Heating of a Star by Disk Accretion
我们研究了各种方式，其中磁盘吸积可以加热吸积星。这包括1）从盘表面发出的辐射被恒星表面拦截，2）直接穿过盘-星界面的辐射通量，以及3）从盘到恒星的热能平流。对于每一种情况，圆盘和恒星之间的边界层的物理特性对于确定恒星加热的数量至关重要。我们评估的重要性，上面列出的方法加热的恒星吸积前主序星和激变变量，使用最近的模型，在这些系统中的边界层。我们发现，拦截辐射往往是最重要的恒星加热源薄盘系统，如金牛座T星和高$\dot M$激变变量。我们认为，直接辐射通过盘星界面将是不重要的稳态系统。然而，它可能是重要的爆发系统，其中磁盘的温度上升和下降迅速。平流的热能进入恒星成为恒星加热的厚盘系统，如FU Orionis对象的主要来源。
1996-10-16 astro-ph
Particle Heating by Alfvenic Turbulence in Hot Accretion Flows
Goldreich & Sridhar（1995; GS）最近对Alfvenic湍流的研究表明，能量级联几乎完全垂直于局部磁场。结果，回旋共振在耗散湍流能量方面不重要。受GS级联的启发，我们计算了Alfven波的线性无碰撞耗散，其频率远小于质子回旋频率，但与热质子的Larmor半径的数量级的垂直波长。在适合于热吸积流（质子温度远高于电子温度）的等离子体中，耗散的阿尔芬波能量主要加热质子。然而，对于具有$β\lsim 5$的等离子体，其中$β$是气体压力与磁压力之比，GS分析中使用的MHD假设在阿尔芬波的大部分能量耗散之前就失效了;级联如何进行还不清楚。热吸积流，如平流为主的吸积流（ADAF），预计将包含显着的MHD湍流水平。这项工作表明，对于$β\gsim 5$，这种湍流的阿尔文分量主要加热质子。ADAF模型的可行性需要显著的质子加热。我们将我们在ADAF中的粒子加热结果与Bisnovatyi-Kogan & Lovelace（1997）的最新工作进行了对比。
1997-10-13 astro-ph
Heating in an Extended Accretion Disk Corona along the Z-Pattern in Cyg X-2
我们在非常高的光谱分辨率下观察了原型Z源Cyg x-2两次沿其整个X射线光谱变化模式。在这个初步的分析中，我们发现一个扩展的吸积盘电晕表现出莱曼α发射从各种H-类离子，以及发射从He-类离子的Fe和Al，和Li-类离子的Fe。最亮的谱线显示出谱线加宽的范围：类H谱线非常宽，多普勒速度在1100至2700 km/s之间，而其他一些谱线则较窄，宽度为几百km/s。线诊断允许我们第一次确定冠状参数。这些谱线的性质与一个稳定的、延伸到10^10 cm、致密（1 × 10^15 cm^-3）和热（log xi > 3; T > 10^6 K）的吸积盘日冕相一致。我们发现正在进行加热的日冕沿Z-轨道，并确定加热光度从约0.4 L_Edd的水平变化到约1.4 L_Edd的耀斑分支。
2008-12-11 astro-ph
Global Compton heating and cooling in hot accretion flows
热吸积流通常在径向上是光学薄的，因此在一个半径处产生的光子可以传播很长的距离而不被吸收。因此，这些光子可以通过康普顿散射加热或冷却其他半径的电子。这种效应在以往的热吸积流研究中被忽略，这也是本文的重点。如果用$\dot{M}=\dot{M}_0(r/r_{\rm out})^{0.3}$和$r_{\rm out}=10^4r_{\rm s}$描述质量吸积速率，我们发现康普顿散射将分别在$r\la 5\times 10^3 r_{\rm s}$和$r\ga 5\times 10^3 r_{\rm s}$处起冷却和加热作用。具体而言，当$\dot{M}_0>0.1L_{\rm Edd}/c^2$时，康普顿冷却速率大于在一定半径处的局部粘性加热速率，因此冷却效果是重要的。当$\dot{M}_0>2L_{\rm Edd}/c^2$时，$r_{\rm out}$的加热效应很重要。当$\dot{M}_0\la L_{\rm Edd}/c^2$对$r_{\rm out}=50r_{\rm s}$，对应于$L\la 0.02L_{\rm Edd}$时，我们可以得到包含整体康普顿效应的自洽定态解.超过这个速率，康普顿冷却在内部区域是如此强烈，以至于热溶液不能存在。另一方面，对于$r_{\rm out}= 10^5r_{\rm s}$，我们只能得到自洽的解决方案时，$\dot{M}_0\la L_{\…
2008-09-24 astro-ph
Suppression of Gravitational Structure Formation by Cosmological Accretion Heating
随着气球和卫星实验对宇宙微波背景波动频谱的日益精确的信息收集，人们对影响这些观测的不透明度前景来源越来越感兴趣。一个潜在的重要来源是电子散射产生的后复合光度源，这将显着衰减光谱中的高次谐波。如果这样的电离源存在，那么它也会加热宇宙，从而增加金斯质量并抑制早期引力结构的形成。在这里，我们考虑这种加热的影响。我们集中在一种类型的电离源：光度产生的吸积到原始紧凑的对象。我们表明，如果这样的对象产生足够的亮度影响CMB功率谱，那么它们将产生足够的热量，以防止形成1西格玛崩溃的对象，直到红移约5，显着小于红移，否则重子崩溃可能发生。这些过程将使签名能够被NGST、SIRTF和SWIFT等即将推出的工具检测到。
2001-07-31 astro-ph
Dynamics of a Spherical Accretion Shock with Neutrino Heating and Alpha-Particle Recombination
我们研究了中微子加热和α粒子复合对核心坍缩超新星流体动力学的影响。我们的重点是在坍缩中形成的冲击波的非线性动力学，以及它下面的正能量物质的组装。为此，我们使用FLASH2.5在球对称和轴对称下进行了时间相关的流体动力学模拟。这些概括了我们以前的计算，允许体中微子加热和核之间的统计平衡n，p和α。加热速率是自由可调的，就像冲击波的起始半径相对于α粒子的复合半径一样。球对称爆炸涉及到一种超稳定模式的激发，这可被看作是L=0版本的“静止吸积冲击不稳定性”。在2D模拟中，激波的非球形变形是由具有正伯努利参数的物质羽流驱动的，这些物质集中在强中微子加热区之外。只有当加热速率也足够高以激发激波下方的对流时，激波的非球形模式才会达到大的振幅。引起爆炸的临界加热率敏感地依赖于激波相对于复合半径的初始位置。在2D中驱动爆炸所需的热量比在1D中要弱，但差异也取决于冲击波的大小。迫使下落的重核在激波下方分裂成n和p，只会导致临界加热率的轻微增加，除非激波以大半径开始。这表明，中微子（或其他机制）的加热在将激波推到足够远的地方以使复合加热接管过程中起着重要作用。
2009-09-20 astro-ph
Heating and Cooling of Hot Accretion Flows by Non Local Radiation
我们考虑非局部效应时产生的辐射在一个半径的吸积盘通过康普顿散射加热或冷却气体在其他半径。我们讨论三种情况：1。对流主导流动的内部区域的辐射：中等半径处的康普顿冷却气体和大半径处的康普顿加热气体。2.来自外部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却内部的一个或两个温度的热流。3.来自内部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却周围单温流中的热气体。我们描述了以前的结果是如何修改这些非本地的相互作用。我们发现，康普顿加热或冷却的气体中发出的辐射的内部区域的热流是不重要的。同样，当冷流到热流的转变发生在半径大于某个最小值$R_{tr,min}$时，来自外部薄盘的软光子的康普顿冷却可以忽略不计。然而，如果热气流终止于$R < R_{tr,min}$，非局部冷却是如此强烈，以至于热气体在失控过程中被冷却到薄盘配置。在薄盘周围的热的一个温度流的情况下，我们发现，康普顿软辐射冷却占主导地位的局部冷却的热气$\dot{M} \gsim 10^{-3} α\dot{M}_{Edd}$，和$R \lsim 10^4 R_{Schw}$。因此，最大吸积率对流为主的一个温度的解决方案存在，减少了一个因素的$\sim 10$，相比，当地的能量平衡的假设下计算的值。
1997-01-08 astro-ph
Radiative Transfer and Limb Darkening of Accretion Disks
在有限光学厚度的平行平面近似下，重新研究了几何薄吸积盘中的传输方程。在有和无内加热的情况下，解析地得到了出射强度。对于大的或无限的光学深度，出射强度表现出通常的边缘暗化效应，其中强度作为方向余弦的函数线性变化。另一方面，对于小的光学深度，出射强度的角度依赖性急剧变化。在没有加热但在圆盘赤道处有均匀入射辐射的情况下，对于小的光学深度，出射强度变为各向同性。在均匀内部加热的情况下，对于小的光学深度发生临边增亮。我们还着重讨论了几种情况下吸积盘的边缘变暗效应。
2007-11-03 astro-ph
Numerical Analysis on Standing Accretion Shock Instability with Neutrino Heating in the Supernova Cores
本文用数值方法研究了球对称吸积激波对非球扰动的不稳定性。我们想到的是在反弹后阶段坍缩驱动的超新星的应用，其中核心反弹产生的即时冲击波通常会停滞。本文采取实验的立场。使用球对称的，完全稳定的，冲击吸积流作为未扰动状态，我们已经清楚地观察到的线性增长和随后的非线性饱和的不稳定性。在这样做的时候，我们采用了一个现实的状态方程，以及通过中微子与核子的反应加热和冷却。我们已经做了基于球谐分解的模式分析，发现l=1，2的模式不仅在线性区域中占主导地位，而且在非线性耦合产生各种模式并发生饱和之后也占主导地位。通过改变中微子的光度，我们构造了具有和不具有负熵梯度的未微扰态。我们发现，在这两种情况下，不稳定性的增长是相似的，这表明对流并不起主导作用，这似乎也得到了Foglizzo等人最近对吸积流中对流的线性分析的支持。本征频率的实部似乎主要由平流时间而不是由声音交叉时间决定。不管是什么原因，这种不稳定性都有利于激波的复活。
2005-09-26 astro-ph
Stability and heating of magnetically driven jets from Keplerian accretion discs
我们已经进行了3-D数值磁流体动力学（MHD）射流实验，以研究与强环形磁场的不稳定性，并确定是否在射流中的磁配置是不稳定的，类似的情况下，被发现在实验室和分析估计。一个完美的传导开普勒盘固定的密度，旋转速度和压力被用作射流的下边界。能量方程求解，包括自洽计算加热粘性和磁耗散。由此产生的射流演变成时间相关的，非轴对称的配置，但我们发现只有轻微的中断的射流，例如扭结不稳定性。我们发现，磁耗散可能有深刻的影响射流：1）它打开高度卷起的磁场区域，并有助于防止临界扭结的情况下; 2）它影响射流动力学重组的磁场结构和增加热压力在射流中;和3）它影响质量加载通过增加温度和压力在射流的底部。
2002-06-22 astro-ph
Highly Viscous Accretion Disks with Advection
本文考虑平流、径向压力梯度和径向漂移速度对光学厚吸积盘结构的影响。我们集中精力在高粘性盘，$α=1.0$，与大吸积率。与忽略平流的圆盘模型相反，我们发现对于我们所考虑的所有吸积率，都存在从外圆盘区域延伸到内边缘的连续解。我们表明，随着吸积率的增加，音速点向外移动，并在最里面的磁盘区域平流作为一个加热过程，甚至可能主导耗散加热。尽管平流对它的结构很重要，但圆盘仍然是几何上薄的。
1997-01-20 astro-ph
Structure and properties of transition fronts in accretion discs
我们利用高分辨率的含时数值模拟方法研究了白矮星周围的吸积盘在热粘盘不稳定性模型下的结构和性质。冷却和加热锋的热结构分别由辐射冷却和粘性加热主导，除了在加热锋中对流和径向输送能量占主导地位的非常窄的前体区域。冷却锋比加热锋宽得多，但两种类型的锋的宽度都与圆盘的局部垂直尺度高度成比例。我们确认，在一个公平的分数的传播时间的冷却前，内部磁盘的结构是接近自相似。加热锋的速度约为几公里/秒，而冷却锋的速度约为几分之一公里/秒。我们表明，直接测量的速度过渡战线可能无法区分各种处方提出的粘度参数α。椎间盘不稳定性模型的一个自然预测是，波前在椎间盘中传播时会减速，与α的处方无关。对这种效应的观测将证实矮新星爆发是由热粘性不稳定性驱动的。我们的大部分结果也适用于低质量X射线双星，其中吸积对象是一个中子星或黑洞。
1998-11-12 astro-ph
The effects of thermal conduction on the hot accretion flows
热传导被认为是一种可能的机制，通过这种机制，在辐射主导的吸积流中提供了足够的额外加热。我们考虑的极端情况下，其中所产生的能量，由于粘度和能量传输的饱和形式的热传导是平衡的平流冷却。对于这种吸积流的稳态结构，给出了一组自相似解。基于这些解，当径向速度和旋转速度都是亚开普勒时，增加热传导水平具有降低旋转速度的效果，但增加径向速度。传导提供额外的加热，气体的温度随着热传导而增加。
2005-07-24 astro-ph
Gravitational Quenching in Massive Galaxies and Clusters by Clumpy Accretion
我们考虑一个简单的引力加热机制的长期淬火的冷却流和恒星形成的大规模的暗物质晕托管椭圆星系和集群。在>10^12 Mo的晕中，位力冲击加热触发了10^12-13 Mo晕的淬灭（Birnboim，Dekel & Neistein 2007）。我们发现，在大于Mmin~7x10^12 Mo的晕中，长期的猝灭可能是由于宇宙吸积的引力能通过冷流通过冲压压力拖曳和局部激波传递到晕内的热气体。Mmin是通过比较落入势阱的引力功率与总的辐射冷却率而得到的。如果气体内部密度尖点不陡于r^-0.5，并且冷相和热相的质量相当，则加热获胜。这种效应在红移越高时越强，使得后期的维护也更容易。大于10^5 Mo的团块在解体之前以足够的动能穿透到内晕，但它们必须小于10^8 Mo，才能在哈勃时间内做足够的工作。压力限制的~10^4K团块在自身重力作用下是稳定的，一旦低于波诺-埃伯特质量~10^8 Mo，它们就保持气态。它们也对潮汐干扰免疫。如果传导率不太高，在所需质量范围内的团块可能会因外晕的热不稳定性而出现。或者，如果电离通量无效，这些团块可能会嵌入暗物质晕中，但在进入内晕之前，它们会通过冲压压力与暗物质晕分离。对于大质量卫星来说，动力摩擦加热占主导地位，可以贡献总重力加热的三分之一。我们的结论是，宇宙吸积的引力加热是一个可行的替代AGN反馈作为一个长期的淬火机制。
2007-11-05 astro-ph
Coronal heating and emission mechanisms in AGN
在AGN中形成X射线光谱的流行模型假设盘的角动量耗散的大部分发生在携带少量吸积质量的热日冕中。在这里，我讨论的形成磁结构的吸积盘日冕，产生的浮力不稳定性的磁盘和加热的局部耀斑区域的典型的X射线发射温度。我还研究吸积盘冠和ADAF之间的类比，并讨论在这两个吸积模型的相关排放机制，以及如何观测的限制，可以让我们区分它们。
1999-12-10 astro-ph
Accretion Disks Around Young Objects. III. Grain Growth
我们提出了详细的模型，包括尘埃颗粒生长的幂律尺寸分布的照射金牛座T盘。该模型假设尘埃和气体之间的完全混合，并解决了垂直盘结构self-consistentlyincluding恒星辐射以及局部粘性加热的加热效应。对于一个给定的总尘埃质量，晶粒生长被发现，以减少表面的垂直高度，其中恒星辐射的光学深度成为单位，从而局部照射加热，同时增加在毫米和亚毫米波长的磁盘发射。由此产生的磁盘模型的几何厚度比我们以前的模型假设星际介质尘埃，并同意更好地与观察到的光谱能量分布和图像的边缘上的磁盘，如HK Tau/c和HH 30。被认为是确定磁盘质量从长波长发射的晶粒生长模型的影响。
2001-01-25 astro-ph
Are Particles in Advection-Dominated Accretion Flows Thermal?
本文研究了平流吸积流中质子和电子动量分布函数的形式。我们表明，对于所有的吸积率，库仑碰撞是太低效热化的质子。因此，质子分布函数由粘性加热机制决定，这是未知的。然而，电子可以通过库仑碰撞和同步加速器光子的发射和吸收相当有效地交换能量。我们发现当吸积率大于爱丁顿吸积率的\sim 10^{-3}时，电子在整个吸积流中具有热分布.对于较低的吸积率，电子分布函数由电子的加热源决定，这主要是绝热压缩。利用绝热不变性原理，我们证明了在粒子能量变为相对论性之前，无碰撞气体在绝热压缩下保持热分布。我们导出了一个新的，非热的，相对论能量的分布函数，并提供了从这个分布的同步辐射的解析公式。最后，我们讨论了它的影响，从ADAF的发射光谱。
1997-05-09 astro-ph
Modelling Shock Heating in Cluster Mergers: I. Moving Beyond the Spherical Accretion Model
团内介质（ICM）的热历史是复杂的。来自星系团合并、活动星系核和星系风的热量输入抵消了ICM的冷却，甚至可能使ICM的冷却停止。因此，决定ICM性质的过程在决定星系如何形成方面起着关键作用。在本文中，我们专注于在集群合并的ICM的冲击加热，最终的目的是将这种机制的半解析模型的星系形成。我们使用一套流体动力学模拟跟踪理想的两体合并的ICM的演变。我们发现，通过考虑气体熵在合并过程中的演化，可以相对简单地理解ICM的加热。我们研究产生熵的过程，以了解为什么以前的分析冲击加热模型失败。我们发现：（1）在碰撞中被热化的能量大大超过了系统第一次接触时可用的动能。较小的系统在被破坏之前深入到势阱中。(2)对于质量不等的合并，大部分能量在质量更大的部分中被热化。较小系统的加热较小，其气体下沉到最终系统的中心。(3)大部分熵的产生发生在两个不同的事件中。第一幕发生在核心碰撞之后，当产生从中心向外传播的冲击波时。这导致组合系统迅速膨胀并超过流体静力平衡。第二个情节发生在这种材料在重新坍塌时受到冲击加热。这个修正的熵产生模型大大提高了我们对宇宙气体模拟的物理理解。
2007-01-11 astro-ph
Accretion disks around Black Holes with Advection and Optical Depth Transition
考虑了平流、径向压力梯度和径向漂移速度对黑洞周围吸积盘结构的影响，并对光学厚/薄跃迁进行了适当的描述.我们集中精力研究具有大吸积率的模型。与忽略平流的圆盘模型相反，我们发现对于我们所考虑的所有吸积率，都存在从外圆盘区域延伸到内边缘的连续解。我们表明，随着吸积率的增加，音速点向外移动，并在最里面的磁盘区域平流作为一个加热过程，甚至可能主导耗散加热。尽管平流对它的结构很重要，但圆盘仍然是几何上薄的。构造并分析了对流吸积盘的整体解，它连续地描述了光学厚的外区和光学薄的内区之间的过渡。
2004-10-10 astro-ph
Inner region accretion flows onto black holes
我们在这里研究的内部区域吸积流到黑洞。提出了各种模型。我们还讨论了粘性机制在各种情况下，银河系黑洞和超大质量黑洞和热吸积盘的标准吸积盘。有关工作在这里提出的统一方面的磁盘吸积到超大质量黑洞和可能的耦合厚盘光束的内部区域。我们还探讨了其他吸积流的情况。我们的结论是，各种情况下产生高温的内流和粘度可能不高于α $\sim$ 0.01。
1999-09-29 astro-ph
Advection Dominated Accretion Flows Around Kerr Black Holes
我们推导了建立一个对流冷却的、非常热的、光学薄的黑洞周围吸积盘的全球广义相对论模型所需的所有相关方程，并给出了描述克尔黑洞的引力场中对流占主导地位的流动的解。
1996-07-03 astro-ph
Evolution of a Rotating Black Hole with a Magnetized Accretion Disk
利用一个简化的黑洞-吸积盘系统讨论了吸积盘对Blandford-Znajek过程和黑洞演化的影响，其中假设吸积盘上的强磁场控制吸积速率.给出了黑洞的质量和角动量的演化公式，并通过数值计算进行了讨论。
2000-08-23 astro-ph
Jet enhanced accretion growth of supermassive black holes
研究了盘驱动喷流对宇宙学超大质量黑洞吸积生长的影响。喷流的存在增强了质量增长率，因为对于给定的光度，质量吸积率比标准吸积盘理论预测的要高（或者等价地，对于固定的质量吸积率，辐射效率e_r比标准吸积盘理论预测的要低）。由于喷流带走的吸积物质很少，在喷流活动期间，较大比例的静止质量可以到达黑洞。我们定量地表明，在满足观测约束e_r > 0.1的同时，使一个快速旋转的黑洞通过红移z ~ 6增长到质量约为10^9太阳质量所需的条件，对于喷流增强的盘吸积比标准盘吸积的限制要少得多，标准盘吸积需要高得令人难以置信的超爱丁顿吸积率。此外，喷流增强的吸积增长提供了一个可行的解释观测到的黑洞质量和类星体的射电响度之间的相关性。
2008-02-07 astro-ph
Magnetic Field Limitations on Advection Dominated Flows
最近的论文讨论平流为主的吸积流（ADAF）作为天体物理吸积问题的解决方案应谨慎对待，因为他们的不确定的物理基础。ADAF的建议涉及忽略磁场重联加热的等离子体流，假设电子加热仅由于二进制库仑碰撞与离子。在这里，我们分析的物理过程中，光学薄吸积流在低吸积率，包括一个均分湍流磁场的影响。在这些条件下，重联会不断破坏磁通量。重连预计将显着加热电子，可以有效地发射磁制动辐射。由于这种电子发射，ADAF的辐射效率不小。我们认为，附近的星系黑洞的小光度是由于外流，而不是ADAF吸积。
1999-02-24 astro-ph
Jets Driven by Accretion Onto Spinning Black Holes
我们提出了一个克尔黑洞吸积驱动喷流的理论模型，并试图回答以下问题：为了驱动活动星系核中的相对论喷流，从一个旋转的黑洞及其吸积盘中可以提取多少能量？
2005-05-19 astro-ph
State-or-the-art Accretion and Wind Solutions Around Black Holes
我们报告所有可能的基本解决方案的平流盘模型，并用它们来解释主要的观测黑洞候选人。
2000-12-29 astro-ph
Relation of Light Curve Behaviour with Accretion Rates in Black Hole Candidate GRS1915+105
本文报道了GRS 1915+105光变曲线的一些性质，并用净吸积率的变化对它们进行了解释。
2000-12-29 astro-ph
Can Supermassive Black Holes alter Cold Dark Matter cusps through accretion?
我们提出了一些简单的模型来确定冷暗物质被超大质量黑洞吸积在天体物理学上是否重要。与文献中的一些说法相反，我们表明，超大质量黑洞不能通过吸积显着改变幂律密度尖点，无论是在合并或在稳态。
2002-10-30 astro-ph
Super-Eddington accretion disc around a Kerr black hole
计算了具有超爱丁顿吸积率的快速旋转黑洞周围吸积盘的结构。平流作用使圆盘的亮度和高度减小。当粘性系数α> 0.03时，吸积流严重偏离热力学平衡，中心区域过热。随着吸积速率的增加，流动温度急剧增加，达到最大值，然后下降。最大值是在平流为主的吸积制度。大质量黑洞（M=10^8 M_sun，α =0.3）周围圆盘的最高温度约为3 × 10^8 K。在类星体和星系黑洞候选者中，具有大吸积率的圆盘可以发射X射线。
1998-02-11 astro-ph
Unipolar Induction of a Magnetized Accretion Disk around a Black Hole
确定了旋转吸积盘在黑洞周围产生的电磁场的结构和大小。圆盘物质被假定为具有冻结极向磁场的磁化等离子体。在圆盘外采用真空近似。
2003-01-27 astro-ph
Extracting Energy from Accretion into Kerr Black Hole
通过将物质吸积到克尔黑洞中，将静止质量转化为能量的最高效率为~ 31%（Thorne 1974）。我们提出了一个新的过程中，从薄盘吸积的时期，和相关的自旋的黑洞，交替与没有吸积和磁转移的能量从黑洞磁盘的时期。这些周期可以无限重复，至少在原则上，黑洞质量每周期增加约66%，吸积的静止质量的约43%被圆盘辐射掉。
2000-03-13 astro-ph
Time-dependent Hypercritical Accretion onto Black Holes
本文给出了不同初始条件下超爱丁顿球吸积到黑洞上的随时间变化的数值研究结果。我们研究了定态解的稳定性、激波模型的非线性演化和膨胀介质中的含时吸积。
1996-12-10 astro-ph
An accretion model for the growth of the central black hole associated with ionization instability in quasars
提出了一个与类星体盘电离不稳定性相关的吸积模型，讨论了宿主星系中心黑洞的生长，其中黑洞与宿主星系核球的质量比是该模型的自然结果.
2002-11-19 astro-ph
Accretion onto Intermediate-Mass Black Holes in Dense Protogalactic Clouds
我们提出的第一个结果，从二维模拟的辐射效率吸积的无金属气体到中等质量的黑洞。我们固定了在事件视界附近产生的辐射的谱能量分布的形状，研究了在半径为10^{14}-10 ^{17} cm的三个数量级范围内从黑洞辐射的低角动量吸积流的结构，对于一个100 M太阳的黑洞.中心源的亮度与气体穿过内边界的吸积速率成正比，我们将内边界设置在音速半径内。我们发现，光电离加热和辐射压力修改的结构的流动。当周围气体密度为10^7 cm^{-3}时，吸积是间歇性的，平均减少到爱丁顿极限速率的32%，比忽略辐射计算的“邦迪”速率低两个数量级，与简化的理论模型一致。即使向黑洞附近供给高密度气体，通过加热和辐射压力也会使吸积变得无效。
2008-12-13 astro-ph
Theory of disk accretion onto supermassive black holes
吸积到超大质量黑洞上，既产生了与活动星系核有关的戏剧性现象，也产生了在银河系中心和大多数其他邻近星系中看到的平淡无奇的现象。我回顾了当前对黑洞吸积的理论认识，强调了磁流体动力学湍流和引力不稳定性在驱动实际吸积中的作用，以及冷却效率在确定吸积流的结构和观测外观中的重要性。正在进行的调查的动力学的暴跌地区，在吸积过程中的变异性的起源，和翘曲，扭曲，或偏心盘的演变进行了总结。
2004-05-10 astro-ph
Fundamental States of Accretion/Jet Configuration and the Black Hole Candidate GRS1915+105
黑洞吸积的对流盘范式包括激波的自洽形成和激波后区域的流出。我们应用这个范例来理解黑洞候选者GRS 1915 +105的光变曲线的丰富变化。我们提出，在五种可能的{ \it基本状态}中，黑洞候选者GRS 1915 +105在其中三种状态中移动，从而产生所有可能观测到的光变曲线。
2000-12-29 astro-ph
Electron Heating in Hot Accretion Flows
局部（剪切盒）模拟的非线性演化的磁旋转不稳定性在无碰撞等离子体表明，角动量输运的压力各向异性（$p_\perp \ne p_\parallel$，其中的方向定义相对于本地磁场）是由于麦克斯韦和雷诺应力。压力各向异性，这是一个有效的大规模的粘度，出现，因为绝热不变量相关的$p_\perp$和$p_\parallel$在波动的磁场。在无碰撞等离子体中，压力各向异性的大小以及粘度由回旋频率下的动力学不稳定性决定。我们的模拟表明，$\sim 50$ %的引力势能直接转换成热量在大尺度上的粘性应力（剩余的能量损失的网格尺度数值耗散的动能和磁能）。我们表明，电子接收到的显着分数（$\sim [T_e/T_i]^{1/2}$），这种耗散的能量。利用这种加热的各向异性粘性应力在一维模型中的辐射效率低的吸积流，我们发现，流量的辐射效率大于0.5%的$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} \dot{M}_{Edd}$。因此，低吸积率，而不仅仅是低辐射效率，是解释许多吸积黑洞的低光度所必需的。对于银河系中心的Sgr A*，我们预测的辐射效率意味着$\approx 3 \times 10^{-8} M_\odot {\rm yr^{-1}}$的吸积率和$\approx 10$史瓦西半径处的电子温度为$\approx 3 \times 10^{10}$ K;后者与VLBI观测推断的亮度温度一致。
2007-09-18 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Black hole mass decreasing due to phantom energy accretion
给出了相对论性理想流体在Schwarzschild黑洞上吸积的稳态解。该解是Michel解的推广，适用于暗能量吸积问题。结果表明，幻影能量的吸积伴随着黑洞质量的逐渐减小。所有黑洞的质量在接近大撕裂的幽灵能量宇宙中趋于零。
2004-03-07 astro-ph gr-qc
Fluid accretion onto a spherical black hole: relativistic description versus Bondi model
本文用广义相对论的方法描述了球对称稳态流体在黑洞上的吸积。相对论效应增强质量吸积，相比邦迪模型的预测，在这种情况下，当逆反应被忽略。这种增强依赖于绝热指数和渐近气体温度，在超相对论区域，它可以将吸积放大一个数量级。
1999-07-07 astro-ph gr-qc
Advection-Dominated Accretion around Black Holes
本文综述了平流主导吸积流（ADAF）的物理学，并介绍了几个黑洞X射线双星和星系核的应用。强调了利用ADAF探测黑洞事件视界的可能性。
1998-03-12 astro-ph gr-qc
Nucleosynthesis in Advective Accretion Disks Around Galactic and Extra-Galactic Black Holes
我们计算了黑洞周围平流盘内物质的核合成。我们表明，传入的物质的组成可以改变显着依赖于吸积率和吸积盘。这些工作是对Chakrabarti，Jin & Arnett（1987）在有平流存在的厚吸积盘中工作的改进。
1998-07-10 astro-ph gr-qc
