X-ray iron line variability for the model of an orbiting flare above a black hole accretion disc
在许多活动星系核中检测到的宽X射线铁谱线，很可能是由靠近超大质量黑洞的吸积盘的中心部分被X射线照射而产生的荧光。这条线的时间平均形状可以用狭义相对论效应和广义相对论效应的结合来解释。这样的线轮廓包含信息的黑洞自旋和吸积盘以及几何形状的发射区，并可能有助于测试广义相对论在强引力制度。在本文中，我们着手计算的时间响应的线照明通量。以前的研究集中在计算混响签名从静态源照亮光盘。在本文中，我们着重于物理上更合理的耀斑位于吸积盘上方，并与它共转的情况下，我们计算的时间依赖的铁线，考虑到所有的广义相对论效应，并显示其形状是非常复杂的性质，也提出了光变曲线伴随着铁线的变化。我们建议，未来的X射线卫星，如XMM或星座-X可能能够检测到的计算混响地图中存在的功能。
1999-06-24 astro-ph
Models of the iron K_alpha fluorescence line and the Compton shoulder in irradiated accretion disk spectra
本文给出了在幂律谱分布的硬X射线灯照射下，超大质量黑洞周围的吸积盘的一整套大气模型方程。模型方程允许辐射在自由电子上的多次康普顿散射，并且在散射时允许大的相对光子-电子能量交换。我们提出了在磁盘表面上集成的特定强度的光谱。理论出射强度谱表明，在1 keV以下有软X射线过剩，铁有明显的K_α和K_β荧光线。我们证明了康普顿肩的存在，并认为它对活动星系核中某些Fe K_α线的不对称性和等效宽度有贡献。我们的模型表现出在反射X射线的肢体增亮的效果。
2008-04-08 astro-ph
The iron $K_α$ lines as a tool for magnetic field estimations in non-flat accretion flows
ASCA、RXTE、Chandra和XMM-Newton对活动星系核和微类星体的观测表明，在它们的光谱中存在电离重元素的宽X射线发射线。这种谱线在中子星的X射线谱和伽玛暴的X射线余辉中也有发现。最近，Zakharov等人（MNRAS，2003，342，1325）描述了估计发射X射线光子的区域中的磁场的上限的过程。作者模拟了在磁场存在下铁$K_α$线的典型剖面，并在广泛接受的吸积盘模型框架内将它们与观测数据进行了比较。在这里，我们进一步考虑典型的塞曼分裂的非平坦吸积流的模型的框架内，这是一个概括以前考虑到非赤道平面运动的粒子发射X射线光子。使用空间仪器的透视设备（例如星座-X任务），铁$K_α$线的蓝色峰结构的更好分辨率将允许以更高的精度评估磁场。
2004-11-22 astro-ph
Iron K alpha line profiles and the inner boundary condition of accretion flows
最近的X射线观测已经显示了几个吸积黑洞系统中异常宽和倾斜的铁K α发射线的证据。线被认为是由于荧光的吸积盘周围的日冕照明，并需要一个陡峭的发射率分布增加到最里面的半径。这似乎质疑标准吸积盘理论和零扭矩假设的内边界条件，这两个预测一个极端得多的配置文件。相反，它认为，扭矩可能是由于磁耦合与物质在暴跌区，甚至旋转黑洞本身。到目前为止，讨论的重点是作用在圆盘上的扭矩.然而，决定磁力线轮廓的关键因素是电晕辐射功率的径向变化。在这里，我们研究了不同的内边界条件对日冕发射率和可观察到的Fe K α线的轮廓的影响。我们认为，在极端的情况下，一个突出的高度红移的组成部分的铁线被检测到，需要一个陡峭的发射率分布在最里面的一部分和一个平坦的外部，能量从气体暴跌到黑洞被直接馈送到日冕。
2003-03-06 astro-ph
Iron Fluorescent Line Emission from Black Hole Accretion Disks with Magnetic Reconnection-Heated Corona
本文研究了由磁重联加热的日冕硬X射线光子产生的铁K $α$荧光线。温度约为$10^9$ K的热日冕可以用通过热康普顿化产生的连续X射线谱照射下面的盘。然后圆盘中的铁原子光电吸收X射线光子并辐射K $α$线光子。因此，日冕的活动是造成下层盘铁谱线发射的主要原因。在以往的研究中，为了计算铁谱线的轮廓，通常假设在圆盘上方有过于简化的X射线光子源，或者假设幂律线的发射率轮廓，其中指数是一个自由参数。我们采用了Liu等人建立的更接近实际的日冕模型，其中日冕是由磁通量环重联释放的磁能加热的，该模型没有自由参数。然后吸积能量主要耗散在日冕中，在日冕中有效地产生X射线光子并照射下面的盘。我们发现铁谱线在圆盘上的局域发射率近似为$F_{{\rm K}α}(r)\propto r^{-5}$。用该模型计算的4- 7 keV铁谱线与MCG-6-30-15的观测数据和理论计算的$i\sim 30^{\circ}$铁谱线符合得很好。可能的起源行变异进行了简要讨论。
2005-08-24 astro-ph
Iron line profiles and self-shadowing from relativistic thick accretion discs
我们目前的Fe K α线轮廓和图像的相对论光盘有限厚度的旋转黑洞使用一种新的代码。这条线被认为是由吸积盘最里面的一种相对冷的X射线照射物质的铁荧光产生的，它提供了对黑洞附近吸积流的极好诊断。以前的研究集中在薄的开普勒吸积盘的情况下。随着吸积率的增加，这个圆盘必须变得更厚，并且是次开普勒。这些可以影响线的轮廓，反过来又可以影响估计的吸积盘和黑洞参数从观察到的线的轮廓。我们在这里着手，第一次，一个完全相对论性的计算，提供了关键的见解的几何厚度和次开普勒轨道速度的影响的线配置文件。我们包括所有的相对论效应，如帧拖动，多普勒增强，时间膨胀，引力红移和光弯曲。我们发现，分离和相对高度之间的蓝色和红色峰值的线轮廓减小的厚度的磁盘的增加。这个代码也非常适合于产生吸积盘图像。我们计算了吸积盘的红移和通量像，发现吸积盘的观测像强烈地依赖于倾角。自遮蔽效应在大倾角时表现得很明显，并导致黑洞的阴影完全被圆盘本身所掩盖。
2008-07-11 astro-ph
Broad iron lines in Active Galactic Nuclei
由于多普勒效应和引力红移的作用，黑洞周围的吸积盘发出的本征窄线会变宽和扭曲。在6.4-6.9keV的X射线带中，铁荧光线是最强的铁荧光线，在许多活动星系核的X射线谱中都可以看到，特别是赛弗特星系。它是研究中心黑洞附近吸积流的几何和其它性质的重要诊断方法。宽铁线表明在这些物体中存在标准的薄吸积盘，通常在低倾角时看到。这条宽铁线为观测研究黑洞周围的强引力效应开辟了道路，对天体物理学和物理学都有着广泛的影响。
2000-04-26 astro-ph
Detection of an iron K Emission Line from the LINER NGC 4579
我们介绍了对LINER NGC 4579的ASCA观测结果。假设距离为16.8 Mpc，则在原子核处探测到一个2-10 keV光度为1.5x10^41尔格/秒的点状X射线源。X射线光谱由光子指数为~1.7的幂律和kT为~0.9 keV的软热分量的组合表示。在6.73+/-0.13 keV（静止坐标系）处检测到铁K发射线，等效宽度为490 + 180/-190 eV，并且在99.9%以上的置信度下具有统计学显著性。线中心能量与类氦铁一致，并且显著高于6.4 keV，这是通过“冷”（或较低电离态）铁从荧光预期的。与塞弗特1星系相比，铁线剖面没有明显的红尾，尽管统计数据有限。线中心的能量，等效宽度，和配置文件是一致的电离吸积盘的起源。然而，使吸积盘膨胀所需的大质量吸积率与观测到的光度和正常吸积模型并不一致。
1998-04-06 astro-ph
An extreme, blueshifted iron line profile in the Narrow Line Seyfert 1 PG 1402+261; an edge-on accretion disk or highly ionized absorption?
本文报道了射电宁静窄线Seyfert 1 PG 1402+261的短XMM-牛顿观测。PG 1402+261的EPIC X射线光谱显示在静止帧中6-9 keV之间的计数强烈过量。这个功能可以模拟一个异常强大的（等效宽度2千电子伏）和非常广泛的（FWHM速度为110000公里/秒）铁K壳层发射线。在7.3 keV处的线质心能量相对于铁的K α发射带在6.4-6.97 keV之间出现蓝移，而在类星体静止框架中，线的蓝翼延伸到9 keV。线的轮廓可以通过内吸积盘的反射来拟合，但是需要大于60度的倾角来模拟线的极端蓝翼。此外，线的极端强度需要一个几何形状，由此来自PG 1402+261的高于2keV的硬X射线发射由来自盘的纯反射分量主导，而很少或没有直接的硬幂律被观察到。或者，如果柱密度足够高（NH> 3 x 10^23 cm^-2），并且物质被电离到足以在9 keV处产生深（τ ~1）的铁K壳层吸收边，则2 keV以上的光谱可以用电离吸收体来解释。这种吸收体可能起源于一个大的柱密度，高速流出，也许类似于那些似乎是在其他几个高吸积率活动星系核中观察到的。需要进一步的观测，特别是在更高的光谱分辨率下，以区分吸积盘反射或外流的情况。
2004-08-23 astro-ph
Broad iron K-alpha emission lines as a diagnostic of black hole spin
我们解决的能力，广泛的铁发射线从黑洞吸积盘诊断自旋的黑洞。利用高分辨率的三维MHD方法模拟了赝牛顿势场中几何薄的吸积盘，结果表明吸积流的中面密度和垂直柱密度在靠近最内层稳定圆轨道（ISCO）的一个很窄的半径范围内急剧下降.我们认为，这种下降的密度是伴随着急剧增加的电离参数的X射线光球，和由此产生的印记的ISCO的X射线反射光谱可以用来约束自旋。基于这种模拟，我们构造了一个Kerr黑洞ISCO内吸积流的简化模型，并利用该模型估计了由于铁谱线辐射向ISCO内部区域轻微泄漏而导致的黑洞自旋的系统误差.我们发现，这些系统误差对于缓慢旋转的黑洞可能是显著的，但当考虑更快速旋转的黑洞时，这些系统误差会变得明显更小。
2007-11-27 astro-ph
On the lack of X-ray iron line reverberation in MCG-6-30-15: Implications for the black hole mass and accretion disk structure
我们使用Press，Rybicki和Hewitt（1992）的方法来搜索MCG-6-30-15的RXTE数据的不同能带之间的时间滞后和时间超前。我们调整我们的搜索，以探测荧光铁K α线，被认为是从黑洞吸积盘的内部区域产生的任何混响签名。本质上，将最佳重建算法应用于连续带（2-4keV）光变曲线，其平滑噪声并跨数据间隙进行内插。重建的连续谱带光变曲线可以通过尝试传递函数折叠，试图找到连续谱带和铁谱带（5- 7 keV）之间的滞后或超前。我们发现减少分数变化的线条。李等人（1999）的光谱分析表明，这是由于明显恒定的铁谱线通量（至少在几× 10^4秒的时间尺度上）和与通量相关的光子指数变化的共同作用。我们也没有发现铁线混响的证据，并排除混响延迟范围为0.5- 50千秒。这扩展了李等人的结论，并表明磁力线通量在短至0.5 ksec的时间尺度上保持恒定。由铁线通量的恒定性天真地提出的大黑洞质量（> 10^8兆太阳）被其他理由拒绝。我们认为，MCG-6-30-15中的黑洞的质量为M_BH~10^6- 10^7 Msun，盘的电离态的变化可能产生令人困惑的光谱变化。最后发现8- 15 keV波段比2-4keV波段滞后50- 100 s。这一结果被用来放置在这个活动星系核的硬X射线幂律的康普顿化介质的大小和几何形状的约束。
1999-12-01 astro-ph
X-ray iron line reverberation from black hole accretion disks
在许多活动星系核光谱中看到的相对论性宽的X射线铁谱线被认为是起源于假定的黑洞吸积盘的中心区域。谱线轮廓和强度将响应于主X射线连续谱源的快速变化而变化。线的时间响应包含吸积盘结构、X射线源几何形状和黑洞自旋的信息。由于X射线源的大小与吸积盘的荧光区相当，一般的混响问题是不可逆的。然而，可以取得进展，因为，经验上，AGN光变曲线被认为经历了戏剧性的短时间尺度的变化，这大概对应于创建一个新的活动区内的分布式X射线源。这些个别事件的铁线响应可以用线性传递理论来描述。我们考虑了新的X射线发射区的激活/闪耀的线响应。我们的大部分详细计算都是针对X射线源位于克尔黑洞对称轴上且位于盘平面上方某个高度的情况进行的。我们还提出了初步的计算离轴耀斑。我们建议的方式，在未来，高通量的X射线天文台，如XMM和星座X射线任务可能会使用这些混响签名探测活动星系核黑洞的质量和自旋，以及X射线源的几何形状。
1998-09-09 astro-ph
On the influence of resonant absorption on the iron emission line profiles from accreting black holes
荧光铁K $α$的发射线剖面提供了一个很好的探测活动星系核的最内部区域。吸积盘上方扩散等离子体中的Fe XXV和Fe XXVI可以通过铁K $α$共振吸收影响X射线光谱。这反过来又会影响对数据的解释以及对吸积盘和黑洞参数的估计。我们走上一个完全相对论计算这种效果，并计算一个特定的模型，其中旋转，高度电离和共振吸收等离子体发生接近黑洞的框架中的铁线的轮廓。这可以解释Nandra等人（1999）最近获得的Seyfert 1星系NGC 3516的铁K $α$线轮廓中的特征。我们表明，这一功能的红移可以主要是引力的起源和占不需要调用快速吸积物质到黑洞。XMM、ASTRO-E和钱德拉等新的X射线卫星为根据高质量观测数据测试模型提供了极好的机会。
1999-12-15 astro-ph
Iron K-alpha Fluorescent Line Profiles from Spiral Accretion Flows in AGNs
我们提出了6.4 keV的铁K-α荧光线轮廓预测的相对论性黑洞吸积盘中存在的螺旋运动的克尔几何，工作扩展从早期文献的动机最近的磁流体动力学（MHD）模拟。螺旋运动的速度场叠加在背景开普勒流上，导致了吸积盘中复杂的红移分布。在黑洞对称轴上的一个局部耀斑区域产生的X射线源照亮了圆盘中的铁。由于从主X射线源到圆盘的光弯曲效应，发射率形式变得非常陡峭。预测的线轮廓计算各种螺旋波，我们发现，无论源的高度，即：（i）通常出现多峰以及经典的双峰结构，（ii）这种多峰可以分为两种类型，尖锐的子峰和周期性的尖峰，（iii）紧密堆积的螺旋波倾向于产生更多尖峰的多峰，而（iv）具有较大振幅的螺旋波似乎产生更尖锐的子峰，（v）当螺旋波集中在中心时，该效果似乎不太显著，（vi）当螺旋波随盘旋转时，线形可能显示出剧烈的变化（形成双峰、三峰或多峰特征）。我们的结果强调，在一个快速旋转的黑洞周围的螺旋波的存在下，可以实现一个非常红移的铁线轮廓与一个明显的尖峰状功能。未来的X射线观测，例如从{ \it Astro-E2}，将有足够的光谱分辨率来测试我们的螺旋波模型，该模型具有独特的尖峰状特征。
2004-05-18 astro-ph
On variability and spectral distortion of the fluorescent iron lines from black-hole accretion discs
本文研究了X射线源照射黑洞吸积盘产生的铁荧光线的性质。我们详细研究的光弯曲模型的变化线，扩展以前的工作就这个问题。我们表示弯曲的光子轨道的赤道平面，这是一个独特的性质的克尔度规，作为最可行的效果减少变异的几个对象中观察到的线。一个模型涉及一个径向距离变化的X射线源，位于一个快速旋转的黑洞周围的几个中心引力半径内，靠近圆盘表面，可以解释线轮廓的细长红翼和XMM-牛顿在MCG-6 - 30 -15中观察到的复杂的变化模式。我们还指出，照明的辐射返回光盘（以下先前的反射）有助于显着的线轮廓的形成，在某些情况下。由于这种效应，谱线轮廓总是有一个明显的蓝色峰值（在MCG-6 - 30 -15中的深最小状态中没有观察到），除非在最里面的2- 3个引力半径内没有反射物质。
2007-11-20 astro-ph
A changing inner radius in the accretion disc of Q0056-363?
Q 0056 -363是目前已知的最强的X射线类星体，它有一条宽的、可能是相对论性的铁谱线（Porquet & Reeves 2003）。XMM- $Newton$两次观测到这一现象，间隔三年半（2000年7月和2003年12月）。在第二次观测中，紫外线和软X射线通量比2000年的观测更微弱，硬X射线功率定律更平坦，铁谱线等效宽度（EW）比2000年的观测更小。如果在第二次观测中圆盘被截断，这些变化都可以得到解释，至少是定性的解释。我们还报告在2003年的观测过程中可能检测到的瞬态，红移铁吸收线。
2005-02-16 astro-ph
The effect of dissipative corona on the structure and stability of cold optically thick accretion disks at high accretion rates
在双带近似下研究了光学厚吸积盘的垂直结构。盘被分为一个底层盘和一个日冕，后者被定义为上表面层的有效光学深度是统一的。研究发现，如果磁场的尺度高度大于盘的尺度高度，则吸积流（或耗散率）的相当一部分可以发生在日冕中。这种耗散电晕的存在导致局部磁盘解决方案的拓扑结构的修改。例如，这些解决方案被发现从本地的稳定性分析是长期和热稳定的，吸积率是一个因素$\approx$ 4高于从标准磁盘解决方案的稳定性推断。因此，光学厚磁盘与耗散电晕的适用性不限制磁盘没有这样的电晕，可以提供一个有吸引力的解释的起源观察到的软谱成分的黑洞X射线双星系统。
2002-03-20 astro-ph
From Thin to Thick: The Impact of X-ray Irradiation on Accretion Disks in AGN
我们认为，照亮活动星系核周围秒差距尺度吸积盘的X射线和紫外辐射通量相对于当地的远红外尘埃不透明度是超爱丁顿的。远红外不透明度可能比银河系的星际介质更大，这是由于超太阳金属丰度和致密吸积盘中尘埃颗粒的生长。由于辐射通量的作用，外吸积盘向上膨胀，垂直厚度为$h\sim R$。这提供了一种用于从本质上薄的盘生成几何上厚的遮蔽区域的机制。我们发现遮蔽柱$\sim 10^{22} - 10^{23} {\rm cm}^{-2}$，与观测结果相当一致。
2007-03-08 astro-ph
Spallation of Iron in Black Hole Accretion Flows
在银河系局域星际介质中，宇宙射线、磁场和辐射之间近似能量均分。如果这在活动星系核的中心区域，特别是塞弗特星系，那么Fe的非对称核散射发生，导致增强的丰度的sub-Fe元素Ti，V，Cr和Mn。这些元素在6.4 keV Fe-K $α$线以下的能量处产生一簇X射线荧光线。我们认为，用ASCA观测到的各种Seyfert活动星系核Fe线上的红翼是由于这些元素的未分辨线发射造成的。未来使用更灵敏的X射线仪器进行观测，应该可以分辨出这些谱线。估计的伽马射线发射从核去激和中性π介子生产的计算和发现是低于任何目前的仪器的灵敏度。然而，非常明亮的附近的塞弗特显示铁线与红色的翅膀将有$>100$兆电子伏的连续辐射检测未来的仪器，如玻璃。
1996-10-11 astro-ph
Iron Kalpha line widths in magnetic cataclysmic variables
根据最近的一份报告，AO PSC有广泛的铁K α发射线，我们已经看了15个磁激变变量的ASCA光谱。我们发现，一半的系统有Kalpha线加宽~200 eV，而其余的有窄线。我们认为，多普勒效应是不足以解释这一发现，并提出的线起源于吸积柱的边缘的光学厚度，康普顿散射的共振捕获线光子拓宽了配置文件。我们认为，扩大是一个有价值的诊断条件的吸积柱。
1998-02-03 astro-ph
Iron line profiles including emission from within the innermost stable orbit of a black hole accretion disc
Reynolds & Begelman（1997）最近提出了一个模型，其中在塞弗特1星系MCG-6-30-15的光变曲线的深极小值中看到的宽而极红移的铁线源自螺旋进入史瓦西黑洞的物质，与以前的说法相反，即黑洞可能正在快速旋转（Iwasawa et al 1996; Dabrowski et al 1997）。在这里，我们详细计算了X射线光谱产生的模型使用全反射连续辐射，包括吸收功能。这种计算考虑了多普勒效应和相对论效应。对于我们考虑的参数范围，我们发现光谱应该显示铁的大的光电吸收边，这在数据中是看不到的。吸收边是最内层稳定轨道内的线发射物质被高度电离的结果，并且在很大程度上独立于为他们的模型选择的参数。如果我们将注意力限制在3-10 keV波段，我们可以通过拟合更陡的幂律来有效地去除该吸收边，但这会导致0.4-0.5 keV通量的显著预测不足。我们的结论是，MCG-6-30-15的数据更符合克尔比史瓦西模型。
1998-08-10 astro-ph
Truncated disc versus extremely broad iron line in XTE J1650-500
越来越多的证据表明，在低质量吸积率的银河系黑洞系统中，存在一个截断的内吸积盘。在这些系统中的一些极端模糊的相对论性铁线的检测是唯一的当前证据，这与低/硬状态的几何解释相冲突。在这里，我们表明，在BeppoSAX数据的一个明亮的低/硬态的瞬态黑洞XTE J1650-500的线宽确实是极端的相对论效应相一致。然而，相对论拖尾可以显着减少，如果也有共振铁K线吸收从外流盘风。这样，铁线拖尾就完全与截断圆盘相容了，所以不能给出关于黑洞自旋的信息。
2006-01-18 astro-ph
Reflected Iron Line From a Source Above a Kerr Black Hole Accretion Disc
在本文中，我们提出了一个完全相对论的方法来模拟连续辐射和反射荧光铁线从一个主要的X射线源附近的克尔黑洞。X射线源位于围绕黑洞运行的吸积盘上方。源被假定为一个静态的点源，位于光盘上方的任意位置上，在旋转轴上或离开旋转轴。我们进行了蒙特卡罗模拟，以估计铁谱线以及其等效宽度。由于引力透镜效应，当主源位于靠近中心黑洞时，预计铁谱线会增强。我们发现，对于位于旋转轴上的源的增强是相对温和的。在一个旋转最大的黑洞和一个位于离中心1.5个引力半径的高度的源的极端情况下，一个倾斜30度的观察者将测量到约300 eV的等效宽度。这对应于与没有透镜效应起作用的经典值相比约为2的等效宽度增强因子。然而，当允许源位于旋转轴之外时，可以获得更强的增强。在极端情况下，一个旋转最大的黑洞和一个位于接近盘的一侧上方的源，一个倾斜30度的观察者可以测量到高达~1.5 keV的等效宽度（即~10倍的经典值）。我们还发现，位于高倾角的观察员观察到一个更强的线比观察员在低倾角。
2000-05-01 astro-ph
Iron lines from transient and persisting hot spots on AGN accretion disks
我们模拟了活动星系核内吸积盘上方同向旋转的强耀斑的X射线后处理。我们探讨了潜在热点的水平结构和演化。为了获得远距离观测者所看到的光谱演化，我们应用了广义相对论射线追踪技术。我们专注于铁K线周围的能带，在那里相对论效应最明显。持续耀斑持续的轨道时间尺度的一个显着的分数和短，短暂的耀斑被认为是。在我们的时间分辨分析中，远距离观测者记录的光谱依赖于耀斑/光斑相对于中心黑洞的位置。如果耀斑持续时间大大超过光在光斑上的传播时间，那么光斑水平分层就不重要了。另一方面，如果耀斑持续时间与光斑半径上的光传播时间相当，则光变曲线在其时间剖面上表现出典型的不对称性。动力学谱的顺序从较强到较弱的电离再发射。在斑点内的所有位置处，光谱强度朝向边缘发射角增加，揭示了边缘增亮效应。未来的X射线天文台具有明显更大的有效收集面积，将使光谱映射出的方位角辐射结构的吸积盘和本地化的持久耀斑。如果热点不太靠近黑洞的边缘稳定轨道，就有可能通过铁K线的子结构探测反射介质。瞬态耀斑的指示只能通过分析在吸积超大质量黑洞的引力时间尺度上观测到的光变曲线来获得。
2007-09-10 astro-ph
Oscillations of Thick Accretion Discs Around Black Holes
我们提出了一个数值研究厚吸积盘的本地化，外部扰动的目的是激发内部振荡模式的响应。我们发现，扰动有效地激发全球模式最近确定为声学p-模式，并密切相关的测试粒子的周转振荡。两个最强的模式出现在本征频率是在3：2的比例。我们假定在圆盘内有一个恒定的比角动量分布。我们的模型原则上是无标度的，可以用来模拟恒星或超大质量黑洞周围的吸积环。
2004-11-23 astro-ph
Stable and Unstable Accretion Flows with Angular Momentum near a Point Mass
在牛顿质点附近，总能量为零的冷绝热气体的轴对称吸积流的性质由一个无量纲参数来表征，即来流厚度。在厚度为零的薄吸积流的极限下，我们证明了控制方程变得自相似，不涉及自由参数。我们研究数值薄吸积流有限厚度以及那些消失的厚度。来流的质量元素作为细环进入计算区域。在有限厚度的情况下，经过一个短暂的初始调整期后，形成一个振幅很小的几乎稳态的吸积激波，证实了Molteni，Lanzafame，\& Chakrabarti（1994）的工作。在漏斗壁和吸积激波之间的涡度区域中的气体遵循闭合流线，形成一个环面。这个环面，反过来，作为一个有效的障碍，传入的流动和支持吸积激波，反映了传入的气体远离赤道平面。激波后的气流被激波后的压力梯度进一步加速，经过第二道激波后，激波将气流反射离开对称轴，形成锥形出风。当流入层的厚度减小时（或者如果半厚度与沿赤道平面到漏斗壁的距离之比小于$\sim0.1$），流动变得不稳定。在厚度为零的情况下，形成的吸积激波阻止漏斗壁后的来流准周期性振荡的振幅与厚度。漏斗壁和吸积激波之间的结构在激波向内向中心质量移动时被破坏并再生
1995-04-05 astro-ph
Estimation of relativistic accretion disk parameters from iron line emission
在Seyfert-1星系中观测到的铁K-α荧光线为超大质量黑洞附近的吸积盘作为发射源提供了强有力的证据。在这里，我们提出了一个分析的磁盘的几何和运动学特性的基础上的极端频率变化的线轮廓确定的可测量的通量在红色和蓝色的翅膀。线的边缘对盘上的X射线通量的分布不敏感，因此提供了盘参数的轮廓拟合的鲁棒替代方案。我们的方法产生新的，强大的磁盘的倾斜角和发射区域的位置上的界限。我们用我们的方法解释了MCG-6-30-15的观测数据，发现MCG-6-30-15中通常假定的吸积盘倾角为30 °与3 σ水平线蓝边的位置不一致。一个厚的湍流盘模型或高度电离铁的存在下，可以调和的边界线边缘的倾斜与完整的线轮廓适合简单的基础上，几何薄盘模型。最内侧盘辐射半径的界限表明，MCG-6-30-15中的黑洞旋转速度超过理论最大值的30%。当应用于NGC 4151的数据时，我们的方法给出了50 \pm 10度的X射线发射内盘倾斜角的界限，与Pedlar等人（1993）提出的电离锥掠过盘的存在一致。频率极值分析还提供了另一个塞弗特-1星系NGC 3516最内侧盘半径的极限。
2000-10-17 astro-ph
XMM-Newton and Broad Iron Lines
在吸积黑洞的X射线谱中，铁线发射是很常见的。当谱线发射很宽或变化时，它很可能来自黑洞附近。X射线照射的吸积流的幂律X射线连续产生的X射线“反射”光谱，其中包括铁线。铁线条和反射的形状和变化性可用作流动的半径、速度和性质的诊断。稠密流的内半径对应于最里面的稳定圆轨道，因此可以用来确定黑洞的自旋。对宽铁谱线和反射光谱的研究为理解黑洞周围吸积流（和流出流）的内部如何运作提供了很大的希望。XMM-Newton仍有很大的潜力继续在这项工作中取得重大进展。对高质量光谱的需求以及因此对长曝光时间的需求是至关重要的。
2007-11-19 astro-ph
The sharp drop in the flux striking the accretion disk
本文提出了一个简单的相对论方法来分析撞击吸积盘的通量，它可能来自黑洞上方的一个源，X射线源位于围绕黑洞运行的吸积盘上方，这一假设被最近关于铁k $α$的研究所引用。我们计算并论证了由于黑洞附近的光弯曲效应，撞击盘表面的通量可能非常集中，这将不可避免地改变盘的电离状态，从而改变铁线的电离状态和发射率，我们的模型也可以解释在模拟铁线时的陡峭幂律。
2004-06-10 astro-ph
A Determination of the Thick Disk Chemical Abundance Distribution: Implications for Galaxy Evolution
我们提出了一个厚盘铁丰度分布的测定从F/G星的原位样品。这些恒星是暗淡的，$15 \simlt V \simlt 18$，根据颜色选择，是吉尔摩和怀斯更大的调查的一个子集，旨在确定距离太阳几千秒差距的恒星星族的性质。本文所研究的磁场探测了银河系平面上方500- 3000秒差距、太阳银心距处的恒星星族的铁丰度分布。
1994-12-01 astro-ph
Thin discs, thick discs and transition zones
当物质具有某些初始角动量时，致密物体上的吸积必须通过圆盘发生。薄圆盘和较厚的低辐射效率吸积流是解决这一问题的方法，已得到广泛的研究和应用。这是一个介绍这些吸积流的背景下，X射线双星和激变变量。
2002-06-13 astro-ph
High-Resolution X-Ray Spectroscopy of the Accretion Disk Corona Source 4U 1822-37
我们提出了一个初步的分析的X射线谱的吸积盘电晕源，4U 1822-37，获得的高能透射光栅光谱仪上的钱德拉X射线天文台。我们检测到离散的发射线从光电离铁，硅，镁，氖，氧，以及一个明亮的铁荧光线。相位分辨光谱表明，复合发射来自一个X射线照明隆起位于磁盘和吸积流之间的预测点的影响。荧光发射起源于圆盘上的一个扩展区域，该区域被日冕散射的光照亮。
2001-07-13 astro-ph
Iron line reverberation mapping with Constellation-X
在许多活动星系核的光谱中看到的宽X射线铁谱线被认为起源于假定的黑洞吸积盘的内部区域，因此提供了对中心区域的罕见探测。原则上，未来的高通量X射线光谱仪应该能够检查该荧光线对X射线连续源（激发该发射线）中的耀斑的时间响应-即铁线混响映射将是可能的。先前已经发现，在吸积盘上方存在黑洞自旋、质量和X射线耀斑位置的强混响信号。在这里，我们模拟观察一个明亮的塞弗特核与拟议中的美国宇航局任务星座-X，并证明了检测这些混响签名与此任务的可行性。因此，从1999年的XMM开始，到2010年的Constellation-X成熟，铁线混响将为AGN的最内部区域打开一扇新的窗口。
1999-10-08 astro-ph
Iron fluorescence from within the innermost stable orbit of black hole accretion disks
荧光铁Ka线是对黑洞吸积盘内部区域的强有力的观测探测。以前的研究假设，只有边缘稳定半径以外的材料可以对所观察到的线发射作出贡献。在这里，我们表明，荧光的边缘稳定性的半径内的材料，这是在螺旋的过程中朝向事件视界，可以有一个可观察到的影响的铁线的轮廓和等效宽度。具体来说，我们考虑的情况下，几何薄吸积盘，周围的史瓦西黑洞，其中荧光被激发的X射线源放置在一定的高度以上的磁盘和磁盘的轴。完全相对论性的线轮廓，提出了各种源高度和效率。我们发现额外的线通量一般出现在铁线的极端红翼，由于大的引力红移的光子从边缘稳定半径内的区域经历。我们将我们的模型应用于塞弗特核MCG-6-30-15的ASCA光谱中的可变铁线。结果发现，线轮廓，等效宽度和连续归一化的变化，可以很好地解释为是由于在磁盘上方的源的高度的变化。我们讨论了这些结果的影响，区分快速旋转的黑洞从缓慢旋转的孔使用铁线诊断。
1997-06-11 astro-ph gr-qc
Flux enhancement in the inner region of a geometrically and optically thick accretion disk
考虑到从盘的其他部分撞击在表面上的辐射，计算几何上厚的"漏斗“形盘的表面通量（和相应的观测通量）。发现即使在盘的张角很小时（$\approx 15^o$），盘的最大视光度与实际光度的比值也只是一个因子$\approx 5$。因此，从恒星质量黑洞周围的“漏斗”形亚爱丁顿盘发出的几何光束发射，不能解释在附近星系中检测到的超亮X射线源。
2002-10-21 astro-ph
Simulation of Thick Accretion Disks with Standing Shocks by Smoothed Particle Hydrodynamics
本文给出了无粘厚吸积盘和风绕黑洞流动的数值模拟结果。我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）技术。厚盘的形成被发现之前由冲击波远离离心屏障。对于一个大范围的参数空间，旅行冲击定居在一个距离接近的位置获得的一个半维模型的无粘吸积盘。偶尔，它被观察到的吸积过程中的斜激波的形成，特别是在初始瞬态阶段的帮助。激波后区域（在那里，下落速度突然变得非常小）类似于文献中讨论的通常的厚吸积盘模型，尽管它们有相当大的湍流。在落入黑洞之前，气流随后变成超音速。在大量的情况下，我们模拟，我们发现形成的强风是热的和亚音速时，起源于磁盘表面非常接近的黑洞，但成为超音速内几十个史瓦西半径的黑洞。在高角动量流吸积的情况下，只有很少的物质直接吸积到黑洞上。然而，大部分物质首先被压缩到靠近黑洞的小体积，随后膨胀并以强风的形式被排出。物质的排出和宇宙射电喷流的形成很可能是由吸积盘内部的激波加热所促成的。
1993-10-27 astro-ph
Compton reflection and iron fluorescence in AGN and GBHCs
在吸积黑洞附近的任何冷的、光学厚度的物质，如吸积盘，都可以拦截并重新处理一部分硬X射线连续辐射，从而将原子特征印在观测到的光谱中。这个“X射线反射”过程主要产生一个宽的反射“驼峰”，峰值在30 keV，铁发射线在6.4 keV。在这篇评论中，我简要地描述了这一过程的物理之前，审查这些功能的活动星系核（AGN）和银河系黑洞候选人（GBHC）的观测。在某些活动星系核中，特别是在Seyfert星系中，铁线非常宽，而且不对称。据信，这些线产生于吸积盘的最内部区域，轻微的相对论性多普勒频移和引力红移结合产生了线轮廓。因此，这样的线给我们提供了一个直接观测探测区域内的几个引力半径的黑洞。困扰类似的研究GBHC，如磁盘电离和可能的内部磁盘中断的并发症，也得到了解决。最后，我讨论了铁线混响，即大X射线耀斑扫过吸积盘的“回声”时铁线的时间变化。结果表明，有趣的混响效果，如一个明确的签名的极值克尔几何形状，是达到高通量光谱仪，如星座-X。
1998-10-01 astro-ph
Structure Of The Accretion Disks With Opticallt Thick-Thin Transitions
本文给出了吸积盘结构的解，它连续地描述了光学厚盘区和光学薄盘区之间的过渡。我们表明，没有平流的磁盘结构方程，这里使用的，给两个分支的解决方案不相交的$L<L_{b}\lesssim 0.6 L_{\rm Edd}$ $α=1.0$和$M_{BH}=10^8 M_\odot$。对于较大的光度，没有平流方程没有整体解。我们建议，作为一种可能性，平流变得重要，甚至之前，在光度$\sim0.1L_{\rm Edd}$，当内部磁盘区域变得不稳定，由于辐射压力的优势，并诱导从光学厚光学薄盘在全球解决方案的过渡。
1995-05-11 astro-ph
Optically Thick Outflows of Supercritical Accretion Discs: Radiative Diffusion Approach
高超临界吸积盘是稠密光学厚轴对称风的可能来源。我们介绍了一种新的方法，基于扩散近似辐射转移在漏斗几何形状，并获得风内的能量密度分布的解析解，假设所有的质量，动量和能量注入以及球化半径内。这允许导出各种倾斜角的出射发射的光谱。我们发现，自辐照效应起着重要的作用，改变约20%的出射辐射的温度和表观X射线光度的2-3倍。该模型已成功应用于两个ULX。在我们的假设中，在一些ULX周围发现的高电离HII区域的基本特性也很容易再现。
2008-11-07 astro-ph
Harmonic QPOs and Thick Accretion Disk Oscillations in BL Lac Object AO 0235+164
在许多活动星系核中都观测到了周期性的爆发现象，通常用超大质量黑洞双星（SMBHB）来解释。本文分析了AO 0235+164的射电光变曲线的多频率周期性，发现了6个QPO，它们的QPO频率比为1：2：3：4：5：6，其中第二个QPO的QPO频率比为$P_2 = (5.46 \pm 0.47) {\rm yr}$。我们拟合的射电光变曲线，并表明，六个QPO的初始阶段有零或$π$相对于彼此的差异。我们建议QPO的和谐关系。QPO的中心频率、相对强度、谐波关系和相对初相位与射频无关。谐波QPO可能是由于等离子体从振荡的吸积盘准周期性地注入喷流。我们估计了超大质量黑洞的质量$M_{\rm BH} \simeq (4.72\pm 2.04) \times 10^8 M_\odot$和吸积率$\dot{m}\simeq 0.007$。结合对吸积盘的认识，我们认为AO 0235+164的吸积盘内部是一个辐射效率低的吸积流。振荡吸积是由于厚盘的p模振荡可能由SMBHB激发。理论预测的基波振荡频率和谐波与观测结果吻合较好。当厚盘由于吸积率的增加而几何变薄时，谐振QPO将消失。我们讨论了基于SMBHB厚盘振荡的AO 0235+164的观测。
2006-06-27 astro-ph
The Association of Jet Production with Geometrically Thick Accretion Flows and Black Hole Rotation
提出了一个模型，其中最强的无线电发射喷流产生在黑洞系统中时，吸积是一个几何厚（$H/R \sim 1$）流入（{ \it例如}，如果黑洞是旋转的，则为{ \em和}。对于银河系黑洞候选人，该模型自然占所观察到的射流流出与黑洞硬发射状态的相关性，并预测协会的快速黑洞旋转的强射流。当扩展到超大质量的情况下，该模型占最高的无线电星系和类星体喷流功率，并提供额外的理论支持的“自旋范式”，它断言，无线电大声类星体产生的克尔洞和无线电安静的史瓦西洞。在某些情况下，喷流中的角动量和能量外流可能大到足以显著改变当前模型预测的吸积流结构。
2000-10-12 astro-ph
The relativistic Iron K-alpha line from an accretion disc onto a static non-baryonic compact object
本文继续研究吸积盘围绕非重子（假定为超大质量）致密天体旋转的性质。这类物体，一般被称为玻色子星，早期被提出作为一种可能的替代方案，在每个星系的中心存在超级大质量黑洞。一颗稀释玻色子星也被认为是非重子暗物质的一大部分，它使银河系的旋转速度曲线变平。在这篇文章中，我们计算了铁的发射线的轮廓;它的形状长期以来一直被认为是时空几何的有用诊断。我们比较了一个史瓦西黑洞的情况下，得出的结论是，不同之处是观测区分。
2002-05-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena I. Flux Expulsion
本文研究了黑洞周围非磁性厚吸积盘中关于旋转轴对称的环形磁通量管的动力学。我们提出了模型方程，其中包括重力，离心力，压力梯度力，科里奥利力，阻力，磁张力和磁浮力的影响。我们在假设圆盘是绝热的情况下求解它们。我们表明，在广泛的参数范围内描述的大小和场强，以及角动量分布的磁盘，浮力通量管，无论是在赤道平面上或在磁盘的外缘释放，可以聚集在轴附近的烟囱状开口。这种行为使烟囱状星云的磁性最活跃，并可能揭示宇宙喷流的起源和加速，以及在Blazars中观察到的变化。
1993-11-02 astro-ph
Evolution of Thick Accretion Disks Produced by Tidal Disruption Events
潮汐破裂事件后可能形成几何厚盘，快速吸积可能导致短期耀斑，随后是长期的低水平发射。使用一种新的吸积盘的代码，主要依赖于全球守恒定律和假设，粘度是积极的，广泛的物理允许的厚盘的进化序列进行了研究。主要的结果是，在厚盘阶段的吸积只能消耗一小部分的初始盘材料之前，盘冷却，变得薄。对于10^6 ~ 10^7 M_ \odot黑洞的破裂，这个比值约为0.5-0.9，并且对盘的平均角动量很敏感。残留的物质将在较长的时间内以某种形式的薄盘吸积。初始厚盘阶段可以将盘的调光时间尺度从仅基于薄盘的估计减少约2倍。假设初始厚盘为0.5 M_ \odot，即使薄盘变为平流主导，在潮汐扰动事件后不少于20（0.1/α）到2000（0.1/α）年内，黑洞质光比可以上升到M_ \odot /L_ \odot = 1以上，这取决于黑洞的质量和相遇的初始条件。在质量较低的10^6 M_（\odot）黑洞中，长时辐射最为普遍.如果这些星系核的潮汐破裂率为~10^{-4} yr^{-1}，那么大约10%的星系核应该表现出~10^{38} ergs ^{-1}水平的长期紫外/光辐射。
1997-08-28 astro-ph
On the dependence of the iron K-line profiles with luminosity in Active Galactic Nuclei
我们提出的证据，在活动星系核（AGN）的铁K-α线的强度和配置文件的变化，根据与ASCA的X射线观测。随着亮度的增加，谱线的强度明显减弱。这种关系并不仅仅是由于射电功率，因为当只考虑射电安静活动星系核时，它仍然存在，因此不能完全用相对论性波束来解释。除了强度的变化外，在更高光度的光源中，谱线轮廓似乎也有所不同。我们讨论了这些结果的模型中的吸积盘成为电离的吸积率的函数。
1997-08-04 astro-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena: II. Flux Storage
在第一篇文章中，我们研究了从绝热厚吸积盘中排出通量管的条件。在本文中，我们探讨了其他几种模型的厚磁盘，通量管可以存储。我们表明，通量管足够弱的字段不驱逐出，如果他们在一个等温磁盘内的磁共振，他们继续围绕平均等势面内的磁盘振荡。如果磁通管中的磁场由于剪切而被放大，它们最终会被驱逐出去。我们还探索了一个“玩具”模型，在这个模型中，熵从厚盘的中心向外增加，并发现了类似的行为。在磁盘中的磁通量存储，在太阳的情况下，一般来说，提高了持续的磁活动的可能性，在烟囱区域形成日冕。盘表面日冕的存在可以解释Blazar光谱的短时变化以及活动星系核和类星体高能粒子的发射。它也可能通过磁化风为宇宙喷流提供物质。
1993-11-02 astro-ph
Reprocessed emission line profiles from dense clouds in geometrically thick accretion engines
活动星系核（AGN）的中央引擎包含冷的致密物质以及热的X射线发射气体。发动机几何形状的标准范例是夹在热X射线日冕之间的冷薄圆盘。对塞弗茨的这种几何学的有力支持来自于对荧光铁线轮廓的研究，尽管证据并不是普遍存在的。在活动星系核和X射线双星中，薄圆盘模型的谱线轮廓应该与其他可能的谱线轮廓作比较。一种被提议的替代方案是由嵌入在光学上薄的、几何上厚的X射线发射引擎中的稠密云组成的引擎。该模型的进一步动机的几何厚引擎，如平流为主的吸积流（ADAF）的研究。在这里，我们计算从密集的云嵌入在几何厚，光学薄的X射线发射盘附近的Schwarzchild黑洞的再处理的铁线轮廓。我们考虑了一系列的云分布和光盘的解决方案，包括ADAF，纯径向入流，双极外流。我们发现，这样的模型可以重现线轮廓类似于那些从几何薄，光学厚光盘，并可能有助于减轻从后者遇到的一些问题。
2000-09-19 astro-ph
Probing the accretion disk and central engine structure of NGC4258 with Suzaku and XMM-Newton observations
利用朱雀星、XMM-牛顿和Swift/BAT巡天的数据，对NGC 4258低光度活动星系核（AGN）进行了X射线研究。我们发现，由冷气体的X射线再加工的签名是非常弱的光谱中的这个Seyfert-2星系的弱，窄的冷铁的荧光-Kalpha发射线是强大的朱雀和XMM-牛顿光谱检测，但在一个水平远低于大多数其他Seyfert-2星系。我们的结论是，这个活动星系核的环核环境是非常“干净”的，缺乏康普顿厚的模糊环面的统一塞弗特计划。从狭窄的铁线，连同朱雀和XMM-牛顿观测之间的线通量变化的证据，我们约束线发射区域之间的$3\times 10^3r_g$和$4\times 10^4r_g$从黑洞。我们表明，所观察到的性质的铁线可以解释，如果线起源于表面层的翘曲吸积盘。特别是，我们对来自失调中心黑洞的Lens-Thirring岁差扭曲的圆盘的预期铁线进行了显式计算。最后，朱雀号的数据揭示了在50千秒的时间尺度上存在2- 10千电子伏的大振幅变率以及在5- 10千秒的时间尺度上存在较小振幅的耀斑的明确证据。如果与吸积盘过程有关，这种快速的变化需要在吸积盘的最内部区域（$r\approx 10r_g$或更小）的起源。
2008-10-14 astro-ph
Soft X-ray spectroscopy of Compton-thick Seyfert 2 galaxies with BeppoSAX
我们利用BeppoSAX对明亮的康普顿厚度的Seyfert 2s NGC 1068和Circinus星系进行了X射线光谱研究。Matt等人（1997年和1998年）将4 keV以上的光谱解释为康普顿反射和核辐射的暖等离子体散射的叠加。当这个连续向下外推到0.1千电子伏，进一步的组件出现。NGC 1068光谱中有丰富的发射线，主要是由于类氦元素从氧到铁的K-α跃迁，加上中性铁的K-α荧光线。如果电离线起源于温暖的散射体，它的热和电离结构一定是复杂的。根据连续谱和谱线的性质，我们估计热散射体的柱密度小于几个10^21原子/cm/cm。在圆规星系中，不存在高度电离的铁，这与电离参数U<5、密度约为10^22原子/cm/cm的几倍的散射介质相一致。在这两种情况下，中性铁谱线最自然地解释为介质中的荧光，负责康普顿反射连续谱。在NGC 1068中，需要kT~500 eV的光学薄等离子体发射和强烈的亚太阳金属丰度，而这样的分量在圆规星系中只是边缘的。我们初步确定这一组成部分的排放扩散热气体的核星爆。金属耗尽的可能原因进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
The variability of accretion onto Schwarzschild black holes from turbulent magnetized discs
我们使用全球磁流体动力学模拟，在一个伪牛顿的潜力，调查周围的史瓦西黑洞吸积盘的时间变化。我们使用的垂直平均磁应力在模拟光盘作为代理的休息帧耗散，并计算观察到的发射折叠通过传递函数描述的相对论光束，光弯曲和非旋转黑洞附近的时间延迟。预测的来自盘中各个环的发射的时间功率谱由破幂定律描述，高频指数为-3.5，低频指数为0至-1。在圆盘上积分，功率谱近似为指数为-2的单一幂律。增加倾角会提高相对功率，其频率约为边缘稳定轨道的轨道频率的0.3倍，但没有证据表明光变曲线中存在尖锐的准周期振荡。假设荧光铁线发射局部跟踪的连续通量，我们计算模拟宽铁线配置文件。我们发现，相对论光束的非轴对称的发射轮廓，诱导的湍流，产生高振幅的变化，在铁线的轮廓。我们表明，这种子结构内的广泛的铁线轮廓可以生存平均超过一些轨道周期，并讨论了异常的X射线光谱特征的起源，最近报道的Turner等。（2002年）的塞弗特星系NGC 3516，在湍流盘模型的背景下。
2003-02-13 astro-ph
Massive elliptical galaxies in X-rays: the role of late gas accretion
我们提出了一个新的化学演化模型，这意味着在椭圆星系的光学和X射线性质的自洽研究的第一步。详细的冷却和加热过程中的星际介质考虑到使用单相一区治疗，它允许一个更可靠的模拟银河风制度相对于以前的工作。采用Pipino & Matteucci（2004）对气体坍缩和恒星形成时标的描述，该模型成功地同时再现了质量-金属丰度、颜色-星等、L_X-L_B和L_X-T关系，以及观测到的[Mg/Fe]比随σ的变化趋势。我们发现，来自环境的气体的晚期二次吸积在驱动L_X-L_B和L_X-T关系中起着根本性的作用，并且可以解释它们的大的观测散射。铁的差异，即太高的预测铁丰度的X射线晕的椭圆相比，观测，仍然存在。另一方面，我们预测的[O/Fe]在ISM这是在最近的观测结果很好的协议。我们提出了可能的机制，在银河系的规模，这可能会解决铁的差异。特别是，活动星系核驱动的气体混合可能会保持气体质量（从而保持X射线亮度），同时稀释铁的丰度。新的预测量的铁，氧和能量喷射到团内介质（ICM），我们得出的结论是Ia型超新星（SNe Ia）在ICM富集中发挥了重要作用。事实上，超新星Ia活动可能会在相当长的银河系寿命中持续为银河风提供动力，即使在每个超新星Ia事件的能量转移到ISM的效率小于1的情况下。
2005-01-10 astro-ph
Iron-Line Emission as a Probe of Bardeen-Petterson Accretion Disks
在这项工作中，我们表明，Bardeen-Petterson吸积盘可以表现出独特的，可检测的相对论加宽的发射线轮廓的功能。一些独特的特征包括具有更尖锐的红色角和更柔和的蓝色角的倒置线轮廓，甚至具有来自单个休息帧线的2个以上角的轮廓。我们证明了这些点，通过构建一系列的合成线配置文件，使用简单的两个组件磁盘模型。我们发现，所得到的轮廓是非常敏感的两个关键参数之一，希望约束，即Bardeen-Petterson过渡半径r_{BP}和相对倾斜β之间的两个磁盘组件在一个范围内的可能值[10 < r_{BP} /（GM/c^2）< 40 ; 15度< β<45度]。我们用我们的研究结果表明，一些“额外的”线功能中观察到的塞弗特-I星系MCG-6 - 30 -15的光谱可能是由于一个巴丁-彼得森盘结构。同样，我们将我们的发现应用于两个可能的Bardeen-Petterson候选银河系黑洞- GRO J1655-40和XTE J1550-564。我们提供这些系统的合成线轮廓使用观测约束的参数集。虽然我们没有正式适合这些系统中的任何一个的数据，我们确认，我们的合成光谱与目前的观察是一致的。
2005-07-12 astro-ph gr-qc
