The pre-main sequence spectroscopic binary UZ Tau East: improved orbital parameters and accretion phase dependence
我们目前的径向速度测量获得的经典金牛座T星UZ头东从1994年至1996年获得的高分辨率和中分辨率光谱观测。我们还提供H $α$等效宽度和光学面纱的测量。结合我们的径向速度数据和Prato等人（2002）最近报道的数据，我们改进了这颗光谱双星的轨道根数。轨道周期为18.979 $\pm$ 0.007天，偏心率为e=0.14。我们发现的H $_α$排放和面纱，吸积的路标的变化，但在近星点通道的吸积是不是明显增强的情况下，二进制DQ头。这两个双星行为的差异与环双星盘吸积的流体动力学模型是一致的，因为UZ Tau East的离心率比DQ Tau低。看来，增强的近星点吸积可能只发生在非常高的偏心率（e $>$ 0.5）的系统。
2004-09-18 astro-ph
One-armed spiral structure of accretion discs induced by a phase-dependent mass transfer in Be/X-ray binaries
本文研究了Be/X射线双星吸积盘的非轴对称结构，对具有短周期和中等偏心率的共面系统进行了三维光滑粒子流体动力学模拟。我们发现，由于Be星盘的相位相关质量转移而产生的冲压压力在中子星周围的吸积盘中激发了单臂拖尾螺旋结构。螺旋波是瞬态的;当物质从Be盘转移时，它在近星通道附近被激发，然后逐渐衰减。在一个轨道周期内，随着螺旋波的发展，圆盘的形态从圆形变为偏心形，然后随着螺旋波的衰减，圆盘的形态从偏心形变为圆形。事实证明，螺旋波的向内传播显著提高了中子星的质量吸积率。因此，探测到的X射线亮度峰值对应的峰值在增强质量吸积率提供了间接证据，吸积盘是存在于Be/X射线双星。
2005-03-03 astro-ph
Accretion of Terrestrial Planets from Oligarchs in a Turbulent Disk
我们研究了类地行星的最终吸积阶段，从火星质量的原行星，形成通过寡头生长在一个磁盘的最小质量太阳星云（MMSN），通过N体模拟，包括随机扭矩施加磁盘湍流由于磁旋转不稳定性。对于扭矩，我们使用Laughlin等人开发的半解析公式。（2004年）。阻尼的轨道偏心率（在所有运行）和I型迁移（在某些运行）由于潮汐与磁盘气体的相互作用也包括在内。我们发现，由湍流力矩和半长轴上的随机游走所产生的轨道偏心率往往会延迟行星的孤立，导致行星比没有湍流的情况下凝结得更多。行星孤立后，偏心率仍然受到抑制。因此，最终行星的数量随着湍流强度的增加而减少，而具有小偏心率的地球质量行星仍然形成。在湍流较强的情况下，在0.5- 2天文单位范围内，最终行星数为4-5颗，这与太阳系在相对较宽的盘面密度范围（~10^{-4}-10 ^{-2}倍MMSN）内的情况相一致。
2006-12-21 astro-ph
Tilted accretion discs in cataclysmic variables: tidal instabilities and superhumps
利用三维数值模拟方法研究了双星势场中吸积盘中潮汐不稳定性的增长。正如分析工作所预期的那样，只要圆盘大到足以延伸到3：1共振，圆盘就容易发生偏心不稳定。偏心盘导致光变曲线中的正超级峰。有人提出，负的超级驼峰可能来自于倾斜的圆盘，但我们没有发现任何证据表明伴随的引力倾斜不稳定性可以在流体圆盘中增长得足够快，从而产生可测量的倾斜。激变变星光变曲线中负超峰的起源仍然是一个谜。
1998-09-10 astro-ph
Non-linear fluid dynamics of eccentric discs
本文提出了一种新的偏心吸积盘理论。从三维的基本流体动力学方程出发，推导出一组基本的一维方程，该方程描述了薄圆盘的质量、角动量和偏心率矢量在内应力和外力作用下如何演化。该分析是渐近精确的限制薄盘，并允许缓慢变化的任意大小的偏心。本文对吸积盘中湍流应力的麦克斯韦粘弹性模型作了详细的理论推导。这概括了传统的α粘度模型，占非零弛豫时间的湍流，并考虑磁流体动力学湍流的性质是物理上的动机。据证实，圆盘是典型的粘性不稳定偏心扰动，发现由Lyubarskij，Postnov和Prokhorov，如果采用传统的α粘度模型。然而，通常可以通过引入足够的弛豫时间和/或体积粘度来抑制不稳定性。然后，它表明，一个最初的均匀偏心盘不保留其偏心度已建议由以前的分析。演化方程在许多应用中应该是有用的，包括理解行星偏心率的起源和测试X射线双星中的准周期振荡理论。
2001-02-14 astro-ph
Chaotic behavior in the accretion disk
类星体的光度偏心变化至今仍是个谜。这种行为的分析结果范围从多周期行为的一个纯粹的随机过程。最近，我们用非线性时间序列分析方法分析了3C273的光变曲线，发现它的偏心行为可能是混沌的[L.刘钦，越-地J. Astron. \textbf{6}，663（2006）]。这一结果促使我们寻找一些非线性机制来解释偏心光度变化。本文提出了一个简单的非线性吸积盘模型，并发现在某些情况下它表现出混沌行为。然后我们计算了爆发能量$\triangle F$，定义为最大亮度和最小亮度之差，以及平均亮度$<F>$。我们发现$\triangle F\sim < F >^α$在混沌域中，其中$α\approx 1$.在这个域中，我们还发现了中心黑洞的质量为$<F > \sim M^{0.5}$，其中$M$是中心黑洞的质量。这些结果被观测资料分析的某些结果所证实或与之相一致[A. J. Pica和A. G.史密斯，天体物理学。J. \textbf{272}，11（1983）; M. Wold，M. S. Brotherton和Z.翔，蒙。没有R. \textbf{375}，989（2007）]。
2008-03-26 astro-ph
An Eccentric Circumbinary Accretion Disk and the Detection of Binary Massive Black Holes
我们提出了一个二维的基于网格的流体动力学模拟薄，粘性，局部等温共转盘轨道上的一个固定的圆形轨道上的等质量的牛顿二质点。我们研究了多个粘性时间后的磁盘的结构。双星在粘性松弛的圆盘上有一个中心孔，其半径约为双星半长轴的两倍。相对于盘体中的密度，孔内的盘表面密度减小了几个数量级。圆盘的内部截断类似于原行星盘中间隙的清除。最初的圆盘变成椭圆形，然后偏心。盘中的扰动包含一个在双星静止的旋转坐标系中静止的分量;这个分量是一个双臂螺旋密度波。我们测量了二元扭矩在圆盘中的分布，发现最强的正扭矩施加在中心低密度孔内。我们与线性理论的磁盘强迫外Lindblad共振（OLR），并发现测得的扭矩密度分布是一致的强迫在3：2（m=2）OLR，以及在中心孔。我们还测量了气体在空穴中的吸积速率随时间的变化，并发现了准周期结构。我们讨论了包含一个二元大质量黑洞的活动星系核的变化和检测的影响。
2007-11-17 astro-ph
Disk eccentricity and embedded planets
我们通过含时流体动力学模拟研究了吸积盘对嵌入其中的扰动原行星的响应。圆盘被视为二维粘性流体，行星保持在固定的轨道上。我们运行了一系列模拟，改变行星的质量，以及圆盘的粘度和温度。跟踪所有试验直到它们达到准平衡态。我们发现，当行星质量超过一定的最小质量时，当粘滞系数nu = 10^{-5}时，行星盘的质量已经达到3 M Jup，此时行星盘会从近圆状态过渡到偏心状态。行星质量的增加导致盘偏心率饱和，最大值约为0.25。到偏心状态的过渡是由在外部1：3 Lindblad共振处的m=2螺旋波的激发驱动的。只有当行星质量足够大，以清除足够宽和深的间隙，以减少外部1：2林德布拉德共振的阻尼效应时，才会发生这种效应。在磁盘中的粘度和温度的增加，这两者都倾向于关闭的间隙，对磁盘偏心率有不利的影响。在偏心状态下，行星上的质量吸积速率大大增强，这种效应可能会使超过5 M Jup的大质量行星的形成变得容易，否则很难达到。
2005-10-13 astro-ph
Wind accretion in the massive X-ray binary 4U 2206+54: abnormally slow wind and a moderately eccentric orbit
大质量X射线双星通常根据施主星的性质分为经典、超巨星和Be X射线双星。大质量的X射线双星4U 2206+54不属于任何一类，值得进行详细的研究，以了解物质的转移和对致密物体的吸积是如何发生的。为此，我们研究了IUE谱的捐助者，并获得风终极速度（v_inf）的~350公里/秒，这是异常缓慢的光谱类型。我们还分析了超过9年的可用RXTE/ASM数据。我们研究了源的长期X射线变化，发现它类似于在风馈超巨星系统船帆座X-1中观察到的变化，加强了4U 2206+54也是一个风馈系统的想法。我们发现了一个准周期从~270天减少到~130天，注意到在以前的作品，但从来没有详细研究。我们讨论了可能的情况下，并得出结论，长期准周期变化的质量损失率的主要驱动这种变化的测量X射线通量。我们得到一个改进的轨道周期为9.5591 d，最大X射线通量在MJD 51856.6。我们对风吸积背景下的轨道X射线变化的研究表明，在0.15左右有一个中等的离心率。此外，较低的v_inf值解决了长期存在的问题，即相对较高的X射线光度的供体，BD +53 2790，这可能是一个O 9.5 V的恒星的未演化的性质。我们注意到，单独的v_inf和/或初级质量损失率的变化不能解释由轨道X射线变异性显示的不同模式。我们最后强调，4U 2206+54，连同LS 5039，可能是一个新的人口的风喂养HMXB的主序列捐助者，超巨星X射…
2006-01-25 astro-ph
Simulations of spectral lines from an eccentric precessing accretion disc
二维SPH模拟旋进吸积盘在一个q=0.1的二元系统（如XTE J1118+480）揭示了复杂的和连续变化的形状，运动学和耗散。流-盘碰撞区和盘螺旋密度波是能量耗散的主要来源，耗散的能量在周期P_{sh} =（{ P_{orb} }^{-1}-{ P_{prec} }^{-1}^{-1}上调制，盘相对于质量供体的取向以该周期重复。这种耗散能的超级峰调制相对于总耗散能的幅度变化约为10%，并且仅在完整的圆盘进动周期后才精确地重复。光变曲线中的尖锐分量与离心排出的物质回落并撞击光盘有关。合成的拖尾谱图揭示了两种不同的“S波”特征，分别由流-盘冲击时的流气体和盘气体产生。这些S波是非正弦的，并且随着盘旋进相位而演化。我们在跟踪的频谱图中识别出螺旋密度波发射。瞬时多普勒图显示了气流撞击在轨道运行期间如何在速度空间中移动。在我们的最大熵多普勒层析成像中，气流撞击区的发射被扭曲，螺旋密度波的发射被压制。整个谱线的径向速度调制发生在旋进周期。我们比较我们的SPH模拟与一个简单的3D模型：前者是适当的比较与发射线，而后者是最好的倾斜吸收线从旋进盘。
2004-01-19 astro-ph
Warp and eccentricity propagation in discs around black holes
我们考虑了在各种条件下围绕黑洞的圆盘中翘曲和偏心扰动的向内传播。在我们的计算中，我们使用长期理论的翘曲和偏心盘，并假设变形是固定的，并在一个类似的区域（a）和（b）的Shakura和Sunyaev盘的盘模型中传播。我们发现，传播的变形的最里面的区域的光盘是有利于低粘性阻尼和高吸积率。我们将我们的结果与可能激发的被困惯性模式，并在黑洞系统中的甚高谱态的高频准周期振荡（QPO）的观察。
2008-10-09 astro-ph
An orbiter crossing an accretion disc
我们进一步研究了一个恒星质量的轨道器，这是一个巨大的中心体引力约束的轨迹的长期演变。轨道飞行器经历与吸积盘的反复碰撞。我们认为偏心轨道相交的光盘一次或两次每革命，我们解决密切元素的方程。我们发现终端半径的轨道和所需的时间，使轨道进入光盘平面作为初始参数的函数，我们表明，以前的简化估计（低偏心率的情况下得出）仍然有效的因素内的两个。本文提出的讨论提供了一个玩具模型的轨道演变的卫星通过稀薄气体环境的一个固定盘。我们证明了在计算银河系中心超大质量黑洞附近的恒星分布时，应考虑卫星的阻力。另一方面，它并没有对引力波实验的结果施加严重的限制，除了具有相当高的表面密度的圆盘的情况。
1999-10-21 astro-ph
Warped and eccentric discs around black holes
X射线双星中黑洞周围的吸积盘在黑洞的自旋轴不垂直于双星轨道平面的情况下发生翘曲。它们也可以通过与双星轨道共振的不稳定性而变得偏心。取决于盘的厚度和耗散过程的效率，这些全局变形可能能够以静态弯曲波或密度波的形式传播到盘的最内部。我们描述的解决方案中的线性政权和讨论的条件下，翘曲或偏心可能会产生显着的活动在内部区域，这可能包括准周期振荡的激发。
2008-10-01 astro-ph
Accretion in the Early Kuiper Belt II. Fragmentation
我们描述了柯伊伯带中新的小行星吸积计算，包括碎片化和速度演化。所有模式都产生了两个幂律累积粒径分布，N_C propto r^{-q}，半径小于0.3-3 km时q = 2.5，半径大于1-3 km时q = 3。幂律指数几乎与环中的初始质量、星子群的初始偏心率和星子群的初始大小分布无关。随着初始偏心率的增加，两个幂律之间的过渡向更大的半径移动。物体的最大尺寸取决于它们的内在抗拉强度;冥王星的形成需要超过300尔格/gram的强度。我们的模型产生了冥王星大小的物体的形成时间尺度为30-40百万年的最小质量太阳星云。几个“冥王星”和半径超过10^5 50公里的柯伊伯带天体的产生，使大部分初始质量留在半径为0.1-10公里的天体中，这些天体可能在太阳系的年龄中因碰撞而耗尽。这些结果解决了在小质量柯伊伯带中存在大柯伊伯带天体的难题。
1999-04-09 astro-ph
Enhanced activity of massive black holes by stellar capture assisted by a self-gravitating accretion disc
我们研究了来自核星团的恒星与大质量黑洞近距离相遇的概率。该系统的引力场受其影响范围内的黑洞支配。它是进一步修改的集群平均场（球形项）和气体盘/环面（轴对称项），通过Kozai振荡造成长期的恒星轨道演化。大偏心率的间歇阶段增加了恒星在中心黑洞潮汐半径内受损的机会。这些事件可能产生碎片，导致不断发生的增强的吸积活动。我们引入了一个有效的损失锥，并将其与潮汐中断在高偏心率阶段的Kozai周期。通过形成损失锥边界的轨迹的数值积分，我们确定了它的形状和体积。我们还考虑了近心点相对论性推进的影响。圆盘的势具有扩大损失锥的作用，因此，预测的潮汐破裂恒星的数量应该增加到原来的10^2倍。另一方面，星系团平均势和相对论近心推进共同作用对偏心率振荡起着抑制作用。最后，我们预计潮汐扰动事件的发生频率约为模型的10倍，在该模型中，三个影响-集群平均场，相对论近心点的进步，和Kozai机制-都被忽略。随着黑洞质量的增加，不同影响因素的竞争抑制了预测的恒星破裂率。因此，所考虑的过程对于中等质量的黑洞（M_bh~ 10^4 M_s）更为重要。
2007-04-20 astro-ph
Theory of disk accretion onto supermassive black holes
吸积到超大质量黑洞上，既产生了与活动星系核有关的戏剧性现象，也产生了在银河系中心和大多数其他邻近星系中看到的平淡无奇的现象。我回顾了当前对黑洞吸积的理论认识，强调了磁流体动力学湍流和引力不稳定性在驱动实际吸积中的作用，以及冷却效率在确定吸积流的结构和观测外观中的重要性。正在进行的调查的动力学的暴跌地区，在吸积过程中的变异性的起源，和翘曲，扭曲，或偏心盘的演变进行了总结。
2004-05-10 astro-ph
SPH Simulations of Accretion Flows onto the Supermassive Binary Black Holes from the Circumbinary Disks
利用光滑粒子流体动力学（SPH）程序，在亚秒差距尺度上研究了从等质量偏心双星的环双星盘到超大质量双星黑洞（SMBBH）的吸积流.我们发现，物质可以从环双星盘中获得，这导致在SMBBH周围形成两个吸积盘。质量吸积率随双星轨道运动而显著变化。这些可以提供观测诊断的超大质量的双黑洞（如OJ 287）的存在在合并星系核的subparsec尺度。
2006-12-19 astro-ph
Mass transfer in tidally unstable compact binaries
2001年射手座WZ的爆发显示了最令人信服的证据，证明在矮新星爆发期间，以热点增亮的形式，来自施主星的质量转移速率增强。我表明，即使在这种极端的情况下，增亮可以归因于潮汐加热的相互作用点附近的吸积流与偏心吸积盘的膨胀边缘，没有必要在所有的质量传递速率的增加。此外，我确认以前的建议，通过流中的质量传递速率的增加阻尼任何偏心吸积盘，并抑制出现的超级驼峰，在矛盾的意见。潮汐加热预计将是最重要的小质量比的系统。因此，像WZ射手座这样的系统-具有微小的质量比-是那些最有可能在热点区域显示亮度的系统。
2004-11-03 astro-ph
SPH simulations of tidally unstable accretion disks in cataclysmic variables
本文用专门为薄盘问题设计的二维SPH程序，数值研究了激变变星SU~UMa子类中的超峰旋进盘模型。对质量比为$q=\frac{3}{17}$（类似于OY~Car）的双星进行了两个圆盘模拟，以研究Lubow（1991 a，b）潮汐共振不稳定机制。在第一个计算中，圆盘在稳定的质量传递下从$L_1$演化。在第二个模拟中，在开普勒轨道上将质量添加到内盘。这两个磁盘遵循相似的进化路径。然而，发现$L_1$流盘相互作用减慢盘的径向膨胀和循环气体轨道。在我们的模拟中，初始偏心率增长是指数增长，其速度略低于Lubow（1991 a）的预测。我们没有观察到如Lubow（1992）所描述的通过盘对二元势的$m=2$分量的潮汐响应从共振区清除物质。相反，随着圆盘偏心率的增加，$m=2$响应减弱。两个圆盘都达到偏心的平衡态，在此状态下，它们进行旋进。圆盘中粘性能量耗散的速率具有周期性的过剩，其周期与圆盘的旋转相匹配。源被确定为在外盘的一个大的区域，并确定其产生的机制。周期性过剩发展所需的时间与超级爆发中超级峰的首次出现相一致。
1995-11-08 astro-ph
On the origin of the Trojan asteroids: Effects of Jupiter's mass accretion and radial migration
我们提出的分析和数值计算结果，说明木星的吸积星云气体和行星的径向迁移对它的特洛伊同伴的影响。最初，我们近似系统的平面圆形限制性三体问题，并假设小特洛伊天平动振幅。采用绝热不变量计算，我们表明，木星的30倍的增长，从$10 M_\oplus$核心到目前的质量导致特洛伊小行星的天平动振幅收缩约2.5倍，以$\sim 40%$的原始大小。计算还表明，木星的径向迁移对特洛伊的影响相对较小;向内迁移从6.2至5.2 AU的特洛伊天平动振幅的增加$\sim4%$。在每种情况下，小蝌蚪轨道所包围的区域，如果使用木星的半长轴无量纲化，则近似守恒。类似的绝热不变计算倾斜和偏心特洛伊表明，木星的质量增长离开小行星的偏心率和倾角基本不变，而一个AU的向内迁移导致增加这两个数量的$\sim 4%$。数值积分证实并推广了这些解析结果。我们证明，我们的预测仍然有效的特洛伊与小天平动振幅，即使当小行星有低，但
2000-07-19 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
