Winds and Accretion in Young Stars
建立来自形成恒星的吸积动力风的起源对于理解恒星-盘相互作用区域的角动量演化至关重要。在这里，吸积动力风的高速分量被发射，吸积恒星被向下旋转，无视磁层吸积期间预期的向上旋转。金牛座T星在最后阶段的磁盘吸积提供了一个独特的机会，研究吸积和风之间的联系，以及它们与恒星自旋。虽然高速度金牛座T风的光谱指标已经知道了几十年，线的He I 10830提供了一个有前途的新的诊断，以探测磁控星盘相互作用和风发射区。这条谱线的高不透明性和共振散射特性为漏斗流和内风的几何结构提供了强有力的探测工具，它与其他原子和分子的谱线一起覆盖了广泛的激发和电离状态，表明恒星和盘之间的磁相互作用以及随后发射的内高速风对盘吸积率很敏感。
2008-09-21 astro-ph
The influence of winds on the time-dependent behavior of self-gravitating accretion discs
由于风的存在，我们采用与半径有关的质量损失率来研究风对等温自引力吸积盘时间演化的影响。我们的相似性和半解析解描述了系统在慢吸积极限下的时间演化。无论风的存在与否，圆盘的内部和外部结构都是不同的。我们表明，风的存在将导致减少的表面密度的内部和外部的光盘相比，无风的解决方案。此外，径向速度显着增加，在外部的磁盘，然而，吸积率下降，由于减少表面密度相比，无风的解决方案。根据我们的解决方案，在圆盘的内部，由于风引起的质量损失可以忽略不计。但是，这个无风内部区域的径向尺寸随着风力的增强而变小。
2009-01-27 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
A simultaneous solution scheme for coupled transonic accretion-wind systems
我们讨论了一个{ \it非自相似分析模型}能够解释形成的吸积动力的银河系和河外喷流。
2002-12-09 astro-ph
Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
2005-10-03 astro-ph
Numerical Computation of Two Dimensional Wind Accretion of Isothermal Gas
本文发展了一种计算等温风吸积流的新的数值算法，并应用于二维平面对称风吸积流的流体动力学分析。极坐标用于确保物体附近的精细分辨率。结果表明，在吸积过程中，形成了一个薄的吸积柱，并呈现出波浪状的振荡。小的吸积盘在物体周围暂时形成。质量吸积率和角动量吸积率呈现准周期振荡。振荡的幅度取决于内边界的大小、网格点的数量和计算方法。当内边界尺寸越小，网格越细，数值格式越精确时，振荡的幅度越大。
1998-05-28 astro-ph
Tomographic Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables - Flickering and Wind
连续谱和发射线闪烁都是与质量吸积过程直接相关的现象。在这项工作中，我们模拟吸积盘多普勒地图，包括风和闪烁的耀斑的影响。计算了合成闪烁多普勒图，并探讨了闪烁参数对合成闪烁多普勒图的影响。喷流和风出现在许多存在吸积盘的天体中。在激变变星（CV）中通常不存在喷流，但有证据表明许多物体的质量会因风而损失。CV是研究吸积盘进而研究与这些盘相关的风的理想对象。我们还提出了模拟的吸积盘，包括存在的风与轨道相位分辨率。得到了光学区的合成H-α谱线轮廓，并计算了相应的多普勒图。并探讨了风场模拟参数对风廓线的影响。从这项研究中，我们验证了光学粗线和/或发射扩散材料进入主罗氏瓣是必要的，以产生单峰线的轮廓，经常看到的CV。这些影响的未来会计解释多普勒断层扫描重建。
2007-11-22 astro-ph
Polarization change due to fast winds from accretion disks
吸积盘产生的辐射中，有一部分可能被从吸积盘吹走的风汤姆逊散射。采用一个简单的风的平面平行模型，我们计算了散射辐射的偏振，发现它的符号取决于风速，β =v/c。在0.12 <β < 0.78的情况下，偏振平行于盘法线，即，它与预期来自吸积盘的标准的Erasekhar极化正交。电子-正电子风的速度可能在0.5阶平衡值β * 附近饱和，此时加速辐射压与康普顿阻力平衡。然后，由风引起的偏振变化最为显著。这可能有助于调和标准的吸积盘模型与光学偏振观测的非耀变体活动星系核。
1998-02-11 astro-ph
Viscosity-Driven Winds from Magnetized Accretion Disks
我们提出了一个分析模型，其中一个低效辐射的吸积盘驱动向上风从它的表面。吸积过程是同时控制的全球磁场穿透磁盘和吸积等离子体的粘度。它示出，能量径向向外输送内的吸积流，与粘性角动量运输在同一方向上，并且这种附加的能量从内部部分的磁盘部分使得后者有可能驱动一个向上的风。指定风的强度的参数根据自然引入的粘性参数唯一地确定。
2003-06-17 astro-ph
Disk Winds and the Accretion--Outflow Connection
本文综述了近年来关于年轻天体中星周吸积盘与喷流之间关系的观测和理论研究结果。然后，我们提出了一个理论框架，解释吸积动力，离心驱动的风从磁化吸积盘的射流。本文介绍了近年来这类外流的数值模拟研究进展。我们还讨论了磁化原恒星盘的结构，强调大规模的作用，开放的磁场可以发挥角动量输运。
1999-03-11 astro-ph
Criterion for Generation of Winds from Magnetized Accretion Disks
本文提出了一个全球磁场中非辐射吸积流的解析模型。该模型解中的物理量采用分离变量形式，其径向部分为包含一个风强度参数的简单幂律函数。得到了几种数学上等价但物理上不同的风力发电判据表达式。它还建议，风的产生是干预的结果，重新分配当地可用的引力能的一些机制，伯努利和可以是一个很好的指标，这种机制的存在。
2001-08-29 astro-ph
Accretion of cool stellar winds on Sgr A*: another puzzle of the Galactic Centre?
Sgr A * 目前正受到来自一群引力束缚的年轻质量松散恒星的风的滋养。利用对这些恒星的轨道、质量损失率和风速的观测约束，我们数值模拟了Sgr A * 周围~0.1--10 "区域的气体分布。我们发现，辐射冷却最近发现的慢风导致许多冷丝和斑点的形成，并薄而轻的吸积盘约弧秒尺度。然而，圆盘并没有一直延伸到我们的内部边界。相反，热的X射线发射气体占主导地位的内部弧秒。在我们的模拟中，冷气流经常在低角动量轨道上进入该区域，然后被破坏并加热到环境热气体温度。因此，Sgr A * 周围的吸积气体是两相的，具有在X射线波长下可观察到的热组分和冷组分，这可能是Sgr A * 发射在数百年和数千年时间尺度上的大部分时间变化的原因。我们得到的吸积速率是10 ^-6毫太阳/年的几倍，与钱德拉的估计一致，但在甚至短于百年的时间尺度上是可变的。这些结果强烈地依赖于所选择的恒星轨道和风参数。因此，进一步的观测输入是更好地模拟Sgr A * 风吸积的关键。
2005-03-22 astro-ph
Interaction between stars and an inactive accretion disc in a galactic core
我们讨论了一个中心星团的结构，其动力学的影响由一个超大质量黑洞的引力和吸积盘的轨道恒星的耗散相互作用。我们还考虑了圆盘自引力的影响。我们表明，集群的属性主要是由径向分布的磁盘表面密度。为了这个目的，我们开发了一个简单的稳态模型的中央集群，我们估计恒星迁移到中心的速度。这个模型是相关的活动星系核（AGN）的中心区域，其中包含一个相当密集的吸积介质。顺便说一下，我们也简要地提到了一种可能性，即在我们银河系的中心可能存在一个化石（不活跃）盘。这样一个假想的圆盘可以扰动恒星的运动，使它们处于高度椭圆的轨道上，近心点距离很小。所需的圆盘质量小于中心黑洞质量的百分之一，即低于目前银河系中心S星轨道参数精度所允许的上限。
2005-01-31 astro-ph
The Influence of Hydrodynamical Winds on Hot Accretion Disk Solutions
研究了可能存在的流体动力风对热吸积盘解性质的影响。结果表明，在有风存在的情况下，平流主导的分支维持了圆盘结构随温度、$θ\propto 1/r$、光学厚度$τ\propto r^{P-1/2}$和吸积率$\dot m \propto r^P$的自相似解.基于全球解决方案，冷却由于风能损失和平流被发现是同样重要的。对于一个广泛的粘度和风参数，温度约为十分之一的维里值和$P \approx 0.9$，独立的质量吸积率和半径。在通过软光子的不饱和康普顿化进行冷却的背景下，也存在辐射冷却、平流和风冷却很重要的解决方案。在这种情况下，风力调节解决方案是可能的。在这里，径向依赖的临界质量吸积率以上的解决方案不存在的是不变的，从那些解决方案没有风。风/平流为主的解决方案是局部不稳定的一种新的类型的不稳定性称为“风驱动的不稳定性”，其中风的存在导致磁盘是不稳定的长波长扰动的表面密度。这种不稳定性的增长率与辐射冷却与重力能量耗散率的比率成反比，并且对于足够小的辐射冷却效率，它可以在比盘中的粘性时间尺度长得多的时间尺度上增长。
2001-02-07 astro-ph
Turbulence-driven Polar Winds from T Tauri Stars Energized by Magnetospheric Accretion
前主序星被观测到被吸积流和某种风或喷流包围。马特和普德里茨最近的研究表明，如果经典的金牛座T型恒星表现出质量损失率约为吸积率0.1倍的恒星风，那么恒星风可以带走足够的角动量，使恒星不会因吸积而不切实际地旋转起来。本文提出了一套初步的理论模型的吸积驱动风的极地地区的金牛座T星。这些模型是基于最近发表的太阳日冕加热和风加速的自洽模拟。除了对流驱动的MHD湍流（在太阳的情况下占主导地位），我们增加了另一个来源的波能量在光球，是由等离子体的影响，在邻近的通量管进行磁层吸积。根据MHD波产生的远场论定量确定的这一附加能量足以产生至少为吸积速率0.01倍的类金牛座T质量损失速率。虽然仍然低于有效去除角动量所需的水平一个数量级，但这些是金牛座T风的第一个自洽模型，与一系列观测质量损失约束相当吻合。最年轻的恒星风模型受到阿尔芬波压的支持，它们具有低温（“扩展色球”），并且它们可能不稳定，形成远离恒星的反向传播激波和团块。
2008-08-18 astro-ph
Radiative Transfer in Relativistic Accretion-Disk Winds
在平面平行近似下，在完全狭义相对论处理下，研究了相对论吸积盘风中的辐射转移。对于流速和源函数均为常数的平衡流，给出了出射光强的解析表达式。在这样的平衡流中，由于源函数是常数，通常的边缘变暗效应不会出现。然而，由于与风的相对论运动相关联的多普勒效应和像差效应，出射强度朝向流动方向强烈增强。这就是{ \it相对论峰效应}。因此，当我们在任意方向上观察相对论风和喷流时，我们仔细地对待和估计它们的出现。
2007-11-09 astro-ph
Orbital elements of barium stars formed through a wind accretion scenario
以总角动量守恒代替切向动量守恒，并考虑轨道偏心率e的平方项和高次项，计算了风吸积情况下双星轨道根数的变化。这些新的方程被用来定量地解释正常G、K巨星和钡星的观测（e，logP）性质。我们的结果反映了从G，K巨星双星到钡双星的演化过程，而且，具有更长轨道周期P>1600天的钡星可能是通过风吸积方案吸积了部分内禀AGB星的喷出物而形成的。
2000-11-06 astro-ph
The heavy-element abundances of AGB stars and the angular momentum conservation model of wind accretion for barium stars
采用新的s-过程核合成方案和分支s-过程路径，计算了太阳金属丰度为3M_sun的TP-AGB星的重元素丰度和C/O比。计算结果很好地解释了AGB星从M星到S星再到C星的演化序列。然后结合风吸积的角动量守恒模型和TP-AGB星表面的重元素丰度，计算了连续脉冲吸积和混合过程中钡星的重元素过丰度。我们的结果支持了长轨道周期（P>1600天）的钡星是通过风吸积形成的。
2000-11-06 astro-ph
Galactic dynamos with captured magnetic flux and an accretion flow
我们研究的行为的轴对称星系发电机模型与径向吸积流的磁盘。我们还引入了穿过银河系中平面的垂直磁通量，以模拟银河系形成时捕获的大规模磁场的存在。被捕获的垂直通量守恒，并通过径向流向盘中心平流。我们确认，通过银河系盘的一个重要部分，几公里/秒的幅度的吸积流可以显着抑制发电机行动。此外，垂直通量的平流一般会导致混合宇称星系场。然而，这种效应是非线性和非加性的--全球磁场能量通常明显小于纯发电机产生的能量和纯平流场能量的总和。对于大的流入速度，可能会出现一种“半发电机”作用。我们应用我们的结果的积累和重新分配，由径向流入，垂直磁通量捕获的银河系盘。取代表性值，似乎很难获得银河系中心附近的平均垂直场超过10微高斯，这主要是因为银河发电机和湍流磁扩散在外部磁场到达盘中心之前对其进行了修改。
2001-03-31 astro-ph
Spectral Signatures of Winds from Accretion Disks Around Black Holes
结果表明，在星系微类星体中，硬X射线谱指数随风/喷流活动而改变。当发生质量损失时，光谱变得更柔和，当发生质量增加时，光谱变得更硬。我们在GRS 1915 +105中给出了这种变化的例子。
2005-01-14 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics Confronts Theory: Formation of Standing Shocks in Accretion Disks and Winds Around Black Holes
本文给出了薄吸积盘和风的数值模拟结果。为此，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）技术。我们表明，模拟同意与最近的理论工作的冲击形成。最重要的结论是无粘流中的激波是极其稳定的。对于第一次，我们的工作也消除了在绝热流中的冲击的位置和稳定性方面的模糊性。
1993-10-27 astro-ph
Accretion-Induced Collimated Fast Wind Model for Eta Carinae
我提出了一个方案，以占快速极地外流检测到被炸毁的海山二在2000年。这种情况也说明了1998年和1999年没有这种流动的原因。这个假设是基于船底座η星的二元性质。这两颗恒星吹来的风的碰撞，特别是在近星点通道附近，减缓了大约5%的Eta Carinae吹来的风，即，大质量的主星，这样它就能与系统保持联系我假设大部分的质量是由船底座伊塔星在它的轨道速度低得多的时候，通过赤道吸积回来的。这种回流物质的质量增加率可能会变成在离星通道附近风的质量损失率的25%。如果回流物质具有足够的比角动量，它可以形成一个吸积盘，并可能导致在恒星风之上形成极向准直快风（CFW）。
2003-06-18 astro-ph
Accretion powered spherical wind in general relativity
利用完全广义相对论计算，我们研究了非旋转黑洞在球形吸积过程中产生质量外流的可能性。引入相对论性强子压力支撑的稳定、静止、球对称的Schwarzschild黑洞激波面作为可能产生球风的有效物理势垒，通过同时求解描述球对称、跨音速、多方吸积和史瓦西黑洞周围的风。我们不仅提供了一个足够合理的估计$R_{\dot m}$，我们还成功地研究了依赖性和变化的各种物理参数上的流量。我们的计算表明，独立于初始边界条件，这种冲击产生的风的重子物质含量总是与激波后的流温度。
2002-12-04 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds III: Local Ionization Equilibrium
我们提出了随时间变化的线驱动的吸积盘风的激变变量系统的数值流体动力学模型，并计算风的质量损失率和终极速度。该模型是2.5维的，包括辐射加热和冷却过程的能量平衡条件，并包括局部电离平衡线辐射力参数的时间依赖性和空间依赖性。辐射场被假定起源于光学厚的吸积盘。风离子总数是在局部电离平衡由光电离和辐射复合决定的假设下计算的，类似于光电离星云。我们发现一股稳定的风从吸积盘流出。辐射加热倾向于维持盘表面附近高密度风区的温度，而不是冷却。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 4 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。这些结果证实了在我们早期的恒定电离平衡绝热CV风模式中发现的一般速度和密度结构。此外，我们在这里建立2.5维数值模型，可以扩展到类星体/活动星系核风的地方电离平衡将发挥关键作用的整体动力学。
2002-09-17 astro-ph
Instability of an accretion disk with a magnetically driven wind
我们提出了一个线性分析的吸积盘的稳定性，其中的角动量是由离心驱动的风所施加的磁力矩。的影响的依赖性的风转矩的磁场强度和倾斜度，由于磁力的子开普勒旋转，和压缩的磁盘的字段被包括在内。一个WKB色散关系的稳定性问题。我们发现，如果风力矩很大，圆盘总是不稳定的。在较低的风力矩下，如果旋转接近开普勒，也会发生不稳定性。不稳定性的增长时间尺度可以和轨道时间尺度一样短。这种不稳定性主要是质量通量对盘表面磁场倾角变化的敏感性造成的。如果风力矩小，磁盘中的磁扩散稳定。
2001-08-30 astro-ph
A Wind Driven Warping Instability in Accretion Disks
经过表面的风可能会导致表面的不稳定性，例如风吹过旗帜时看到的拍打或风吹过水面时看到的波浪。我们表明，当一个径向外流风吹过一个密集的薄旋转盘，一个最初的平面盘是不稳定的翘曲。当风为亚音速时，增长率取决于风产生的升力以及压力扰动和阻力引起的盘中垂直位移之间的相位滞后。当风是超音速时，增长率主要取决于由表面引起的形状阻力。虽然普林格尔提出的辐射翘曲不稳定性是有前途的发光吸积物体附近产生翘曲，我们预计这里介绍的风驱动的不稳定性将占主导地位的物体产生能量外流。
2001-08-09 astro-ph
Wind accretion in binary stars - I. Mass accretion ratio
为了研究密近双星系统中的质量传递，进行了三维流体动力学计算，其中一个组件通过风经历质量损失。假设质量比为1。失去质量的恒星的半径大约是两颗恒星之间距离的四分之一。对比热比γ =1.01和5/3的气体进行了计算。质量损失被假定为热驱动，因此另一个参数是质量损失恒星上气体的声速。在这里，我们把注意力集中在两个功能：流量模式和质量吸积比，我们定义为质量吸积率到同伴的质量损失率从质量损失的主星的比率。我们的特点是流的平均法向风速的临界洛希表面的质量损失的明星，Vr。当Vr<0.4 A Ω（A和Ω分别为双星之间的距离和双星的角轨道频率）时，我们得到了Roche瓣溢出（RLOF），而当Vr>0.7 A Ω时，我们观察到风吸积。我们在这两种极端情况之间发现了非常复杂的流动模式。我们推导出了低速区和高速区的质量吸积比的经验公式。
2004-03-15 astro-ph
Accretion vs colliding wind models for the gamma-ray binary LS I +61 303: an assessment
LS I +61 303是一个令人困惑的Be/X射线双星，在TeV能量下具有可变的伽马射线发射。致密物体的性质和高能发射的起源尚不清楚。一类模型在B星风和相对论脉冲星风碰撞产生的冲击波中调用粒子加速，而另一类模型则集中在由吸积提供动力的相对论性喷流上。最近的高分辨率射电观测显示出一个假定的“彗星尾”指向远离近星点附近的Be星，被引用作为脉冲星风模型的支持。我们希望在这里进行定量评估的这些竞争模式，这一特殊的来源。我们应用三维SPH程序对脉冲星风相互作用和吸积喷流模型进行了动力学模拟。前者产生的风-风相互作用表面的形状的描述。后者提供了一个估计的吸积率。结果允许关键的评估两个不同的模型如何面对数据在各种波段下的一系列条件。当一个帐户的三维动态风的相互作用下的B星和脉冲星风的相对强度的现实约束，所产生的形式的相互作用前不匹配的假定的“彗星尾”声称从无线电观测。另一方面，吸积喷流模型的动力学模拟表明，吸积功率的轨道相位变化包括一个次宽峰远离近星点，从而提供了一个合理的方式来解释观测到的TeV伽马射线发射向apastron。我们的结论是，碰撞风模型是不清楚地建立LS I +61 303，而吸积喷流模型可以重现观测到的TeV γ射线发射的许多关键特征。
2007-08-14 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds II: Adiabatic Winds from Nonisothermal Disks
本文对激变变星系中线驱动的吸积盘风进行了数值模拟。我们计算风的质量损失率，终极速度，和线轮廓CIV（1550 A）的各种视角。该模型是2.5维的，包括能量平衡条件，并计算辐射场作为附近的光学厚吸积盘的位置的函数。模型结果表明，离心力产生的碰撞的流线在磁盘风，这反过来又产生一个增强的密度区域，强调的必要性，二维计算，这些力量可以表示。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 8.0 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。我们得到的线轮廓是一致的，在其一般形式的观测，特别是在大约一半的终极速度的蓝移分量的最大吸收，在由吸收组件所暗示的风速的大小，在发射组件的半高宽，并在倾斜角的强烈依赖。
2000-11-03 astro-ph
Spectral Models of Advection-Dominated Accretion Flows with Winds
我们计算谱模型的对流为主的吸积流，考虑到可能性，显着的质量可能会失去风。我们将模型应用于软X射线瞬态V404 Cyg在静止和银河系中心源Sgr A*。我们发现，有质量损失率之间的风和参数的吸积流的微观物理特征的质量退化，特别重要的是$δ$，加热电子的湍流能量的分数。对于小的$δ$，目前对软X射线瞬变和Sgr A* 的观测表明，至少$\sim 10 %$的大半径质量必须到达中心物体。然而，对于大的$δ\sim 0.3$，具有显著更多质量损失的模型与观测结果一致。我们还讨论了对流占主导地位的吸积流模型施加的NGC 4649和其他附近的椭圆星系最近的无线电观测的约束。最后，我们强调未来的意见，这可能会澄清在亚爱丁顿吸积流的质量损失的重要性。
1998-10-08 astro-ph
Effects of wind on radiation spectra from magnetized accretion disks
本文根据作者之一最近得到的解析解，研究了风对全球磁场中低辐射吸积流产生的谱的影响。结果表明，随着风力的增强，韧致辐射谱的中频负斜率变陡，热同步辐射与韧致辐射的光度比减小。这两种效应都是由于受到抑制的质量吸积率在内部磁盘，造成的质量损失方面的风。为了证明该模型的可靠性，我们选择了人马座A^*（Sgr A^*）和M 31的核作为宽带光谱拟合的最佳候选者，这两个天体都已经被钱德拉天文台在X射线波段分辨出来。虽然观察到的X射线数据再现这些对象的逆康普顿和韧致辐射配件，一些证据的偏好，后者被确认。在后一种合适的情况下，风的影响可以清楚地看到，在这种情况下，我们可以得出结论，在每个核中都存在一个广泛延伸的吸积盘，在Sgr A^* 中没有风或只有弱风，而在M 31的核区域中有相当强的风。特别是在Sgr A^* 中，推断出的质量吸积速率比邦迪速率小得多，而邦迪速率的估计由于钱德拉的贡献而变得可靠。这一事实有力地表明，该天体的吸积并不像邦迪预测的那样进行，尽管其范围几乎达到了邦迪半径。
2002-08-26 astro-ph
Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind
在星际介质中的分子云受到引力不稳定性的影响，导致一个或多个恒星的形成。一颗新形成的恒星在一个冷的星云中，它的引力传递给周围的环境，很快就会形成一个落入恒星的吸积流。在它们形成之后，所有的恒星很快就会喷出一股气体风，与外部的吸积流相互作用。这种相互作用产生了随时间演变的冲击波。本文中提出的工作为这种相互作用的演变制定了一个简单的处方。借助于这个模型，我们构造了几个源的射电连续谱图。
2004-04-22 astro-ph
Accretion-Powered Stellar Winds III: Spin Equilibrium Solutions
我们比较了恒星风扭矩计算在以前的工作（纸II）的自旋和自旋下降的扭矩预计产生的磁之间的相互作用缓慢旋转（$\sim 10$ %的解体）前主序星和吸积盘。这个分析表明，恒星风可以带走比可以转移到磁盘的角动量多几个数量级的角动量，只要质量流出率大于太阳风。因此，平衡自旋状态的特征在于吸积所沉积的角动量和恒星风所提取的角动量之间的平衡。我们推导出一个半解析公式，用于预测平衡自旋速率仅作为$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a}$和无量纲磁化参数$Ψ\equiv B_*^2 R_*^2 (\dot M_{\rm a} v_{\rm esc})^{-1}$之比的函数，其中$\dot M_{\rm w}$是恒星风质量流出速率，$\dot M_{\rm a}$是吸积速率，$B_*$是恒星表面磁场强度，$R_*$是恒星半径，$v_{\rm esc}$是表面逃逸速度。对于吸积前主序星的典型参数，这解释了$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \sim 0.1$分裂速度的$\sim 10$ %的自旋率。最后，假设恒星风是由吸积功率的一小部分驱动的，导致$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \la 0.6$的质量流比的上限。
2008-02-12 astro-ph
Galactic Centre stellar winds and Sgr A* accretion
（摘要）我们详细介绍了我们新的三维数值模型的吸积恒星风的Sgr A*。在我们最复杂的模型中，我们将恒星置于围绕Sgr A* 的现实轨道上，包括“慢”风（300公里/秒），并考虑辐射冷却。我们首先模型只有一个阶段的“快速”恒星风（1000公里/秒）。对于空间固定的风源，吸积率为Mdot ~ 1 e-5 Msun/yr，波动小于10%，与前人的模型符合较好。相比之下，Mdot在遵循圆形轨道的恒星中减少一个数量级，波动约50%。然后我们允许一小部分恒星产生慢风。这些风中的大部分通过辐射冷却，形成浸入X射线发射气体中的冷团块。我们测试两个轨道配置的恒星在这种情况下，各向同性分布和两个旋转盘垂直方向。冷气体的形态对轨道非常敏感。然而，在这两种情况下，大多数吸积气体都是热的，几乎恒定的Mdot ~ 3e-6 Msun/yr，与钱德拉的观测结果一致。冷气体以间歇性的、短暂的但强有力的插曲形式吸积，这可能会在10秒至100秒的时间尺度上引起Sgr A* 光度的大幅度变化。对于单相风和两相风模拟，流动的圆化半径分别为~ 1 e3和1 e4 Rsch，从未形成在以前的一些工作中提出的准球形吸积流。我们的工作表明，在100年代到1000年代的时间尺度上，Sgr A* 的辐射和机械光度可能比它目前的状态高得多。Sgr A* 的风吸积模型的进一步改进将依赖于改进风特性和恒星轨道的观测约束。
2005-11-09 astro-ph
The dynamics of the Circumnuclear Disk and its environment in the Galactic centre
我们解决的问题的动力学在内部50 pc的银河系中心。第一步，我们研究了云云碰撞率在环核盘（CND）的三维N体代码的帮助下，使用气体粒子，可以有非弹性碰撞。CND可能是一个比以前假设的寿命更长的结构。因此，CND的整个盘状结构可以存活数百万年。一个现实的模拟CND显示所观察到的磁盘高度结构。在第二步中，考虑CND的环境。利用不同的碰撞能量损失率，模拟了几个10^4 M的太阳云落在一个已经存在的核盘上的逆行和逆行相遇。每次碰撞的能量损失率的质量吸积和云碰撞率的演变的影响是最强的碰撞遭遇。一个复合数据立方体的两个不同的快照的一个Escherde遇到一起的CND显示惊人的相似性与观察到的Sgr A云复杂。因此，银河系中心环境目前的外观可以用至少两个动力学上不同的特征和CND来解释。目前，日冕物质抛射区的质量吸积速率在10^-3到10^-4太阳年之间。在大规模吸积事件中，它的上升速度可达几十个10^-2 M_solar yr^-1。
2002-03-25 astro-ph
Supernova Explosions from Accretion Disk Winds
从大质量旋转恒星内部形成的吸积盘吹来的风可能会导致恒星爆炸，可以观察到Ibc型和II型超新星。风的一个关键特征是它们能够产生为超新星光变曲线提供动力所必需的放射性镍-56。风的强度取决于由中微子发射和束缚核的光致蜕变引起的吸积盘冷却。这些冷却过程取决于恒星祖先的角动量，通过开普勒半径处的维里温度，在那里形成盘。因此，一个可观测到的超新星对应于伽马射线暴（GRB）的产生可能取决于恒星祖先的角动量。具有低角动量的恒星可能会产生伽马射线暴而不会产生可观测的超新星。角动量大的恒星可能会产生像SN 1998 bw这样非常明亮和充满活力的超新星。具有中等角动量范围的恒星可能同时产生超新星和伽玛暴。
2003-01-22 astro-ph
On the origin of the torus and jet-like structures in the centre of Crab Nebula
本文用Kennel & Coroniti理论解释了蟹状星云中心环形和喷流状结构的形成。我们在这个理论中引入的唯一新元素是风中能流的初始各向异性。我们估计蟹状星云的X射线表面亮度从该区域的相互作用的风与星际介质，并将其与观测结果进行比较。
2002-09-13 astro-ph
RX J0513.9-6951: The first example of accretion wind evolution, a key evolutionary process to Type Ia supernovae
基于质量吸积白矮星的光学厚风模型，提出了RX J0513.9-6951光变曲线长期变化的一个新的自维持模型。当WD的质量吸积速率超过临界速率\sim 1 x 10^{-6} M_（\sun）/年^{-1}时，WD开始吹出光学厚的强风，从而避免了共同包层的形成。WD可以在临界速率下吸积和燃烧WD顶部的富氢物质。超过临界速率转移到WD的多余物质被风驱逐。这被称为吸积风演化。然而，这种喷射过程间歇地发生，因为质量传递被强风衰减：强风与次级表面碰撞并剥离次级的最表面层。被剥离的物质从双星系统中消失了。适当地制定这种质量剥离效应和随后的传质速率衰减，我们能够以自我维持的方式再现RX J0513.9-6951的光学高/X射线关闭和光学低/X射线打开状态之间的转变。因此，RX J0513.9-6951是吸积风演化的第一个例子，这是最近开发的Ia型超新星演化路径中的关键演化过程。
2003-02-24 astro-ph
Abbott Wave-Triggered Runaway in Line-Driven Winds from Stars and Accretion Disks
来自恒星和吸积盘的线驱动风在许多线跃迁中被散射加速。风被认为是采取一个独特的临界解决方案，从无限的各种浅和陡峭的解决方案。我们研究了向临界风过渡的内在动力学。一个新的失控风机制进行了分析，辐射声（雅培）波，负责塑造风速法和固定的质量损失。根据扰动的位置，产生三种不同的流动类型。首先，如果浅水解在足够远的下游扰动，则在流动中形成单个临界点，这是Abbott波的障碍，并且解趋向于临界点。其次，如果浅层解在临界点的上游扰动，则会导致质量过载，临界点向内移动。这种风表现出一个广泛的，稳定的减速流区域，其速度定律有扭结。第三，对于更远的上游扰动，过载风变得依赖于时间，并发展激波和致密壳。
2001-10-11 astro-ph
Radiative Transfer in Accretion-Disk Winds
本文在准相对论性$(v/c)^1$（$v$为风的垂直速度）的平面平行近似下，对吸积盘风中的辐射转移方程进行了解析和数值研究。对于大光学厚度的情况，在流速和源函数几乎为常数的情况下，解析地得到了出射强度。通常的边缘暗化效应，这取决于方向余弦在零光学深度表面，不出现，因为源函数是常数。然而，由于风的垂直运动，出射强度表现出{ \it速度依赖}的边缘暗化效应，这是由多普勒效应和像差效应引起的。辐射矩和出射强度也得到了数值计算。当气流速度较小时（$v \leq 0.1c$），辐射结构类似于静止大气的辐射结构，其中源函数与光学厚度成正比，并且存在通常的边缘暗化效应。另一方面，当流速变大时，流速达到恒定的终端速度，并且出现速度依赖的边缘暗化效应。因此，当我们观察一个吸积盘风时，我们仔细地处理和估计风的光度和边缘暗化效应。
2007-11-03 astro-ph
Wind accretion in binary stars II. Accretion rates
光滑粒子流体动力学（SPH）被用来估计质量，线性和角动量的吸积率在一个二元系统中，其中一个组件经历通过风的质量损失。物理参数的选择，如模拟所谓的钡星，其化学特性被认为是从吸积的风从一个同伴以前的渐近巨星分支（AGB）的二元前体。模拟的双星系统由一颗位于主序星上的3太阳质量的AGB星组成，在一个3AU的圆形轨道上运行。对多变指数γ =1、1.1和1.5的气体进行三维模拟，以包括辐射冷却在内的更现实的情况。质量吸积率被发现依赖于分辨率，我们估计的典型值为1-2%的伽马=1.5的情况下，8%的其他模型。获得的最高分辨率（400 k粒子）对应于线性大小为16个太阳半径的吸积体。尽管SPH的吸积率（在伽马= 1.5的情况下）比基于邦迪-霍伊尔公式的理论估计小10倍，但仍然足够解释钡星的污染。然而，由于对风加速机制的简化处理，以及缺乏任何冷却处方和有限的数值分辨率，目前的SPH率仍然不稳定。角动量转移导致吸积体的显著自旋上升，可以解释HD 165141的快速自转，HD 165141是一颗钡星，有一颗年轻的白矮星伴星，自转速率在K巨星中异常大。
1996-02-18 astro-ph
The impact of accretion disk winds on the X-ray spectrum of AGN: Part 1 - XSCORT
活动星系核中的吸积盘预计将产生强烈的外流，特别是紫外线驱动的风。尽管提供了一个很好的适合的数据，目前的光谱模型的X射线光谱观测活动星系核通过一个吸积盘风是特设的风材料的属性的治疗。为了解决这些局限性，我们采用了一种数值计算方法，该方法将一系列的辐射转移计算联系起来，并以自洽的方式（XSCORT）将全球速度场的影响纳入其中。我们提出了一系列的例子光谱的XSCORT代码，使我们能够检查的形状AGN X射线光谱看到通过风，速度和密度分布的范围内，总柱密度和初始电离参数。这些详细的光谱模型清楚地显示了相当大的复杂性和结构，强烈影响所有这些因素。在XSCORT光谱中存在的尖锐特征与以前的模型和观测到的活动星系核的软X射线过剩的X射线光谱的平滑性质形成强烈对比，表明吸积盘风不太可能是这种神秘的光谱特征的起源。影响模型中尖锐特征存在的最重要参数是风的终极速度。将吸收材料的终极速度增加到~c，从而显著增加风中的速度分散，可能会消除这些特征，从而产生类似于先前模型的频谱。这种快速移动的外流不可能与辐射驱动的吸积盘风有关，然而，高度相对论性喷流的存在可能为这种物质提供了一个来源。
2007-08-15 astro-ph
X-rays from RU Lupi - Accretion and winds in CTTS
利用三个XMM-牛顿观测，我们研究了RU Lup的X射线发射，一个吸积和风驱动的CTTS。在与其他明亮的CTTS相比，我们研究可能的签名吸积和风在其X射线发射。结果如下：我们发现三个层次的活动之间的观察RU Lup，明确的磁场起源，由于相应的高等离子体温度。密度分析与OVII三重态表明在冷等离子体的高密度，这表明吸积冲击是一个重要的贡献者的软X射线发射。没有观察到强烈的总体金属消耗。在更活跃的阶段，在6.4千电子伏的过量发射表明铁荧光的存在。在吸积星，我们发现了一个多余的冷等离子体证明较低的OVIII/OVII线比主序星。高密度等离子体似乎只存在于低质量的CTTS中，而中等质量（> 2 M_Sun）的吸积星密度较低。结论：在所有研究的CTTS中，较冷的X射线发射等离子体的特性受到吸积过程的影响。我们怀疑不同的吸积速率和数量的functions，可能与恒星的质量和半径，主要负责不同的性质，他们的冷等离子体成分。RU Lup和其他CTTS异常强的X射线吸收可能与吸积流和从恒星或盘发出的光学透明风有关。
2007-06-20 astro-ph
Magnetohydrodynamic winds and jets from accretion disks
磁加速流出和射流从吸积盘的理论进行了审查，在介绍水平，特别注意的问题领域，如在磁盘表面的流动，稳定性的磁场，和准直机制的发射条件。本文将出现在R.A.M.J. Wijers，M.B.戴维斯和C.A. Tout，eds.，《双星中的物理过程》，Kluwer Dordrecht，1996年（NATO ASI系列）。
1996-02-05 astro-ph
Low angular momentum accretion-outflow model of flares from Sgr A$^*$
我们采用一个低角动量吸积外流方案来模拟从Sgr A $^*$中心区域发出的耀斑。在Sgr A $^*$中央SMBH上吸积物质的主要施主被认为是WR星ISR 13 E3。我们分析计算的比能量和角动量密度的恒星风起源于ISR 13 E3和研究的动力学风非常接近的中央SMBH的Sgr A $^*$。我们表明，在通往银河系中心的路上，这种风喂吸积可能会遇到站立的冲击，这种冲击驱动器流出的SMBH附近。计算了这种外流的物质含量，并认为这种外流是银河系中心耀斑产生的原因。然后，我们自洽地计算光度${\cal L}_j$和持续时间尺度$τ$的耀斑，作为一个函数的基本吸积参数。我们对${\cal L}_j$和$τ$的理论计算与观测结果符合得很好。
2004-08-23 astro-ph
Hot accretion with outflow and thermal conduction
我们提出了对流占优的吸积流与热传导在外流的存在下的自相似解。外流的吸积流的可能影响参数化和饱和形式的热传导，是适当的弱碰撞制度的利益，包括在我们的模型。虽然流出物的冷却效果是明显的，但热传导提供了额外的热源。与没有风的吸积流相比，我们表明，由于风带走的角动量和能流，圆盘旋转得更快，变得更冷。但是热传导对抗风的影响，不仅降低了旋转速度，而且提高了温度。然而，表面密度的降低和吸积速度的增强被风和热传导放大。我们发现，对于较强的外流，需要更高水平的饱和热传导显着修改的物理轮廓的吸积流。
2008-08-02 astro-ph
Dynamical Comptonization in spherical flows: black hole accretion and stellar winds
研究了光子在稳定的球形散射流中的输运。充分考虑相对论效应，解析求解了Schwarzschild黑洞吸积的矩方程。我们表明，出射辐射谱是一个幂律在高频率的光谱指数小于（硬谱）比在非相对论的情况下。本文还分析了膨胀包层中的辐射转移。我们发现，绝热膨胀产生的漂移注入单色光子向较低的频率和形成的幂律，低能量的尾巴与光谱指数$-3$。
1996-08-27 astro-ph
Spectral Softening due to Winds in Accretion Disks
当吸积流具有正的比能时，它们可能产生大量的风。风消耗了圆盘内部区域的物质，并使内部区域变薄，光学上。由于这一区域的电子较少，因此更容易通过从开普勒圆盘更远处截取的软光子来康普顿化这一部分。我们提出了一个自洽的图片风从吸积盘，并显示如何的磁盘的频谱是软化由于外流风。
1998-12-06 astro-ph gr-qc
