Indirect imaging of the accretion stream in eclipsing polars IV: V895 Cen
本文给出食极星V895 Cen的分光和高速测光数据。我们发现，食的组成部分是一致的，它是吸积区的白矮星。这与Stobie等人的结论相反，他们认为被食的部分不是白矮星。此外，我们在我们的数据中没有发现吸积盘的证据。由多普勒层析结果，我们发现该白矮星的M geq为0.7 Msun。我们对吸积流的间接成像表明，靠近白矮星的吸积流最亮。当我们观察到V895 Cen处于最高吸积状态时，发射集中在通往上极的场线上。没有证据表明在磁耦合区的发射增强。
2001-12-06 astro-ph
Accretion disks in interacting binaries: Simulations of the stream-disk impact
利用三维光滑粒子流体动力学方法研究了相互作用双星系统中来自内拉格朗日点的气流与吸积盘的碰撞。我们发现，流材料的一个显着的部分可以跳弹盘边缘和溢出朝向较小的半径，这产生了显着的非轴对称结构的吸收柱朝向中心对象。我们讨论的影响，我们的结果的观测和时间依赖的模型的低质量X射线双星，激变变量和超软X射线源。
1996-06-06 astro-ph
Accretion stream mapping with genetically modified "fire-flies"
我们应用日食映射技术，使用“转基因萤火虫”的日食光曲线的胡Aqr和EP Dra。该技术对吸积流物质的位置尽可能少地做假设，允许发射位于白矮星洛希瓣内的任何地方。我们模拟两个连续的日食在UBVR_c波段的HU Aqr，和四个连续的“白”光日食EP Dra，以确定不断变化的亮度分布的流材料。我们发现火飞分布是一致的吸积通过一个幕的材料在HU Aqr和EP Dra，并表明，以前假设的两部分弹道和磁轨迹是一个很好的近似极。模型拟合HU Aqr的色带数据表明，被限制在磁场线上的物质是最亮的，大部分发射来自靠近白矮星的地方。有证据表明，从接近计算的弹道流在HU Aqr和EP Dra的排放。我们建议，在流密度的变化会导致在EP Dra的吸积流中的明亮的材料的位置的变化。
2004-04-05 astro-ph
Indirect imaging of the accretion stream in HU Aquarii
我们应用我们的技术间接成像的吸积流UBVR日食配置文件的HU Aqr时，系统处于高状态。我们使用两种几何形状进行模型拟合日食：一种是流在场线的一个脚点上增生，另一种是流在两个脚点上增生。我们发现，流亮度是不均匀的，也不是一个简单的函数的径向距离的白矮星。该模型提供了流耦合到磁场的半径（1.0-1.3 x10^{10} cm）和传质速率（8-76 x10^{16} g/s）的估计值。我们研究的流亮度的波长依赖性，并发现，在两个脚点模型的情况下，磁约束流的耦合半径附近的部分似乎比其余的流更热。这可能是由于等离子体在其进入磁场时的冲击加热。
1998-09-25 astro-ph
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
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
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
Numerical Simulation of Interaction between an L1 Stream and an Accretion Disk in a Close Binary System
对密近双星系统中吸积盘的流体动力学行为进行了数值模拟。计算的区域包括致密星和提供气体的伴星。状态方程是以比热比$γ$为特征的理想气体的状态方程。研究了$γ$为1.01和1.2的两个病例。我们的计算表明，气体从伴星通过拉格朗日L1点流向吸积盘，形成一个细气体束（L1流），它穿透到磁盘。因此，在这些计算中没有热点形成。发现的另一个事实是，与盘一起旋转的气体在与L1流碰撞时形成弓形激波，该弓形激波可称为L1激波。盘变热是因为L1激波加热了盘外部的盘气体，所以螺旋激波甚至与$γ=1.01$一起松散地缠绕。L1激波增强了盘内密度分布的非轴对称性，从而使潮汐力矩引起的角动量传递更为有效。有效$α$的最大值变为$\sim 0.3$。在我们的模拟中没有形成“热点”，但我们的结果表明形成了“热线”，这是沿着贯穿L1流拉长的L1激波。
2001-09-16 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
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
Variable accretion and emission from the stellar winds in the Galactic centre
我们提出了数值模拟的恒星风动力学在中央秒差距的银河系中心，特别是研究吸积气体的Sgr A*，超大质量的黑洞。与我们以前的工作不同，在这里，我们使用最先进的观测数据的轨道和风属性的个别产风恒星。由于风速向上修正，并考虑了非零偏心率，我们的新模拟显示更少的冷气体团，没有明显的盘状结构。吸积速率主要是由几颗v_w < 750 km/s的近距离“慢风星”决定的，与Bondi的估计一致，但在几十年到几百年的时间尺度上是可变的。这种变化是由于冷气体团的随机降落，就像在早期的模拟中一样，以及恒星的偏心轨道。目前的模型无法解释的高亮度的Sgr A* 几百年前暗示的积分观测，但我们认为，吸积一个小的碰撞参量冷clump可能造成it. Finally，我们显示的可能性约束的总质量损失率的“慢风星”使用近红外观测气体在中央的几个弧秒。
2007-10-10 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
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
