity with ALMA (EMoCA): Alkanethiols and alkanols in Sagittarius B2(N2)
在过去的五十年里，射电天文学已经表明，分子的复杂性是星际化学的自然结果，特别是在恒星形成区域。然而，导致复杂分子形成的途径尚未完全了解，化学复杂性的深度尚未完全揭示。此外，致密星际介质中的硫化学还没有得到很好的理解。我们想知道银河系中心源人马座B2（N2）中烷硫醇和烷醇的相对丰度，人马座B2（N）是Sgr B2（N）的北部热分子核心，其相对较小的线宽有利于研究空间中的分子复杂性。我们调查了光谱参数集，能够重现实验室发表的旋转光谱的ethanetherglycol和研究的影响，修改强度的预测旋转光谱的乙醇。我们使用阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）在其周期~0和1的谱线调查人马座B2（N）之间的84和114.4 GHz。通过假设每个分子的局部热力学平衡（LTE）来分析这些数据。我们的观察补充了天体化学建模;首次使用了一个新的网络，其中包括烷硫醇的反应途径。Sgr B2（N2）中涉及甲醇、乙醇和甲硫醇的柱密度比与Orion KL报告的值相似，但涉及乙硫醇的柱密度比存在显著差异，表明Orion KL报告的乙硫醇检测结果不确定。我们的化学模型目前不允许预测足够准确的列密度的烷硫醇或其比例之间的烷硫醇和烷醇。因此，需要额外的观测结果来确定致密而温暖的星际介质中C2 H5 SH的水平。
2015-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
Spectroscopic Survey of Faint Planetary-Nebula Nuclei. VIII. The Dwarf Barium Central Star of Kohoutek 1-9
Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Deep Space Imaging Network（深空成像网络）；MEA Observatory（MEA天文台）；Stark Bayou Observatory（斯塔克湾天文台）；Hobby-Eberly Telescope, University of Texas at Austin（Hobby-Eberly望远镜，德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究通过光谱分析发现Kohoutek 1-9核心为一颗具有强碳分子和s过程元素吸收特征的G型矮星，其可能由宽双星系统形成，提出后续需进行光度测量和高分辨率光谱分析以研究其大气参数和旋转速度。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae
我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping Luminous Hot Stars in the Galaxy
[摘要]在整个宇宙学时间里，发光的热恒星支配着输入到星际介质的恒星能量，它们是测试恒星演化和多重性理论的实验室，它们是银河系和其他星系中恒星形成的发光示踪剂。大质量恒星在颜色-颜色和颜色-星等空间中占据明确的位置，即使在存在大量尘埃消光的情况下，也可以根据盖亚EDR 3天体测量和测光以及2 MASS测光的组合进行选择。在本文中，我们设计了一个这样的发光OBA型恒星的全天空样本，设计成相当完整，而不是非常纯净，作为SDSS-V调查的光谱跟踪目标。我们估计“天体运动学”的距离相结合的松弛和自行与预期的速度和密度分布的年轻恒星的模型，我们表明，这增加了有用的约束恒星的距离，因此光度。利用这些距离，我们绘制了银河系圆盘上一个更严格选择的子样本的空间分布，发现它是高度结构化的，具有明显的过密度和欠密度。最明显的过密度可能与银河系假定的螺旋臂有关，特别是人马座-船底座臂和盾牌-人马座臂。然而，这项研究中出现的银河系年轻圆盘结构的空间图像是复杂的，并表明我们银河系中的大多数年轻恒星（$t_{age}<t_{dyn}$）并没有整齐地组织成独特的旋臂。SDSS-V综合光谱的组合（产生速度，年龄等）。随着未来盖亚数据的发布，对于揭示旋臂本身的动力学性质将是至关重要的。
2021-02-17 astro-ph.GA
A comprehensive rotational study of astronomical iso-pentane within 84 to 111 GHz
ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）的旋转线调查最近揭示了i-C3 H7 CN（i-PrCN）和n-C3 H7 CN（n-PrCN）在84至111 GHz之间的3 mm大气窗口中的存在，朝向热核心区域人马座B2（N）（Sgr B2（N））。这是第一次星际探测线性直链分子。在此基础上，我们报道了C_5H_（12）同分异构体在同一频率范围内的转动光谱。我们对光谱参数进行了量子化学计算。用PGOPHER程序模拟了该物种的纯转动谱。该分子的旋转光谱使其成为未来天文探测的良好候选者，因为无线电线可以在毫米/亚毫米波区域以非常高的精度计算。
2022-12-30 astro-ph.GA
The XMM-Newton Line Emission Analysis Program (X-LEAP) II: The Multi-scale Temperature Structures in the Milky Way Hot Gas
本研究作为X-LEAP计划的一部分，利用XMM-Newton存档数据定义两种温度示踪比，证实银河系热气体存在多尺度温度结构，揭示了银心泡、银盘、银晕的大尺度温度特征及小尺度结构规律，并发现热气体与紫外暖气体呈反相关。
2024-03-08 astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray line emission
利用EAGLE模拟方法，对大晕质量范围（$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} = 10^{11.5}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$）内星系环星系介质（CGM）的X射线金属线辐射的可探测性进行了估算.使用XRISM Resolve仪器，应可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕圈的少量亮（K-$α$或Fe L-壳层）线。使用Athena X-IFU或Lynx主阵列，可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim10^{12.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕内CGM的发射谱线（尤其是来自O VIII和O VII的发射谱线），并且可检测到维里半径外的组内和簇内气体。利用Lynx超高分辨率阵列，可以访问$\mathrm{L}_{*}$星系的晕的内部CGM。这些估计值确实假设了长暴露时间（$\sim 1 \,$ Ms）和大空间箱（$\sim1$ - $10\,\mathrm{arcmin}^{2}$）。这种发射主要是由碰撞电离（CI）气体，并往往来自晕中心。发射偏向于接近CI气体的最大发射率温度（$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$）的温度以及高密度和金属丰度。然而，…
2022-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hot interstellar medium towards 4U 1820-30: a Bayesian analysis
软X射线波段的高电离线通常与沿视线的星际热气体或源固有的光电离气体有关。在低质量X射线双星4U 1820-30中，这些线的性质还没有很好的理解。我们表征了沿着视线朝向产生Mg XI、Ne IX、Fe XVII、O VII和O VIII的X射线吸收线的源存在的电离气体。我们分析了XMM-牛顿和钱德拉档案中可用的所有观测结果，这些观测结果是用RGS，HETG和LETG光谱仪拍摄的。高分辨率的光栅光谱已被准确地检查通过标准的X射线分析的基础上的$C$ -统计和通过贝叶斯参数推断。我们测试了两个物理模型，描述了在碰撞电离或光电离平衡的等离子体。我们采用贝叶斯模型比较来统计比较用于分析的模型的不同组合。我们发现这些谱线与星际介质中的热气相一致，而不是与X射线双星的本征气体相关联。我们的最佳拟合模型揭示了温度为$T=(1.98\pm0.05)\times10^6 $ K的碰撞电离等离子体的存在。由于模型预测的低柱密度，光电离模型无法拟合Fe XVII线（其以$6.5σ$的显著性检测到）。此外，二元系统的低倾角可能是未检测到源固有的电离气体的原因。
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
