Two extreme double-peaked line emitters in the Sloan Digital Sky Survey
在大约150个活动星系核中观测到双峰巴耳末线，并将其解释为相对论性吸积盘的辐射。本文报道了在SDSS J 0942 +0900和SDSS J1417+6141中发现的极端双峰谱线。第一个物体中的Halalpha线的FWHM约为40，600 km/s，几乎是以前已知的最宽线的两倍。通过与吸积盘模型的比较，我们发现在SDSS J 0942 +0900中，大部分的线通量是从100 Rg附近的一个窄环中发射出来的，而在SDSS J 1417 +6141中，大部分的线通量是从半径在100 - 400 Rg之间的一个吸积盘中发射出来的.这是第一次通过光发射谱线直接探测半径小于100 Rg的吸积盘。这两个物体都需要在圆盘中有一定的不对称性。在这两个天体中还探测到另一个弱得多的宽H α分量（EW~ 20 A，FWHM 4000 km/s）。这两个天体都显示出微弱的射电辐射和强烈的高电离窄线。
2005-04-14 astro-ph
Magnetocentrifugally Driven Flows from Young Stars and Disks. VI. Accretion with a Multipole Stellar Field
以前的分析磁层吸积和流出的经典金牛座T星（CTTS），在X风模型和其他理论方案的背景下，假设一个偶极几何的恒星磁场，如果它不存在的吸积，导电盘的扰动。然而，CTTS的调查显示，吸积热点覆盖的恒星表面的一小部分，并在恒星表面的净场极化是小的。这两个事实都意味着恒星产生的磁场具有复杂的非偶极结构。为了解决理论和观测之间的这种差异，我们重新审视没有偶极子约束的X风理论。使用简单的物理参数的基础上的概念，被困通量，我们表明，偶极子配置实际上是不必要的。与恒星磁层的精确几何形状无关，对一定水平的捕获通量的要求预示着各种CTTS观测值之间的明确关系。此外，多极恒星场的叠加自然会产生小的热点覆盖率和小的净表面极化。广义的X-风的图片仍然是可行的，在这些条件下，从一个小环附近的内部磁盘边缘的流出几乎不受修改后的几何形状，但与流入高度依赖于如何紧急恒星通量的细节是连接和捕获的内部磁盘区域。我们的模型是一致的数据，包括最近的分光偏振测量的热点大小和场强在V2129 OPH和BP头。
2008-06-29 astro-ph
Inertia of Heat in Advective Accretion Disks around Kerr Black Holes
在绕高自旋黑洞运行的平流吸积盘的最内部区域，吸积气体中储存的热的惯性与气体静止质量本身的惯性相当。考虑到这种效应，我们推导出盘结构方程中的附加项，并表明热惯性在相对论平流盘的整体能量守恒和吸积动力学中起着重要的作用。
1997-05-12 astro-ph
Probing Disk Accretion in Young Brown Dwarfs
我们目前的高分辨率光谱的15个对象接近或低于亚恒星极限的上天蝎座和$ρ$蛇夫座恒星形成区域。这些光谱是用凯克一号望远镜上的HIRES仪器获得的，用于研究年轻的极低质量天体的盘吸积、旋转和活动。我们报告检测到一个广泛的，不对称的H $α$发射线的$ρ$ Oph源GY 5也被称为港中红外过量，一致的吸积盘的存在。上斯科天体的H $α$剖面表明很少或没有正在进行的吸积。我们的研究结果意味着，如果大多数棕矮星出生的磁盘，其吸积率迅速下降，在时间尺度可比或小于金牛座T磁盘。上斯科的棕矮星似乎比金牛座的年轻棕矮星旋转得更快，这与由于磁盘解锁后的收缩而导致的自旋上升一致。H $α$的活动是可比的饱和活动水平在现场M矮星具有类似的光谱类型和旋转速率。比较我们的数据与公布的（虽然分辨率较低）光谱的一些相同的对象从其他时代表明可能的变化吸积/活动指标。
2002-09-13 astro-ph
Magnetized Accretion Inside the Marginally Stable Orbit around a Black Hole
定性参数表明，磁场的能量密度的物质吸积到一个黑洞内的边缘稳定轨道的吸积流的静止质量能量密度自动可比。以下是几个后果：磁效应在动力学上必须是显著的，但不能强到占主导地位;阿尔芬波中向外的能量传输可能改变能量释放的有效效率;该区域的垂直磁应力可能有助于“日冕”活动。
1999-02-18 astro-ph
Microlensing of the Fe K$α$ line and the X-ray continuum
在三个引力透镜类星体（MG J 0414 +0534，类星体2237+0305，H 1413 +117）中观测到的Fe K $α$线的增强被解释为微透镜效应，即使没有观测到等效的X射线连续放大。为了解释这些观测结果，我们首先研究了微透镜效应对类星体光谱的影响，这种微透镜效应是由标准相对论性吸积盘上的直折焦散穿过产生的。利用光线追迹法分析了圆盘辐射，考虑了Schwarzschild和Kerr度规。当发射分离在两个区域（一个内部磁盘对应的Fe K $α$线和一个外部环对应的连续，或反之亦然），我们发现微透镜事件，增强的Fe K $α$线没有显着放大的X射线连续，但只有在有限的时间间隔。如果监测到完整的微透镜事件，则预期连续放大。其次，我们研究了一个更现实的情况下，放大焦散放大模式。在这种情况下，如果Fe K $α$线是从吸积盘的最里面发射的，而连续谱是从更大的区域发射的，我们就可以满意地解释观测结果。此外，我们研究了微透镜的色效应，发现在吸积盘的径向分布的温度，结合微透镜本身，可以诱导波长依赖的变化$\sim$ 30%的微透镜具有非常小的质量。这些结果表明，引力透镜的X射线监测是研究活动星系核吸积盘内部结构的一种很好的方法。
2005-10-10 astro-ph
Migration and Accretion of Protoplanets in 2D and 3D Global Hydrodynamical Simulations
行星的演化与遥远和接近的圆盘物质的动力学密切相关。因此，一个适当的描述盘行星相互作用需要全球和高分辨率的计算，我们通过应用嵌套网格方法来完成。通过二维和三维的模拟，我们研究了迁移和吸积是如何受到长距离和短距离相互作用的影响。对于小质量的天体，3D模型提供了比2D模型更长的生长和迁移时间尺度，而对于大质量的行星，时间长度是相当的。
2002-10-29 astro-ph
Formation of Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas inside an Anti-Cyclonic Vortex
我们研究了一个巨大的气体行星的形成的核心-吸积气体-捕获过程，与数值模拟，假设行星的核心形式的反气旋漩涡的中心。漩涡的存在集中了周围圆盘中厘米到米大小的颗粒，并加速了核心形成过程。假设一颗木星质量的行星在距离恒星5天文单位处形成，涡旋增强导致形成时间比标准核心-吸积气体-捕获模拟中发现的要短得多。此外，在质量与最小质量太阳星云相当的圆盘中，气体巨星也有可能形成。
2005-10-19 astro-ph
Competitive accretion in embedded stellar cluster
我们研究了年轻星团中气体吸积的物理过程。星系团中的吸积是一种动力学现象，因为恒星和气体都对相同的引力势作出反应。吸积率是高度不均匀的，靠近星团中心的恒星，那里的气体密度更高，吸积比其他恒星更多。这种竞争性的吸积自然会导致初始质量分离和恒星质量谱。气体为主的集群中的吸积很好地模拟使用的潮汐波瓣半径，而不是常用的邦迪-霍伊尔吸积半径。这是因为恒星和气体的速度都受到相同的引力势的影响，因此具有可比性。低相对速度的结果意味着潮汐半径小于邦迪-霍伊尔半径在这些系统。相比之下，当恒星主导的潜力和维里化，邦迪-霍伊尔半径小于潮汐半径，因此邦迪-霍伊尔吸积是一个更好的适合吸积率。
2001-02-05 astro-ph
A Solution to the Protostellar Accretion Problem
在大约太阳质量的年轻原恒星中观测到了10^-8 M_ \odot /yr量级的吸积速率，并有星周盘的证据。对于质量较小的原恒星，吸积速率明显较低，近似与恒星质量的二次幂\dot{M}_a ccr \propto M ^2成正比。传统观点认为，所观测到的吸积是孤立原恒星盘中角动量输运的结果，受盘湍流或自引力控制。然而，这些过程并没有得到很好的理解和观察到的原恒星吸积，恒星形成的一个基本方面，仍然是一个未解决的问题。在这封信中，我们提出原恒星吸积速率是由来自母云中大尺度气体分布的吸积控制的，而不是由孤立的盘演化控制的。描述这一过程的邦迪-霍伊尔吸积，我们得到的吸积率与观察到的。我们还再现了所观察到的吸积率对原恒星质量的依赖关系。这些结果是基于现实的周围气体密度和速度的值，从恒星形成的自引力湍流云的数值模拟推断。
2005-02-09 astro-ph
An Accretion Model for Anomalous X-Ray Pulsars
我们提出了一个模型的异常X射线天体（AXP）的发射是由吸积从一个化石盘，建立从物质回落到中子星出生后。与时间有关的吸积驱动中子星朝向"跟踪“解决方案，在该解决方案中，恒星的旋转周期缓慢增加，同时吸积率下降。对于适当的选择磁盘的质量，中子星磁场强度和初始自旋周期，我们证明了一个快速旋转的中子星可以自旋到AXP的时间尺度上的特征，这些源的估计年龄。在其他情况下，中子星上的吸积作用在很短的时间后就停止了，恒星变成了一颗普通的射电脉冲星。因此，在我们的图片中，射电双星和AXP是从相同的基础人口，与模型相比，涉及中子星与超强磁场，需要一个新的人口与非常不同的性质的恒星。
1999-12-07 astro-ph
Hot Accretion With Saturated Conduction
对Sgr A* 和其他几个附近星系核周围的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体捕获半径相当：在这些系统中，热吸积可能在弱碰撞条件下进行。因此，热传导，而不是对流，可能是重要的所有尺度和影响全球流动特性。Narayan & Yi（1994）的自相似ADAF解被推广到包括饱和形式的热传导，这适用于弱碰撞区域。传导提供了额外的热量，但它降低了吸积流的自由-自由辐射效率（潜在的大因素）。这些理想化的解决方案表明，热传导可能是一个重要的物理成分，以了解热吸积到昏暗的吸积黑洞。传导也可能在降低黑洞捕获周围气体的速率和为下面的冷薄盘提供蒸发机制方面发挥作用。
2005-07-08 astro-ph
The growth of planetary embryos: orderly, runaway, or oligarchic?
我们考虑嵌入在星子盘中的原行星胚胎的生长。我们考虑了由以下因素引起的盘的动力学演化：（1）星子-星子相互作用，它增加了盘中的随机运动和平滑梯度;（2）胚胎对星子的引力散射，它倾向于局部加热盘并排斥星子。胚胎的生长是自洽耦合到星子盘动力学。我们证明，演化的细节取决于只有两个无量纲参数，将所有的物理特性的问题：物理半径的比率，任何固体的希尔半径的磁盘和数量的星子内的环形的磁盘宽度等于星子希尔半径。在我们的模型的框架下，对原太阳星云的几种典型情况的探索结果可以概括如下：最初，星子盘动力学不受胚胎存在的影响，胚胎质量的增长在失控状态下进行得非常迅速。后来，当胚胎开始具有动态重要性时，它的生长速度就会减慢，类似于“寡头”生长的情况。Safronov（1972）提出的有序增长的设想在我们的计算中从未实现过; Wetherill和Stewart（1989）提出的失控增长的设想只在有限的质量范围内实现过。的胚胎的积累寡头阶段的星子吸积缓慢的性格导致相当大的增加的原行星形成的时间尺度相比，以下从一个简单的失控吸积图片有效的均匀的星子磁盘。
2002-09-03 astro-ph
Magnetic extraction of energy from accretion disc around a rotating black hole
基于黑洞磁层中的等效电路，利用圆盘径向坐标与未知天体物理载荷径向坐标之间的映射关系，导出了圆盘功率的解析表达式。事实证明，这个光盘的权力是可比较的其他两个光盘的权力来自坡印亭通量和流体动力学制度，分别。此外，还讨论了盘功率相对于BZ功率的相对重要性。结果表明，除个别极端情况外，BZ功率一般受盘功率支配。此外，我们表明，在我们的模型中导出的光盘功率可以很好地拟合M87的喷流功率。
2004-05-07 astro-ph
Jet-dominated advective systems: radio and X-ray luminosity dependence on the accretion rate
提出了一种测量射电X射线双星（XRB）和活动星系核（AGN）吸积率的新方法，该方法与X射线光度无关。喷流的无线电发射被用作吸积率的示踪剂，并使用已知吸积率的源进行归一化：岛状中子星和接近状态转变的有效辐射黑洞。我们表明，在黑洞和中子星的无线电功率是可比的质量吸积率和经验验证假设的解析标度的射电光度与吸积率。由于我们的吸积测度与X射线光度无关，我们可以通过比较XRB和AGN中的吸积率与X射线光度来寻找黑洞中的辐射无效吸积。虽然有效辐射物体的X射线光度与吸积率成线性比例，但硬态黑洞的比例是二次的，与理论模型一致。我们发现，无论是在XRB还是AGN中，从低效的二次标度到线性标度的转换都必须发生在1- 10%Eddington的吸积率下。这两种吸积状态的比较支持这样的观点，即在硬态黑洞中，一些吸积功率平流进入黑洞，而喷流功率超过X射线光度：因此这些是喷流主导的平流系统。
2006-03-27 astro-ph
The Effects of Thermal Conduction on the ADAF with a Toroidal Magnetic Field
对Sgr $A^*$和其他几个邻近星系核周围的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体俘获半径相当。因此，热吸积流很可能在周碰撞条件下进行。因此，热传导被认为是在热ADAF吸积盘中提供足够的额外加热的可能机制。本文研究了在环形磁场存在下，对流占优的致密天体吸积流中的热传导效应。对于这种吸积流的稳态结构，给出了一组自相似解。我们找到了两种代表高吸积率和慢吸积率的解。它们在饱和导热系数$ϕ$下表现出不同的行为。
2008-05-03 astro-ph
The Origin of Episodic Accretion Bursts in the Early Stages of Star Formation
我们研究数值旋转云核的演变，从崩溃的磁超临界核心的形成和发展的原恒星盘在主要吸积阶段的原恒星。我们发现，磁盘很快变得不稳定的发展螺旋结构类似于最近在御夫座AB观察到的。从原恒星包层不断涌入的物质使原恒星盘不稳定，导致旋臂和致密的原恒星/原行星团块的形成。螺旋臂的强度不断增加，质量和角动量随之重新分配，在圆盘中产生了强烈的离心不平衡，并引发了质量吸积的爆发，在此期间，致密的原恒星/原行星团块落在中央的原恒星上。这些丛落事件可能表现为强烈的吸积率事件（\ge 10^{-4} M_sun/yr），正如在FU Orionis变星中观察到的那样。在这些吸积爆发之间，原恒星的吸积速率较低（< 10^{-6} M_sun/yr）。在幕式吸积阶段，原恒星盘的质量仍然小于或相当于原恒星的质量。
2005-10-01 astro-ph
Influence of Ohmic Heating on Advection-Dominated Accretion Flows
对流为主的，高温，准球形吸积流到一个紧凑的对象，最近被认为是由一些作者，假设耗散的湍流能量的流加热的离子和耗散的能量是平流向内。这表明，吸积能量到辐射的转换效率可以远远小于1。然而，很可能这些流动具有均分磁场，其结果是，通过欧姆加热，磁能的耗散率必须与湍流的耗散率相当。我们认为，这种加热发生的结果，等离子体的不稳定性和相关的不稳定性是电流驱动的强电场平行的磁场。我们进一步认为，这些不稳定性加热主要是电子。我们的结论是，只有在电子的欧姆加热可以忽略不计的不可能的条件下，吸积能量到辐射的转换效率可以远远小于1。
1997-06-30 astro-ph
Effect of Radiation Drag on Hoyle-Lyttleton Accretion
本文研究了Hoyle-Lyttleton型吸积，不仅考虑了辐射压的影响，而且考虑了辐射阻力的影响。我们计算了三种情况下粒子的轨迹：只考虑重力的影响（情况A）;考虑辐射压力的影响（情况B）;考虑辐射阻力和辐射压力的影响（情况C）。前两种情况的吸积半径分别为A的$2GM/v_{\infty}^2$和B的$2GM(1-Γ)/v_{\infty}^2$，其中M是吸积物体的质量，$v_{\infty}$是相对速度，Gamma是吸积物体的归一化光度。我们发现，在目前的近似下，情况C的吸积半径介于情况A和B之间;即，吸积半径由于辐射压力而减小，而由于辐射阻力而增大。此外，情况C的吸积半径随着入射速度变快而变大。当入射粒子的速度与光速相当时，辐射阻力的影响变得越来越重要。
1998-09-14 astro-ph
Analytical Models for the Energetics of Cosmic Accretion Shocks, their Cosmological Evolution, and the Effect of Environment
我们提出了一个分析描述的人口的宇宙吸积冲击，和谐宇宙学。计算了不同激波马赫数下激波吸积功率和质量流的分布，以及它们随宇宙时间的演化。我们计算的累积能量输入的宇宙吸积冲击的任何马赫数的星系际介质作为红移的函数，我们比较它的能量输出的超新星爆炸，以及与能量输入所需的宇宙reflection。此外，我们调查和量化的环境因素的影响，如本地集群属性和灯丝预热这些冲击的统计特性。我们发现当z<3时，吸积激波所产生的能量比超新星能量输出要高，并且在局域宇宙中，吸积激波所产生的能量要高出一个数量级以上。仅吸积冲击处理的能量就相当于使宇宙膨胀z~3.5所需的能量。最后，我们建立定性和定量的本地集群以及灯丝压缩和预热的重要因素，在确定宇宙吸积激波人口的统计特性。
2006-11-29 astro-ph
Spin-Up/Spin-Down of Magnetized Stars with Accretion Disks and Outflows
本文研究了在定向偶极磁场作用下，物质在旋转恒星上的吸积。这项工作的一个新的方面是，当恒星和磁盘的角速度有很大的不同，我们认为，连接恒星和磁盘的$\bf B$领域迅速膨胀，使区域的开放领域线延伸从极冠的恒星和磁盘。磁盘的开放磁力线区域导致磁驱动外流的可能性。分析了外流及其对磁盘结构的影响，假设磁盘的“$\ap$“湍流粘度模型和与此粘度相当的磁扩散率。流出被发现延伸的径向距离范围内向内的距离接近$r_{to}$，这是最大的磁盘的角旋转速率的距离。我们发现，$r_{to}$依赖于恒星的磁矩，吸积率，和磁盘的磁扩散率。外流状态通常伴随着恒星自转速率的加速。当$r_{to}$超过恒星的共转半径$r_{cr} = (GM/\om_*^2)^{1\ov 3}$，我们认为，流出的解决方案不会发生，而是“磁制动”的恒星磁盘由于磁力线扭曲发生在附近的$r_{cr}$。磁制动解可以使恒星自旋向上或向下（或没有自旋变化），这主要取决于恒星的磁矩和质量吸积率。对于具有与$r_{cr}$相当的$r_{to}$的系统，双峰行为是可能的，其中外来扰动导致系统在自旋向上和自旋向下之间翻转。
1994-12-08 astro-ph
The Nature of the Giant Outbursts in the Bursting Pulsar GRO J 1744-28
我们调查的可能作用的吸积盘不稳定性产生的巨大的爆发中看到的GRO J1744-28。具体来说，我们研究的全球性，时间依赖的Lightman-Eardley不稳定性，可以开发附近的内边缘的吸积盘时，辐射压力变得可比的气体压力的演变。一般来说，我们的结果与Taam \& Lin和Lasota \& Pelat的早期工作是兼容的。GRO J1744-28的独特性似乎与这样一个约束有关，即为了使爆发发生，内边缘的吸积速率必须在一个狭窄的范围内，刚好高于辐射压力开始变得显着的临界吸积速率。
1996-05-20 astro-ph
A Magnetohydrodynamic Nonradiative Accretion Flow in Three Dimensions
本文用磁流体动力学（MHD）方法对压力支承环中的无辐射吸积流进行了三维模拟。这种演化是由产生湍流的磁旋转不稳定性控制的。流动形成一个近似开普勒圆盘。这个圆盘中的总压力刻度高度与初始圆环的垂直尺寸相当。气压只在赤道附近占主导地位;磁压在周围的大气中更重要。磁主导的束缚流出驱动磁盘。通过盘的吸积速率超过了进入黑洞的最终速率，在10 rg内形成了一个热的环面。热气体被推到离心屏障上，并受到磁压力的限制，以狭窄的、不受约束的锥形流出方式喷出。动力学是由磁湍流控制的，而不是热对流，流体动力学α模型不足以描述流动。本文还讨论了二维MHD模拟的局限性。
2001-03-30 astro-ph
Turbulent Convection in Thin Accretion Disks
本文给出了具有湍流对流的薄吸积盘的自洽解。圆盘的粘性和对流通量是从湍流的物理模型中推导出来的，并以圆盘的局部物理条件表示，而圆盘的局部物理条件又受前两者的控制。在气体压力区域，得到两个不同的解决方案。在一种情况下，对流通量比辐射通量大得多，并且黑体区域在整个气压区域上延伸，并且还可以向下延伸到盘的内边界。在该解决方案中，温度分布接近绝热。在另一种解中，对流通量约占总通量的三分之一，存在气压黑体区、电子散射区和辐射压力区。在辐射压力区域，温度分布非常接近绝热，即使对于超爱丁顿吸积率，盘也是几何薄的和光学厚的。的对流通量的分数，出的总通量，增加与吸积率，吸积率可比的爱丁顿极限接近1。这种变化稳定了辐射压力区域，因此盘区域是长期稳定的。
1995-01-03 astro-ph
Why Do Disks Form Jets?
有人认为，射流模拟者没有给予足够的研究，自然的静磁场的配置，在一个封闭的一般压力的存在下，结束了。这样的场形成塔，塔的高度随着每一次扭曲而增长，其速度与旋转塔的吸积盘的圆周速度相当。在讨论这类塔的产生之前，我们先简要回顾了类星体、活动星系和星系核中含有带有吸积盘的巨型黑洞这一想法的历史。
2002-03-27 astro-ph
On the Nature of Angular Momentum Transport in Nonradiative Accretion Flows
研究了一类黑洞吸积模型的基本原理。这些流动通常被称为“对流主导”，其特征是通过热对流和向外粘性输送向内输送角动量、消失质量吸积和消失局部能量耗散。我们研究这些想法的可行性明确计算的主导阶角动量传输的轴对称模式磁化，差分旋转，分层流。广义磁旋转不稳定性的模式不稳定。有没有向内传输模式，除非（虚）布伦特频率的幅度是相当的周转频率，一个条件，需要大量的耗散水平。当向内传输模式确实存在时，它们出现在长波长处，不受磁张力的阻碍。此外，非常普遍的热力学原理禁止完全恢复不可逆的耗散能量损失，对流主导模型的中心特征。微分转动自由能的耗散不可避免地需要向外的角动量输运。我们的结果是在良好的协议与全球MHD模拟，发现显着水平的向外运输和能量耗散，是否存在不稳定的熵梯度。
2002-03-19 astro-ph
Nucleosynthesis in Advective Accretion Disk around Compact Object
研究了致密天体周围吸积盘中的核合成。当物质落向致密物体时，由于核物质的相互作用，核能在高温下释放。在参数空间的某些区域，由于盘的粘性效应，核能变得与能量释放相当或更高。在这些区域，磁盘可能变得不稳定。此外，盘内核丰度的变化也很显著.
2001-03-12 astro-ph gr-qc
Dust-driven Dynamos in Accretion Disks
磁驱动的天体物理喷流与吸积有关，涉及环形磁场压力膨胀极向磁场通量面。粒子在引力和磁场联合作用下的运动研究表明，这些天体物理学上的喷流环形和极向磁场可以由吸积尘埃颗粒释放的引力能提供动力，这些尘埃颗粒通过发射光电子而带正电。由于尘埃颗粒在带电后而不是之前受到磁力，因此带电会导致颗粒的不可逆捕获，因此尘埃堆积是带电的结果。此外，带电导致正则角动量取代机械角动量作为运动的相关常数。由此产生的有效势有三类不同的吸积粒子，它们由正则角动量区分，即（i）“回旋轨道”，（ii）“Speiser轨道”和（iii）“零正则角动量”粒子。电子和离子属于（i）类，但根据质量和初始轨道倾角，尘埃颗粒可以属于任何类别。轻质量的尘埃颗粒发展类（i）轨道，使颗粒被限制在嵌套的极向通量表面，而具有临界重量的颗粒，使它们经历相当的重力和磁力，可以发展类（ii）或类（iii）轨道，分别产生极向和环向场发电机。
2008-07-09 astro-ph
Formation of Magnetically Supported Disks During Hard-to-Soft Transition in Black Hole Accretion Flows
在假设韧致辐射冷却的条件下，对光学薄热黑洞吸积流中的冷却不稳定性进行了三维整体电阻磁流体动力学（MHD）模拟。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。当吸积盘的密度变得足够大时，冷却不稳定性增长。我们发现，随着不稳定性的增长，吸积流的变化从光学薄，热，气体压力支持的状态（低/硬状态）到冷却器，磁支持，准稳态。在这种转变过程中，磁压力超过气体压力，因为磁盘在垂直方向上收缩，几乎保持了环形磁通量。由于磁压力抑制了磁盘的进一步垂直收缩，冷磁盘保持在光学薄，光谱硬的状态。在磁支撑盘中，加热速率与辐射冷却速率平衡。磁支撑盘存在的时间尺度比热时间尺度长得多，与吸积时间尺度相当。我们研究了磁支撑磁盘的稳定性分析，假设环形磁通量是保守的，并发现它的热和长期稳定。我们的研究结果可以解释为什么黑洞候选者保持在发光，X射线硬状态，即使他们的光度超过阈值的开始冷却不稳定性。
2005-11-10 astro-ph
Giant Planet Accretion and Migration: Surviving the Type I Regime
在气态巨行星形成行星形成的标准模型中，一个巨大的固体核心（约10倍于地球质量）首先形成，然后吸积其巨大的气体外壳（100或更多地球质量）。然而，由于与原恒星气体盘的引力相互作用，向内的行星迁移在这个模型中构成了一个困难。核心大小的机构进行快速的“I型”迁移，典型的参数，他们的迁移时间尺度是远远短于他们的吸积时间尺度。那么，不断增长的核心是如何避免在有机会成为气体巨星之前螺旋进入中央恒星的呢？在这里，我们提出了一个简单的模型，核心形成的气体盘是粘性发展。随着圆盘的消散，吸积和迁移的时间尺度最终变得相当。如果这种情况发生时，仍然有足够的气体留在磁盘提供木星的气氛，然后一个窗口的机会，气体巨星的形成打开。我们研究在什么情况下会发生这种情况，因此，我们的模型对原恒星盘属性和形成巨行星的可能性之间的联系做出了什么样的预测。
2006-03-02 astro-ph
On the Cosmological Evolution of the Luminosity Function and the Accretion Rate of Quasars
我们考虑一类红移演化模型（介于$0\lsim z \lsim 4$之间）的观测到的光学和X射线类星体光度函数（LF），具有以下假设：（i）暗物质晕的质量函数遵循Press-Schechter理论，（ii）黑洞（BH）质量与晕质量成线性比例，（iii）类星体具有恒定的宇宙寿命，以及（iv）薄的吸积盘提供类星体的光学光度，而X射线/光通量比是从观测到的类星体样本校准的。类星体黑洞的质量吸积率$\dot{M}$是模型的一个自由参数，我们用观测到的低频来约束。在这些假设下，从光学或X射线数据推断出的吸积率$\dot M$通常作为宇宙时间的函数从$z \simeq 4$减小到$z \simeq 0$。我们发现，一个可比的吸积率推断从X射线和光学LF只有当X射线/光通量比与BH质量降低。在$z\simeq 0$附近，$\dot M$下降到基本上亚爱丁顿值，在该值处存在对流主导的吸积流（ADAF）。$\dot M$的这种衰落，可能随后会过渡到辐射效率低下的ADAF，可以解释局部宇宙中不存在明亮的类星体以及附近星系中心吸积黑洞的模糊性。我们认为，下降的类星体人口的吸积率确实是预期在宇宙结构形成模型。
1999-10-12 astro-ph
Local Three-Dimensional Simulations of Magneto-Rotational Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
本文研究了辐射压力超过气体压力的黑洞吸积盘的小尺度动力学。在通量限制扩散近似下，通过数值积分辐射MHD方程来模拟圆盘的局部斑块。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量。磁旋转不稳定性（MRI）导致湍流，其中吸积应力主要是由于磁矩。当辐射被锁定到气体的长度和时间尺度上的波动在湍流中，吸积应力，密度对比度，和耗散的差异不大，在相应的计算与辐射取代额外的气体压力。然而，当辐射扩散每个轨道的距离与MRI的RMS垂直波长相当时，辐射压力在抵抗挤压方面不太有效。大的密度波动发生，压缩运动的辐射阻尼将PdV功转换为光子能量。在具有净垂直磁场的计算中，发现吸积应力在探索的范围内与不透明度无关，并且近似与净场的平方成比例。在零净磁通量的计算中，吸积应力取决于总压力中有效抵抗压缩的部分。当辐射相对于气体快速扩散时，应力较低。我们表明，辐射支持的Shakura-Sunyaev磁盘吸积通过内部磁应力可能在其内部有辐射边缘耦合到湍流气体运动。
2003-04-28 astro-ph
Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Large Magellanic Cloud - III: Accretion Rates from HST-WFPC2 Observations
我们测量了大麦云（LMC，Z~ 0.3Zo）超新星1987 A场中约800颗低质量（~1- 1.4Mo）前主序星的吸积速率。这是第一次确定我们银河系以外的低质量恒星的恒星形成的基本参数。用于推导吸积率的巴耳末连续辐射与H α过剩正相关。这两种现象都被认为是源于拱星盘的吸积，因此它们的同时探测提供了一个重要的证据，证实了主序前的Halpha和UV过剩天体的性质，它们可能是银河系经典TTauri恒星的LMC等价物。在12-16百万年的年龄，具有统计上显著过量的恒星的吸积速率大于1.5 × 10 ^{-8}Mo/yr。相比之下，在银河系中观察到的盘耗散的时间尺度是600万年的量级。此外，银河系中已知的最古老的经典金牛座T星（长蛇座TW，年龄为1000万年）的吸积速率仅为5x 10 ^{-10} Mo/年，比我们在大麦哲伦星系中测量的年龄相当的恒星的吸积速率小30倍。我们的研究结果表明，金属丰度在调节低质量恒星的形成中起着重要作用。
2004-02-21 astro-ph
Three-dimensional MHD Simulations of Jets from Accretion Disks
本文报道了吸积盘与大尺度磁场相互作用形成喷流的三维磁流体动力学（MHD）模拟结果。圆盘不作为边界条件处理，而是自洽求解。为了研究磁流体喷流的稳定性，吸积盘受到非轴对称正弦或随机扰动。喷流速度$(v_z)$、质量流出率$(\dot{M}_w)$和质量吸积率$(\dot{M}_a)$对初始磁场强度的依赖关系在两种非轴对称情况下与轴对称情况下相似。即，$v_z \propto B_0^{1/3}$、$\dot{M}_w \propto B_0$和$\dot{M}_a \propto B_0^{1.4}$，其中$B_0$是初始磁场强度。前两种关系与Michel定常解$v_z \propto (B_0^2/\dot{M}_w)^{1/3}$是一致的，尽管喷流和吸积没有达到定常状态。在这两种扰动情况下，一个非轴对称结构与$m=2$出现在射流中，其中$m$意味着方位波数。这种结构不能用Kelvin-Helmholtz不稳定性来解释，似乎起源于吸积盘。喷流中的非轴对称模式在吸积盘的约1.5个轨道周期后达到几乎恒定的水平，而吸积盘中的所有模式都随着振荡而增长。对于由麦克斯韦应力引起的角动量输运，在较宽的初始磁场强度范围内，垂直分量$<B_ϕB_z/4π>$与径向分量$<B_ϕB_r/4π>$相当。
2005-08-18 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
Magnetically Driven Accretion Flows in the Kerr Metric IV: Dynamical Properties of the Inner Disk
本文继续分析了在Kerr度规下不同黑洞自旋的吸积环面的广义相对论三维MHD模拟。我们专注于初始压力最大值内的束缚物质，在那里气体的时间平均运动是向内的，形成一个吸积盘。我们使用的质量，角动量和能量的流动，以了解在这一地区的动态。在本系列论文I中，随着黑洞自旋的增加，吸积率急剧下降，这可以用电磁传递的角动量的强烈自旋依赖性向外通量来解释;当a/M > 0.9时，这种通量可以与物质携带的向内角动量通量相媲美。在所有的情况下，有向外的电磁角动量通量在整个流动;换句话说，相反的主张，传统的吸积盘理论，一般没有“应力边缘”，没有表面内的应力为零。电磁转矩对内盘吸积的阻滞也改变了表面密度的径向分布，这种效应可能会对可观测的性质（如康普顿反射）产生影响。净吸积角动量被电磁效应充分压低，在旋转最快的黑洞中，质量增长会导致自旋下降。旋转的黑洞也会因坡印廷通量而损失能量;这个速率也是黑洞旋转的强烈递增函数，在非常高的旋转下会上升到静止质量吸积速率的10%或更多。当黑洞旋转得更快时，坡印廷通量的路径从主要在吸积盘内变为主要在漏斗流出内。
2004-09-09 astro-ph
An analytic study of Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion
相对于均匀熵无涡气体作超音速运动的致密物体所产生的绝热激波是熵梯度和涡量的来源。我们对这些问题进行分析。非轴对称瑞利-泰勒和轴对称开尔文-亥姆霍兹线性不稳定性是激波后亚音速吸积流失稳的潜在来源。一个本地拉格朗日方法，以评估这些线性不稳定性的效率。然而，这样的WKB型近似所需的条件满足只有轻微的：沿流线集成的本地增长率的定量估计表明，它们的增长时间是在最好的平流到吸积器上所需的时间相媲美，即使在高马赫数和一个小的吸积器尺寸。尽管这种明显的低效率，这些机制的几个功能定性匹配在数值模拟中观察到的：在气体中均匀熵，不稳定性只发生在超音速吸积物。它是非轴对称的，并开始接近赤道地区垂直于对称轴的吸积体。该机制是更有效的一个小的，高度超音速吸积，也如果激波分离。我们还显示了一个三维数值模拟的例子不稳定吸积的亚音速流与非均匀熵在无穷远。这种不稳定性在性质上类似于在3-D模拟的邦迪-霍伊尔-利特尔顿流中观察到的不稳定性，尽管它既不涉及弓形激波，也不涉及吸积线。
1999-05-18 astro-ph
Accretion of Terrestrial Planets from Oligarchs in a Turbulent Disk
我们研究了类地行星的最终吸积阶段，从火星质量的原行星，形成通过寡头生长在一个磁盘的最小质量太阳星云（MMSN），通过N体模拟，包括随机扭矩施加磁盘湍流由于磁旋转不稳定性。对于扭矩，我们使用Laughlin等人开发的半解析公式。（2004年）。阻尼的轨道偏心率（在所有运行）和I型迁移（在某些运行）由于潮汐与磁盘气体的相互作用也包括在内。我们发现，由湍流力矩和半长轴上的随机游走所产生的轨道偏心率往往会延迟行星的孤立，导致行星比没有湍流的情况下凝结得更多。行星孤立后，偏心率仍然受到抑制。因此，最终行星的数量随着湍流强度的增加而减少，而具有小偏心率的地球质量行星仍然形成。在湍流较强的情况下，在0.5- 2天文单位范围内，最终行星数为4-5颗，这与太阳系在相对较宽的盘面密度范围（~10^{-4}-10 ^{-2}倍MMSN）内的情况相一致。
2006-12-21 astro-ph
