Application of MHD Disk Wind Solutions to Planetary/Protoplanetary Nebulae
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在本文中，我们解决的适用性MHD磁盘风模型PNe和pPNe。我们首先回顾Pelletier和Pudritz（1992）的非自相似方法磁离心盘风。然后，我们讨论的条件可能发生在PNe和PNe吸积盘，形成通过二元相互作用。最后，检查磁离心盘风模型所需的无量纲参数的条件，我们表明，这样的风可以恢复所观察到的动量和能量输入率PNe和PNe。在后一种情况下，可能需要高吸积速率（$M_a \approx 10^{-4}$ \mdot）。我们发现，所观察到的{ \it总}的能量和动量在pPNe可以恢复与磁盘风模型使用现有的磁盘形成的情况。当结合现有的情况下，吸积盘的形成从破坏恒星同伴，我们的模型可能会提供一个解释的存在下观察到的高速极结（FLIERS）在一些PNE。
2004-02-04 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
Winds from accretion disks driven by the radiation and magnetocentrifugal force
我们研究了强、大尺度、有序磁场驱动的发光吸积盘的辐射驱动风的二维时变流体动力学。辐射力是由于谱线，并使用广义多维配方的Sobolev近似计算。磁场的影响通过添加模拟磁离心力的力来近似。我们的方法使我们能够计算磁盘风时，磁场控制流的几何形状，迫使流与磁盘共转，或两者兼而有之。特别是，我们计算模型的极向分量的字段的线是直的，并以固定的角度倾斜到磁盘。我们的数值计算表明，与圆盘共转的流动比保持特定角动量的流动具有更大的质量损失率。这两种风的质量损失率在低光度时相差几个数量级，但在高光度时几乎不存在。与圆盘共转的风比角动量守恒的风有更高的速度。固定风的几何形状可以稳定风，当几何形状是自洽导出时，风是不稳定的。极向速度和磁盘中平面法线之间的倾角很重要。非零倾角允许磁离心力增加低光度的质量损失率，并增加所有光度的风速。我们的计算还表明，辐射力可以从磁化的磁盘上发射风。在热能太低而不能发射风或磁力线与磁盘法线成<30 °角的情况下，线力对于从磁盘产生MHD风是必不可少的。
2000-02-23 astro-ph
On the role of the UV and X-ray radiation in driving a disk wind in X-ray binaries
在低质量X射线双星中，吸积盘光球层的X射线加热是产生强、宽紫外线的一种可能机制。然而，详细的光电离计算表明，这种机制未能产生足够的发射措施。本文给出了强X射线照射下圆盘光球的流体力学计算结果。我们试图确定是否LMXB可以窝藏显着的紫外线驱动的磁盘风，尽管X射线电离的影响。这样的风可能是紫外线发射地点的候选者，并且可能比X射线加热的圆盘光球更好地解释观测结果。我们发现，当地的磁盘辐射不能从磁盘，因为从中心对象的强电离辐射的风。将需要非物理高的X射线不透明度来屏蔽UV发射盘并允许线力驱动盘风。然而，抑制线驱动的相同X射线辐射加热盘，并且可以在盘上方产生热的双极风或电晕。为了评估X射线加热对任何具有吸积盘的系统中由线力驱动盘风的影响，我们导出了解析公式。特别是，我们比较了线驱动的磁盘风模型的吸积盘在LMXB和活动星系核的结果。后者表现出与强而快的盘风相关的光谱特征。决定线力作用的关键参数不仅是圆盘中发光UV区的存在和X射线的存在，而且是该UV区与中心的距离。
2001-09-05 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
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
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
MHD Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae
MHD风可以从恒星和周围的吸积盘中发出。感兴趣的是知道有多少风力可用以及两个转子中的哪一个（如果有的话）主导该功率。我们在多极行星状星云（PNe）和原行星状星云（PPNe）的背景下对此进行了研究，最近的观测表明，需要超过辐射驱动的风力发电源，并且可能需要磁场整形。我们计算了磁流体风力发电从一个耦合的磁盘和明星，其中前者的结果从二进制中断。由此产生的风力只取决于吸积率和恒星的性质。我们发现，如果恒星的信封最初缓慢旋转，盘风将占主导地位的整个演变。如果恒星的包层是快速旋转的，恒星风最初可能具有与盘风相当的能量，直到恒星风带走恒星的角动量。由于一颗初始快速旋转的恒星可能会使其自转轴和磁轴与盘不一致，因此这种盘风系统可能会导致多极外流。对于大于自旋下降时间的时间，后AGB恒星风是奴隶的磁盘缓慢和快速的初始自旋的情况下，盘风光度占主导地位。我们发现一个相当大的参数空间，混合星+磁盘MHD驱动风是合理的，其中两个或两个都可以占PPNe和PNe的权力。我们还推测可能出现的耦合系统的形态。耦合风可能有助于解释许多引人注目的多壳层或多极星云的形状。磁活动，如X射线耀斑可能与两个中心的恒星和磁盘，将是一个有价值的诊断MHD过程中的动力学作用PNE。
2000-08-18 astro-ph
On the Steady Nature of Line-Driven Disk Winds: Application to Cataclysmic Variables
我们应用半解析分析的定常性质的线驱动的风在两个较早的文件，以磁盘风驱动的标准沙库拉和Sunyaev（1973）磁盘的通量分布为典型的激变变量（CV）参数。我们发现，风的临界点往往是接近磁盘表面的内部磁盘区域。然而，我们的主要结论是，线驱动风，从一个稳定的磁盘通量分布的标准沙库拉-Sunyaev磁盘能够本地提供相应的质量流，是稳定的。这些结果证实了早期论文的研究结果，该论文研究了比本文更容易分析的“简单”通量分布。这些结果是一致的稳定的速度性质的外流观测推断CV和类星体（QSO）。我们发现与Pereyra和合作者的2.5D CV盘风模型很好的协议。这些结果表明，解释CV中通常观测到的风外流的可能情景是线驱动的吸积盘风情景，正如Cordova和Mason（1982）早期所建议的那样。就类星体而言，这些结果表明，正如Turnshek（1984年）早先提出并经Murray等人（1995年）详细分析的那样，线驱动的吸积盘风仍然是解释宽吸收线类星体中探测到的外流的一种有希望的设想。
2005-06-01 astro-ph
Dynamics of line-driven disk winds in Active Galactic Nuclei
本文给出活动星系核中吸积盘线驱动风的含时流体动力学计算结果。为了计算辐射力，我们考虑了来自圆盘和中央引擎的辐射。自洽地计算了风中气体的温度和电离态。我们发现，一个以1.8 MSUN/YR的速率吸积到10^8 MSUN黑洞上的盘可以在距离中心引擎约10^16 cm处发射风。来自中心物体的X射线被盘的大气衰减，因此它们不能阻止局部盘辐射将物质推离盘。对于合理的X射线不透明度，盘风可以被中心紫外辐射加速到15000 km/s，距离中心发动机约10^17 cm。圆盘风的覆盖因子为$\sim 0.2$。风是不稳定的，由一个不透明的，缓慢的垂直流动的磁盘附近，是由一个高速流的极地一侧的边界。通过快速流的典型柱密度为几个10^23 cm^-2。快速气流对0.5 MSUN/YR的总风质量损失率的贡献接近100%。
2000-05-15 astro-ph
Are Magnetic Wind-Driving Disks Inherently Unstable?
文献中曾有人声称，以离心驱动的风为角动量输运主要模式的吸积盘本质上是不稳定的。这个问题是考虑在这里通过应用平衡曲线分析的风驱动，双极扩散为主，磁盘模型的Wardle和Konigl（1993年）。这类模型的平衡解曲线通常表现出两个不同的分支。有人认为，这些分支中只有一个代表不稳定的平衡，一个真正的磁盘/风系统可能对应于一个稳定的解决方案。
2004-09-09 astro-ph
Jets and Disk-Winds from Pulsar Magnetospheres
我们讨论轴对称无力脉冲星磁层与磁准直喷流和盘风获得的脉冲星方程的数值解。这个解决方案代表了一种替代的准球形风的解决方案，其中的电流的主要部分是在一个电流片，这是不稳定的磁场湮灭。
2006-10-03 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
Dynamics of line-driven disk winds
本文综述了活动星系核中吸积盘辐射驱动风的二维时变流体动力学模型的主要结果。我还讨论了所需的物理条件，磁盘风被屏蔽的强X射线，并被加速到高超音速。最后，我对热星风、低质量年轻恒星天体、灾变变星、低质量X射线双星和银河系黑洞以及未来的工作作了一些评论。
2001-09-06 astro-ph
Relativistic Radiation Hydrodynamical Accretion Disk Winds
本文在全狭义相对论辐射流体力学的框架下研究了垂直于发光盘吹出的吸积盘风。假定风是稳定的、垂直的和等温的。%，而引力场则用伪牛顿势近似。利用速度相关变量爱丁顿因子，我们可以求解严格的相对论辐射流体动力学方程，并可以获得加速到{ \it相对论}速度的辐射驱动风。对于不太明亮的情况下，磁盘风是跨音速类型通过鞍型临界点，和最终的速度增加的磁盘流量和/或等温声速增加。另一方面，对于发光的情况，盘风总是超音速的，因为临界点由于盘引力场的特征性质而消失。跨音速和超音速之间的边界位于$\hat{F}_{\rm c} \sim 0.1 (ε+p)/(ρc^2)/γ_{\rm c}$附近，其中$\hat{F}_{\rm c}$是由当地爱丁顿光度归一化的临界点处的辐射通量，$(ε+p)/(ρc^2)$是气体的焓除以静止质量能量，$γ_{\rm c}$是临界点处风速的洛伦兹因子。在跨音速风中，典型参数下的末速度为0.4- 0.8 $c$，而在超音速风中可达$\sim c$。
2007-11-09 astro-ph
Dynamics of Line-Driven Disk Winds in Active Galactic Nuclei II: Effects of Disk Radiation
我们探讨了辐射驱动的盘风模型的活动星系核（AGN）的质量外流的后果。我们使用与Proga、Stone和Kallman（2000）相同的计算技术进行轴对称时变流体动力学计算。我们测试了相对不利条件下的辐射发射和风加速的鲁棒性。特别是，我们考虑了中央发动机辐射作为电离光子的来源，但忽略了它对辐射力的贡献。此外，我们占的X射线辐射的衰减，通过计算在径向方向上的X射线光学深度，假设只有电子散射有助于不透明度。我们的新模拟证实了我们以前工作的主要结果：磁盘大气可以“屏蔽”外部X射线，使本地磁盘辐射可以发射气体离开磁盘光球。我们还发现，当地的磁盘力足以加速磁盘风在径向方向上的高速。这是真的风不改变显着的几何形状的磁盘辐射的连续散射和吸收过程，我们讨论了这一要求的可扩展性。我们的模型预测的典型的共振紫外线的合成配置文件是一致的宽吸收线（BAL）类星体的观测。
2004-08-16 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
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
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
Disk Winds, Jets, and Outflows: Theoretical and Computational Foundations
我们回顾了盘风，喷流和外流的理论和计算研究的进展，包括：吸积和喷流之间的联系，从磁化磁盘的喷射发射，喷流和磁盘的耦合演化，磁化的年轻恒星的相互作用与周围的磁盘和流出的相关性，最后，喷流形成和引力坍缩之间的联系。我们还解决的预测，该理论使喷流运动学，准直和旋转，最近已被证实的高空间和光谱分辨率的观测。盘风有一个普遍的特征，可以解释大质量恒星和褐矮星形成过程中的喷流和外流。
2006-03-21 astro-ph
Disk Formation by AGB Winds in Dipole Magnetic Fields
我们提出了一个简单的，强大的机制，一个孤立的恒星可以产生一个赤道盘。该机制要求恒星表面具有简单的偶极磁场和各向同性的风加速机制。风与磁场耦合，将磁场拉伸，直到磁力线变成径向，并在磁赤道上下方向相反，就像太阳风中发生的那样。恒星附近的风等离子体和磁场之间的相互作用产生了稳定的外流，其中磁力将等离子体引向赤道，构成了一个圆盘。在AGB星低速（10 km/s）外流（10^{-5} M_sun/yr）的背景下，MHD模拟表明，当偶极场强度只有几个高斯时，在恒星表面将产生致密的赤道盘。由这个模型形成的圆盘在动力学上对行星状星云的形成非常重要。
2000-08-08 astro-ph
Dust in the disk winds from young stars as a source of the circumstellar extinction
研究了金牛T星盘风中尘埃粒子的生存问题。考虑到这一点，我们选择了Garcia等人（2001）描述的盘风模型，其中风的气体成分被双极扩散加热到10 $^4$ K量级的温度。它表明，由于与气体原子和电子的碰撞加热的尘埃颗粒是低效的恒星辐射加热相比，因此，尘埃生存，即使在热风分量。因此，盘风可能对恒星的紫外线和光学辐射不透明，并能够吸收其显著部分。计算表明，在每年的吸积率$\dot{M_a} = 10^{-8}-10^{-6} M_\odot$，这部分的TTS可能从20%到40%的总光度的恒星相应的范围。这意味着TTS中的盘风可以起到与现代吸积盘模型中考虑的膨胀内缘相同的作用。在Herbig Ae星（HAE）中，盘风（$r \le 0.5$ AU）的内部区域没有尘埃，因为那里的尘埃颗粒在恒星辐射的作用下升华。因此，在这种情况下，由盘风吸收的辐射的一小部分是显着较小的，并且可以与仅在$\dot{M_a} \geq 10^{-6} M_\odot$年$^{-1}$的“膨胀的内边缘”的效果进行比较。由于盘风结构的不均匀性，它对观测者的光学深度可能是可变的，导致年轻恒星的光度活动。基于同样的原因，在高分辨率的星周盘图像上，我们可以观察到具有螺旋状结构的气体和尘埃流的运动阴影。
2008-01-15 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
Collimation of a Central Wind by a Disk-Associated Magnetic Field
我们提出了一个现实的年轻恒星物体外流模型与磁盘相关的磁场的时间依赖性，数值磁流体动力学模拟的结果。磁星-盘相互作用产生的外流由一个幕式喷流加上一个流出速度与喷流相当（100- 200 km/s）的广角风组成。一个初始垂直场<< 0.1高斯，嵌入在磁盘中，对风发射机制的影响很小，但我们表明，它准直整个流（射流+宽风）在大（几个AU）的距离。准直不依赖于垂直场的极性。我们还讨论了磁盘相关字段的可能来源。
2002-12-12 astro-ph
The origin of the relativistic wind in gamma-ray bursts: MHD flow from a disk orbiting a stellar mass black hole ?
我们计算了质量损失率从一个磁盘轨道恒星质量的黑洞假设流被引导沿磁场线连接到磁盘。然后，我们估计风在无穷远处的洛伦兹因子。我们发现，洛伦兹因子可以达到很高的值，只有严格的约束，满足的领域的几何形状和能量注入的条件。我们讨论我们的结果在不同的情况下，伽马射线暴。我们提到的风险'污染'的布兰德福德-Znajek过程中的风从磁盘发出的材料。
1999-07-21 astro-ph
Reverberation Mapping and the Disk Wind Model of the Broad Line Region
利用Murray等人（1995）的盘风模型，计算了在辐射驱动风存在下活动星系核中吸积盘表面宽谱线辐射的谱线轮廓和频率分辨响应函数。我们发现，在风中的剪切和在磁盘本身产生各向异性的线发射，解决了几个众所周知的问题与磁盘模型的宽线区域的综合影响。特别是，\Civ、\Lya和\Nv等共振线的加宽可以归因于塞弗茨中半径接近$\sim 10^{16}$ ~cm的盘状气体的轨道运动，而不需要不切实际的大发射区域来产生单峰轮廓。此外，各向异性的线发射的结果，在频率相关的响应函数，不再是红-蓝对称的，从而推断的时间延迟的各种红色和蓝色的成分的线同意定性与最近的混响映射观测NGC~5548。
1995-11-01 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
Collimated Outflow Formation via Binary Stars. 3-D Simulations of AGB Wind and Disk Wind Interactions
我们提出了三维流体动力学模拟的慢风的相互作用，从一个渐近巨星分支（AGB）的明星和喷吹的轨道伴侣。喷流或“准直快风”被假定为起源于一个吸积盘，它是通过AGB风的邦迪吸积或罗氏瓣溢出形成的。我们提出了两个不同的制度，在风喷流相互作用的AGB风喷流动量通量的比率所确定的。我们的研究结果表明，当风的动量通量在射流中的通量，一个更无序的流出流出的结果与射流假设一个螺旋形图案和多个冲击结构驱动到AGB风。在相反的状态下，射流占主导地位，并将驱动高度准直的窄腰流出。我们将我们的结果与Soker & Rappaport（2000）描述的场景进行比较，并推断在PNE和共生星中观察到的结构。
2003-07-25 astro-ph
Line-driven disk wind models with an improved line force
我们描述了一种计算谱线辐射压的有效方法，包括速度梯度张量中的所有项。我们应用这种方法来计算二维的，与时间相关的结构的风从发光盘。我们的新模型的定性特征与我们计算的那些非常相似，只包括张量中的主导项（Proga，Stone & Drew 1998，以下简称PSD）。特别是，我们发现，模型显示不稳定的行为在PSD也不稳定的新方法，风的总属性，如质量损失率和特征速度没有改变更准确的方法。由新方法引起的最大变化是在盘风开度角：风驱动的只有磁盘辐射是更极性的新方法，而风驱动的磁盘和中心对象辐射通常更赤道。在最后的讨论中，我们提供了进一步的洞察力的辐射场和随之而来的流的几何形状的方式确定的时间特性的流。
1999-07-13 astro-ph
2-D Monte Carlo simulations of H I line formation in massive YSO disk winds
大质量年轻恒星是强红外线辐射源。有人认为，这些线是从围绕着YSO的圆盘流出的。在这里，新的二维蒙特卡罗辐射转移计算测试这一假设。红外光谱合成的YSO盘风模式的基础上早期的流体动力学计算。该模型的光谱与观测到的光谱从大规模的YSO定性一致，因此提供支持的盘风解释的H I线。然而，也有一些显着的差异：模型往往高估的Br α/Br γ比的等效宽度和生产线的配置文件是稍微太宽，与典型的观察，是双峰。这些差异的背景下的磁盘风图片和建议，通过修改假设的磁盘和外流结构的决议的解释进行了讨论。
2005-08-03 astro-ph
A radiation-driven disk wind model for massive young stellar objects
辐射驱动的盘风模型的建议，提供了很大的希望，解释极端的质量损失签名的大规模年轻恒星的对象（BN型对象和更明亮的赫比格Be星）。有人认为，与年轻的晚O/早B星相关的密集低速风是持续光学厚吸积的结果。从开普勒盘流出的气流允许风速约为200 km/s，这大大低于从恒星表面逃逸的速度。恒星本身并不需要是一个快速的旋转体。在流体动力学计算中考虑了圆盘辐照，并从观测和动力学角度确定了圆盘辐照是一个重要的问题。
1998-01-06 astro-ph
Structure of Magnetocentrifugal Disk-Winds: From the Launching Surface to Large Distances
原恒星喷流和风很可能是由靠近恒星中心天体的吸积盘表面的磁离心力驱动的。盘上的确切发射条件，如磁通量和质量喷射率的分布，是未知的。如果有一个可靠的模型，可以将大距离处的喷流和风的可观测特性与气流底部的条件联系起来，那么它们就可以受到远距离观测的约束。我们讨论的困难，在构建这样的大规模的风模型，并描述了一种新的技术，使我们能够数值跟踪的加速和传播的风从磁盘表面到任意大的距离和准直的一部分风成一个密集的，狭窄的“射流”围绕旋转轴。特别注意的是射流的形状和它的质量通量相对于整个风。质量通量比是射流形成效率的量度。
2001-07-17 astro-ph
Where's the Disk?: LBV bubbles and Aspherical Fast Winds
以前的研究已经解释了LBV星云的形状，例如eta Car，通过调用各向同性的快速风与先前沉积的缓慢的非球面风（“慢环面”）的相互作用。在这项工作中，我专注于相反的情况下，一个非球面的快风扩展到以前沉积的各向同性的慢风。使用高分辨率的流体动力学模拟，其中包括辐射冷却的影响，我已经完成了一系列的数值实验，以测试是否以及如何非球面快风吹气泡形态的影响。模拟结果表明，非球面快风可以产生强的双极外流，并恢复一些重要的方面
1997-05-02 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
The Determination of Stellar Parameters of Giants in the Galactic Disks and Bulge
在这里，我们提出了我们正在进行的工作，确定巨星的恒星参数在银河系的膨胀和UVES观测的VLT。我们给出了一些初步的结果。
2007-01-31 astro-ph
A Magnetic Rotator Wind Disk Model for Be Stars
本文用磁转子风盘（MRWD）模型研究Be星周围开普勒盘的形成。来自恒星表面低纬度的物质沿着磁通量管流动，并穿过激波表面，形成前开普勒盘区域。最初，该区域的密度很小。在充满时间之后，盘的密度明显更大，并且与离心力相比，磁力变得可以忽略不计。然后物质膨胀形成开普勒圆盘。在磁盘填充过程中，在恒星表面的磁场的径向分量B-星必须大于一个最小值B-星-分钟。开普勒区域的径向范围将较大时，B-星是较大的或当粘性起作用。在B型星中，B-star-min必须是1 G到10 G的量级。在快速旋转的恒星中，风速必须相应地更大，以形成激波压缩的盘区。
2004-09-29 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
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
Dynamics of Line-Driven Winds from Disks in Cataclysmic Variables. II. Mass Loss Rates and Velocity Laws
通过推广Castor、Abbott和Klein理论，我们分析了激变变星中来自吸积盘的二维定常线驱动风的动力学。在文1中，我们求解了风的欧拉方程，导出了它的两个特征值，并讨论了解的拓扑和风的几何学。在这里，我们专注于质量损失和速度定律。我们发现，盘风，即使在发光的诺瓦利克变量，有低的光学深度，即使在最强的驱动线。这表明在这些线中发生了粗到细的过渡。对于具有真实径向温度的圆盘，质量损失主要由从r中的内部十年散发的气体决定。与光度10 Lsun相关的总质量损失率为10^{-12} Msun/年，或质量吸积率的10^{-4}。这是一个数量级以下的下限从P天鹅座线，当电离通量短向莱曼边缘被抑制。CV中质量损失率如此之小的困难是主要的，并证实了我们以前的工作。我们推测，这个问题可能会得到解决的详细nonLTE计算的CV磁盘风的背景下，线力，和/或更好地占磁盘的能量分布和风电离结构。我们发现，风速廓线很好地近似的经验法则中使用的运动学建模。加速长度尺度由圆盘中的风流线的足点半径给出。这表明加速度标度的上限为10 Rwd，与从直线拟合得出的值相比，该上限小几倍。
1999-02-09 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
Apparent Stellar Wobble by a Planet in a Circumstellar Disk: Limitations on Planet Detection by Astrometry
天体测量探测到恒星在天空平面上的摆动将为我们寻找太阳系外行星提供下一个突破。空间干涉测量任务（SIM）预计将实现精度为1微-as的高精度天体测量，其精度足以在金牛座-御夫座恒星形成区的前主序星（PMS）周围发现一颗新生的木星质量行星。然而，PMS星有拱星盘，这可能是精确测量恒星位置的障碍。我们目前的结果磁盘的影响，恒星摆动。由行星激发的密度波会移动圆盘的质量中心和照相中心。星盘质心的运动会引起恒星位置的额外摆动，而星盘光心的运动会对恒星位置的测量造成污染。我们表明，额外的恒星运动动态所造成的磁盘的重力总是可以忽略不计的，但污染的磁盘光可以干扰恒星位置的精确测量，如果行星的质量小于10木星质量。盘的光心的运动对波型和盘的性质的微小变化很敏感。干涉仪的测量通常对扩展源（如圆盘）不敏感。由于这种性质，SIM不会受到盘光的严重污染，即使行星的质量小到1个木星质量。
2004-09-21 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
Multicomponent radiatively driven stellar winds III. Radiative-acoustic waves in a two-component wind
我们研究的稳定性的等温两个组件的辐射驱动的恒星风对一维扰动大于Sobolev长度，和辐射声波在这样的恒星风。对单个组分的共动流体系进行了线性摄动分析，得到了共动流体系中的色散关系。对于高密度风，两个分量的速度之间的速度差相对较小，并且根据先前对单分量风的研究，对于最初由Abbott发现的辐射声波，风是稳定的。然而，对于如此高密度的风，我们发现了新类型的波浪，包括一种特殊的“冻结”波浪图案。另一方面，如果风分量之间的速度差足够大（对于低密度风），那么多分量恒星风即使在大尺度扰动下也是不稳定的，并且会发生离子逃逸。因此，辐射线驱动恒星风的等温双组分定常解的速度梯度的突然降低是不稳定的。
2002-03-21 astro-ph
The rotating wind of the quasar PG 1700+518
现在人们普遍认为，大多数星系都经历了一个活跃阶段，在此期间，一个中心的超大质量黑洞通过气体的引力吸积产生巨大的辐射亮度。从围绕黑洞的旋转吸积盘发射的风被认为起着关键作用，使盘释放角动量，否则会抑制吸积。这样的风能够在宿主星系及其周围沉积大量的机械能，深刻地影响其形成和演化，并可能调节早期宇宙中大尺度宇宙结构的形成。虽然有很好的理论基础相信活动星系核的外流是由盘风产生的，但观测验证已被证明是难以捉摸的。在这里，我们表明，在类星体PG 1700+158的宽H-α发射线上观察到的偏振光结构起源于电子散射风中的吸积盘附近。风有很大的旋转运动（~ 4，000 km/s），提供直接的观测证据，表明来自活动星系核的外流是从盘发射的。此外，风几乎垂直地从盘上升，有利于发射机构，赋予垂直于盘平面的初始加速度。
2008-02-27 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
Relation Between the Thickness of Stellar Disks and the Relative Mass of Dark Halo in Galaxies
本文通过分析两个独立的边缘星系样品的R和K_s波段光度剖面，讨论了晚型星系星盘的厚度。主要目的是验证一个假说，即旧恒星盘的厚度与星系的球形和盘组成部分的相对质量有关。我们证实了星系盘的径向与垂直尺度长度比随星系总质光比的增加而增加（盘变薄），这反映了暗晕对星系总质量的贡献，并随中心去投影盘亮度（面密度）的减小而减小.我们的结果与无碰撞圆盘从亚临界速度弥散态演化到边缘稳定平衡态的数值模型符合得很好。这表明，在大多数星系中，决定平衡盘厚度的垂直恒星速度色散接近于确保盘稳定性的最小值。最薄的边缘盘似乎是低亮度星系（在去投影后），其中暗晕质量远远超过恒星盘的质量。
2002-08-06 astro-ph
The Relationship between Stellar and Halo Masses of Disk Galaxies at z = 0.2 - 1.2
我们提出了一项研究的结果，以确定的维里和恒星质量的83个盘星系的红移z = 0.2 - 1.2之间的样本的共同演化。这些磁盘的维里质量计算使用测量的最大旋转速度从凯克光谱和尺度长度从哈勃太空望远镜成像。我们利用恒星星族合成模型拟合K波段的光谱能量分布，计算恒星质量。通过恒星质量Tully-Fisher关系，我们发现恒星质量和最大自转速度之间的关系在z = 0.2 - 1.2范围内没有随红移的明显演化。我们也没有发现进化时，比较磁盘恒星和维里质量。因此，大质量盘星系似乎已经就位，就它们的维里和恒星质量而言，达到了它们可以在形态上识别的最高红移。
2003-12-12 astro-ph
The Effects of a Stellar Encounter on a Planetesimal Disk
通过解析计算和数值模拟研究了恒星碰撞对星子盘的影响，并推导出了星子盘的边界半径（$a_{\rm planet}$），在此半径外，高相对速度的破坏性碰撞会抑制行星形成.
2001-07-05 astro-ph
Accretion-Powered Stellar Winds II: Numerical Solutions for Stellar Wind Torques
为了解释在大部分吸积前主序星（CTTS）中观察到的缓慢旋转，我们探索了恒星风在扭转恒星中的作用。为了使这种机制有效，恒星风需要有相对较高的流出率，因此可能由吸积过程本身提供动力。在这里，我们使用数值磁流体动力学模拟计算详细的2维（轴对称）恒星风的解决方案，以确定对恒星的自旋扭矩。我们探索了一系列与CTTS相关的参数，包括恒星质量、半径、自转率、表面磁场强度、质量损失率和风加速率的变化。我们还考虑了偶极和四极磁场的几何形状。我们的模拟表明，恒星风扭矩是足够大的旋转下来的“典型的”CTTS是重要的，质量损失率为$\sim 10^{-9} M_\odot$年$^{-1}$。风是广角，自准直流，如预期的磁转子风与适度快速旋转。四极场的情况下产生的扭矩比具有相同的表面场强度的偶极子弱得多，这表明磁几何形状在确定扭矩中起着根本性的作用。具有变化的风加速率的情况下，扭矩的变化要小得多，这表明风驱动的细节不太重要。我们使用我们的计算结果来拟合风中有效Alfvén半径以及扭矩的半解析公式。这允许相当大的预测能力，并且是对现有近似的改进。
2008-01-18 astro-ph
Magnetically-Driven Winds from Protostellar Disks
原恒星盘中的角动量输运可以通过垂直穿过盘的大尺度磁场的作用来实现。磁场离心驱动物质从磁盘表面进入风，启动双极流出。这个模型的一个明显的困难是盘的导电性在盘的内部0.1- 10 AU中是极低的，其中颗粒是主要的载流子。在中平面附近，带电颗粒不能漂移通过中性气体，并且在磁场和盘材料之间存在可忽略的耦合。然而，磁场对风的角动量和加速度的去除仍然可以发生在气体电导率急剧增加的磁盘表面层中。本文给出了在特定半径处圆盘垂直结构的多流体MHD方程的解。绝大多数盘物质处于流体静力平衡状态，不会与垂直穿过它的磁场发生相互作用。在盘表面附近，磁场与盘物质之间的耦合足以引发从盘表面的外流。
1997-07-22 astro-ph
Multicomponent stellar winds of He chemically peculiar stars
我们计算多组分恒星风模型包括适用于富氦和氦贫恒星的氦成分。我们表明，氦不从氦丰富的恒星，由于其耦合到氢和电离状态的恒星风去耦。对于贫氦恒星，氦可能与星风解耦，但这种效应不能解释这些恒星的化学特性。我们的结论是，这些恒星的化学特性的解释完全基于氦或氢从恒星风去耦是不可能的。
2003-10-27 astro-ph
Stellar disk truncations at high-z: probing inside-out galaxy formation
我们使用哈勃超深场（UDF）数据对中等红移（z<1.1）的盘状星系中的恒星盘截断进行了系统的搜索。我们使用截断的位置作为恒星盘大小的直接估计。考虑到星系表面亮度的演化，我们的结果表明，截断的径向位置随着宇宙时间增加了约1-3 kpc的最后8 Gyr。这一结果表明，一个小到中等（~25%）的磁盘星系从z~1的增长。
2005-07-22 astro-ph
Truncations in stellar disks
综述了恒星盘中径向截断的存在。有充分的证据表明，许多盘状星系在其盘中有相对形状的截断。这些通常是对称的，并且与观测的波长带无关。截断半径R_{max}与盘尺度长度h的比值经常小于4.5，正如在盘坍缩的简单模型中所预期的那样。然而，目前观测到的星系样本可能并不具有代表性，并且严重偏向于具有最大标度的盘。许多螺旋星系也有HI弯曲，这些弯曲通常始于恒星盘的截断半径。HI表面密度随半径突然变得平坦得多。在某些星系中，翘曲的开始和盘截断半径的位置伴随着旋转速度的下降。在HI层中的截顶区以外的区域，有恒星形成，但重元素丰度和尘埃含量都很低。所有的证据都与这样的观点相一致，即盘的外层气体部分构成了最近吸积的物质，至少是在现在的恒星薄盘形成之后吸积的。虽然存在各种模型的起源恒星盘截断，这目前仍不清楚。
2000-10-19 astro-ph
Baryonic pollution in gamma-ray bursts: the case of a magnetically driven wind emitted from a disk orbiting a stellar mass black hole
大多数伽马射线暴的中心引擎模型都涉及一个恒星质量的黑洞，周围是一个厚盘，形成于一个致密物体系统合并或大质量恒星坍缩之后。由黑洞吸积盘物质释放的能量，或由Blandford-Znajek机制提取的黑洞自身旋转释放的能量，为沿着系统轴的相对论风提供动力。需要几百个洛伦兹因子来解决风中的致密性问题，这意味着将巨大的能量注入到非常少量的物质中。布兰福德-兹纳杰克机制（Blandford-Znajek mechanism）是防止重子污染的最好方法，它的外流沿着固定在黑洞上的磁场，甚至可以在最初产生纯粹的轻子风。在本文中，我们更倾向于研究从盘的内部发出的风，那里的重子污染的风险要大得多，因为外流来自高密度区域。我们表明，这种风的重子负载敏感地依赖于磁盘的温度和磁场的几何形状和外流可以成为超相对论性（洛伦兹因子伽玛>100），只有在相当严格的条件下。相反，如果伽玛仍然保持统一的量级，那么从内盘发出的密集风可能有助于限制中心喷流，但也可能是布兰德福德-兹纳杰克机制的重子污染源。
2002-03-19 astro-ph
