Thermal and Viscous Instability of Accretion Disc in AGN
标准的吸积盘在一定的温度范围内是热不稳定和粘滞不稳定的。在盘的内部区域，可能会发展辐射压力驱动的不稳定性，这可能与活动星系核在紫外波段的快速变化有关。在外盘发展出电离不稳定性，类似于激变变星，但在更长的时间尺度上运行。由于这个过程，吸积盘的光谱不同于静止的光谱。
2000-08-23 astro-ph
Accretion-Ejection Instability and a "Magnetic Flood" scenario for GRS 1915+105
我们提出了一个不稳定性，发生在磁化吸积盘的内部区域，这似乎是一个很好的候选人来解释在许多X射线双星中观察到的低频QPO。然后，我们简要地展示了如何，在显着的情况下，微类星体GRS 1915+105，确定这个QPO与我们的不稳定性导致一个场景的$\sim$ 30百万周期的这个源。在这种情况下，周期由磁盘中的磁通量的积累来控制。
1999-10-20 astro-ph
Dissipation Instability in the Accretion Disk
本文考虑了外引力势中的几何薄气盘模型。研究了具有耗散效应的吸积盘平面内非轴对称小扰动的动力学性质。结果表明，光学厚吸积盘中不稳定振荡模的发展条件和参数强烈地依赖于粘性和不透明度模型。
1998-08-22 astro-ph
Accretion to Magnetized Stars through the Rayleigh-Taylor Instability: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它以细长的等离子体舌头的形式出现，这些舌头穿过赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动以及行星迁移产生影响。
2008-03-08 astro-ph
Accretion-ejection instability in magnetized disks: Feeding the corona with Alfven waves
我们提出了一个详细的计算机制，吸积-弹射不稳定性可以提取吸积能量和角动量从磁化磁盘，并将它们重定向到其日冕。在一个与气压均分量级的极向磁场穿过的圆盘中，不稳定性由螺旋波（类似于银河波）和Rossby涡旋组成。这里详细介绍的机制描述了涡旋如何扭曲穿过圆盘的磁力线的足点，产生传播到日冕的阿尔芬波。我们发现，这是一个非常有效的机制，提供给日冕（在那里它可以养活喷流或风）的吸积能量的相当大的一部分。
2002-08-06 astro-ph
Interchange instability in an accretion disc with a poloidal magnetic field
研究了极向磁场提供部分径向支撑的吸积盘对非轴对称扰动的稳定性。由于磁场中的径向梯度而引起的交换不稳定性被盘中的剪切流强烈地稳定。对于平滑的场分布，这种不稳定性仅限于磁能与引力能相当的圆盘。给出了类似于对流Boussinesq近似的不可压缩不稳定模型，该模型准确地预测了不稳定的行为。全球轴对称扰动也被认为是稳定的某一类模型。结果表明，吸积盘可能能够支持极向场是强大到足以抑制其他形式的磁不稳定性。这些强而稳定的场分布很可能非常适合于喷流和风的磁加速。
1995-04-12 astro-ph
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
SPH simulations of Shakura-Sunyaev instability at intermediate accretion rates
我们证明了一个标准的Shakura-Sunyaev吸积盘在一个吸积率低于临界Eddington极限的黑洞周围确实表现出辐射压主导区的不稳定性。我们得到这个结果进行时间相关的模拟吸积盘的一组值的粘度参数和吸积率。特别是，我们总是发现发生的崩溃的光盘：不稳定性的发展总是朝着崩溃的气体压力占主导地位的光盘，而不是对膨胀。该结果对于我们测试的所有初始配置都有效。我们发现显着的对流热通量，增加不稳定的发展时间，但不足以抑制光盘崩溃。考虑到径向热平流的作用，提出了一个物理解释的膨胀相的缺乏。我们的发现是相关的，因为它排除了形成的热comptonizing电晕-通常建议存在-周围的中心对象的机制的Shakura-Sunyaev不稳定性。我们还表明，在我们模拟的参数范围内，吸积盘被显著振幅的声波穿过。
2003-12-10 astro-ph
The Global Baroclinic Instability in Accretion Disks. II: Local Linear Analysis
本文分析了在全局径向熵梯度β = -dlog T /dlog r的影响下吸积盘的局部线性稳定性。数值模拟表明太阳星云的二维和三维模型存在不稳定性。本文试图阐明、量化和解释二维平坦吸积盘模型中的这种全球斜压不稳定性。因此，线性理论预测了一种瞬态线性不稳定性，这种不稳定性只会在有限的时间内放大扰动，或者达到一定的有限放大。这可以理解为不稳定性的增长时间长于破坏能够增长的模式的剪切时间的结果。因此，只有非线性效应才能导致相关放大。然而，熵梯度的下限β = 0.22的瞬态线性不稳定性，这可以在未来的非线性模拟进行测试。这将有助于解释在数值模拟中观测到的不稳定性是瞬态线性不稳定的最终结果，即全球斜压不稳定。
2004-01-22 astro-ph
Accretion-Ejection Instability, MHD Rossby Wave Instability, diskoseismology, and the high-frequency QPO of microquasars
我们提出了一个可能的解释高频准周期振荡的微类星体的MHD不稳定性相结合的物理开发，在不同的背景下，吸积-喷射不稳定性，Rossby波不稳定性，和正常模式的diskoseismic模型（依赖于相对论旋转曲线的性质在附近的边缘稳定轨道）。这种不稳定性可以表现为方位波数m=2，3，.具有非常相似的模式速度ω/m，而m=1模式（作为该离散谱的基本模式）不太不稳定。这很容易解释在这些QPO之间观察到的2：3（有时更高）的频率比。这些不稳定性形成本征模，即在盘中以恒定频率的驻波图案;它们是非常不稳定的，因此不需要外部激励机制来达到高振幅。此外，它们具有一部分吸积能量可以向日冕发射的性质：这可以解释这些QPO是在日冕的康普顿化发射总是存在的光谱状态下看到的。它们的存在主要取决于在吸积过程中极向通量平流形成的磁结构的存在，该磁结构位于圆盘和黑洞之间的中心区域。
2006-08-04 astro-ph
The Accretion-Ejection Instability in X-ray Binaries
吸积-抛射不稳定性（AEI）是解释黑洞双星低频QPO的一个很好的候选者，它可以发生在磁盘中近均分的位置。在这里，我们提出了有关QPO频率行为和阿尔文波从盘到日冕发射的分析工作。
2000-11-13 astro-ph
Planetary Formation Scenarios Revistied: Core-Accretion Versus Disk Instability
到目前为止，核心吸积模型和盘不稳定性模型一直被用来解释行星的形成。这些模型有不同的条件，如行星质量、盘质量和形成气体巨星的金属丰度。核心吸积模型有一个金属丰度条件（在G型恒星的情况下[Fe/H] > 1.17），形成的行星质量小于木星质量MJ的6倍。另一方面，盘不稳定性模型没有金属量条件，但要求盘的质量是最小质量太阳星云模型的15倍。形成的行星质量超过2 MJ。这些结果与每种光谱类型的中心恒星的161颗探测到的行星进行了比较。结果表明，无论光谱类型如何，90%的探测行星都符合核心吸积模型。剩下的10%不在核心吸积模型所解释的范围内，而是由盘不稳定性模型所解释。在核吸积模型下，我们导出了气态巨星形成几率与金属丰度的关系。将计算结果与观测到的有气态巨星的部分相比较，发现它们是一致的。另一方面，观测结果不能用盘不稳定性模型来解释，因为气体巨星形成的条件与金属丰度无关。因此，迄今为止发现的大部分行星被认为是由核心吸积过程形成的，其余的则是由盘不稳定过程形成的。
2007-03-10 astro-ph
Secular instability in quasi-viscous disc accretion
本文在标准无粘薄吸积盘中对Shakura和Sunyaev的$α$ -粘性参数作了一阶修正。一个线性化的时间依赖性的扰动研究的固定的解决方案，这个“准粘性”光盘导致发展的长期不稳定的大空间尺度上。这种定性特征对于两种不同类型的扰动处理--亚音速尺度上的驻波和径向传播波--同样明显。当粘度消失时，流动的稳定性恢复。
2007-11-07 astro-ph
Generalized thermal instability criterion of black hole accretion disks
对于黑洞周围对流占优的吸积盘，由于辐射冷却不足以平衡粘性加热，因此传统的热不稳定性判据不能适用。表面密度变化与温度扰动，这通常是被忽略的推导传统的标准，最近被证明是非常显着的对流为主的磁盘。同时考虑平流和面密度变化，提出了一个广义的热不稳定判据。通过将其应用于光学薄和光学厚平流主导的磁盘，我发现，前者是热稳定的，后者是热不稳定的短波长扰动，这符合最近发现的解析和定量的稳定性分析。
1998-03-16 astro-ph
An Accretion-Ejection Instability in magnetized disks
我们提出了一个不稳定性发生在磁盘的内部由一个中等强度的垂直（极向）磁场线程。它的机制是这样的，盘中的螺旋密度波，由磁应力驱动（而不是像银河螺旋那样的自引力），通过与它在其共转半径处产生的罗斯比涡旋交换角动量而变得不稳定。这种角动量然后可以作为阿尔芬波向盘的日冕发射，从而作为吸积过程的一个要素，为风或喷流提供能量源。作为星系螺旋，这种不稳定性形成低方位波数，站立的螺旋图案，这可能提供了一个解释低质量X射线双星低频QPO。
1999-07-20 astro-ph
Stationary Population III accretion discs
我们提出了固定模型的原恒星人口III（Pop III，简称）吸积盘，比较他们的Pop I光盘，并调查的影响，不同的化学成分的引力，热和热粘性不稳定性的发生在光盘。特别是在较冷的区域，我们发现Pop III和Pop I盘在结构和稳定性行为方面存在重大差异。这主要是由于Pop III中没有大部分分子和灰尘，而这些分子和灰尘在Pop I光盘中是非常有效的吸收剂。
2004-09-02 astro-ph
Ab initio simulations of accretion disks instability
我们发现，吸积盘，无论是在亚临界和超临界吸积率制度，可能会表现出显着的振幅光度振荡。通过对具有不同α值和吸积率的吸积盘进行一组含时二维SPH模拟，得到了吸积盘的光度时间行为。在这项研究中，为了避免初始磁盘配置的任何影响，我们从远离中心对象的外缘注入物质。两种情况下的振荡周期分别为2 ~ 50 s，光度变化幅度为10^38 ~ 10^39 erg/s。这种光度行为的解释提出的极限环不稳定性：磁盘之间的辐射压力占主导地位的配置（具有高光度值）和气体压力占主导地位的一个（具有低光度值）振荡。这种不稳定性的起源是由粘性产生的热量和从磁盘表面辐射的能量之间的差异（众所周知的热不稳定性机制）。我们支持这一假设表明，极限环的行为产生了一系列的崩溃和重新填充状态的最里面的磁盘区域。
2004-03-08 astro-ph
Non-radial instability of stalled accretion shocks: advective-acoustic cycle
在II型超新星核塌缩的背景下研究了停滞吸积激波的线性稳定性。我们专注于一个特定的不稳定机制的基础上耦合的声学扰动平流（涡度，熵）。这种对流声循环发生在激波和新生的中子星之间。绝热和非绝热过程都可能对这种耦合有贡献，但在第一种方法中只考虑绝热过程。绝热不稳定性的增长时间与平流时间相似，并且由低阶模l= 0，1，2主导。Blondin等人（2003）发现的非径向模式（l= 1，2）不稳定，可能与这种机制有关。
2003-08-29 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 field generation by the stationary accretion shock instability
通过在一个球对称的流体结构中加入一个弱磁场来模拟反弹后超新星环境中的失速激波，我们探讨了稳态吸积激波不稳定性（SASI）产生磁场的能力。SASI的发展扰动的初始条件，和随后的流产生-{ \em在没有旋转}-动态显着的磁场（$\sim 10^{15}$ G）的时间尺度上，是相关的核心坍缩超新星的爆炸机制。我们描述了我们的模型，提出了一些最近的结果，并讨论了它们的潜在相关性超新星模型。
2008-06-18 astro-ph
Global Aspects of Elliptical Instability in Tidally Distorted Accretion Disks
双星系统中潮汐畸变的吸积盘受到局部流体动力学不稳定性的影响，激发出$m=1$内波。这种不稳定性是三维的，近似不可压缩。我们研究了全球方面的这种局部不稳定性使用剪切片近似下推导出的方程，其中的影响的方位角变化沿扭曲的轨道轨迹包括在源项振荡与本地轨道相位。线性分析表明，激励的不稳定性基本上是局部的，即不敏感的径向边界条件。快速增长的区域将波动传入缓慢或可忽略不计的增长区域，使不稳定成为全球性的。全局增长率取决于最大局部增长率、快速增长区域的大小和局部群速度。我们提出了一个全球增长率的经验表达式。我们注意到，本地性质的不稳定性允许激发波与$m\ne 1$时，当地的增长率是大的。
1995-09-04 astro-ph
Thermal Instability and Evaporation of Accretion Disc Atmospheres
我们研究了标准Shakura-Sunyaev吸积盘外层的热稳定性，其中局部粘性能量耗散率与压力成比例。通过使用灰色双流近似求解吸积盘的垂直结构，我们表明，光学薄外层的热结构是在第一近似独立于辐射转移效应。然后，我们计算这个热结构使用详细的光电离代码映射，包括从吸积流的中心的外部辐射场的影响。我们将我们的方法应用到激变变星（CV）和恒星质量的黑洞盘。我们发现，在CV的情况下，从光盘由于热不稳定性的质量蒸发率是不太可能是显着的相比，通过光盘的质量流量。在黑洞盘的情况下，如果质量吸积速率很低，小于10^16 g/sec，那么非常强的辐射可以驱动显著的蒸发。
1999-03-10 astro-ph
A fresh look at the unstable simulations of Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion
Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积的不稳定性，在数值模拟中观察到的，通过已知的物理机制和可能的数值人工制品进行了分析。阐明了在吸积线模型中建立的纵向和横向不稳定性的机制。当考虑激波锥内的压力时，它们不能解释中等马赫数下BHL吸积的不稳定性。对流声学不稳定性被认为是在BHL吸积的背景下，当激波脱离吸积。这一机制自然地解释了激波较弱时流动的稳定性，以及吸积体较小时的不稳定性。特别是，它是一个强大的证明三维吸积不稳定时，伽玛=5/3，如果吸积是足够小的，即使是中等冲击强度（M sim 3）。在现有的数值模拟中可能存在的数值人工制品进行审查，特别注意对流的熵/涡扰动和人工声反馈的吸积边界条件。提出了几个数值试验来测试这些机制。
2005-02-08 astro-ph
Convective-Dynamical Instability in Radiation-Supported Accretion Disks
本文研究了WKB极限下辐射支撑的吸积盘的辐射流体动力学简正模。人们早就知道，在大的光学深度限制下，标准平衡对对流是不稳定的。我们研究的增长率如何取决于磁盘内的位置，光学深度，磁盘旋转，以及当地的耗散率取决于密度和压力的方式。最大的增长率被发现在磁盘表面附近。旋转使垂直波矢稳定，因此增长模式倾向于具有接近水平的波矢。在可能的光学深度范围内，对流不稳定性的线性增长率只有一个弱的依赖盘不透明度。扰动耗散对流模式的增长率几乎没有影响，但可以导致辐射声波的增长。
2000-03-20 astro-ph
Magnetorotational instability in weakly ionised, stratified accretion discs
磁旋转不稳定性（MRI）（Balbus和Hawley 1991，Hawley和Balbus 1991）通过连接流体元素的磁场线的扭曲，在吸积盘中径向向外传输角动量。在原恒星盘中，低电导率是很重要的，特别是在内部区域（Gammie 1996，Wardle 1997）。因此，低k模式是相关的，垂直分层是分析的关键因素。然而，在这些环境中的MRI的大多数模型都采用了双极扩散或电阻近似，并没有同时处理分层和霍尔电导率。我们在这里提出了一个线性分析的MRI，包括霍尔效应，在分层光盘。
2003-07-07 astro-ph
Neutrino-Driven Supernovae: an Accretion Instability in a Nuclear Physics Controlled Environment
新的模拟表明，低模式，非径向流体动力学不稳定性的吸积激波有助于启动热泡对流超新星，从而支持爆炸的中微子加热机制。主要的条件取决于高密度状态方程，它支配着恒星核心的坍缩、核心的反弹和中子星的形成。球对称模型的核物理变化的这种敏感性的测试。目前的爆炸模型的r-过程核合成的影响。
2004-11-12 astro-ph
Entropic-Acoustic instability in shocked accretion flows
一个新的不稳定机制，描述了在吸积流的气体是从一个固定的冲击加速到音速表面。这种不稳定性是基于流动的亚音速区域中声波和熵波的循环。当平流对流向内时，熵扰动触发声波向外传播。如果在外边界处存在激波，则到达激波的声波产生新的熵扰动，从而在激波和声表面之间产生熵声循环。声学和熵扰动的相互作用估计分析使用一个简化模型的基础上紧凑的喷嘴近似。根据这个模型，如果声表面处的声速显著超过冲击后即刻的声速，则熵声循环是不稳定的。增长率的尺度就像从外激波到音速点的平流时间的倒数。最不稳定扰动的频率与折射截止频率相当，折射截止频率定义为向内传播的声波明显向外折射的频率。这种一般机制应该发生在Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积，也在冲击吸积盘。
2000-09-13 astro-ph
The Accretion-Ejection Instability and a "Magnetic Flood" scenario for GRS 1915+105
我提出了一个关于吸积-射血不稳定性（AEI）的最新结果的全球观点，在本研讨会的其他贡献中有更详细的描述。这些结果基本上解决了AEI作为一个很好的候选人来解释的X射线双星，特别是（在$\sim 1-10$ Hz）的微类星体的低频QPO的特性。然后，我讨论如何，如果AEI被认为是QPO的源，一个可能的情况下，可以考虑$\sim 30$ MN。GRS 1915+105的周期由盘中磁通量的演化控制。
2000-11-15 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
The signature of the magnetorotational instability in the Reynolds and Maxwell stress tensors in accretion discs
磁旋转不稳定性被认为是负责磁流体动力学湍流的产生，导致吸积盘中的向外角动量输运增强。在这里，我们提出的第一个正式的分析证明表明，在指数增长的不稳定性，平均（平均超过光盘尺度高度）雷诺应力总是积极的，平均麦克斯韦应力总是负的，因此，平均总应力是积极的，并导致净向外通量的角动量。更重要的是，我们表明，在指数增长的不稳定性的后期时间的麦克斯韦雷诺应力的比率仅由本地剪切确定，并不依赖于初始频谱的扰动或种子磁的强度。即使我们推导出这些属性的应力张量的指数增长的不稳定性在不可压缩流，剪切盒的数值模拟表明，这种特性是定性保存在更一般的条件下，即使在饱和湍流状态产生的不稳定性。
2006-07-20 astro-ph
Instability of high-frequency acoustic waves in accretion disks with turbulent viscosity
研究了具有非均匀垂直结构的差动旋转吸积盘中的线性扰动动力学。已经发现，湍流粘性的不稳定性的捏振荡，和弯曲模式的结果。不仅低频基模不稳定，高频反射谐波也不稳定。薄盘模型（MTD）的适用性的限制的问题也进行了研究。当波数k<（1-3）/h（h为圆盘的半厚度）时，MTD和三维模型的色散特性差别不大。在长波长范围内，三维模型中的不稳定声学模式的本征频率与MTD的本征频率之间的相对差异小于5%。
1998-08-22 astro-ph
General Relativistic Hydrodynamic Simulations and Linear Analysis of the Standing Accretion Shock Instability around a Black Hole
利用二维广义相对论流体动力学模拟和赤道平面线性分析研究了进入Schwarzschild黑洞的平流吸积流中驻激波的稳定性。我们证明了吸积激波对轴对称扰动是稳定的，但对非轴对称扰动变得不稳定。动力学模拟的结果表明，与线性分析的稳定性，振荡和增长的时间尺度很好的协议。不同的波传播时间与增长的不稳定性的时间尺度的比较表明，不稳定性可能是Papaloizou-Pringle型，引起的声波的重复传播。然而，扰动的波长太长，无法清楚地定义反射点。通过对动力学仿真中的非线性相位的分析，发现二次模耦合先于非线性饱和。在非线性阶段，不仅湍流运动引起的短期随机波动，而且在较长的时间尺度上也会产生准周期振荡。我们给出了准周期振荡（QPO）的不稳定性和伽马射线暴（GRB）的中心引擎的一些可能的含义。
2008-08-29 astro-ph
Numerical Analysis on Standing Accretion Shock Instability with Neutrino Heating in the Supernova Cores
本文用数值方法研究了球对称吸积激波对非球扰动的不稳定性。我们想到的是在反弹后阶段坍缩驱动的超新星的应用，其中核心反弹产生的即时冲击波通常会停滞。本文采取实验的立场。使用球对称的，完全稳定的，冲击吸积流作为未扰动状态，我们已经清楚地观察到的线性增长和随后的非线性饱和的不稳定性。在这样做的时候，我们采用了一个现实的状态方程，以及通过中微子与核子的反应加热和冷却。我们已经做了基于球谐分解的模式分析，发现l=1，2的模式不仅在线性区域中占主导地位，而且在非线性耦合产生各种模式并发生饱和之后也占主导地位。通过改变中微子的光度，我们构造了具有和不具有负熵梯度的未微扰态。我们发现，在这两种情况下，不稳定性的增长是相似的，这表明对流并不起主导作用，这似乎也得到了Foglizzo等人最近对吸积流中对流的线性分析的支持。本征频率的实部似乎主要由平流时间而不是由声音交叉时间决定。不管是什么原因，这种不稳定性都有利于激波的复活。
2005-09-26 astro-ph
Entropic-acoustic instability of shocked Bondi accretion I. What does perturbed Bondi accretion sound like ?
在气体向黑洞的径向流动（即邦迪吸积）中，任何熵或涡度扰动的进入都会产生向外传播的声波。详细研究了这种声通量对扰动形状的依赖关系。这是Foglizzo & Tagger（2000）提出的熵声不稳定性机制中的关键过程，该机制解释了Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积的不稳定性。这些声波在到达激波时产生新的熵和涡度扰动，从而关闭熵声循环。在绝热指数为1<γ <=5/3的情况下，对描述Bondi流扰动的线性化方程组进行了解析研究和数值求解。该问题的基频是声折射的截止频率，低于该截止频率，进入的声波被折射出去。这个截止值明显小于声波半径处的开普勒频率，并且取决于扰动的纬度数l。当平流对流向内时，熵和涡度扰动触发声波向外传播，对于非径向扰动l=1，效率最高。涡度扰动平流产生的出射声通量总是中等的，峰值频率相当低。相比之下，熵波产生的声通量最高接近折射截止。如果γ接近5/3，它可以非常大。这些结果表明，冲击Bondi流与伽玛=5/3是非常不稳定的熵声机制。
2001-01-04 astro-ph
Core instability models of giant planet accretion II: forming planetary systems
我们发展了一个简单的模型计算行星形成的基础上的核心不稳定性模型的气体吸积和寡头增长制度的固体核心的吸积。在这个模型中，几个行星可以同时在盘中形成，这一事实具有重要的意义，特别是对星子的动态变化和核心的增长，因为我们认为它们之间的碰撞是潜在增长的来源。此外，还考虑了胚胎的I型和II型迁移以及由于与气盘相互作用而引起的星子迁移。在这个模型中，我们考虑不同的初始条件来产生各种行星系统，并对它们进行统计分析。我们探讨了使用不同的I型迁移率对每个行星系统形成的行星的最终数量的影响，例如对太阳系外行星的质量和半长轴的分布，我们还分析了考虑不同气体吸积率的影响。一个特别有趣的结果是，当气体吸积速率和I型迁移较慢时，会产生更多的宜居行星。
2008-10-09 astro-ph
Thermal Conduction and Thermal Instability in the Transition Layer between an Accretion Disc and a Corona in AGN
在热不稳定区两相介质存在的条件下，研究了吸积盘与日冕之间过渡层的垂直结构。圆盘被硬X射线照射，满足流体静力平衡条件。我们考虑了热日冕（$\sim 10^8$ K）和冷盘（$\sim 10^4$ K）之间通过辐射过程和热传导进行的能量交换。我们做了局部稳定性分析的情况下，与传导性，我们得出的结论是，热传导不抑制热不稳定性。尽管有连续的温度廓线$T(τ)$，但在有强温度梯度的区域，自发扰动可导致过渡层中的云凝结。我们确定这样的扰动的最小尺寸$λ_{TC}$。
1998-07-22 astro-ph
How Do We See the Relativistic Accretion Disk during Thermal Instability?
我们计算了辐射压力驱动的热不稳定性过程中相对论薄盘的热辐射图像。当质量吸积速率超过临界速率时，标准吸积盘的内部区域发生爆炸，变成具有大尺度高度的细长盘状态。也就是说，盘的内部区域变得高温，并且盘的厚度由于辐射压力的增加而增加。结果发现，在爆发期间观察到的盘的图像强烈地依赖于倾斜角。也就是说，对于大倾角（$i \gtrsim 70^\circ$），来自最内侧盘的辐射将被盘外缘遮蔽。我们还计算了热不稳定性时的光谱能量分布。由于几何厚度的影响，高倾斜角光谱的维恩峰比低倾斜角光谱的维恩峰变得更软。由此可见，即使在黑洞候选者中发生了爆发，当倾角较大时，我们也可能观测不到爆发。我们可能认为，在我们的银河系中仍然隐藏着许多发光的黑洞候选者。
2006-03-03 astro-ph
A Local Model for Angular Momentum Transport in Accretion Disks Driven by the Magnetorotational Instability
我们发展了一个局部模型，用于描述由磁旋转不稳定性驱动的湍流中雷诺应力和麦克斯韦应力的指数增长和饱和。我们首先推导方程，描述的不稳定性的增长和泵的应力的影响。我们强调了一种新型的相关性，耦合的雷诺和麦克斯韦应力的动态演化，并在发展和维持磁旋转湍流的关键作用。然后，我们补充这些方程的现象学描述的三重相关性，导致饱和湍流状态。我们表明，该模型的稳态极限成功地描述了剪切盒的数值模拟中发现的应力之间的相关性。
2006-10-18 astro-ph
Photon Bubbles in Accretion Discs
我们表明，辐射为主的吸积盘很可能遭受类似阿龙的背景下，吸积到中子星极冠所描述的“光子泡”的不稳定性。这种不稳定性的存在需要一个磁场。在一个适合于吸积盘的渐近区域中，我们发现超稳定模服从非常简单的色散关系ω^2 = -igkF（B，k）。这里g是垂直重力加速度，B是磁场，F是一个几何因子，它的阶数取决于磁场和波矢的相对方向。在非线性结果中，似乎不稳定性将增强垂直能量传输，从而改变相对论吸积盘最内部的结构。
1998-02-17 astro-ph
High accretion rates in magnetised Keplerian discs mediated by a Parker instability driven dynamo
吸积盘中的磁流体应力在过去的15年里一直是理论研究的热点。大多数圆盘模拟都假设了一个小的初始磁场，并研究了由磁旋转不稳定性引起的湍流。然而，在星系核和一些双星系统中的气体盘可能有显着的初始磁化。受此启发，我们进行了理想的磁流体动力学模拟强磁化，垂直分层光盘在开普勒潜在的。我们的初始平衡位形具有与热压力相等的方位磁场，对Parker不稳定性是不稳定的。这导致锚定在盘的中平面中的磁场弧从中平面排出到大约五个刻度高度。过渡到湍流发生主要是通过磁旋转的不稳定性，在所产生的垂直领域，虽然磁旋转剪切不稳定性在未扰动的方位场发挥了重要的作用，以及，特别是在中平面浮力弱。高磁应力和流体动力应力的出现，产生一个有效的$α$ -值约为0.1，在我们的最高分辨率运行。由磁浮力从盘排出的方位磁场通过径向场的拉伸而连续地补充，径向场是当气体包裹沿着倾斜的磁场线在线性重力场中滑动时产生的。这个发电机过程，其中帕克不稳定性导致的场线弯曲导致方位场的重新创建，意味着高度磁化的盘在天体物理上是可行的，并且它们具有高吸积率。
2008-08-26 astro-ph
Rossby Wave Instability of Thin Accretion Disks -- II. Detailed Linear Theory
在早期的工作中，我们确定了一个全球性的，非轴对称的不稳定性与存在的极端的径向配置文件中的关键功能${\cal L}(r) \equiv (ΣΩ/κ^2) S^{2/Γ}$在薄，无粘，非磁化吸积盘。这里，$Σ(r)$是盘的表面质量密度，$Ω(r)$是角旋转速率，$S(r)$是比熵，$Γ$是绝热指数，以及$κ(r)$是径向周转频率。不稳定性的色散关系与行星大气中的Rossby波的色散关系相似。在本文中，我们提出了详细的线性理论，这Rossby波不稳定性，并表明它存在于一个更广泛的条件下，特别是，对于有一个“跳”的情况下，在某些范围内的$r$在$Σ(r)$或在压力$P(r)$。我们阐明了这种不稳定性的物理机制及其对各种参数的依赖性，包括“颠簸”或“跳跃”的幅度，方位角模式数，以及磁盘中的声速。我们发现大的参数范围内的磁盘是稳定的轴对称扰动，但不稳定的非轴对称Rossby波。我们发现Rossby波不稳定性的增长率可以很高，$\sim 0.2 Ω_{\rm K}$对于相对小的"跳跃“或"颠簸”。我们讨论可能导致这种不稳定性的条件和后果的不稳定性。
1999-07-20 astro-ph
The Spherical Accretion Shock Instability in the Linear Regime
我们使用时间相关的，轴对称的，流体动力学模拟研究的线性稳定性的停滞，球形吸积冲击，出现在反弹阶段的核心坍缩超新星。我们表明，这种吸积冲击是稳定的径向模式，与Houck和Chevalier的线性稳定性分析密切一致的衰减率和振荡频率。对于非球形扰动，我们发现，l=1模式总是不稳定的适当的核心坍缩超新星的参数。我们还发现，l=2模式是不稳定的，但通常具有小于l=1的增长率。此外，l=1模式是唯一的模式过渡到一个非线性阶段，在我们的模拟。这一结果提供了一个可能的解释，在许多核心坍缩超新星的二维模拟中看到的l=1的“晃动”模式的主导地位。
2005-07-07 astro-ph
Radial and vertical epicyclic frequencies of Keplerian motion in the field of Kerr naked singularities - comparison with the black hole case and possible instability of naked singularity accretion discs
相对论开普勒轨道频率和相关的周转频率在克尔黑洞吸积盘物理中起着重要的作用，并且可以通过共振或俘获效应解释微类星体中观测到的准周期振荡。由于裸奇点可能存在的理论证据越来越多，我们讨论克尔裸奇点场中开普勒运动的基本轨道频率的行为，主要是为了找到可以在观测上区分假设的裸奇点和黑洞的现象。一些天体物理学的重要后果勾勒，即存在强共振频率的所有克尔裸奇点，与径向和垂直周转频率是相等的定义明确的半径。
2005-02-06 astro-ph
The Accretion Ejection Instability : Observationnal Tests
吸积抛射不稳定性（以下简称AEI）被提出来解释能量和角动量从X射线双星（XB）中吸积盘的最内部向日冕介质的传输（因此允许吸积），日冕介质被认为是喷流的基础（Tagger & Pellat，1999; Tagger 1999，Varnière等人，2000; Corbel，phD Thesis，1999）。经常在XB中观察到的低频QPO是用AEI理论预测的;在强引力场中进一步的理论计算（Varnière，Rodriguez & Tagger，2000）导致了在观察QPO频率变化与盘半径时的意外行为。为了验证理论预测，我们分析了GRO J1655-40和GRS 1915+105的一组公共观测。我们将特别看到它们有不同的行为，并将指出当模型给出不切实际的圆盘半径低值时，两个源之间有趣的差异。
2000-10-31 astro-ph
Localized magnetorotational instability and its role in the accretion disc dynamo
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是吸积盘中传递角动量的有效途径。它也被认为是一种放大磁盘中磁场的方法，这种不稳定性就像一台非线性发电机。最近的数值计算工作表明，一个大规模的磁场，这是主要的方位角，可以维持由MRI驱动的运动相同的领域。根据这个想法，我们提出了一个分析计算的MRI中存在的方位场与非平凡的垂直结构。我们发现，与MRI模式相关的平均径向电动势倾向于减少磁能，通过混合非均匀的方位场来充当湍流电阻率。同时，方位EMF产生径向场，该径向场与开普勒剪切相结合，倾向于放大方位场，因此可以帮助发电机过程。然而，这种效果，是扭转足够强的方位场，自然导致饱和的发电机和可能的周期性行为的磁场，发现在以前的数值工作。
2008-09-23 astro-ph
Numerical study of the magnetorotational instability in weakly magnetised accretion disks: Resolution dependence of the Shakura-Sunyaev alpha
在这封信中，我们提出的数值计算，调查可能的分辨率依赖的Shakura和Sunyaev（1973）粘度参数α的磁旋转不稳定性（MRI）的局部磁流体动力学模拟。我们发现，α的值确实显着依赖于数值分辨率，但也当可达到的最高分辨率的计算资源被使用时，α参数的增长似乎饱和。α的值最多为10^（-3）的量级，这表明在圆盘中由于发电机产生的磁场而产生的湍流的单独存在不足以再现可以解释某些观测结果的单位量级的α（例如，Cannizzo 1993）。
2001-11-29 astro-ph
Resonance Type Instabilities in the Gaseous Disks of the Flat Galaxies III. The gyroscopical resonance type instability
本文用解析方法和数值方法研究了具有速度和密度分布阶跃间断的均匀气体薄圆盘的稳定性。导出了轴对称涡面处的反射系数和透射系数的表达式。除了Kelvin-Helmholtz不稳定性和离心不稳定性之外，还显示了陀螺共振型不稳定性发展的可能性，并阐明了其物理机制。讨论了将所得结果应用于实际扁平星系气体盘稳定性分析的可能性。
1998-08-22 astro-ph
Hybrid viscosity and the magnetoviscous instability in hot, collisionless accretion disks
我们的目的是说明热质子的作用，通过“混合”的粘度，这是由于重定向的质子与静态磁场扰动相互作用的磁旋转不稳定性（MRI），并建立在这种情况下，它是唯一相关的机制。最近Balbus \cite{PBM1}和Islam & Balbus \cite{PBM11}使用流体方法表明，粘性动量输运是吸积盘中MRI在宽范围参数下发展的关键。然而，他们的结果并不适用于热，对流主导的磁盘，这是无碰撞。我们开发了一个流体图片使用混合粘度机制，适用于无碰撞限制。我们证明，从这种机制所产生的粘性效应可以显着提高MRI的增长，只要等离子体$β\gapprox 80$。我们的研究结果有利于第一次直接比较热，无碰撞磁盘的磁粘不稳定性的MHD和准动力学治疗。
2008-02-25 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 astro-ph
On the Global Stability of Magnetized Accretion Disks. II. Vertical and Azimuthal Magnetic Fields
本文研究了在垂直和方位磁场作用下的差动旋转流体壳在线性、轴对称扰动下的全局稳定性。这个系统，它模拟了一个厚的吸积盘在其中平面附近，是容易受到Velikhov-Krasekhar（VC）的不稳定性的方位场的情况下。在大多数情况下，方位场倾向于稳定VC不稳定性，尽管完全稳定需要强场（阿尔文速度，在我们的不可压缩模型中是特征旋转速度）。构造了稳定性图，指出了两个场的失稳临界值。我们发现一个额外的强场不稳定性时，出现的方位角阿尔文速度超过特征旋转速度。这种不稳定性，在一个自由有界的配置的情况下，有一定的相似之处，香肠不稳定性的互穿场在等离子体物理，并可能是非常重要的大规模磁盘或无定形分子云。在猎户座A的L1641区域的应用程序进行了简要讨论。最后，我们发现，径向变化的垂直场（没有方位场）的效果主要是稳定的。
1995-06-13 astro-ph
Rayleigh-Taylor-Unstable Accretion and Variability of Magnetized Stars: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它会产生高而薄的等离子体舌状物，穿透赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动产生影响。
2008-12-11 astro-ph
Local Axisymmetric Simulations of Magneto-Rotational Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
本文对辐射压力超过气压的局部吸积盘中的磁转动不稳定性进行了数值模拟。这种情况可能发生在活动星系核和银河X射线源中致密物体周围的盘中心区域。我们假设轴对称，忽略垂直分层。初始均匀磁场上不稳定性的增长率与Blaes & Socrates 2001的线性分析一致。与忽略辐射效应的情况一样，当初始磁场没有净垂直通量时，不稳定性的非线性发展会导致瞬态湍流。在湍流阶段，角动量向外传输。麦克斯韦应力是雷诺应力的几倍，并且它们的总和大约是磁场的垂直分量中的平均压力的四倍。当磁压超过气压时，磁场中的湍流涨落产生的密度差大约等于磁压与气压的比值。这些是许多倍，比在相应的气体压力占主导地位的情况下，并可能有深远的影响，辐射占主导地位的磁盘的稳态垂直结构。辐射从压缩区域扩散，抑制湍流运动，将动能转化为光子能。
2001-10-11 astro-ph
Local Three-Dimensional Simulations of Magneto-Rotational Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
本文研究了辐射压力超过气体压力的黑洞吸积盘的小尺度动力学。在通量限制扩散近似下，通过数值积分辐射MHD方程来模拟圆盘的局部斑块。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量。磁旋转不稳定性（MRI）导致湍流，其中吸积应力主要是由于磁矩。当辐射被锁定到气体的长度和时间尺度上的波动在湍流中，吸积应力，密度对比度，和耗散的差异不大，在相应的计算与辐射取代额外的气体压力。然而，当辐射扩散每个轨道的距离与MRI的RMS垂直波长相当时，辐射压力在抵抗挤压方面不太有效。大的密度波动发生，压缩运动的辐射阻尼将PdV功转换为光子能量。在具有净垂直磁场的计算中，发现吸积应力在探索的范围内与不透明度无关，并且近似与净场的平方成比例。在零净磁通量的计算中，吸积应力取决于总压力中有效抵抗压缩的部分。当辐射相对于气体快速扩散时，应力较低。我们表明，辐射支持的Shakura-Sunyaev磁盘吸积通过内部磁应力可能在其内部有辐射边缘耦合到湍流气体运动。
2003-04-28 astro-ph
Non-axisymmetric instabilities in shocked accretion flows with differential rotation
在无粘极限下研究了黑洞上激波等温吸积流的线性稳定性。外激波的解，这是以前发现的轴对称扰动是稳定的，但是，一般是不稳定的非轴对称的。通过线性化方程的数值积分得到本征模和增长率。这种不稳定性的机制是基于声波在它们的共转半径和激波之间的循环。它是Papaloizou-Pringle不稳定性的一种形式，通过平流和激波的存在而改变。因此，它可以推广到非等温激波吸积流。作为不稳定性的副产品，激波会产生斑点和涡流。
2003-07-02 astro-ph
