Warping of Accretion Disks with Magnetically Driven Outflows: A Possible Origin for Jet Precession
目前对活动星系核、X射线双星和年轻星体的外流/喷流的理论模型涉及穿过底层吸积盘的大尺度磁场。我们认为，这样一个磁盘受到翘曲不稳定性和逆行进动驱动与流出的磁矩。圆盘翘曲的生长时间尺度和进动周期与圆盘的径向下落时间具有一定的数量级。这些影响可能与射流进动和许多系统中观察到的其他变化有关。
2003-05-31 astro-ph
Formation of Magnetically Supported Disks During Hard-to-Soft Transition in Black Hole Accretion Flows
在假设韧致辐射冷却的条件下，对光学薄热黑洞吸积流中的冷却不稳定性进行了三维整体电阻磁流体动力学（MHD）模拟。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。当吸积盘的密度变得足够大时，冷却不稳定性增长。我们发现，随着不稳定性的增长，吸积流的变化从光学薄，热，气体压力支持的状态（低/硬状态）到冷却器，磁支持，准稳态。在这种转变过程中，磁压力超过气体压力，因为磁盘在垂直方向上收缩，几乎保持了环形磁通量。由于磁压力抑制了磁盘的进一步垂直收缩，冷磁盘保持在光学薄，光谱硬的状态。在磁支撑盘中，加热速率与辐射冷却速率平衡。磁支撑盘存在的时间尺度比热时间尺度长得多，与吸积时间尺度相当。我们研究了磁支撑磁盘的稳定性分析，假设环形磁通量是保守的，并发现它的热和长期稳定。我们的研究结果可以解释为什么黑洞候选者保持在发光，X射线硬状态，即使他们的光度超过阈值的开始冷却不稳定性。
2005-11-10 astro-ph
Magnetically Driven Precession of Warped Disks and Milli-Hertz Variabilities in Accreting X-Ray Pulsars
磁化中子星周围的吸积盘内部区域受到磁转矩的作用，引起吸积盘的翘曲和进动。这些力矩来自于恒星磁场和圆盘中感应电流之间的相互作用。对粘性吸积盘中的翘曲/进动模进行了全局分析，结果表明，在广泛的吸积X射线粒子的典型条件下，磁翘曲力矩可以克服粘性阻尼，使模增长.翘曲/进动模式集中在盘的内边缘附近（在磁层-盘边界处），并且可以引起来自X射线源的X射线/UV/光通量的变化或准周期振荡（QPO）。我们研究了在几个系统（如4U 1626-67）中观测到的mHz QPO的性质，并提出一些迄今无法解释的QPO是磁驱动磁盘翘曲/进动的结果。
2001-10-16 astro-ph
Magnetically Driven Warping and Precession of Accretion Disks: Implications for "Exotic" Stellar Variabilities
磁化恒星周围的吸积盘内部区域受到磁转矩的作用，引起吸积盘的翘曲和进动。这些力矩来自于恒星磁场和圆盘中感应电流之间的相互作用。这些新的磁效应引起了一些“奇特”的恒星变化，并可能在解释一些与磁盘吸积到磁星上有关的令人困惑的行为方面发挥重要作用，例如X射线双星中的mHz QPO，X射线双星的长期周期性（包括喷流的进动），低质量X射线双星中的低频（10-50 Hz）QPO，以及金牛T星的光度变化。
2002-11-13 astro-ph
Magnetically Driven Warping, Precession and Resonances in Accretion Disks
旋转的磁化中心星（中子星、白矮星或金牛T星）上的吸积盘的内部区域受到磁转矩的作用，引起盘的翘曲和进动。这些力矩的来源在于磁盘上的（感应）表面电流和倾斜磁偶极子产生的水平磁场（平行于磁盘）之间的相互作用。在相当一般的条件下，存在磁翘曲不稳定性，其中磁矩驱动盘平面远离恒星的赤道面，朝向盘法向量垂直于自旋轴的状态。在大半径处，粘性应力倾向于抑制翘曲不稳定性，但当盘接近磁层边界时，磁矩总是占主导地位。磁力矩也驱使倾斜的内盘绕恒星自转轴逆行进动。此外，可能发生盘上的共振磁力，这可能影响盘的动力学。磁驱动的翘曲不稳定性和岁差可能与许多观测难题有关，包括：（1）吸积X射线双星的自旋演化（扭矩反转）;（2）低质量X射线双星的准周期振荡;（3）X射线双星的超轨道周期;（4）金牛T星的光度周期变化。
1999-12-27 astro-ph
On the Rotational Dynamics of Magnetically Threaded Disks around Neutron Stars
本文研究了强磁化中子星在定向偶极场作用下吸积盘的旋转动力学。假设磁层场在共转半径内外都穿过圆盘等离子体。由于盘-星相互作用，盘上的磁矩影响吸积流的结构，产生所观察到的自旋上升或自旋下降率为给定的坚牢度，磁场强度，和质量吸积率的来源。在该模型中，我们得到了一个处方的动态粘度的这种磁改性的解决方案的开普勒磁盘。然后，我们使用这个处方，找到一个模型的解决方案，在整个磁盘的旋转速率配置文件，包括非开普勒内盘。我们发现对于给定自旋态的源，非开普勒角速度跃迁区不一定窄。边界层近似，如在标准的磁螺纹盘模型中，仅在动态粘度一直减小到盘的最内边缘的情况下才成立。这些结果被应用到几个观察到的盘馈X射线天体，表现出准周期振荡（QPO）。QPO频率提供了一个约束的牢度参数，使人们能够确定唯一的角速度过渡区的宽度为模型假设内的每个源。我们讨论了这些结果的磁化星自旋平衡的临界牢度参数的值的影响。我们的模型的应用程序也与最近的准静态磁盘磁化恒星相互作用的数值模拟的相关参数。
2004-09-22 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
Magnetic Spin-Up of Line-Driven Winds
我们总结了最近的二维磁流体模拟线驱动的恒星风从旋转的热星与偶极子磁场对准恒星的旋转轴。对于中等到强的磁场，大部分的外流风最初是沿着闭合的磁环，这些磁环几乎与下面的恒星共转，从而提供了一个扭矩，导致外流物质的有效角动量自旋。但是，而不是形成“磁转矩盘”（MTD）假设在以前的现象学分析，动力学模拟表明，被困在这样的闭环顶部附近的材料往往会回落或爆发，这取决于它是低于或高于开普勒共转半径。总的来说，结果提出了严重的问题，是否磁扭矩的风流出可能会自然导致开普勒环星盘。然而，对于非常强的场，似乎仍然有可能形成一个%"磁约束，离心支撑，刚体盘“，离心支撑，"磁刚性盘”（MRD），其中场不仅迫使材料保持刚体旋转，但在一段时间内也保持它在环顶部的向外离心力。我们认为，这样的刚体磁盘似乎不适合解释磁盘发射从Be星，但可以提供一个相当有吸引力的范式，从磁强Bp和Ap星的拱星发射。
2003-10-07 astro-ph
Magnetically Arrested Disks and Origin of Poynting Jets: Numerical Study
利用二维和三维MHD模拟研究了在中心积累垂直磁场的吸积盘的动力学和结构。中心场可以建立到均分水平，并破坏磁层半径内的近轴对称外吸积盘，形成磁制动盘（MAD）。在MAD中，质量以不规则的密集螺旋流和垂直场的形式吸积，分裂成单独的束，穿透低密度磁岛的盘平面。吸积的质量，当螺旋向内，拖动场和扭转它周围的旋转轴，导致准直坡印廷喷流在极方向。这些喷流由吸积流提供动力，效率高达~1.5%（单位为\dot{M} c^2）。MAD中的螺旋流型主要由低方位波数m~1-5的模式控制，并且可以是出射辐射中的准周期振荡的源。MAD喷流和坡印廷喷流的形成可以很好地解释观测到的银河系黑洞双星光谱态的变化。我们的研究重点是黑洞吸积流，然而，结果也可以适用于吸积盘周围的非相对论性的对象，如年轻的恒星物体和恒星的双星系统。
2007-11-28 astro-ph
Mass loss from a magnetically driven wind emitted by a disk orbiting a stellar mass black hole
宇宙伽马射线暴（以下简称伽玛暴）的来源通常被认为是一个恒星质量的黑洞从一个厚盘吸积物质。这样一个系统产生相对论风的机制仍然未知。我们在这里研究的建议之一，其中磁盘的能量是由磁场放大到非常大的值B \sim 10 ^15 G提取。利用一些非常简单的假设，我们计算沿磁场线的质量损失率，然后估计无穷远处的洛伦兹因子Γ。我们发现，只有当严格的约束场的几何形状和能量注入的条件得到满足，Γ可以达到高的值。我们讨论的背景下，不同的情况下，伽玛暴的结果。
1999-12-21 astro-ph
Self-Gravitating Magnetically-Supported Protostellar Disks and the Formation of Substellar Companions
在标准的图片中，孤立的低质量恒星是由强磁化分子云凝聚而成的致密核心坍缩而形成的。动态坍缩的流入捕获了核心支撑所需的近一半的临界磁通量，并将其沉积在原恒星周围的一个小区域内。以前有人认为，沉积的通量可以减缓流入，使物质沿着磁力线堆积并沉降到一个磁支撑的拱星盘中。在这里，我们表明，磁盘通常包含恒星质量的$\sim 10%$，它可以成为自引力在合理的条件下，在快速吸积，“0类”阶段的恒星形成。随后，在磁扩散的驱动下，自引力磁亚临界盘的碎片可能会产生亚恒星质量的碎片，这些碎片会坍塌形成棕矮星和可能的大质量行星。这种情况预测亚恒星物体形成在距离中心恒星100天文单位的数量级，虽然轨道演化是可能的形成后。它可以解释为什么通过直接成像在附近恒星周围发现的褐矮星同伴数量很少，但数量不断增加。相对较大的形成距离使亚恒星伴星容易受到动力学喷射的影响，特别是在双（多）系统和密集星团中。那些被喷射出来的物质可能至少部分地解释了孤立的褐矮星，也许还有自由漂浮的行星质量物体。
2002-06-30 astro-ph
Magnetically driven outflows from Jovian circum-planetaryaccretion disks
我们讨论的可能性，从附近的原行星的核心考虑的情况下，原行星环绕的吸积盘位于一个circumstellar盘发射外流。对于环行星盘的吸积速率，我们假设为6 × 10 ^{-5} M_jup/yr，这意味着盘的峰值温度约为2000 K。估计的磁盘电离度和雷诺数允许磁盘物质和磁场之间的充分耦合。我们发现该原行星的表面磁场强度很可能不超过10 G，表明全球行星磁层在50 G以下由环行星盘磁场主导。估计的场强和质量流率允许60 km/s的渐近流出速度。总体流出几何形状类似于垂直于圆盘的中空管或圆锥。从环绕行星盘流出的气流可以在沿着直径为轨道半径和厚度约为100个原行星半径的管道的激波激发发射线中看到。从能量上来说，原行星外流无法在与原恒星外流的相互作用中幸存下来。由于外流有效地去除了角动量，我们预计原行星外流会影响早期行星的角动量演化。
2003-10-01 astro-ph
Precession of Magnetically Driven Warped Disks and Low-Frequency QPOs in Low-Mass X-Ray Binaries
旋转磁化恒星周围的吸积盘受到磁转矩的作用，引起盘的翘曲和进动。这些扭矩来自恒星场和圆盘上的感应表面电流之间的相互作用。将这些新效应应用于低质量X射线双星中的弱磁化（$B\sim 10^7-10^9$ G）中子星，研究了相对论标架拖曳、中子星扁率引起的经典旋进和磁矩共同影响下的盘的整体流体动力学翘曲/旋进模式.在相当一般的条件下，磁翘曲力矩可以克服“Bardeen-Petterson”粘性阻尼，使模态增长。这些模式被限制在磁盘的内部区域，并具有接近于Lense-Thirring频率、经典进动频率和在磁盘内半径$r_{in}$处评估的磁驱动进动频率之和的频率。随着$\dot M$增加，模式频率相对于$r_{in}$处的总进动频率减小，因为模式由于与大的$\dot M$相关的粘性应力增加而较少集中在$r_{in}$周围。由于这一点，并且由于磁驱动进动是逆行的并且强烈地依赖于$\dot M$，模式频率可以具有对$\dot M$的非单调依赖性。这可以解释在低质量X射线双星中低频（10- 60 Hz）准周期振荡（LQPO）的几个观察到的特征，否则难以解释，例如LQPO频率- $\dot M$相关性或LQPO频率-kHz QPO频率相关性中的平坦化/翻转（例如，在GX 17+2中可以清楚地看到）。
2001-09-05 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
Steady Models of Optically Thin, Magnetically Supported Black Hole Accretion Disks
在热韧致辐射冷却条件下，我们得到了光学薄、单温、磁化黑洞吸积盘的稳定解。基于对吸积盘的三维MHD模拟结果，我们假设吸积盘内部的磁场是湍流的，并且由方位角分量控制。我们将磁场分解为方位平均场和起伏场。我们还假设方位平均麦克斯韦应力与总压力成正比。方位磁通量$\dot Φ$的径向平流速率被规定为与$\varpi^{- ζ}$成比例，其中$\varpi$是径向坐标，而$ζ$是参数化$\dot Φ$的径向变化的参数。我们发现，当吸积率$\dot M$超过热不稳定性开始的阈值时，磁压主导的新分支出现。因此，光学薄盘的热平衡曲线在表面密度和温度的平面内呈“Z”形。这表明，随着质量吸积率的增加，气体压力占主导地位的光学薄热吸积盘经历了一个过渡到磁压力占主导地位，光学薄冷盘。这个盘对应于X射线硬，发光盘在黑洞候选人期间观察到的过渡从低/硬状态到高/软状态。我们还得到了包含这种过渡层的整体定常跨音速解。
2007-01-23 astro-ph
Force-Free Models of Magnetically Linked Star-Disk Systems
吸积到磁化恒星上的盘发生在各种各样的天体物理背景下，从年轻的恒星到X射线恒星。恒星场和吸积物质之间的磁流体动力学相互作用可以对盘结构、盘和恒星之间的质量和角动量转移以及双极流出的产生产生强烈影响，例如，等离子射流我们研究了这种相互作用的一个关键因素-磁盘和恒星之间的相对旋转所带来的磁场配置的时间演化-使用简化的，主要是半解析的模型。我们首先讨论了由差速旋转扭曲引起的吸积盘上方日冕中磁场线的快速膨胀和张开。然后，我们考虑额外的物理效应，往往限制这种膨胀，如等离子体惯性的影响和重新连接的可能性，在磁盘的电晕，后者可能导致重复的周期的演变。我们还推导出了电阻盘存在稳态的条件，并得出结论，稳态配置是不现实的。最后，我们推广我们的分析开放的磁场线通过使用非自相似的数值模型，适用于任意旋转（例如开普勒）磁盘。
2000-11-15 astro-ph
Magnetically Collimated Jets with High Mass Flux
最近的数值模拟和分析模型的磁准直等离子体流出的均匀旋转的中心引力物体和/或开普勒吸积盘显示，相对较低的质量和磁通量驻留在所产生的射流。然而，观测结果表明，在某些情况下，如在YSO的喷流中，准直外流携带的通量比这些模拟预测的要高。本文提出了一个解决这个问题的方法，即假设高质量流量的喷流起源于一个中心源，该中心源产生一个非准直的外流，条件是该中心源被一个快速旋转的吸积盘所包围。相对较快的旋转盘产生准直风，然后迫使来自中心源的所有封闭流出物也被准直。这一结论得到了MHD方程组自洽数值解的证实。
2001-02-14 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
Is the wind of the Oe star HD 155806 magnetically confined?
Oe星是O型星的一个子集，它们的发射线来自于拱星盘。最近在一些O型恒星中探测到的磁场为Oe型恒星周围盘状结构的稳定性提供了一种可能的解释。根据这一假说，恒星的风是由一个偶极磁场引导的，在磁赤道平面上产生一个圆盘。作为这个模型的测试，我们已经获得了最热的银河系Oe星HD 155806的分光偏振观测。在这里，我们讨论这些观察的结果和影响。
2008-12-12 astro-ph
Distribution of magnetically confined circumstellar matter in oblique rotators
我们考虑的机械平衡和稳定性的物质被困在一个快速旋转的恒星的磁层。假设有一个偶极磁场和磁轴相对于旋转轴的任意倾角，我们可以找到稳定的平衡位置：a）在一个与磁赤道面大致对齐的（翘曲）盘中; b）在盘的上方和下方两个位置，它们与恒星的距离随着偶极和旋转轴之间倾角的减小而增加。物质的分布不会受到磁偶极子空间偏移的强烈影响。这些结果提供了一个可能的解释，一些观测共转局部质量浓度在热磁星。
2004-01-28 astro-ph
Magnetic Jets from Swirling Disks
从管状行星状星云到赫比格-哈罗天体、射电星系和类星体的辐射，再到伽马射线暴，或许还有高能宇宙射线，一系列广泛的天体物理现象都可能是由吸积盘发出的以磁场为主的喷流驱动的。我们给出了一个独立的帐户的非相对论性的磁占主导地位的射流的分析理论，由一个旋转的磁盘，并在任何指定的压力，p（z）的背景介质中的磁腔。我们求解了在z=0时，圆盘角速度Ω_d（R）为任意给定的磁通量分布P（R，0）的时间相关问题。要做到这一点，所需要的物理学只涉及到导电介质的力线的冻结和最小能量原理。
2006-04-20 astro-ph
Magnetically Driven Accretion Flows in the Kerr Metric IV: Dynamical Properties of the Inner Disk
本文继续分析了在Kerr度规下不同黑洞自旋的吸积环面的广义相对论三维MHD模拟。我们专注于初始压力最大值内的束缚物质，在那里气体的时间平均运动是向内的，形成一个吸积盘。我们使用的质量，角动量和能量的流动，以了解在这一地区的动态。在本系列论文I中，随着黑洞自旋的增加，吸积率急剧下降，这可以用电磁传递的角动量的强烈自旋依赖性向外通量来解释;当a/M > 0.9时，这种通量可以与物质携带的向内角动量通量相媲美。在所有的情况下，有向外的电磁角动量通量在整个流动;换句话说，相反的主张，传统的吸积盘理论，一般没有“应力边缘”，没有表面内的应力为零。电磁转矩对内盘吸积的阻滞也改变了表面密度的径向分布，这种效应可能会对可观测的性质（如康普顿反射）产生影响。净吸积角动量被电磁效应充分压低，在旋转最快的黑洞中，质量增长会导致自旋下降。旋转的黑洞也会因坡印廷通量而损失能量;这个速率也是黑洞旋转的强烈递增函数，在非常高的旋转下会上升到静止质量吸积速率的10%或更多。当黑洞旋转得更快时，坡印廷通量的路径从主要在吸积盘内变为主要在漏斗流出内。
2004-09-09 astro-ph
Magnetically Driven Outflows in a Starburst Environment
我们在这里调查的可能性，观察到的准直流出的亮红外星系（LIGs）和一些Seyfert星系可以产生在一个星暴（SB）的环境。在旋转的星团中，恒星形成过程中的气体下沉可以迅速产生核盘。我们发现核盘质量M_d \sim 10^8 - 10^9 M_{\odot}的大质量核SB，和超新星速率ν_{SN} \simeq 5 \times 10^{-3}-2 yr^{-1}（这与由观测到的候选源的非热射电功率推断的ν_{SN}值一致）可以注入足够高的动能，以在SB寿命内从吸积盘表面吹出定向流。在我们的模型中，核流出的加速和准直由锚定到旋转SB盘中的磁场提供。新兴的外流所携带的动能只是一小部分（百分之几）的超新星能量率产生的SB。根据条件确定从观察到的外流和磁盘，我们发现中等的磁盘磁场（\gtrsim 8 \times 10^{-4} G）能够将流出物加速至观察到的终极速度（在塞弗特星系中，\lesssim \lesssim只有100 km/s^{-1}，在LIGs中，\sim \sim为400 ~ 950 km/s^{-1}）。外流是在风区内产生的，在LIGs中半径为\lesssim 100 pc，在Seyferts中半径为\lesssim 10 pc，风质量损失与盘吸积率之比\dot M_w / \dot M_d \gtrsim 0.1（其中\dot M_d \sim 100 M_{\odo…
1999-01-03 astro-ph
Magnetically Controlled Spasmodic Accretion During Star Formation. II. Results
在一个配套文件中，已经制定了一个轴对称的，等温磁盘周围的形成恒星的演化的后期吸积阶段的问题。“中心汇近似”被用来规避描述密度大于10^11 cm^-3、半径小于几个天文单位的不透明中心区域内部演化的问题。只有电子被假定为附着在磁场线上，并且考虑了带负电和带正电的颗粒的影响。在中心细胞（形成恒星）中积累了0.1个太阳质量的质量后，一系列磁驱动的外流和相关的向外传播的冲击以准周期的方式形成。因此，原恒星上的质量吸积发生在磁力控制的爆发中。我们把这个过程称为间歇性增生。冲击波以超磁音速向外传播。外流的消散和恢复的时间随着时间的推移而缩短，因为在中央汇中积累的质量增加。我们评估的贡献双极扩散的恒星形成过程中的吸积阶段的磁通量问题的决议，我们发现它是非常显着的，但不足以解决整个问题。欧姆耗散是完全可以忽略不计的磁盘在这一阶段的演变。原恒星盘被发现是稳定的，对类的不稳定性，尽管事实上，质量流量比有临时的局部最大值。
2004-09-30 astro-ph
Magnetically channeled accretion in T Tauri stars : a dynamical process
我们回顾观测证据和开放的问题有关的过程中，金牛座T星的磁层吸积。重点放在最近的数值模拟和观测结果表明，恒星磁层和内吸积盘之间的相互作用是一个高度依赖于时间的过程，从小时到月的时间尺度。
2003-06-26 astro-ph
Effect of the Milky Way on Magellanic Cloud structure
分析模型和n体模拟的结合表明，大麦云（LMC）的结构演化是由它与银河系的动力学相互作用主导的。虽然在某种程度上是预期的，但参与的范围具有重大的观测后果。首先，大麦哲伦星系盘的轨道被扭转出盘平面，使盘变厚，形成一个球体。力矩的结果直接强迫银河系潮汐，间接，从LMC磁盘和它的晕之间的阻力导致的LMC磁盘的诱导岁差。后者是一种新报道的机制，可以影响所有的卫星互动。然而，总的扭矩不能各向同性的恒星轨道和他们的运动学仍然是盘状。这样的运动学签名观察到几乎所有的LMC人口。扩展磁盘分布预计将增加对LMC的微透镜。其次，在此过程中，磁盘的结合能缓慢下降，膨胀并为随后的潮汐剥离准备外部区域。由于潮汐剥离碎片将在空间上扩展，剥离星的分布比HI麦哲伦流更广泛。这与气体流中恒星密度的上限是一致的，并提出了一种不同的探测剥离恒星的策略。最后，通过n体模拟预测了几个LMC轨道上的质量损失，碎片从潮汐边界延伸到数十千秒差距。虽然被剥离的恒星的整体空间密度很低，但最近有报道称可能存在这样的干预人口，并且可以使用2MASS进行检测。
1999-05-25 astro-ph
Surface Structure in an Accretion Disk Annulus with Comparable Radiation and Gas Pressure
本文采用三维节能辐射磁流体动力学程序对剪切箱的垂直结构和热力学进行了数值模拟，剪切箱的参数选择使得辐射和气体压力具有可比性。这部分盘的上层是磁性主导的，创造了适合光子泡和帕克不稳定性的条件。我们几乎没有发现光子气泡的证据，即使模拟有足够的空间分辨率来看到它们，并且它们的预测增长率很高。另一方面，有强有力的证据帕克不稳定性，他们似乎主导的磁支持的表面层的演变。盘光球是复杂的，在散射和有效（热化）光球的不断发展的水平平均结构的大密度不均匀性。无论是占主导地位的磁支持和不均匀性很可能有强烈的影响，从磁盘大气中出现的热光子的光谱和偏振。这种不均匀性也大到足以影响吸积盘大气反射光谱的模型。
2007-05-02 astro-ph
Solar Nebula Magnetohydrodynamics
太阳星云的动力学状态主要取决于气体是否是磁耦合的。亚温场的存在将使层流分解为湍流。而磁耦合又取决于气体的电离分数。星云最里面的区域（$\lesssim 0.1$ AU）和最外面的区域（$\gtrsim 10$ AU）都是磁耦合良好的。中间尺度（$\sim 1$ AU）的磁性状态不太确定。这是合理的，有一个区域邻近的内部磁盘，其中湍流加热自我一致地保持必要的电离水平。但是与活跃的外盘相邻的区域很可能是磁死的。霍尔电流在星云磁流体动力学中起着重要的作用。虽然偶尔在文献中仍有争论，但没有证据支持曾经的标准主张，即开普勒圆盘中的微分旋转倾向于通过非线性不稳定性分解为剪切湍流。有大量的证据-数值的，实验的和分析的-支持科里奥利力的稳定作用。流体动力学湍流几乎肯定不是太阳星云或任何其他天体物理学吸积盘中湍流增强的来源。
1999-06-18 astro-ph
Cyclo-synchrotron emission from magnetically dominated active regions above accretion discs
本文讨论了在活动星系或星系黑洞候选者中，磁主导的吸积盘上方日冕中热回旋同步辐射的作用。耗散发生在中心黑洞周围的局部活动区域。发现循环同步辐射是一个重要的过程。在银河系黑洞候选者的情况下，它的发射可以支配盘由热电子产生的软光子场的逆康普顿散射。我们讨论了观测预测和探测的回旋同步辐射，这些来源和无线电安静的活动星系核。
1997-07-11 astro-ph
Testing magnetically confined wind shock models for Beta Cep using XMM-Newton and Chandra phase-resolved X-ray observations
我们对磁性B星Beta Cep进行了一系列相位分辨的X射线观测，理论模型预测存在从定常激波发射X射线的受限风。我们得到了四个观测间隔旋转相位与XMM-牛顿和钱德拉。对数据进行了详细的分析，从EPIC数据中获得光度和光谱参数，寻找旋转调制，并从RGS数据中的N，O和Ne的类He三重态中的线比中获得X射线等离子体的位置。LETG数据被用来约束等离子体中的体运动的存在。早期静态磁约束风模型预测的X射线发射的强旋转调制在Beta Cep中没有观察到。小调制目前去相反的方向，指向没有任何光学厚盘的中性物质，并显示调制与后来的，动态模型的磁约束风模型在B星。没有观测到的整体运动表明等离子体受到磁场的限制，但等离子体温度低，没有任何耀斑，表明等离子体没有被磁重联加热。因此，观测结果表明，X射线发射来自磁约束风中的冲击，没有证据表明磁赤道处存在光学厚，致密的圆盘
2008-06-13 astro-ph
Magnetically Driven Accretion Flows in the Kerr Metric I: Models and Overall Structure
这是第一次在一系列的文件，调查吸积流的克尔度规通过三维，广义相对论磁流体动力学模拟环面与近开普勒初始角速度配置文件的属性。我们研究了四个模型随着黑洞自旋的增加，从a/M=0到0.998，其中初始环面的结构参数几乎保持不变。随后的吸积流产生自洽的应力和湍流所产生的磁旋转不稳定性。我们调查的整体演化和后期的全球结构，在所产生的非辐射吸积流，包括磁盘内的磁场，在暴跌区的流动的性质，和通量的守恒量进入黑洞。与黑洞旋转无关，全球结构可以用五个区域来描述：主盘体、日冕包层、内盘（由内环面和暴跌区域组成）、疏散的轴向漏斗和双锥形流出物限制在日冕-漏斗边界。我们发现的证据较低的吸积率，更强的漏斗壁流出，并增加应力在近孔区域增加黑洞自旋。
2003-07-12 astro-ph
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of the Hard State as a Magnetically-Dominated Accretion Flow
本文首次对辐射冷却黑洞吸积盘进行了二维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）数值模拟。基准模拟结合了总能量守恒的配方与辐射冷却功能，其中包括韧致辐射，同步加速器，和康普顿效应。通过与其他模拟比较，我们表明，在光学薄对流为主的吸积流，辐射冷却可以显着影响的结构，而不一定导致光学厚，几何薄吸积盘。我们进一步比较我们的辐射冷却模拟的结果，以前开发的分析模型的预测，这样的流量。对于非常低的应力参数和吸积率在我们的模拟磁盘中发现，我们密切匹配的状态称为“过渡”的解决方案之间的外部对流为主的吸积流和什么将是一个磁性为主的吸积流（MPEG4）在内部。数值和分析模型之间的定性和定量协议是相当不错的，只有少数几个很好理解的例外。根据当时的分析模型，在显著更高的应力或吸积下，我们预计会形成完整的Mexico。在这项工作中收集的模拟也提供了重要的数据，用于解释其他数值结果在文献中，因为它们跨越了最常见的处理热力学，包括模拟演变：1）内能只有; 2）内能加上显式冷却功能; 3）总能量没有冷却;和4）总能量包括冷却。我们发现，总能量配方是一个必要的先决条件，适当的治疗MRI吸积流的辐射冷却。
2008-10-07 astro-ph
Magnetically Arrested Disk: An Energetically Efficient Accretion Flow
本文考虑Bisnovatyi-Kogan & Ruzmaikin（1974）提出的吸积流模型，该模型已在最近的三维MHD模拟中得到证实。在该模型中，吸积气体在强极向磁场中拖曳到中心，使得累积的场在相对大的半径处破坏轴对称吸积流。在破裂半径内，气体以远小于自由落体速度的离散团块或流的形式吸积。气体的几乎全部静止质量能量以热能、辐射能和机械能/磁能的形式释放。即使对于一个不旋转的黑洞，质量转化为能量的效率也在50%或更高。因此，该模型是Geroch和Bekenstein提出的理想化发动机的实际模拟。
2003-09-26 astro-ph gr-qc
Magnetic reconnection: flares and coronal heating in Active Galactic Nuclei
磁结构的吸积盘日冕，在磁盘中的浮力不稳定性产生的，可以解释观测耀斑-活动星系核的事件。我们研究如何Petschek磁重联，与MHD湍流，可以导致在一个暴力的能量释放和加热的磁封闭区域的日冕到典型的X射线发射温度。X射线磁耀斑是慢激波释放的能量的后效应，可以解释塞弗特星系的大部分X射线光度，并一致地解释观察到的短时间尺度变化。
1998-05-28 astro-ph
Ring Formation in Magnetically Subcritical Clouds and Multiple Star Formation
我们研究数值双极扩散驱动的非旋转，磁亚临界，盘状分子云的演变，假设轴对称。以前类似的研究集中在云中心单个磁超临界核心的形成上，这些核心坍塌形成孤立的恒星。我们表明，对于云与许多金斯质量和一个相对平坦的质量分布中心附近，磁超临界环，而不是生产。超临界环的质量远高于金斯极限。预计它将通过引力和可能的磁交换不稳定性分裂成许多超临界致密核心，这些核心的动态坍缩可能导致恒星形成的爆发。需要进行非轴对称计算，以详细跟踪预期的环碎裂成多个核心以及随后的核心演变。我们的研究结果对多星形成的一般和西北集群的原恒星在巨蛇座分子云核心的影响进行了讨论。
2001-05-02 astro-ph
Partial Field Opening and Current Sheet Formation in the Disk Magnetosphere
本文分析了导电吸积盘磁层中薄电流结构的形成过程，该结构响应于吸积盘相对于中心恒星的旋转所带来的场线扭曲。我认为一个轴对称的力免费的磁连接的星盘配置和调查的极向场线和部分场线之间的差异旋转的恒星和非均匀旋转磁盘造成的开放的扩展。我提出了一个简单的分析模型，描述了该领域的渐近行为在强膨胀极限。我证明了存在一个有限的（一阶弧度）临界扭转角，超过此极向场开始膨胀非常迅速。如果相对星-盘扭曲局部增强，在盘的某个有限部分（这可能是开普勒盘向内延伸比共转半径更接近中心恒星的情况），那么，随着扭曲增加有限的量，场接近部分开放的配置，一些场线向外延伸到无穷远。与此同时，一个非常薄的，径向延伸的电流层的形式，从而奠定了一种方式在磁盘磁层重联。重连，反过来，导致了一个非常有趣的情况下，准周期性行为的磁连接星-磁盘系统与连续周期的领域膨胀，开放，并重新连接。
2002-01-31 astro-ph
Early Disk Evolution
各种各样的过程在原恒星盘的演化中起着作用。在这里，我专注于不确定的问题，磁场磁盘耦合和磁驱动的湍流和磁盘驱动的风的影响。目前已明确磁场在盘演化中起着至关重要的作用，但由于动力学与颗粒群演化之间复杂的相互作用仍有待探索，因此无法得出详细的结论。
2003-12-09 astro-ph
Force-Free Magnetosphere of an Accretion Disk -- Black Hole System. II. Kerr Geometry
本文研究了旋转Kerr黑洞的静止轴对称无力简并磁层，它被一个薄的无限导电的Keplerian吸积盘吸积盘所包围。我们重点讨论了闭场几何，其特征是圆盘和黑洞的事件视界之间存在直接的磁耦合。我们首先认为，孔的旋转必然限制了磁盘表面上的力自由链接的径向范围：孔旋转越快，磁盘的磁性连接的内部部分必须越小。然后，我们表明，这确实是通过数值求解的格拉德-Shafranov方程-主要的微分方程描述的磁层结构的情况。在我们的方法中的一个重要元素是使用的正则性条件，在内部轻圆柱体，以固定的极向磁通量的函数的极向电流。作为我们计算的一个结果，我们能够绘制出磁盘的最大允许大小的一部分，磁连接到作为黑洞旋转的函数的孔。我们还计算了角动量和能量转移之间的孔和磁盘，发生通过直接磁链接。我们发现，这两个量增长迅速，它们的沉积成为高度集中的内部边缘附近的磁盘作为黑洞自旋的增加。
2004-10-28 astro-ph
Three Disk Oscillation Modes of Rotating Magnetized Neutron Stars
本文讨论了旋转磁化中子星周围吸积盘的三种特殊模式，这三种模式可以解释低质量X射线双星中出现的千赫兹准周期振荡（QPO）的分离现象。这些模式的存在要求吸积物质的角速度有一个最大值，并且流体在这个最大值附近处于稳定的、接近圆形的运动，而不是快速地向恒星移动或离开盘平面进入漏斗流。目前还不知道这些条件是否会发生，但我们正在探索这与三维磁流体动力学模拟，并将报告的结果在其他地方。第一种模式是一个共转模式，它是径向捕获在附近的最大磁盘旋转速率和不稳定。第二种模式，相对缓慢旋转的恒星，是一个磁驱动偏心（$m=1$）振荡的磁盘在Lindblad半径附近的磁盘旋转的最大值激发。第三种模式，有关快速旋转的恒星，是一个磁耦合偏心（$m=1$）和轴对称（$m=0$）径向磁盘扰动，其中有一个内部Lindblad半径也在附近的最大磁盘旋转。我们认为，第一个模式与较高的QPO频率，$ν_u$，第二个与较低的QPO频率，$ν_\ell =ν_u-ν_*$，第三个与较低的QPO频率，$ν_\ell=ν_u-ν_*/2$，其中$ν_*$是恒星的旋转速率。
2007-10-02 astro-ph
Centrifugal Breakout of Magnetically Confined Line-Driven Stellar Winds
我们提出了二维磁流体模拟的辐射驱动流出从一个旋转的热恒星与偶极子磁场与恒星的旋转轴对齐。我们主要集中在一个模型，适度快速旋转（一半的临界值），也是一个大的磁约束参数，$η_{\ast} \equiv B_{\ast}^2 R_{\ast}^{2} / \dot{M} V_{\infty} = 600$。磁场引导和扭转气流进入赤道，从开普勒共转半径附近向外延伸的刚性旋转盘。即使在较低的磁约束下进行微调，也没有一个MHD模型产生稳定的开普勒盘。相反，开普勒半径以下的物质落回恒星表面，而超过共转逃逸半径的物质上的强大离心力将磁环向外拉伸，导致磁场重新连接时的偶发性质量爆发。相关的磁能耗散将材料加热到接近$10^{8}$ K的温度，高到足以发射硬（几keV）X射线。这样的\emph{centrifugal mass ejection}代表了一种驱动磁重联的新机制，并且似乎是一个非常有前途的基础，用于模拟最近在像$σ$ Ori E这样的旋转磁性Bp星中观察到的X射线耀斑。
2006-02-15 astro-ph
Toy model for a two-dimensional accretion disk dominated by Poynting flux
本文讨论了坡印廷流对磁主导薄吸积盘的影响。在相对论性公式中，具有开普勒角速度的旋转磁场产生的坡印亭通量可以平衡稳态吸积流的能量守恒和角动量守恒。
2001-01-11 astro-ph gr-qc
