Kami akan melaporkan pengukuran interferensi yang hampir simultan dalam pita 5354 GHz dari spektrum A**, dan pengamatan hidangan tunggal yang membawa deteksi pertama SGR A* dalam 850 GHz. Akibatnya, spektrum “Inta A Star” naik dengan mantap dalam rentang panjang gelombang pendek dari panjang gelombang milimeter daripada sentimeter, dan spektrum berlebihan dalam rentang panjang gelombang milimeter/ submirimeter mengontrol cahaya. Cahaya SGR A* diamati pada 900GHz atau kurang adalah 70 ± 30L. Batas atas baru dari bundel cahaya 24, 3m dari SGR A * menunjukkan rotasi spektrum inframerah jauh bersama dengan data inframerah lainnya, yang merupakan cu t-off penting dari Synchrotron atau SGR A. * Mungkin karena salah satu dari salah satu Binti k-bintik berlebihan di sekitarnya. Dalam kasus yang pertama, semua synchrotron SGR A* akan menjadi L, dan dalam kasus terakhir, jika bola diterapkan, itu akan menjadi × 10 4 L.
1 California Institute of Technology, 320-47, Pasadena, CA 91125.
2. Seorang astronom yang berkunjung fasilitas teleskop inframerah, dioperasikan oleh University of Hawaii di bawah kontrak dengan NASA.
3 Chicago University Astronomi dan Departemen Fisika Astronomi, Chicago, Illinois 60637.
4 Pusat Penelitian NASA/ AIMS, Mofetfield, California 94035.
5 Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, MA 02138.
6 University of Texas, Austin, TX 78712.
7 Mullard Radio Astronomy Observatory, Cambridge CB3 0HE, Bahasa Inggris
Sgr A*, sumber radio nontermal kompak (CNRS) di pusat galaksi kita, masih sulit dipahami karena emisinya yang relatif lemah. Namun demikian, model-model menarik berdasarkan akresi lubang hitam masif mulai bermunculan (diulas dalam Morris & Serabyn 1996). Sampai saat ini, Sgr A* sebagian besar telah terdeteksi pada panjang gelombang radio hingga submilimeter, dan sifat spektralnya mirip dengan CNRS ekstragalaksi (Lo 1994). Pada panjang gelombang sentimeter, kerapatan fluks S dari Sgr A* dijelaskan dengan cukup baik oleh hukum pangkat frekuensi lemah S v dengan indeks spektral 0, 20, 3 untuk gelombang sentimeter, tetapi dengan variasi temporal sedang (Zhao dkk. Data dekat gelombang milimeter (di sini 13 mm) menunjukkan spektrum yang lebih curam (Zylka, Mezger, & Lesch 1992, selanjutnya disebut Zy92; Serabyn, Carlstrom, & Scoville 1992), baru-baru ini mencapai 670 GHz A* dengan jelas menunjukkan bahwa emisi frekuensi tertinggi adalah luminositas dominan. , untuk lebih memperjelas emisi ini, kami (1) memperluas pengukuran fluks interferometri Sgr A* ke panjang gelombang submilimeter dan (2) v yang lebih rendah Termasuk pengukuran interferometri (3) mu
Untuk mencakup seluruh jajaran pita gelombang Mill / Submiri dekat yang saat ini diamati oleh Interferometer, pengukur interferensi Owens Valley Radio Observatory (OVRO) dan California Institute of Technology, Submira-Ban Observatory, James Clark Maxwell Telescope (CSO-JCMT) Pengamatan diimplementasikan dalam kisaran frekuensi 100 hingga 354GHz (= 3, 00, 85 mm). Pengamatan terbatas pada interval pengukuran yang relatif singkat (12 hari) pada Maret 1930, 1993 untuk meminimalkan kemungkinan distorsi spektrum karena fluktuasi waktu. Data yang dihasilkan sulit untuk dikatakan pada saat yang sama, tetapi penelitian sebelumnya menunjukkan skala waktu fluktuasi yang sedikit lebih lama (ZH92; ZY95), dan data interferometer kami “hampir simultan”. Pengukuran monitor gelombang sentimeter VLA (ZH92; J.-H. Zhao 1997, komunikasi pribadi) memperluas spektrum menjadi 5 GHz dalam jendela 12 hari, hampir pada saat yang sama dengan frekuensi hampir 20 tahun (5354GHz; 1). Membesarkan cakupannya. Gambar interferensi mult i-track yang diperoleh pada frekuensi tertinggi didasarkan pada OVRO, menunjukkan satu objek yang tidak terealisasi dalam posisi SGR A*, dan batas atas diameter astronomi 230GHz adalah 1.
Pengukuran tambahan di luar jendela 12 hari akan memperluas cakupan spektral kami sebagai kompensasi untuk meninggalkan pembatasan yang hampir simultan. 1. 5GHz Pengukuran oleh VLA pada Februari 1993 (ZH92; J.-H. Zhao 1997, komunikasi pribadi) memperluas spektrum kami ke V dan Borometer CSO yang lebih rendah dan Mei 1993 dan 1993 6 Nilai batas atas 350m dan 24, 3m, diperoleh dengan irshell dari Fasilitas teleskop inframerah bulan, membatasi radiasi V. yang lebih tinggi. Dengan menggabungkan semua data ini, spektrum musim semi tahun 1993 telah dibatasi selama 40 tahun, dari 20 cm hingga hampir 20 juta (Gambar 1).
Untuk menguji efek dari fluktuasi waktu, meter gangguan gelombang milimeter diamati pada CSO-JCMT pada 2328 Oktober 1995 dan pada 615 Februari 1996 (Gambar 2). Semua interval ini hampir simultan.
Pada tanggal 28 April 1996, pengamatan satu hari 350 m (850 GHz) dilakukan oleh kamera gelombang submile baru CSO SHARC (Wang et al. 1996), dan panjang gelombang ini pertama kali terdeteksi (SGR A*terdeteksi (untuk yang pertama waktu. Dalam panjang gelombang 350m, SGR A* cukup lemah dalam karakteristik radiasi debu skala besar di sekitarnya, tetapi memiliki posisi relatif yang jelas. Pemindaian strip SGR A*menunjukkan fluks 5JY, dan dotasi sumber putu s-putus telah memperoleh 9JY, jadi 7 ± 2JY (kebisingan RMS pada peta juga 2JY) sebagai estimasi terbaik dari fluks SGR A*850GHz ). Kalibrasi data kami dilakukan pada NRAO530, Neptunus (interferimeter), Uranus (SHARC Map), dan SGR A West IRS1 (data Irshell).
Dalam data Maret 1993, spektrum 5100GHz dijelaskan dengan baik dalam S = (V /35) (Gbr. 1). Fluks 1. 3mm yang diamati adalah 3JY, konsisten dengan meteran interferensi kami sebelumnya (Serabyn et al. 1992) dan pengukuran tubuh kontin u-deset tunggal (ZY92; Dent et al. 1993; ZY95). Antara 100GHz dan 230GHz (yaitu, sekitar 2mm), spektrum pada Maret 1993 adalah 0, 88, yang juga konsisten dengan hasil sebelumnya (0, 9; Serabyn et al. 1992). (Tentu saja, dalam rentang frekuensi yang lebih terbatas, frekuensi spesifik yang lebih besar dapat diterapkan.) Mempertimbangkan interval pengukuran pendek kami, kecuraman spektrum sekitar 2 mm dan overdosis fluks di dekat milimeter, yang menyertainya, bukan hasil dari fluktuasi benda astronomi. Satu minggu sebelum dan dua minggu sebelum pengamatan kami, sentimeter sentimeter sedikit datar, jadi mengingat fluktuasi pada sentimeter, itu hanya memperburuk kelebihan beban di dekat gelombang milimeter.
Data terbatas 300GHz atau lebih hanya menyediakan bidang pandangan terbatas dari spektrum gelombang SGR A*Submiru (lihat ZY95), tetapi Gambar. 2 terus meningkat ke atmosfer kita, mungkin selama waktu itu. Data 1996 kami (Februari hingga April) cocok dengan spektrum gelombang submiri 0, 5 ± 0, 45 (antara 251 dan 860GHz). Namun, spektrum gelombang yang lebih curam dan submiru yang naik menjadi lebih curam, seperti yang diusulkan oleh ZY92 dikecualikan.
Oleh karena itu, dua komponen diperlukan untuk menjelaskan spektrum komponen SGR A*: Synchrotron Powerlow dalam frekuensi radio dan komponen gelombang Submy/ Submiru yang deka t-Millimeter. Model debu untuk spektrum di dekat gelombang milimeter SGR A* dikecualikan dari ukuran 230GHz, dan dikecualikan, dan suhu debuDLebih dari 100 ribu dan membutuhkan Rayley Janspector yang modifikasi. Spektrum yang diamati lebih datar, menunjukkan kisaran suhu debu, tetapi suhu yang diperlukan untuk menghasilkan fluks yang diamati masih terlalu rendah (315K). Dengan demikian, skenario paling sederhana yang cocok dengan spektrum gelombang submiri SGR A*Radio yang diamati adalah badan astronomi yang terdiri dari dua komponen sinkron dengan skala yang berbeda. [Komponen debu lain yang terungkap dalam 800GHz cukup lemah (<11) size constraint at 850 GHz.]
Banyak data inframerah (sebagian besar nilai maksimum) lebih lanjut membatasi spektrum SGR A*, dan disusun pada Gambar 4 dengan data kami dan data gelombang submilly ZY95 (mengisi celah 354850GHz dalam spektrum kami). 8, 7 m Fluks (Stolovy, Hayward, & amp; Herter 1996) dari arah umum SGR A* juga diperlakukan sebagai batas atas dalam gambar ini. Bahkan dalam data miR dan nir setelah koreksi ke nilai A = 30 menurut Mathis (1990), dapat dilihat bahwa emisi cahaya SGR A*telah turun secara signifikan dalam mir (Gbr. 4). Luminous SGR A* 350m (L 4, 6 × 10 ergs s) setidaknya empat kali lebih tinggi dari batas atas cahaya 2. 2m terbaru (Menten et al. 1997). Musim gugur ini disebabkan oleh pemotongan synchrotron dari panjang gelombang miR ke panjang gelombang miR, yang berarti medan magnet 10g dan energi elektronik 100mev (ZY95), tetapi fluks miR/nir rendah hanyalah SGR A*. Mungkin karena pemadaman lokal yang berlebihan.
Di bawah asumsi bahwa cahaya 8, 7 m menuju SGR A* (Stolovy et al. 1996) bena r-benar dikaitkan dengan SGR A*, bundel cahaya 350 m dan kompensasi pemadaman cahaya mir/nir. Dangkal fir/mir dangkal yang cocok dengan nilai (tidak mengejar jatuh eksponensial di sini untuk membuatnya ringkas). Ini berarti bahwa indeks spektrum rat a-rata yang pertama adala h-1. 0 atau kurang (Gbr. 4). Namun, aturan dangkal yang berlaku tidak konsisten dengan batas atas 4, 8 m dalam batas yang lebih ketat dari panjang gelombang pendek (Gbr. 4), terutama Herbst, Beckwith, & amp; Namun, jika emisi 8, 7m tidak terkait dengan SGR A*, kendala yang paling ketat adalah dari batas atas 4, 8m.
Namun, area kepunahan yang menuju ke SGR A* juga dibatasi dalam radiasi inframerah pada Gambar. Gbr. 5 menunjukkan diameter tubuh surgawi, T.DMenunjukkan pembatasan. Menurut Gambar. 5, pembatasan bintang AU berarti T & Gt;D150250 K (Gezari 1992; Telesco, Davidson, & amp; Werner 1996), 250 AU tersirat. Salah satu kemungkinan area kepunahan adalah massa latar depan, dan dalam hal ini, latihan horizontal (20 au tahu n-1), pada kenyataannya, secara efektif 100 au, dalam kombinasi dengan kegelapan yang konsisten dari SGR A* Selama lima tahun. Namun, kepadatan tinggi yang disarankan oleh kekompakan (7 × 10/cm) di area kepunahan lebih masuk akal daripada 100AU.AULebih tepat untuk berpikir bahwa area cakupan kecil 250 Au (atau 30 Mas) berhubungan langsung dengan SGR A*dari CM). Seperti dijelaskan di atas, dalam kedua kasus, dimungkinkan untuk memadamkan spektrum radiasi SGR A*sebelum hilangnya elektron radiasi SGR A*.
Kamera MIR teleskop besar akan dapat mencari radiasi miR dari SGR A*segera, tetapi cara lain untuk mengidentifikasi area ekskuncti berlebihan dari pusat kompak adalah SGR A. *(Eckart et al. Dalam hal ini, tubuh selestial baru yang mendekat i-infrare bar u-baru ini muncul di dekat SGR A*(Genzel ET). Al. 1997).
Namun, sebagian besar fokus objek sentral dari disk perekat muncul karena pemberontakan debu di daerah deka t-inframerah, sehingga tidak serbaguna untuk pemburu disk perekat. Namun, karena jendela frekuensi radiasi inframerah sempit (Gbr. 4), cahaya radiasi tersebut sangat terbatas. Dalam kasus bola simetris, kecerahan sinar cahaya dan ultraviolet dari SGR A* juga terbatas, dan radiasi SGR A* yang dekat dan inframerah juga terbatas pada derajat ini.
Gambar 4 juga mengacu pada kelayakan model astronomi. Spektrum biner Sgr A* menunjukkan struktur biner, dengan morfologi disk/halo, disk/jet, dan inti/amplop yang terjadi dalam konteks akresi (misalnya, Narayan, Yi, & Mahadevan 1995; Falcke 1996; Duschl 1997) . Karena sebagian besar luminositas Sgr A* muncul pada pita gelombang submilimeter, persyaratan pertama untuk model ini adalah menghasilkan puncak radiasi submilimeter dengan intensitas yang sesuai. Dalam model akresi Narayan et al. (1995) dan Falcke (1996), radiasi submilimeter terjadi di bagian paling dalam (beberapa jari-jari Schwarzschild) dari aliran akresi ke lubang hitam masif. Model Falcke tidak hanya memenuhi kondisi ini, tetapi juga menghasilkan emisi gelombang radio yang sesuai dengan hukum daya dengan memasukkan komponen jet yang keluar. Seperti yang ditunjukkan pada Gambar 5, spektrum yang dihasilkan sangat cocok dengan seluruh spektrum radio submilimeter Sgr A*. Namun keberadaan jet masih kontroversial (Krichbaum et al. 1993; Rogers et al. 1994). Dengan tidak adanya jet, model Narayan et al. (1995) tidak dapat memperoleh emisi radio yang diperlukan tanpa meningkatkan suhu elektron secara artifisial pada radius yang besar. Di sisi lain, radiasi piringan akresi standar Falcke et al. (1993) (tidak ditunjukkan pada Gambar 4) menghasilkan radiasi yang berlebihan bahkan ketika laju akresi sekitar 10 M tahun. Oleh karena itu, batas tepat di wilayah inframerah dekat Sgr A* (Gbr. 4) menunjukkan bahwa laju akresi adalah
Akhirnya, fluktuasi kekuatan di dekat gelombang milimeter SGR A* diambil. Meskipun data yang tersedia sangat terbatas (lihat ZY95), tampaknya fluktuasi lambat (beberapa bulan hingga satu tahun) adalah fluktuasi yang ceroboh. Amplitudo fluktuasi kecil di dekat milimeter konsisten dengan fluktuasi (Narayan et al. 1997), tetapi dalam jar i-jari kecil (emisi frekuensi tinggi muncul), skala waktu mekanik dan radial pendek (sekitar beberapa jam), jadi Lebih banyak. Fluktuasi tib a-tiba diharapkan. Namun, fluktuasi di dekat gelombang milimeter SGR A* kecil (Gwinn et al. 1991) selama beberapa jam (Gwinn et al. 1991), dan jarang fluks di dekat perubahan gelombang milimeter secara drastis (lihat Wright & amp; Backer 1993). Diperkirakan ada beberapa adhesi yang stabil. Juga, jika SGR A* dimakan secara teratur oleh bintang raksasa atau tipe awal terdekat, “variabilitas” yang kuat dapat diperkirakan. Ini hanya dimungkinkan ketika ukuran unik SGR A* dekat dengan ujung bawah toleransi (0, 11 Au; Morris & amp; Serabyn 1996). Namun, probabilitas instan dari makanan bintang (Eckart et al. 1995) di CASP bintang pertama di dekat SGR A* dihasilkan secara kasar karena kecerahan baris tengah (k 14 m) dan satu K raksasa. Hanya ada 10-9 (probabilitas bahwa orbital bintang berada di akhir orbital bintang lebih besar hingga 10-3 jika Anda mengasumsikan sekitar 10 bintang selama volume, tetapi karena frekuensi pengamatan kecil, yang pertama adalah. IS. IS. perkiraan yang lebih tepat). Scinchillation antara bintang
R. Zylka, D. Ward-Thompson, T. G. Phillips, R. Narayan, M. Morris, R. Mahadevan, H. Falcke, W. J. Duschl, mengomentari diskusi dan manuskrip yang berguna. CSO dan OVRO didukung oleh NSF Grant AST96-15025 dan AST96-13717.
Light, M. C. H., & amp;
