Black Holes Admitting Strong Resonant Phenomena
在四个微类星体中观测到高频双峰准周期振荡（QPO），银河系黑洞双星系统，频率比非常接近3：2。在微类星体GRS 1915+105中，QPO的结构表现出额外的频率，在星系核Sgr A* 或一些河外源（NGC 4051，MCG-6-30-15和NGC 5408 X-1）中观察到两个以上的频率。观测到的QPO可以通过各种轨道共振模型版本来解释，假设与开普勒频率或垂直周转频率和径向周转频率或这些频率的一些组合的振荡共振。一般来说，在吸积盘的不同半径处会产生不同的共振。然而，我们已经表明，对于特殊值的无量纲黑洞自旋强共振现象时，可以在相同的半径激发不同的共振，共振之间的合作现象可能会在这种情况下工作。对于三重频率比集合ν_{K}：ν_θ：ν_{r} = s：t：u，其中s，t，u为小整数，确定了黑洞自旋的特殊值.这种特殊情况的最有希望的例子出现在半径r = 2.395 M，异常共振自旋a = 0.983的黑洞中，其中ν_{K}：ν_θ：ν_{r} = 3：2：1。我们还预言，当允许轨道频率的组合时，在a = 0.866，0.882和0.962的黑洞场中可以观测到四个频率比为4：3：2：1的QPO。假设Sgr A* 的异常共振自旋a = 0.983，其QPO的观测频率比非常接近3：2：1，这意味着黑洞的质量在4.3 x 10^6 M_sun < M < 5.4 x 10^6 M_sun的区间内…
2008-12-23 astro-ph
Mass and Spin of GRS 1915+105 Based on a Resonance Model of QPOs
我们证明了在GRS 1915+105中观察到的四个高频QPO可以解释为与翘曲非线性共振相互作用的圆盘上的振荡模式。假设翘曲是磁盘上的低频全局模式。这一鉴定表明GRS 1915+105的相关质量$M$和自旋$a$分别为，$M=13\sim 14 M_\odot$和$a=0\sim 0.15$
2004-09-03 astro-ph
A Vertical Resonances of G-Mode Oscillations in Warped Disks and QPOs in Low-Mass X-Ray Binaries
为了解释低质量X射线双星中的高频QPO和水平分支QPO，研究了翘曲盘中的共振振荡。不同于我们以前的工作，针对相同的主题，我们放松在本文中的假设，磁盘是等温的垂直方向。也就是说，假设压力、密度和温度在垂直方向上以多方关系分布，并且多方指数随着盘状态的变化而变化。通过这种推广和一些附属的，我们可以定性地解释，在我们的共振模型的框架内，观察到的大的频率变化的中子星QPO和黑洞QPO的变化很小。我们考虑g模式振荡的垂直共振，因为它们最适合解释观测。
2005-07-10 astro-ph
LNRF-velocity hump-induced oscillations of a Keplerian disc orbiting near-extreme Kerr black hole: A possible explanation of high-frequency QPOs in GRS 1915+105
在一个包含近极端Kerr黑洞的双星系统GRS 1915+105中，至少有四个频率为41 Hz、67 Hz、113 Hz和167 Hz的高频准周期振荡（QPO）被报道。我们使用的想法引起的驼峰的轨道速度轮廓（有关的本地非旋转框架- LNRF）在光盘轨道近极端克尔黑洞，其特征在于由一个“驼峰频率”f_h，这可能会激发径向和垂直周转振荡频率f_r，f_v。由于非线性共振现象的组合频率是允许的。假设GRS 1915+105 Kerr黑洞的质量M=14.8M_sun，自旋a=0.9998，模型预测的频率f_h= 41 Hz，f_r= 67 Hz，（f_h+f_r）= 108 Hz，（f_v-f_r）= 170 Hz与观测值相当符合。在黑洞参数与观测值符合较好的情况下，开普勒盘中“驼峰诱导”振荡激发的非线性振荡中的强迫共振现象，在观测误差范围内，可以解释GRS 1915+105中的高频QPO。
2007-05-23 astro-ph
Gravitational excitation of high frequency QPOs
我们讨论的可能性，在中子星双星系统中的高频QPO可能会导致强迫共振振荡的物质在吸积盘的最里面的部分，激发来自不对称的中子星或伴星的引力扰动。我们发现，中子星的不对称性，在原则上，是有效的诱导径向和垂直振荡的相关幅度，而二进制同伴可能会产生显着的径向振荡，但不是垂直的。在其他地方为解释有限的中子星周期而主张的大小不一致的中子星四极矩，对于本发明的目的来说也可能足够大。
2008-08-27 astro-ph
A non-linear resonance model for the black hole and neutron star QPOs: theory supported by observations
在许多吸积的X射线双星中发现了千赫兹准周期振荡。有人建议，在X射线通量调制中观察到的最高QPO频率反映了吸积盘振荡的两种模式之间的非线性共振。这一假设意味着某些非常普遍的预测，其中有几个已经被观测所证实。其中一些来自非线性振荡器的性质，而另一些则是强引力下流体振荡的特有性质。在黑洞和中子星QPO数据中可以清楚地识别出3：2的共振频率比。
2006-03-31 astro-ph
Resonant Excitation of Disk Oscillations in Deformed Disks III: Revision of Mathematical Treatment
在以前的研究中，我们已经研究了一个共振激发的磁盘振荡变形磁盘。然而，在这些研究中，围绕共振点的数学处理并不严格。本文对不足之处进行了修正，但对最终结果没有本质的改变。要使这个激发过程起作用，圆盘必须是广义相对论性的。也就是说，在相对论性圆盘中周转频率的非单调径向分布对于共振的存在和振荡的捕获是必不可少的。本文用一种更适合于数值计算的形式来表示共振振荡的增长率。
2008-08-08 astro-ph
Quasi-periodic oscillations: Resonant shear Alfv`en waves in neutron star magnetospheres
本文基于中子星磁层中振荡的磁流体动力学模式，提出了一个新的准周期振荡模型。我们认为，与磁层的相互作用的吸积盘可以激发共振剪切Alfven波在区域的密度梯度增强，该区域的吸积材料沿磁层中的磁场线流动。我们证明，取决于该地区的距离，从恒星和磁场强度，场线共振的频率范围可以从几赫兹（较弱的领域，远离恒星），约kHz的频率（较强的领域，~ 2-10恒星半径从恒星）。我们表明，这种振荡能够显着调制流入的物质从高密度区域向恒星的表面，并可能产生所观察到的X射线光谱。此外，我们发现，观察到的2：3的QPO的频率比是我们的模型的自然结果。
2005-03-01 astro-ph
Quasi-Periodic Oscillations Resonantly Induced on Spin-Induced Deformed-Disks of Neutron Stars
我们考虑的情况下，自旋诱导的波浪扰动是目前的磁盘上的中子星低质量X射线双星。通过与扰动的非线性耦合，盘振荡的某些模式与盘共振地相互作用。我们研究的假设下，磁盘是垂直等温的共振条件。结果表明，当自旋频率具有特定值时，在某些半径处会发生共振耦合。这些谐振振荡的模式和频率进行了总结。这些共振振荡中的一些似乎可以解释在自旋频率已知的物体中观察到的kHz QPO的频率。
2005-06-24 astro-ph
Epicyclic Frequencies and Resonant Phenomena Near Black Holes: The Current Status
本文简要讨论了旋转黑洞附近的行星运动理论及其与吸积黑洞双星中高频准周期振荡起源的关系。我们还指出了一些新的频率比的理论预测。
2007-01-03 astro-ph
Excitation of Disk Oscillations by Warps: A Model of kHz QPOs
放大磁盘振荡之间的振荡和翘曲的非线性共振耦合所造成的。圆盘是几何薄和广义相对论与非旋转的中心对象。通过使用拉格朗日公式，一个通用的稳定性准则。该标准适用于水平和垂直谐振的g-模式振荡和水平谐振的p-模式振荡。分析结果表明，g模振荡（包括$n=0$的p模振荡）被翘曲的水平共振放大。具有其他共振的其他振荡模式都被共振阻尼。放大的g模式振荡位于半径$4r_{\rm g}$周围，周转频率的半径最大，即，$κ_{\rm max}$。放大振荡的频率是$κ_{\rm max}$的谐波，并且很好地解释了在中心物体的合理质量（和自旋）下观察到的2：3对QPO。
2004-09-02 astro-ph
Mass estimate of the XTE J1650-500 black hole from the Extended Orbital Resonance Model for high-frequency QPOs
XTE J1650 - 500是一个银河系黑洞双星系统，至少有一个250Hz的高频QPO被报道。此外，有迹象表明，该系统拥有一个近极端的克尔黑洞，其自旋接近0.998，质量M <7.3M_sun。最近发现，在局部非旋转坐标系下分析自旋a> 0.9953的Kerr黑洞的Keplerian（测地线）盘的轨道3-速度，发现在边缘稳定轨道附近有一个驼峰。此外，有人建议，驼峰可以激发附近的ISCO的粒子的周转运动的频率典型的高频QPO。驼峰诱发振荡的特征频率被定义为LNRF相关轨道速度在适当径向距离下的最大正变化率。如果特征“驼峰频率”和径向周转频率是可互换的，则预期会出现强共振现象。对于自旋为a = 0.9982的克尔黑洞，"驼峰频率"与径向周转频率之比为1：3。将径向周转频率与观测到的250 Hz QPO相鉴别，得到了XTE J1650 - 500中5.1 M太阳附近的黑洞的质量。
2008-10-01 astro-ph
Non-linear resonance in the accretion disk of a millisecond pulsar
双准周期毫秒调制的X射线通量（kHz QPO）最近已报告从吸积2.5毫秒的X射线脉冲星。当旋转的中子星用真实的状态方程模拟时，我们识别出其频率与观测到的频率一致的盘振荡模式。孪生QPO的频率差，约等于中子星自旋速率的一半，清楚地表明，吸积盘的共振振荡已被观察到。在吸积盘中也可以自发地激发出类似的非线性共振。脉冲星系统中的两个QPO频率接近5：7的比例，这表明与黑洞系统中的QPO存在联系，其中频率比为2：3和3：5。
2003-08-02 astro-ph
Forced oscillations in relativistic accretion disks and QPOs
在这项工作中，我们探讨的想法，在LMXB中观察到的高频QPO可以解释为中子星自旋和周转模式的吸积盘振荡之间的共振耦合。我们提出了一个新的模型，这些QPO的基础上诱导的强迫振荡的吸积盘由于恒星不对称旋转的引力或磁场。它示出的粒子在旋转的非轴对称领域的发展受到三种共振：共转共振，Lindblad共振由于驱动力，和参数共振由于随时间变化的周转频率。通过对简化的吸积盘的二维数值模拟，推广了这些结果。模拟进行牛顿引力势，以及伪广义相对论的潜力，这使我们能够探索的行为的共振旋转中子星和黑洞周围。密度扰动仅在靠近ISCO的盘的内缘的区域中是显著的，在该区域中重力或磁扰动是最大的。有人认为，近周期运动诱导的磁盘将产生高的品质因数QPO。最后，将此模型应用于一个典型的中子星，我们发现，当两个模式的频率差等于自旋频率（对于“慢旋转”）或一半（对于“快旋转”）时，发生最强的响应。两个主要的激发模式都可能与盘的垂直振荡有关。我们强调，强引力是不需要激发模式。
2006-12-29 astro-ph
A new model for QPOs in accreting black holes: application to the microquasar GRS 1915+105
本文推广了Petri（2005 a，b）的观点，认为在低质量X射线双星中观测到的高频准周期振荡可以解释为吸积盘与致密天体施加的旋转非对称背景（引力或磁场）场的共振振荡。在这里，我们把这个一般的想法应用到黑洞双星。它是假设一个测试粒子经历了类似的参数共振机制，如一个在文件I和II中描述的，但现在的共振是由螺旋密度波之间的相互作用引起的吸积盘，激发接近最里面的稳定的圆形轨道，和垂直周转振荡。我们使用克尔时空几何推导出这个测试粒子的特征频率。在候选黑洞中，当两个最强共振的频率比等于3：2时，测试粒子的响应最大。最后，将我们的模型应用于微类星体GRS 1915+105，我们再现了几个HF-QPO的正确值。实际上，预测了功率谱时间分析中168/113/56/42/28 Hz特征的存在。此外，仅基于两个HF-QPO频率，我们的模型就能约束吸积黑洞的质量$M_{\rm BH}$和角动量$a_{\rm BH}$.
2008-09-18 astro-ph
Orbital resonances in discs around braneworld Kerr black holes
Randall-Sundrum型brany宇宙中的旋转黑洞用Kerr几何来描述，其中潮汐荷b代表brany黑洞与体时空的相互作用。B1<0 rotating black holes with dimensionless spin a>是允许的。研究了潮汐荷b在黑洞系统QPO轨道共振模型中的作用。给出了赤道、准圆大地运动的轨道开普勒、径向和垂直周转频率，并讨论了它们的径向轮廓。共振条件给出了在三个天体物理相关的情况下：直接（参数）共振，相对论性进动模型，并为一些被困振荡的翘曲盘，共振组合频率。它示出，如何b可以影响匹配的观测数据表明3：2的频率比观察到的GRS 1915+105微类星体的轨道共振模型的预测;限制允许范围内的黑洞参数a和b的建立。在半径为ν_K：ν_θ：ν_r=3：2：1的情况下，能产生强共振现象的“神奇”无量纲黑洞自旋取决于b。即使在具有高度散射的共振频率的源中，这种强共振也可能是相关的，如在Sgr A* 中所预期的。当存在比半径时，给出了a和b的具体值，其中v_K：v_θ：v_r=s：t：u，其中5>=s>t>u为小自然数。结果表明，对于某些比值，这种情况在黑洞场中是不可能的。在轨道共振模型的框架下分析微类星体的高频QPO，可以对brany Kerr黑洞的潮汐荷提出相应的限制。
2008-12-28 astro-ph
Extended orbital resonance model with hump-induced oscillations
在快速旋转的Kerr黑洞中发现了LNRF速度梯度的符号变化，其中Keplerian盘的自旋a > 0.9953，而在边缘稳定的厚盘中自旋a > 0.99979。这样一个“驼峰”LNRF速度配置文件发生在边缘稳定的圆形测地线的上方，可能与吸积盘的振荡。这种“驼峰”引起的振荡的频率可以用“驼峰”轮廓内轨道速度的最大变化率来确定。因此，我们引入一个扩展的轨道共振模型（EXORM）的准周期振荡（QPOs）假设非线性共振现象之间的振荡与轨道周转频率和驼峰频率定义在一个完全广义相对论的方式。的EXORM开发的开普勒光盘和完美流体环面的近似的振荡与周转频率是可以接受的。显然，EXORM可以应用于表现出相对复杂的QPO频率模式的近极端克尔黑洞系统。假设一个开普勒圆盘，它可以表明，在EXORM的框架下，在微类星体GRS 1915+105中观察到的所有QPO都可以解释，而在银河系中心源Sgr A* 中观察到的QPO则是不可能的。
2008-02-26 astro-ph
2:3 Twin Quasi-Periodic Oscillations in Magnetohydrodynamic Accretion Flows
研究了黑洞周围三维磁流体动力学（MHD）吸积流的径向和垂直振荡。采用伪牛顿势，考虑了广义相对论效应。我们发现在$3.8 r_{\rm s}\leq r\leq 6.3 r_{\rm s}$处MHD流的结构发生了变化，并在该区域激发出两对准周期振荡（孪生QPO）。功率谱密度（PSD）的时间演化表明，这两个双量子点最有可能是由开普勒频率$ν_{\rm K}$和周转频率$ν_κ$之间的共振产生的. PSD示出了下峰值频率$ν_{\rm l}$对应于$ν_{\rm K}$，而上峰值频率$ν_{\rm u}$对应于$ν_{\rm K} + ν_κ$。两个峰值频率之比接近2：3。结果为磁流体吸积流中圆盘共振振荡的激发提供了第一个直接证据。
2004-08-02 astro-ph
Spin of Stellar-Mass Black Holes Estimated by a Model of Quasi-Periodic Oscillations
我们在以前的论文中提出，在频率比为3：2的黑洞双星中观察到的高频对QPO是惯性声学振荡（几乎水平振荡，在垂直方向上没有节点）或g模式振荡，它们在翘曲的相对论盘上共振激发。共振通过水平运动发生。在这个模型中，当中心源的质量已知时，可以估计中心源的无量纲自旋参数$a_*$。对三个源（GRO J1665-40、XTE J1550-564、GRS 1915+105）进行了估算。我们有$a_*\leq 0.45$。
2006-08-27 astro-ph
X-ray aurora in neutron star magnetospheres
在这项研究中，我们提出了一个新的通用模型的基础上振荡模式的中子星磁层的QPO。我们认为，吸积盘与磁层的相互作用，可以激发共振剪切阿尔芬波的密度梯度增强的区域。我们证明，根据该密度增强区域与恒星的距离和磁场强度，场线共振的频率范围可以从几Hz（较弱的场，距离恒星较远）到大约kHz的频率（较强的场，距离恒星约2-10个恒星半径）。我们表明，这种振荡能够显着调制流入的物质从高密度区域向恒星表面，并可能产生所观察到的X射线光谱。此外，我们发现，观察到的2：3的QPO的频率比是我们的模型的自然结果。
2004-03-27 astro-ph gr-qc
Three Flavour Majorana Neutrinos with Magnetic Moments in a Supernova
研究了超新星中三种味Majorana中微子的共振跃迁效应MSW和NSFP，其中跃迁磁矩可能在中微子物理中起重要作用.在这种情况下，变形的热中微子分布得到不同的选择的电子-τ混合角。对未来大型中微子探测器的详细预测也给出了变形和未变形谱的反冲电子谱之间的比率。
1997-04-22 astro-ph hep-ph
No Pulsar Kicks from Deformed Neutrinospheres
在超新星的核心，磁场会导致中微子折射率的方向性变化，因此共振的味道振荡会导致“中微子层”的变形，比如说τ中微子。相关的各向异性中微子发射被认为是观测到的脉冲星自行的可能来源。我们认为，这种影响被大大高估，因为变形的中微子层的温度变化是不是一个足够的措施中微子发射的各向异性。中微子流产生于中子星核心，并以恒定的光度通过大气层传输，迫使大气层的温度梯度适应来自下方的能量流入。因此，没有发射各向异性是由中微子层变形到最低阶引起的。高阶修正的估计必须考虑到修改后的大气温度分布，以响应中微子层的变形和相应的反馈的核心。我们在一个简化模型的框架内完成这项工作，该模型可以用解析法求解。
1998-12-02 astro-ph hep-ph
