Using close stars as probes of hot accretion flow in Sgr A*
在Sgr A* 附近的极热和稀薄的吸积流被认为在X射线波段是不可见的（太暗），除了短的X射线耀斑。在这里，我们指出，在近心通道，接近最亮的恒星照射吸积流的内部区域，提供了大量的光学/紫外光子。这些种子光子被吸积流的热电子康普顿向上散射到更高的频率，一些进入X射线带，可能使最里面的吸积流在X射线中比平常亮得多。我们建议使用协调的近红外线和X射线观测密切的恒星通道，把限制到Sgr A* 吸积理论。钱德拉在2002年观察到Sgr A* 的稳定发射没有明显的变化，当时名为S2的恒星通过其轨道的近心，已经排除了“标准”平流主导吸积流中较热的一个。密度较小的吸积流，特别是Yuan等人（2003）的模型，通过了测试，并被限制在每年不大于$\sim 10^{-7}$太阳质量的吸积率。
2004-10-19 astro-ph
HST Observations of SGR 0526-66: New Constraints on Accretion and Magnetar Models
软伽马射线中继器（SGR）是当今已知的最神秘的源之一。它们展示出巨大的X射线和伽马射线暴和耀斑，以及柔和的静态X射线发射，它们的能量来源仍然是个谜。同样神秘的是异常X射线天体（AXP），它们具有许多相同的特征。由于钱德拉最近的观测，SGR 0526-66，第一个SGR，现在似乎是一个过渡对象桥接这两个类，因此它的观测对SGR和AXP都有影响。目前最流行的两种持续发射模型是化石盘的吸积或磁星中巨大（~ 10 ^15 G）磁场的衰变。我们展示了SGR 0526-66的深度光学观测，这是唯一一个具有足够小的光学消光的SGR，没有显示出光学对应物的证据。这些观测结果对吸积盘和磁星模型提出了新的强约束，并表明光谱能量分布可能在硬紫外区达到峰值。几乎所有的吸积盘都被光学数据排除在外，磁星需要约10^15-10^16 G的磁场。
2001-03-13 astro-ph
Radiatively Inefficient Accretion Flow Models of Sgr A*
我回顾了银河系中心260万太阳质量的黑洞（BH）的辐射效率低下的吸积流模型。我支持Sgr A* 的“和谐模型”：理论和观测都表明，BH周围的热环境气体以10^{-8}太阳质量/年的速率吸积，远低于正则邦迪速率。我解释钱德拉观察到的Sgr A* 在这样一个模型的背景下：（1）扩展的'静态' X射线发射是由于热韧致辐射的气体附近的邦迪吸积半径，和（2）ksec长的X射线耀斑是由于同步或逆康普顿发射的非热电子加速内10史瓦西半径的吸积流。
2003-04-05 astro-ph
X-ray accretion signatures in the close CTTS binary V4046 Sgr
我们提出了钱德拉HETGS观测的经典金牛座T星（CTTS）V4046 Sgr。O VII、Ne IX和Si XIII的类氦三重态被清楚地检测到。与CTTS TW Hya和BP Tau类似，O VII和Ne IX的禁戒线与互组合线相比很弱，表明X射线发射区域的等离子体密度很高。然而，Si XIII三重态在低密度极限内，与具有额外恒星日冕的吸积漏斗下落模型的预测一致。V4046 Sgr是第一个具有这些特征的近距离双星。加上以前的高分辨率X射线数据TW Hya和BP Tau，并与T Tau形成对比，现在四分之三的CTTS显示吸积漏斗的证据。
2006-10-04 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
Self-gravitating accretion disk in Sgr A* few million years ago: was Sgr A* a failed quasar?
Sgr A* 在目前需要非常低的吸积率的所有波长中都非常暗淡。然而，在距离人马座A* 几分之一秒差距的径向距离处，两个由年轻大质量恒星组成的环表明最近在一个相当恶劣的环境中爆发了恒星形成。在这里，我们探讨了两种方法来创建这样的年轻恒星环与气体吸积盘：在一个巨大的磁盘的自引力，并通过捕获“老”低质量的恒星和增长他们通过气体吸积盘。第一种机制的最小盘质量超过10^4 Msun，而第二种机制的最小盘质量则大几十倍。观测到的恒星相对较小的速度色散排除了质量大于10^5 Msun的圆盘：较重的恒星或气体圆盘会在轴对称势中通过太强的轨道进动而相互扭曲。因此，年轻恒星盘的起源不太可能是由盘捕获的“老”恒星。在人马座A* 中没有大质量的核气体盘，这意味着这个盘要么是被SMBH吸积的，这意味着人马座A* 的光度几乎与类星体相似，要么是在恒星形成阶段被消耗掉的。后一种可能性在理论上似乎更有可能。我们还考虑是否吸积盘平面的变化，预计会发生由于在角动量的波动，气体落入中央秒差距的星系，将驱逐嵌入的恒星从磁盘中平面。我们发现，只有当磁盘的方向变化的时间尺度远短于磁盘粘性时间的恒星离开磁盘中平面。
2004-09-22 astro-ph
New Approach to Sgr A* Problem
研究了Sgr A* 的辐射是由吸积到没有视界的超大质量致密天体上引起的假说。得到了吸积的主要方程和转移辐射的相对论方程。在最大值附近的同步辐射光谱被认为是。
2002-01-18 astro-ph
The Stellar Winds of Galactic Centre and the Low Accretion Rate of Sgr A*
试图调和大的风损失率的恒星在银河系中心（GC）与预测的低吸积率的Sgr A*，假定的黑洞在银河系的心脏。结果表明，与吸积的细节无关，束缚但未吸积的气体在Sgr A* 的势阱中积累了<1000年，因此不处于平衡状态。否则，该区域的气流将在IR和X射线中都可见。由于超新星爆炸冲击波的通过，黑洞在最近的过去似乎更加活跃，但目前处于短暂的休眠阶段。在接下来的几十年里，当激波完全从Sgr A* 附近的吸收气体和尘埃前面经过时，来自中央秒差距的扩展低频射电辐射应该会明显增加。GC可能在<100，000年后变得更加活跃，这是由于另一颗超新星或中央角秒内恒星风的充分积累。
2001-06-19 astro-ph
Synchrotron Radiation From Radiatively Inefficient Accretion Flow Simulations: Applications to Sgr A*
我们计算同步辐射在三维伪牛顿磁流体动力学模拟的辐射低效吸积流。我们表明，发射是高度可变的光学薄的频率，与数量级的变化在时间尺度上短的轨道周期附近的最后一个稳定的轨道，这种发射是线性偏振的20- 50%的水平，由于相干的环形磁场的流动。在光学厚的频率，变化幅度和偏振分数显着降低光子频率。我们认为，这些结果与银河系中心Sgr A* 的观测特性（包括快速红外耀斑）基本一致。
2004-11-23 astro-ph
An HST parallax of the distant cataclysmic variable V1223 Sgr, its system parameters, and accretion rate
利用哈勃空间望远镜精制导敏感器，我们测量了亮激变变星1223 Sgr的三角视差。绝对视差为pi（abs）= 1.96+-0.18mas，使V1223 Sgr成为具有良好三角视差的最远CV。这个距离，一个Lutz-Kelker修正，和先前测量的消光产生一个绝对的视觉高态星等Mv=4.0+-0.2。我们概述了一个模型，这是与观察到的自旋下降的白矮星，并提供了大部分的UV/光发射的混响的X射线。根据以前的X射线和紫外/光学数据，我们得到了它的吸积光度Lacc=（2.6 ± 0.8）μ e ~（34）erg/s，质量为M_1=0.93 ± 0.12 μ m的白矮星，吸积速率dot M=（1.4 ± 0.3）μ e ~（17）g/s。
2004-02-24 astro-ph
"High-field" pulsars torqued by accretion disk?
AXP/SGR（反常X射线源/软$γ$ -射线中继源）和高场射电源的性质即使在磁星和/或吸积模型中仍然不清楚。探测到来自AXP XTE J1810 $-$ 197的无线电发射和在AXP 4U 0142+61周围发现的碎片盘可能会揭示这个问题。我们认为AXP/SGR可能是具有磁场$B\lesssim 10^{13} \mathrm{G}$的类星体，但处于吸积环境中。我们在吸积模型下研究了这些问题，发现如果所有的AXP和SGR都被分组在一起，那么其中两个AXP/SGR可能是低质量夸克星。
2006-11-02 astro-ph
Sgr A* Polarization: No ADAF, Low Accretion Rate, and Non-Thermal Synchrotron Emission
最近检测到的偏振辐射从Sgr A* 需要一个非热电子分布的发射等离子体。法拉第旋转测量必须很小，对密度和磁场强度有很强的限制。我们表明，这些限制排除对流为主的吸积流模型。我们构造了一个简单的双分量模型，它可以再现无线电到毫米波的频谱和极化。该模型预测，在较短的波长下，偏振应该上升到接近100%。第一个组成部分，可能是一个黑洞动力射流，是紧凑的，低密度，自吸收近1毫米的有序磁场，相对论阿尔芬速度，和非热电子分布。第二个分量的约束很差，但可能是对流主导的吸积流，其dM/dt约为10^-9 M_Sun/yr，其中来自吸积到黑洞的反馈抑制了大半径处的吸积速率。黑洞阴影应该可以用亚毫米VLBI探测到。
2000-06-06 astro-ph
A possible 3:2 orbital epicyclic resonance in QPOs frequencies of Sgr A*
Sgr A* 中的双峰QPO频率的最近测量与3：2比率一致。相同的比例是牢固地建立在所有双峰kHz QPO微类星体的先前的观测和理论上解释了近开普勒吸积流中激发的轨道周转共振在黑洞的强引力。如果得到证实，Sgr A $^*$中双峰QPO的3：2的比例将对黑洞吸积理论具有根本的重要性，它提供了另一个明确的论点，即吸积盘振荡确实是由非线性强引力物理学控制的。
2004-12-18 astro-ph
Starving Accretion Disks in the Center of Galaxies: the Examples of Sgr A* and M31
为GC源Sgr A* 推断的低吸积率需要一种独特类型的吸积盘--饥饿盘。我们调查这种类型的磁盘结构的框架内考虑到相对论效应，详细的不透明度表和湍流热输运的薄开普勒磁盘模型。看起来，饥饿盘似乎是具有良好结构功能的几何薄、光学厚盘的完美实现。总而言之，饥饿盘是非常稳定的结构，具有高表面密度，高光学深度和长粘性时标。然而，在Sigma-Mdot图中出现了S曲线，表明在IR-NIR中可观察到的热极限循环行为，时间范围从三年到几千年不等。我们提出，在Sgr A* 中，盘的主要质量供应可能是来自周围星团的风。由于盘是一个非常稳定和缓慢演变的结构，它将抑制球形吸积，并将流入的物质纳入一般的吸积流。M31的情况可能非常相似，但参数更为极端。
1994-10-20 astro-ph
Imaging Bright Spots in the Accretion Flow Near the Black Hole Horizon of Sgr A*
在不久的将来，可以用亚毫米望远镜甚大基线阵列获得银河系中心（Sgr A*）黑洞视界附近的图像。最近观测到的Sgr A* 发射的短期红外和X射线变化表明，黑洞附近的吸积流是不稳定的或不稳定的。我们计算了一个紧凑的发射区（亮点）的外观在一个旋转的黑洞周围的圆形轨道作为轨道半径和方向的函数。我们发现，质量和自旋的黑洞可以从他们的通用签名上的斑点图像，以及在光变曲线上观察到的流量和偏振。即使在未来亚毫米观测的预期~20微弧秒分辨率上对斑点图像进行平滑处理，强场失真仍然很明显。
2005-06-18 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
The pattern of accretion flow onto Sgr A*
Sgr A* 上的物质很可能来自附近的恒星。我们分析了这种流动的模式在一个秒差距的一小部分的距离，我们认为，这种材料的净角动量是低的，但不可忽略的，和最初的超音速磁盘吸积变化成亚音速流与恒定的角动量。接下来，我们估计的流量参数在距离$R_{BHL}$从黑洞，我们认为，合理的参数范围内的吸积流是非平稳的。在距离$\sim 10^4 R_g$处，流入流变为超音速，但在视界以下，溶液不再继续，物质在几个到几十个施瓦兹柴尔德半径的距离处堆积起来，形成一个环面或环。这样的环面是已知的不稳定的，可以解释在Sgr A* 中的流动的强烈的可变性。我们的考虑表明，这种环面的暂时形成似乎是不可避免的。我们的最佳拟合模型预测了直接在Sgr A* 上的相当大的吸积率，约为$4 \cdot 10^{-6} M_{\odot}/yr$。我们认为，磁场在流动中纠缠，这使得我们的模型，以克服与法拉第旋转限制的分歧。
2006-04-27 astro-ph
Estimating the Parameters of Sgr A*'s Accretion Flow Via Millimeter VLBI
最近的毫米VLBI观测人马座A*（Sgr A*），第一次，直接探测的距离相当于一个黑洞的视界尺度。这提供了前所未有的进入环境周围的视界吸积黑洞。我们利用现有的光谱和偏振测量和我们目前对吸积理论的理解，产生一套通用的辐射效率低下的吸积流（RIAF）模型的Sgr A*，然后我们适合这些最近的毫米VLBI观测。我们发现，如果Sgr A* 上的吸积流是由RIAF模型很好地描述，黑洞的自旋的方向和大小被约束到一个二维表面的自旋，倾角，位置角参数空间。对于每一个，我们发现最可能的值和它们的1-sigma和2-sigma误差为a=0（+0.4+0.7），倾角=50（+10+30）（-10-10）度，位置角=-20（+31+107）（-16-29）度，当所得的概率分布被边缘化时。最可能的组合是α =0（+0.2+0.4），倾角=90（-40-50）度，位置角=-14（+7+11）（-7-11）度，尽管这些不确定性之间有很强的相关性，并且对于30度以上的各种倾角和0.99以下的自旋存在高概率的配置。尽管如此，这表明毫米VLBI观测的能力，即使只有几个站，显着约束的性质Sgr A*。
2009-03-03 astro-ph
Spectrum of Optically Thin Advection Dominated Accretion Flow around a Black Hole: Application to Sgr A*
计算了黑洞周围由双温等离子体组成的光学薄平流主导吸积流的全局结构。在电子能量方程中，我们采用了包括平流能量输运在内的全套基本方程。本文还研究了光学薄吸积流的辐射谱。考虑到的辐射机制是韧致辐射、同步辐射和康普顿化。通过计算吸积流各半径处的辐射冷却率，使吸积流谱的计算与吸积流结构的计算完全一致。由于离子的平流优势，从离子到电子的热传输几乎为零，并且在电子的能量方程中辐射冷却与平流加热平衡。继Narayan等人（1995）的成功工作之后，我们将我们的模型应用于Sgr A* 的光谱。我们发现Sgr A* 的光谱可以用质量为10^6 M_sun的黑洞周围的光学薄平流吸积流来解释。还讨论了吸积流的谱和结构与参数的关系。
1997-08-26 astro-ph
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 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
Disks with Jet, ADAF, or EDAF for Sgr A*
我们调查各种型号的吸积盘的Sgr A*，在银河系中最令人费解的来源之一。我们所考虑的一般图像包括一个黑洞、一个吸积盘和一个喷流。不同的吸积模型能够解释Sgr A* 的低近红外通量：一个标准的吸积盘与喷流，ADAF，或喷射（喷射占主导地位的吸积流）模型。我们发现所有这些模型在概念上是相似的。吸积模型允许在盘的最内边缘形成喷流，该模型需要亚开普勒气体运动和非常大的喷流基底。对于Sgr A* 来说，喷流的大基数可能是不现实的，因为喷流模型和观测表明，喷流是准直的，并锚定在靠近黑洞的一个非常狭窄的区域内。或者，人们可以考虑一个喷流和风模型（ESTO），其中大部分能量没有在盘中消散。该模型类似于小半径的ADAF模型。在大半径处，能量由风喷射出来。
1999-09-27 astro-ph
Super-Eddington outburst of V4641 Sgr
X射线瞬变提供了独特的机会，探测吸积制度在一个巨大不同的吸积率。我们分析了一系列的RXTE观测（银河系中心扫描，ASM监测和指向观察）的神秘的瞬态源高质量X射线二进制V4641 Sgr，并认为他们广泛支持的假设，即巨大的1999年9月爆发与一集超级爱丁顿吸积到黑洞。在爆发期间，在源周围形成了一个扩展的光学厚包层/外流，使得V4641 Sgr的观测外观在许多方面与SS 433非常相似。这些结果表明，像V4641 Sgr和SS 433这样的天体确实代表了以与爱丁顿值相当或高于爱丁顿值的速率吸积物质的一类天体，并且包络/流出的形成是超临界吸积的一般特征。当吸积速率降低时，包层消失，源的短期变化和光谱特性开始类似于以远低于爱丁顿值的速率吸积的其他星系黑洞候选者。有趣的是，在这一阶段的源光谱是非常相似的天鹅座X-1的光谱在低状态，尽管超过一个数量级的更大的X射线光度。
2002-06-11 astro-ph
Low angular momentum accretion flow model of Sgr A* activity
Sgr A* 是在几个能带中的强可变发射源。人们普遍认为，这种辐射来自黑洞周围的物质，这些物质要么落入黑洞，要么流出黑洞。活动必须由吸积驱动，但在这个对象的吸积流的字符是一个悬而未决的问题。我们认为，流入是由相对较低的角动量的材料起源于附近的一组恒星。这样的物质直接流向黑洞，直到十个史瓦西半径或更小的距离，在那里它碰到角动量势垒，这自然导致流动的变化。我们研究的解析和数值解的流动动力学，我们分析了在这两种情况下使用Monte Carlo代码模拟同步辐射，韧致辐射和康普顿散射的辐射光谱。我们的模型大致再现了Sgr A* 的宽带光谱及其可变性，如果我们允许一小部分能量转换为非热电子布居。它也是一致的（对于一系列的视角）与由法拉第旋转的测量所施加的环核材料的量的强约束。
2007-12-20 astro-ph
Hydrodynamical Accretion Onto Sgr A* From Distributed Point Sources
光谱和运动学研究表明，位于银河系中心的非热射电源Sgr A* 是一个超大质量致密天体，质量为200万至300万太阳质量。在没有任何来自假定的黑洞本身的外流的情况下，来自位于人马座A* 以东约0.06 pc的附近恒星的风应该会吸积到这个物体上。我们报告的第一个3D邦迪-霍伊尔流体动力学数值模拟的结果，这个过程的假设下，银河系中心风是由几个不同的点源（这里假设是10个伪随机放置的恒星）。我们的研究结果表明，吸积率到中心的对象可以高于在均匀流动的情况下，因为风-风冲击消散的体积动能的一部分，并导致更高的捕获率的气体。然而，即使对于这种高度不均匀的介质，大多数吸积气体携带相对较低水平的特定角动量，尽管可能发生大的瞬态波动。此外，弓激波后气体的聚焦可能与均匀流有很大不同，但它强烈依赖于恒星的空间分布。我们将讨论这是如何影响的形态的气体在内部0.15 pc的星系和后果的吸积盘模型的Sgr A*。
1997-08-10 astro-ph
The frozen (inactive) disk in Sgr A: freezing the accretion of the hot gas too?
我们银河系中心的黑洞对于可供吸积的热气体量来说是极其不亮的。对这一事实的理论理解依赖于一个可能但不完全确定的假设，即吸积气体中的电子比质子冷得多。在这种情况下，热气体作为一个整体太热而不能吸积，又太紧而不能辐射掉它的引力能。在这里，我们提出了一个完全不同的图片的吸积过程中的Sgr A* 不基于未经检查的两个温度的假设。也就是说，我们认为应该存在一个非常冷的不活跃的磁盘-一个残余的过去较强的吸积活动在Sgr A*。这样的盘将是用于热流的非常有效的冷却表面。我们表明，在一定条件下，由于热传导的冷却不能平衡的粘性加热的热流。随着热量的增加，热流失去了粘性，从而失去了吸积的能力。它稍微在圆化半径的内部沉淀在冷盘上。如果后者非常大，那么释放的能量和发出的光度比天真地预期的要小几个数量级。我们建立了一个简单的分析模型，这种流动和计算预期的光谱，似乎是在一个非常合理的协议与观察。最近对Sgr A* 中X射线耀斑的观测，进一步有力地支持了不活跃盘的存在。这些耀斑的性质非常类似于恒星通过冷盘时产生的耀斑。
2003-02-20 astro-ph
A Jet-ADAF model for Sgr A*
最近{ \em钱德拉}对银河系中心的射电源Sgr A $^*$的观测对其理论模型提出了新的限制。光谱非常柔和，并且源是快速变化的。我们考虑不同的模型来解释观察结果。我们发现，X射线光谱的功能可以勉强解释与对流为主的吸积流（ADAF）模型，而它并不适合无线电频谱。如果我们假设风不辐射，则ADAF与强风（ADIOS）模型不受欢迎。另外，我们提出了一个耦合喷流加吸积盘模型来解释观测到的Sgr A $^*$。吸积流被描述为由银河系中心区域热等离子体的Bondi-Hoyle吸积馈送的ADAF。一小部分吸积流在黑洞附近被喷出，在穿过激波后形成喷流。结果，电子温度增加到$\sim 2 \times 10^{11}{\rm K}$，这比在ADAF中获得的最高温度高约10倍。该模型是自洽的，因为主要的喷流参数是由下垫面的吸积盘的内边缘。Sgr A $^*$的出射光谱是来自喷流和下伏ADAF的发射的总和。来自喷流的同步辐射的非常强的康普顿化支配来自ADAF的韧致辐射，因此，预期非常短的变化时间尺度，并且预测的X射线斜率和射电谱与观测非常一致。
2001-12-19 astro-ph
Close stars and an inactive accretion disk in Sgr A*: Eclipses and flares
一个寒冷的中性和极其暗淡的吸积盘可能是我们银河系中心（GC）黑洞周围过去剧烈活动的残余。在这里，我们将讨论如何通过与银河系中央~0.1秒差距内的众多恒星的相互作用来检测这样一个圆盘。预计的第一个主要效应是恒星通过圆盘时产生的X射线和近红外（NIR）耀斑。第二种是星盘上的日食。我们指出的条件下，预期的X射线耀斑的属性是类似的钱德拉最近发现的。由于明亮恒星的轨道现在被精确测量，预期的耀斑和日食的组合提供了一个宝贵的工具，用于限制磁盘的密度，大小，平面甚至旋转方向。O型恒星的风在射频中具有光学厚度到自由吸收。如果存在于Sgr A* 核心附近，这种强大的恒星风可以调制甚至隐藏射电源。
2003-02-06 astro-ph
Sgr A* and its siblings in nearby galaxies
我们以前曾提出，Sgr A* 只是一个缩小的活动星系核，它有一个黑洞、一个吸积盘和一个以很低功率运行的射电喷流。看来M81* --附近星系M81的核源--是研究更高功率级的类Sgr A* 源的理想实验室。喷流/盘模型可以很详细地解释M81*，除了吸积率之外，模型参数没有基本的变化。其他LINER中的射电核心可以用相同的模型来解释，它们似乎是射电大声类星体核心的低功率对应物。对于Sgr A*，没有超大质量黑洞的模型面临着困难-其中一些在这里讨论，但在任何情况下，一个持续的难题是Sgr A* 从IR到X射线的未检测和低通量限制。特别是红外极限对吸积模型是一个威胁。我讨论了Sgr A* 周围的薄分子盘（如NGC 4258所示）是否可以在下落物质到达黑洞之前拦截它。
1996-05-01 astro-ph
An Accretion-Induced X-ray Flare in Sgr A*
钱德拉最近探测到一个来自Sgr A* 的三小时X射线耀斑，这为银河系中心这个超大质量黑洞附近存在一个紧凑的发射区提供了非常有力的证据。Sgr A* 的毫米/亚毫米光谱和偏振特性，以及它的静止态X射线通量密度，与一个模型是一致的，在这个模型中，在大半径处捕获的低角动量气体在黑洞事件视界的几十个史瓦西半径内形成一个热的磁化开普勒流。在Sgr A* 的静止状态下，X射线发射似乎是由在该区域发射的mm/sub-mm同步加速器光子的自康普顿化（SSC）产生的。在本文中，我们表明，突出的X射线耀斑看到的Sgr A* 可能是由于突然增强的吸积通过循环流。取决于异常粘度的相关响应是增加还是减少，与这种额外的质量注入串联，爆发期间的X射线光子可以通过热韧致辐射（如果粘度降低）或通过SSC（如果粘度增加）产生。然而，后者预测的X射线光谱比钱德拉所看到的要软，所以看来X射线爆发的韧致辐射起源是有利的。当耀斑X射线由SSC产生时，毫米/亚毫米和X射线通量之间预期有很强的相关性，而当轫致辐射在耀斑期间占主导地位时，亚毫米/远红外和X射线之间的相关性变化最强。此外，我们表明，未来协调的多波长观测计划为2002年和2003年的周期可能能够区分吸积和喷流的情况。
2002-01-21 astro-ph
The Jet Model for Sgr A*
本文评述了银河系中心超大质量黑洞候选者Sgr A* 的喷流模型。最新的模型，减少了一组参数，能够解释所有主要的无线电特性的来源：大小，结构，通量密度和频谱。该模型要求最小喷流功率约为10 ^39 erg/sec，在共生喷流/盘系统中，对于射电强喷流，最小吸积速率为10^-8 M_sun/yr的数倍，对于射电静喷流，最小吸积速率为10^-5 M_sun/yr。Sgr A* 通量的低近红外极限则意味着进入中心黑洞的吸积流必须是辐射不足的，但很可能具有高粘度。在射流模型中，Sgr A* 频谱的高频部分被自洽地解释为流出的喷嘴。在一个共生模型中，喷流的这个最里面的区域可能与平流主导的吸积盘、邦迪-霍伊尔吸积流或任何其他类型的暗吸积过程的最里面的区域相一致。紧凑的喷嘴区域是特别重要的，因为它可以被用来作为一个背景光子源，对中心黑洞可以直接成像与未来的毫米VLBI实验。
1999-09-27 astro-ph
Possible evidence for the disk origin for the powering of jets in Sgr A* and nearby elliptical galaxies
由正则ADAF（对流主导吸积流）模型预测的附近椭圆星系的射电通量远高于观测值。如果采用数值模拟所支持的质量吸积率，ADAF模型也会显著高估Sgr A* 的射电通量。在观测方面，已经获得了Sgr A $^*$和这些椭圆星系中喷流存在的强有力证据。基于这些事实，我们提出了一个截断的ADAF模型，这些来源。我们假定吸积盘在一定半径处被截断，在该半径内吸积盘的能量被提取而形成喷流，因此，由于吸积盘的辐射截断，射电通量被大大抑制，与观测数据的拟合是极好的。例如，对于Sgr A*，该模型非常好地拟合了从包括断裂频率以下的“过剩”的射电到模拟值附近的高吸积率下的硬X射线的谱;对于M87，预测的喷流位置的上限为24 $R_g$，与< 30 $R_g$的观测结果非常一致。该模型的成功提供了一个可能的证据盘，而不是孔的起源为动力的射流。
2000-08-08 astro-ph
Constraining Radiatively Inefficient Accretion Flows with Polarization
低光度黑洞Sgr A* 为辐射低效吸积流（RIAF）模型提供了一个测试平台。最近对Sgr A* 的亚毫米线性极化测量提供了证据，证明吸积流中的电子在很大的半径范围内是相对论性的。在这里，我们表明，这些高温导致椭圆等离子体正常模式。因此，在RIAF内发射的偏振毫米和亚毫米辐射将经历广义法拉第旋转，线性和圆偏振之间的循环转换。这种效应即使在旋转测量非常高的情况下也不会降低辐射。相反，光束将呈现等离子体简正模的线偏振和圆偏振特性。因此，在这个频率范围内的Sgr A* 的偏振测量将限制RIAF模型的温度，密度和磁分布。
2007-05-17 astro-ph
Accretion Disk Evolution With Wind Infall I. General Solution and Application to Sgr A*
吸积盘的演化可以受到下落的Bondi-Hoyle风引起的质量和角动量沉积的显著影响。这种质量流入通过提供额外的粘性和加热源来影响盘的长期行为。在本文中，我们推导和解决的磁盘方程时，考虑到这些影响。我们提出了一个调查模型与各种风配置，并证明磁盘频谱可能会有很大的不同，从一个标准的α-磁盘。特别是，它很可能是一个风馈盘有一个显着的红外线颠簸，由于其外部区域的能量沉积。我们将计算结果应用于银河系中心黑洞候选者Sgr A*，并表明，如果在这个源中存在一个化石盘，那么它必须具有非常低的粘性参数（α <10^-4），并且邦迪-霍伊尔风必须以非常高的比角动量吸积，以防止它在盘的内部区域（其影响最明显的区域）发生圆化。
1996-11-12 astro-ph
Accretion Disk Evolution with Wind Infall II. Results of 3D Hydrodynamical Simulations with an Illustrative Application to Sgr A*
在本系列的第一篇论文中，我们利用分析工具研究了一个大质量吸积盘的演化和结构如何受到下落的邦迪-霍伊尔风的质量和角动量沉积的影响。这种质量流入通过提供额外的粘性和加热源来影响盘的长期行为。在这里，我们通过将大规模吸积的三维流体动力学模拟的结果从周围介质到以前开发的磁盘演化方程的早期工作进行改进。我们讨论了两个模型，一个与平行的磁盘的轴，第二个与轴取向垂直的大规模邦迪-霍伊尔流。我们发现，在对数环内的磁盘上的质量流入率是大致恒定的半径和影响风进行比开普勒小得多的角动量。我们还发现，在一般情况下，一个风馈盘系统的红外光谱是陡峭的比一个Shakura-Sunyaev配置，主要是由于风的动能在磁盘的表面耗散。在将我们的结果应用于银河系中心黑洞候选者Sgr A* 时，我们证明了如果在所有半径上没有显著的动能耗散，每年10^-4太阳质量量级的高风流入率就不可能被纳入化石盘。这样的高耗散将违反目前对Sgr A* 观测光谱的红外和近红外限制。
1999-03-03 astro-ph
Constraints on jet-driven disk accretion in Sagittarius A*
我们重新审视人马座A*（Sgr A*）的几何薄盘吸积的理论和观测约束。我们表明，质量外流和电子的吸积流的热的一部分，可以紧缩从一个几何厚的结构流入的气体的综合效应。这允许气体在流入时间尺度上冷却甚至热化。结果，在小半径处可以形成紧凑的、相对冷的盘。我们表明，磁耦合之间的相对论磁盘和稳定状态的喷气机的结果在磁盘，是不太明亮的比标准的相对论磁盘吸积在相同的速率。这放松了对Sgr A* 中薄盘吸积的观测限制（并暗示着其他低光度活动星系核，LLAGN）。我们发现典型的冷气体吸积速率为几个 * 10^{-9}太阳质量/年。我们还发现，预测的修改后的磁盘发射是兼容的与现有的近红外（NIR）观察Sgr A* 在其静止状态下，磁盘倾角是> 87度，并提供超过75%的吸积功率的射流。
2007-11-28 astro-ph
The Rotation Measure and 3.5mm Polarization of Sgr A*
我们报告了在3.5mm波长处从Sgr A* 检测到可变线性偏振，这是迄今为止检测到的最长波长。在16 +/- 2度的位置角处，平均极化为2.1 +/- 0.1%，在五个时期内均方根散射为0.4%和9度。我们还检测偏振变化的时间尺度天。结合之前在150- 400 GHz（750-2000微米）范围内的探测，发现平均偏振位置角都与-4.4 +/- 0.3 x 10^5 rad/m^2的旋转测量一致。这意味着法拉第旋转在所有波长下都发生在偏振源的外部。这就意味着，对于ADAF、喷流和CNOF模型所预期的吸积密度剖面，假设吸积流中电子变为相对论性的区域在10 R_S以内，则吸积速率约为0.2 - 4 x 10^-8 Msun/yr。推断的吸积速率与ADAF/Bondi吸积不一致。在频率范围内不同的偏振观测之间的平均偏振位置角的稳定性限制了吸积率的波动小于5%。日间偏振位置角变化的平坦频率依赖性也使得它们难以归因于旋转测量波动，并且表明幅度和位置角变化都是发射所固有的。
2006-06-15 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Model of Sagittarius A*: Evidence for a Black Hole at the Galactic Center
银河系中心的Sgr A* 是一个令人费解的来源。它的质量M=（2.5+/-0.4）x 10^6太阳质量，这使它成为一个很好的黑洞候选者。对它附近恒星风和其他气体流的观测表明，它的质量吸积速率大约为每年几个x 10^{-6}太阳质量。然而，如果辐射效率是通常的10%，这样的吸积率意味着光度> 10^{40} erg/s，而观测表明热光度<10^{37} erg/s。Sgr A* 的光谱是不寻常的，发射波长超过几十年。我们提出了一个模型的Sgr A*，这是基于一个两个温度的光学薄对流为主的吸积流。该模型与估计的质量和吸积率是一致的，并适合在厘米/毫米和X射线波段以及在亚毫米和红外波段的上限观测到的通量;适合是不太好的无线电低于86千兆赫和100兆电子伏以上的伽马射线。Sgr A* 非常低的光度在模型中通过平流自然地解释。大部分粘性耗散的能量通过吸积气体平流进入中心质量，因此辐射效率极低，约为5 x 10^{-6}。该模型的一个关键要素是存在一个事件视界的中心，吞噬平流能量。因此，模型的成功可以被视为确认Sgr A* 是一个黑洞。
1997-08-25 astro-ph
The jet/disk symbiosis III. What the radio cores in GRS 1915+105, NGC 4258, M81, and Sgr A tell us about accreting black holes
我们导出了一个自由膨胀的、压力驱动的喷流模型的简化方程，并将其成功地应用于观测上定义良好的黑洞候选者GRS 1915+105、NGC 4258和M81的射电核以及Sgr A*。通过使用均分假设，该模型实际上没有自由参数，并且可以通过缩放射流功率来解释所有源。在GRS 1915+105中，它也自然地解释了喷流速度和射电时间延迟。我们得出的前三个源的无线电核心的喷流功率与它们的吸积盘光度相当，为共生喷流/盘系统的存在和低光度活动星系核和恒星质量黑洞中的共同发动机机制提供了进一步的证据。除Sgr A* 外，平流主导吸积流（ADAF）似乎不需要解释任何射电核心，这些射电核心的亮度和大小以及黑洞质量和吸积率范围很大-从爱丁顿到极端亚爱丁顿。然而，我们建议，喷流模型可以用来获得最小吸积率，从而发现，Sgr A* 似乎是真正的辐射不足-即使在饥饿的黑洞模型-和喷流和ADAF模型的组合可能是一种可能的解决方案。
1998-10-15 astro-ph
The Galactic Center radio jet
最近对射电和近红外源Sgr A* 的观测加强了对银河系中心是活动星系核缩小版的解释。在43千兆赫的细长结构的发现和越来越多的证据表明存在一个吸积盘周围的黑洞导致我们假设，一个吸积盘和喷流，都存在于银河系中心，并在物理上有联系。用Blandford & K“onigl型喷流成功地模拟了Sgr A* 的射电辐射，并分析了Sgr A* 中喷流-盘耦合系统的能量学，其中喷流和盘都用吸积功率参数化。用这种方法，我们能够独立地证实以前发现的Sgr A* 吸积速率的下限\dot M >> 10^-8.5 M_sun。此外，利用观测数据的限制，我们表明，在这样一个喷流盘模型，总喷流功率Q_jet是可比的顺序作为辐射盘光度L_disk。喷流模型和10^6 M太阳黑洞的假设也定性地解释了亚毫米级的过量和非热红外辐射的缺乏。喷流的可见部分的小尺寸（< 1质量）是由于Sgr A* 的低吸积速率。<<A&A Letters，in press>>
1993-08-24 astro-ph
UHECR Production by a Compact Black-Hole Dynamo: Application to Sgr A*
AGASA小组最近报道的10 $^{18}$ eV附近的过剩宇宙线（CR）通量是由于与Sgr A* 源有关的致密黑洞发电机引起的。在假设银河系中心黑洞以接近最大自旋旋转，穿过视界的磁场与黑洞吸积的物质大致均分的条件下，加速的CRs的光谱和总通量以及它们的曲率辐射只与吸积率有关。对于吸积率估计的基础上观测的恒星风附近的Sgr A*（$\sim 10^{-3}$爱丁顿），通过这种机制可实现的最大质子能量的顺序是$10^{18}$ eV，和相应的CR功率是$\sim 10^{41}α_{CR}$尔格的$^{-1}$，其中$α_{CR}<<1$是CR生产效率。对应的曲率光子光谱峰值在100 GeV左右，总光度与CR功率相当。对于低得多的吸积率CR和伽玛射线通量预测是完全无关紧要的。即将进行的伽马射线实验，如CANGAROO，HESS和GLAST，可以用来探测这个系统的参数。
2001-03-18 astro-ph
Correlated Sub-mm and X-ray Variability in Sgr A*
纸画的。最近在X射线波段探测到的Sgr A*，以及过去几年进行的射电偏振测量，为了解银河系中心这个超大质量黑洞候选者的几个史瓦西半径（$r_S$）内的发射气体的性质提供了最好的限制。早些时候，我们表明，从这个源的亚毫米辐射可能与热同步辐射从内开普勒区域内的吸积等离子体的圆半径。在本文中，我们扩展了这种分析在一个非常重要的方式，通过计算隐含的高能发射的Sgr A* 与轨道，热，磁化气体。我们发现，吸积率推断从拟合的亚毫米数据，Sgr A* 的X射线通量的主要贡献是由于自康普顿化的无线电光子，而不是从韧致辐射。后者是一个两体过程，只有在更高的吸积速率下才会产生显著的X射线发射。这幅图导致了可检验的预测，即内部$\sim5r_S$内的物理条件在一年的时间尺度上是可变的。特别是，吸积率$\dot M$似乎已经改变了约15%之间的亚毫米测量在1996年和1999年。鉴于射电和自康普顿化通量在这幅图中是强相关的，即将到来的Sgr A* 的第二代钱德拉观测可能会提供测试这个模型所需的直接证据。
2002-05-28 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Model for Sagittarius A$^*$: Evidence for a $10^6\msun$ Black Hole at the Galactic Center
位于银河系中心的神秘射电源人马座A* 似乎是其他星系中活动星系核的低光度版本。通过与活动星系核模型的类比，有人提出Sgr A* 可能是一个大质量吸积黑洞。然而，黑洞假说是有问题的，因为没有一个Sgr A* 的模型能够以任何自洽的方式解释观测到的光谱，而且对于黑洞的质量或质量吸积率也没有共识。Sgr A* 已经在无线电、亚毫米、红外和X射线波段被观测到，并且各种各样的探测和通量上限覆盖了超过十年的频率，从$ν\sles\ 10^9$ Hz（米波无线电波段）到$ν \sgreat\ 10^{19}$ Hz（150 keV X射线）。我们提出了一个强有力的模型Sgr A* 中，一百万太阳质量的黑洞吸积的速度为几个$\times10^{-6}$太阳质量每年。该模型自洽地拟合整个频谱。该模型的独特之处在于，流动是平流主导的，即大部分的能量粘性耗散在差动旋转流被携带随着气体和通过地平线丢失。这个模型在解释数据方面的明显成功可以被认为是“证明”视界是真实的，银河系中心确实存在一个巨大的黑洞。
1994-11-16 astro-ph
Explaining the spectrum from the Galactic Centre using a two temperature plasma
射电源人马座A*（Sgr A*），被认为是一个位于银河系中心的超大质量黑洞，它正在从周围区域吸积气体。然而，使用高的吸积率，标准的吸积模型无法解释低光度和观测到的光谱从Sgr A*。提出了一种新的吸积模型--平流主导的吸积流（ADAF），其中大部分吸积能量储存在气体中，并进入黑洞。因此，气体具有双温结构，质子比电子热得多。该模型解释了从Sgr A* 和大部分毫米到硬X射线光谱的低光度，但在与低能射电观测一致方面存在严重困难。在这里，我们报告的发射过程与质子，自然解决了观察到的差异。这首次为热吸积流中的双温等离子体提供了观测证据，并有力地支持了ADAF确实吸积到银河系中心一个2.5* 10 ^6太阳质量的黑洞上的观点。
1998-06-01 astro-ph
Linearly and Circularly Polarized Emission in Sagittarius A*
本文用广义相对论射线追迹方法计算了人马座A* 中偏振同步辐射通过相对论吸积流的传输。基于两温磁旋转不稳定性（MRI）诱导吸积模，自洽地处理了双折射效应。通过拟合Sgr A* 从毫米波段到近红外波段的光谱和偏振态，我们不仅可以约束与磁共振成像和电子加热速率相关的基本参数，而且可以限制吸积环的取向。这些限制导致独特的偏振图像，这可能是未来的毫米和亚毫米VLBI观测比较。结合广义相对论MHD模拟，该模型有可能测试与观测的Sgr A* 的MRI。
2008-02-25 astro-ph
Polarization from a Strongly Magnetized Accretion Disks: Asymptotic Wavelength Behaviour
我们计算了具有垂直平均全球磁场的厚吸积盘辐射的偏振。这种极化是由于圆盘磁化等离子体中的自由电子对辐射的散射而产生的。我们认为磁化圆盘中光子传播过程中偏振面的法拉第旋转是一个基本效应。考虑了具有垂直平均磁场的光学厚吸积盘的各种模型。本文的主要目的是得到在汤姆逊光学长度~1处法拉第旋转角>> 1时辐射偏振的简单渐近公式。我们的计算结果使我们能够估计附近的磁场大小的边缘稳定轨道区域的黑洞通过极化观测数据，包括预期的未来X射线极化观测。偏振的波长依赖性强烈依赖于各种模型的吸积盘，从而允许选择一个真正的模型从偏振数据。
2005-03-05 astro-ph
The spectrum of Sgr A* and its variability
我们证明，只有一个物理过程需要解释的频谱和变化的无线电源在我们的银河系的动力学中心，Sgr A*，在频率范围从$\approx$ 1到$\approx$ 1000 GHz，即光学薄的同步辐射是从相对论电子的人口发出。我们将观测到的变化归因于从Sgr A* 周围的吸积盘输入到电子加速中的可变能量。
1994-02-04 astro-ph
Global MHD instabilities: from Low Frequency to High Frequency QPOs, and to Sgr A*
我回顾了最近的工作，超出了我们的模型的低频准周期振荡的微类星体，吸积-喷射不稳定性的基础上。我表明，类似的不稳定性，这可以被视为强烈不稳定版本的diskoseisologic模式，提供解释的高频QPO和准周期性观测期间的耀斑Sgr A*，银河系中心的超大质量黑洞。
2006-12-07 astro-ph
Accretion Processes in the Nucleus of M31
在M31（我们以后称之为M31*）的核中，假设的超大质量黑洞与银河系中心的Sgr A* 有许多共同的特征，但它们在几个重要的方面有所不同。虽然M31* 可能重10倍，但它在3.6厘米处的射电光度只有Sgr A* 的三分之一。与此同时，M31* 在X射线中的亮度显然是银河系中心的数千倍。因此，对这些物体的比较研究有助于我们理解它们活动的潜在物理基础。我们在这里表明，吸积模型正在开发的Sgr A* 包括两个分支的解决方案，区分的相对重要性冷却相比，压缩加热在半径$r_C$的环境气体被捕获的黑洞。对于ISM中的典型条件，初始温度（$T[r_C]\sim 10^6-10^7$ K）位于冷却函数的不稳定分支上。取决于$T(r_C)$的实际值和吸积速率，等离子体要么沉降到热分支（在小半径处达到$10^{10} K$左右的温度），要么沉降到冷分支，在冷分支中$T$下降到$\sim 10^4$ K。Sgr A* 可能是一个“热”黑洞。我们在这里表明，VLA，UV和{ \it钱德拉}观测M31* 揭示它是一个成员的“冷”黑洞家庭。我们讨论了M31* 光谱中的几个预测特征，这些特征可能通过未来的多波长观测来测试，包括存在一个突出的UV尖峰（来自氢线发射），这在热分支上是不存在的。
2001-04-12 astro-ph
An Unambiguous Detection of Faraday Rotation in Sagittarius A*
已知Sgr A* 的毫米/亚毫米波长偏振在量级和位置角上在小至几小时的时间尺度上是可变的。不稳定的偏振阻止了在不同频率和不同时期进行的测量，从而无法对该源中的法拉第旋转进行令人信服的测量。在这里，我们提出的意见与亚毫米阵列偏振计在227和343 GHz的足够的灵敏度，以确定在每个波段的旋转措施，而不比较在不同的时期测量的位置角。我们发现10个历元的平均旋转测量值为（-5.6+/-0.7 x10 ^5 rad/m^2;测量值与一个常数值一致。我们保守地将3 σ的上限定为2 × 10^5 rad/m^2，这将吸积率的波动限制在25%以内。如果磁场接近均分、有序且大部分是径向的，那么这种旋转测量探测将吸积速率限制在2 × 10 ^-7 M太阳/年以下，而即使是次均分、无序或环向场，吸积速率的下限也为2 × 10 ^-9 M太阳/年。平均固有位置角为167+/-7度，我们检测到31（+18/-9）度的变化。这些变化必须起源于亚毫米光球，而不是由旋转测量变化引起的。
2006-11-26 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
Simulating the Emission and Outflows from Accretion Disks
射电源人马座A*（Sgr A*）被认为是一个热的，不均匀的，磁化的等离子体，在银河系中心300万太阳质量的黑洞的事件视界附近流动。在8000秒差距的距离，黑洞将是最大的黑洞之一，以角的大小来判断。最近的观测结果与毫米和亚毫米光子主要由光学薄的热同步辐射的想法是一致的。预计未来甚长基线干涉（VLBI）观测的Sgr A* 在这些波长，我们在这里提出的第一个动态自洽模型的毫米和亚毫米发射Sgr A* 的吸积流的广义相对论数值模拟的基础上。角度依赖的光谱计算假设电子的热分布在重子温度所规定的模拟和吸积率，它作为一个自由参数，在我们的模型。不同的模型参数（黑洞自旋和自旋的视线倾斜）和源的光谱变化的影响。我们发现，吸积率值需要匹配我们的计算毫米通量观测到的通量是一致的吸积率从检测的旋转措施推断的约束。我们还描述了由吸积盘沿黑洞自旋轴发射的相对论性喷流，并演化到1000个引力半径的尺度。
2007-01-26 astro-ph
Spiral waves and the secondary in the novalike variable, V3885 Sgr
介绍了新星变星V3885 Sgr的七个夜晚的蓝光谱。谱线显示了H γ、H β和He I的宽吸收和发射的典型组合，这与吸积盘有关。我们还观察到反相窄发射，我们归因于辐射的第二颗星。He II 4686和N III-C III-C IV发射线缺乏结构，很可能是在外流中形成的。我们测量了吸收线和发射线的径向速度变化，从中我们拟合出轨道周期为4.97126+/-0.00036h。从盘和伴星的速度半振幅，我们能够限制双星质量比q>0.7。相位折叠光谱提供了整个轨道周期的密集覆盖。氢和He I线的多普勒断层图像揭示了吸积盘和辐射供体星中的螺旋结构。我们相信这是第一个明确的检测螺旋波的novalike变量。
2005-07-21 astro-ph
Optical and Infrared Emission from the AXPs and SGRs
我们指出，辐照吸积盘模型可以解释在持续状态下反常X射线天体的所有光学和红外观测结果。模型拟合不约束外盘半径，而放置一个上限的内盘半径，从而对恒星磁场的偶极分量的强度。虽然在更高的多极磁场（B_* > 10^{14} G）与照射盘模型是一致的，磁星强度的磁偶极子分量与光学数据不一致。
2006-08-14 astro-ph
