Using close stars as probes of hot accretion flow in Sgr A*
在Sgr A* 附近的极热和稀薄的吸积流被认为在X射线波段是不可见的（太暗），除了短的X射线耀斑。在这里，我们指出，在近心通道，接近最亮的恒星照射吸积流的内部区域，提供了大量的光学/紫外光子。这些种子光子被吸积流的热电子康普顿向上散射到更高的频率，一些进入X射线带，可能使最里面的吸积流在X射线中比平常亮得多。我们建议使用协调的近红外线和X射线观测密切的恒星通道，把限制到Sgr A* 吸积理论。钱德拉在2002年观察到Sgr A* 的稳定发射没有明显的变化，当时名为S2的恒星通过其轨道的近心，已经排除了“标准”平流主导吸积流中较热的一个。密度较小的吸积流，特别是Yuan等人（2003）的模型，通过了测试，并被限制在每年不大于$\sim 10^{-7}$太阳质量的吸积率。
2004-10-19 astro-ph
Hot Accretion onto White Dwarfs in Quiescent Dwarf Novae
我们提出了动态一致的解决方案，热吸积到非磁化，旋转白矮星（WD）在五个静止的矮新星。在RX和，SS Cyg，U Gem，VW Hyi和WZ Sge中测得的WD旋转速率（和其他系统参数）意味着WD的自旋下降由一个扩展的热流发射其大部分X射线在恒星表面附近。在一般情况下，能量平流是不存在的，流动是稳定的对流和流体动力外流。在快速旋转的系统中，X射线光度只提供了一个上限的静态吸积率，因为大量的恒星自旋下降的光度。我们认为，在静止的矮新星热流的存在下，可能会限制长期WD旋转率显着次开普勒值。
2001-12-07 astro-ph
Hot Accretion With Saturated Conduction
对Sgr A* 和其他几个附近星系核周围的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体捕获半径相当：在这些系统中，热吸积可能在弱碰撞条件下进行。因此，热传导，而不是对流，可能是重要的所有尺度和影响全球流动特性。Narayan & Yi（1994）的自相似ADAF解被推广到包括饱和形式的热传导，这适用于弱碰撞区域。传导提供了额外的热量，但它降低了吸积流的自由-自由辐射效率（潜在的大因素）。这些理想化的解决方案表明，热传导可能是一个重要的物理成分，以了解热吸积到昏暗的吸积黑洞。传导也可能在降低黑洞捕获周围气体的速率和为下面的冷薄盘提供蒸发机制方面发挥作用。
2005-07-08 astro-ph
Luminous hot accretion disks
我们发现了黑洞周围静止吸积盘平衡解的一个新的双温热分支。在爱丁顿吸积率定义为$10L_{\rm Edd}/c^2$的单位中，这些解对应的吸积率在范围$\dot{m}_1 \la \dot{m} \la 1$内，这里$\dot{m}_1$是临界速率，其中，临界速率是指：$. In these solutions, the energy loss rate of the ions by Coulomb energy transfer between the ions and electrons is larger than the viscously heating rate and it is the advective heating together with the viscous dissipation that balances the Coulomb cooling of ions. When $ \dot{m}_1 \la \dot{m} \la \dot{m}_2 $, where $ \dot{m}_2 \sim 5 \dot{m}_1 < 1 $, the accretion flow remains hot throughout the disk. When $ \dot{m}_2 \la \dot{m} \la 1 $, Coulomb interaction…
2000-12-05 astro-ph
Cooling a Hot Disk Around a Supermassive Black Hole by a Star
如果一个超大质量黑洞存在于星系的中心，预计会观察到几种效应。很可能在超大质量黑洞周围存在着吸积盘。恒星与超大质量黑洞周围吸积流的相互作用在其中发挥了作用，因为一颗飞过的恒星可能会冷却一个热的吸积盘，这是康普顿化的结果。结果表明，当质量吸积速率较低，恒星通过热吸积盘外围时，恒星辐射的康普顿化将发生在热吸积盘（如超大质量黑洞周围的ADAF）中，并成为吸积盘冷却的一个重要来源.我们认为，这样的恒星冷却可以观察到的射频制度，因为同步辐射亮度的ADAF强烈依赖于电子温度和发生更频繁的潮汐中断事件。
2000-12-18 astro-ph
Hot Settling Accretion Flow onto a Spinning Black Hole
研究了Kerr黑洞上热MHD吸积的结构和性质。在这样的系统中，孔与流入的气体磁耦合，并对吸积流施加扭矩。热沉降流可以在孔周围形成，并将角动量向外输送到流的外边缘。与其他热流，如平流和对流为主的流动和流入流出的解决方案（ADAF，CDAF和ADIOS），热沉降流的属性是由中央黑洞的自旋，但不敏感的质量吸积率。因此，有可能简单地从宽带光谱中识别快速旋转的BH。从观测上看，克尔洞周围的热沉降流与其他热流有些相似，它们都具有硬的幂律光谱和相对较低的光度。因此，大多数黑洞候选者在低/硬，也许，中间的X射线状态可能会通过热沉降流吸积。然而，沉降流将比ADAF/CDAF/ADIOS更明亮，将在X射线中表现出高可变性，并且可能具有相对论射流。这表明银河系微类星体和活动星系核可能是由热沉降流提供动力的。我们确定了几个银河X射线源作为最佳候选人。
2002-04-15 astro-ph
High redshift radio quiet quasars - exploring the parameter space of accretion models. Part I: hot semi-spherical flow
目前有两类模型被用来描述黑洞上的吸积流和观测到的X射线辐射的产生：（1）一个标准的冷吸积盘，其上有一个热日冕;（2）一个外部截断的吸积盘，其内有一个热的半球形流。我们计算的方案与热的内流包围的截断吸积盘覆盖的热日冕和测试的结果的高红移（z > 4）类星体的样品上观察到的钱德拉。我们发现，为了再现光通量与X射线通量的比值（$α_{\rm ox}$参数），康普顿化等离子体的光学深度必须相当低（在热的内流中，$τ= 0.02 - 0.15 in the corona above the disk, and $ τ= 0.15 - 0.70）。这与观测到的X射线光子指数一起，意味着热等离子体中的高温（$kT_{\rm e} = 90 - 500 keV), or a nonthermal electron distribution in the plasma. We put an upper limit on the disk truncation radius, $ r_{\rm tr} \leq 40 R_{\rm S} $. The modeled accretion rate is high, $ \dot{m} > 0.2爱丁顿速率），这可能表明高z射电宁静类星体是高或非常高状态X射线双星的类似物。
2004-10-07 astro-ph
X-ray Line Diagnostics of Hot Accretion Flows around Black Holes
计算了热吸积流中热等离子体的X射线发射谱线。我们表明，线的轮廓是强有力的探针的气体动力学，我们提出的线比诊断是敏感的质量与温度的分布在流中。我们将展示如何使用这些来约束运行的密度与半径，和热区域的大小。我们还提出了诊断，主要是敏感的重组与碰撞电离的重要性，这可能有助于区分ADAF从光电离为主的吸积盘日冕。我们将我们的结果应用到银河系中心源人马座A* 和M87的核心。我们发现，最亮的预测线是在目前的$X$射线仪器的检测能力。
2000-05-19 astro-ph
Hot accretion discs with thermal Comptonisation and advection in luminous black hole sources
我们解决了一个热吸积盘的结构与不饱和热Comptonisation的软光子和平流，概括的经典模型Shapiro等人。由于平流的吸积率的上限约束的光度$\simless 0.15 y^{3/5} α^{7/5}$的爱丁顿极限，其中$y$和$α$是康普顿和粘度参数，分别。吸积速率在该上限的一个数量级内时，内流的特征温度和汤姆逊光学厚度分别为$\sim 10^9$ K和$\sim 1$。由此产生的光谱，然后在密切的协议与X射线和软\g -射线光谱的黑洞双星在硬态和塞弗茨。在低吸积率下，韧致辐射成为主要的辐射过程。
1998-04-04 astro-ph
Spherical Accretion onto Neutron Stars Revisited: Are Hot Solutions Possible ?
在Zel'dovich \& Shakura（1969）的开创性论文之后，本文重新考虑了非磁化中子星上的静态球形吸积。据发现，新的“热”的解决方案可能存在广泛的光度。这些解决方案的特点是由高温，$10^{9}÷10^{11}$ K，并产生从一个静态平衡模型，其中占主导地位的辐射机制是多康普顿散射和韧致辐射发射。对于低光度的$\mincir 10^{-2} \ L_{E}$，只有“冷”（la Zel'dovich和Shakura）溶液存在。
1994-02-21 astro-ph
Hot and cold gas accretion and feedback in radio-loud active galaxies
我们最近表明，X射线观测人口的“低激发”射电星系，其中包括大多数低功率，Fanaroff-莱利I类源以及一些更强大的Fanaroff-莱利II类对象，是一致的模型，这些对象的活动核在任何波段都没有辐射效率。在最近的另一篇论文中，艾伦等人表明，星系际介质（IGM）的热X射线发射相的邦迪吸积足以为位于星系团中心的几个附近的低功率射电星系的喷流提供动力。在本文中，我们结合这些想法，并建议吸积的热相的IGM是足够的电源所有低激发射电源，而高激发源是由吸积的冷气体，这是在一般情况下无关的热IGM。这个模型解释了射电强活动星系群的一些性质，并对射电强活动星系核进入IGM热相的能量输入具有重要意义：强大的高激发源的能量供应与热相没有直接联系。
2007-01-30 astro-ph
The Accretion-Driven Structure and Kinematics of Relaxed Dark Halos
最近的研究表明，松弛的球对称暗物质晕是由内而外发展的，通过永久地调整它们的内部结构来适应当前吸积速率所施加的边界条件。这样的增长使人们能够推断出晕的典型密度分布。在这里，我们遵循相同的方法来推断典型的球平均配置文件的主要结构和运动学特性的三轴，各向异性，旋转晕。具体来说，我们推导出它们的密度，空间速度色散，相空间密度，各向异性和特定的角动量分布。所获得的结果与\nbody模拟的这些剖面上的可用数据一致。
2007-02-14 astro-ph
Hot One-Temperature Accretion Flows Revisited
研究了在光学薄、热吸积流中离子和电子热耦合的有效性。在完全耦合的极限下，我们主要研究单温度吸积流。在全局分析的基础上，将所得结果与双温吸积流模型和黑洞源的观测结果进行了比较。许多特征非常相似。也就是说，发现对于小于临界值的质量流率存在热的单温度解;即，$\dot{M}\la 10α^2\dot{M}_{\rm Edd}$，其中$\dot{M}_{\rm Edd}= L_{\rm Edd}/c^2$是爱丁顿吸积速率。在低质量流率，$\dot{M}\la 10^{-3}α^2 \dot{M}_{\rm Edd}$，解决方案是在对流为主的吸积流（ADAF）制度。但在较高的速率，辐射冷却是有效的，主要是平衡的平流{ \em加热}，把解决方案的发光热吸积流（LHAF）的制度。为了检验单温度模型的可行性，我们拟合了两个黑洞源Sgr A* 和XTE J1118+480的光谱，这两个源已经成功地用双温度模型进行了检验。据发现，一个温度模型不提供可接受的适合的多波长光谱的Sgr A*，也不XTE J1118+480作为一个温度模型的温度较高的特点的结果。它的结论是，离子和电子的热耦合不能完全有效的，需要在热吸积流解决方案的两个温度的描述。
2005-09-11 astro-ph
Heating and Cooling of Hot Accretion Flows by Non Local Radiation
我们考虑非局部效应时产生的辐射在一个半径的吸积盘通过康普顿散射加热或冷却气体在其他半径。我们讨论三种情况：1。对流主导流动的内部区域的辐射：中等半径处的康普顿冷却气体和大半径处的康普顿加热气体。2.来自外部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却内部的一个或两个温度的热流。3.来自内部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却周围单温流中的热气体。我们描述了以前的结果是如何修改这些非本地的相互作用。我们发现，康普顿加热或冷却的气体中发出的辐射的内部区域的热流是不重要的。同样，当冷流到热流的转变发生在半径大于某个最小值$R_{tr,min}$时，来自外部薄盘的软光子的康普顿冷却可以忽略不计。然而，如果热气流终止于$R < R_{tr,min}$，非局部冷却是如此强烈，以至于热气体在失控过程中被冷却到薄盘配置。在薄盘周围的热的一个温度流的情况下，我们发现，康普顿软辐射冷却占主导地位的局部冷却的热气$\dot{M} \gsim 10^{-3} α\dot{M}_{Edd}$，和$R \lsim 10^4 R_{Schw}$。因此，最大吸积率对流为主的一个温度的解决方案存在，减少了一个因素的$\sim 10$，相比，当地的能量平衡的假设下计算的值。
1997-01-08 astro-ph
Luminous hot accretion flows: the origin of X-ray emission of Seyfert galaxies and black hole binaries
本文研究了Seyfert-1星系X射线辐射的吸积盘模型和黑洞X射线双星的硬态。我们集中在两个热吸积盘模型：对流主导吸积流（ADAF）和最近发现的发光热吸积流（LHAF）。我们求解ADAF和LHAF的全局解，以获得大部分辐射来自的半径处的电子温度$T_{\rm e}$和Thompson光学深度$τ$。我们采用两种电子能量方程。在一个，只有同步辐射和韧致辐射及其康普顿被认为是。另一个是参数化的常数康普顿参数模拟的情况下，外部软光子的热康普顿是重要的。将计算得到的$T_{\rm e}$和$τ$与用热康普顿化模型拟合Seyfert-1星系和黑洞双星的平均光谱得到的观测值进行了比较。我们发现，最有利的模型是一个LHAF参数化的电子能量方程，ADAF预测过高的$T_{\rm e}$。
2004-07-29 astro-ph
Synchrotron Emission from Hot Accretion Flows and the Cosmic Microwave Background Anisotropy
目前对最敏感的宇宙微波背景（CMB）实验频率范围内的射电源数量的估计明显低于具有强烈反转光谱的源。在邻近星系核中的超大质量黑洞周围的热吸积流被期望通过热同步辐射产生反向射电谱。我们计算这些源的温度波动和功率谱在普朗克勘测30 GHz的能量通道，预计他们的发射峰值。我们发现，它们的潜在贡献一般是可比的仪器噪声，并在小角度尺度的CMB各向异性水平的方法。即将到来的CMB任务，这将提供一个大的统计样本的倒谱源，将是至关重要的，以确定在附近的静止星系核的热吸积流的分布。在不同的频率通道中检测这些源将有助于限制它们的频谱特性，从而限制它们的物理特性。
2000-05-11 astro-ph
The effects of thermal conduction on the hot accretion flows
热传导被认为是一种可能的机制，通过这种机制，在辐射主导的吸积流中提供了足够的额外加热。我们考虑的极端情况下，其中所产生的能量，由于粘度和能量传输的饱和形式的热传导是平衡的平流冷却。对于这种吸积流的稳态结构，给出了一组自相似解。基于这些解，当径向速度和旋转速度都是亚开普勒时，增加热传导水平具有降低旋转速度的效果，但增加径向速度。传导提供额外的加热，气体的温度随着热传导而增加。
2005-07-24 astro-ph
Modulation of AGN gamma rays by interaction with X-rays from an accretion disk hot spot
我们建立了一个活动星系核喷流中γ射线发射的可变性模型，这种可变性是由于光子-光子对的产生与吸积盘内部热点发射的X射线相互作用的结果。当热点围绕中央引擎运行时，吸收量会周期性地变化。我们的模型可以解释观测到的变化TeV排放Markarian 421和其他blazar探测器的EGRET仪器上的康普顿伽马射线天文台，以及相关的变化X射线和TeV伽马通量Markarian 421。在Markarian 421中观测到的准周期变化使我们能够将黑洞质量的上限定为10^8倍太阳质量的（2-30）倍。
1996-12-22 astro-ph
Hot accretion with outflow and thermal conduction
我们提出了对流占优的吸积流与热传导在外流的存在下的自相似解。外流的吸积流的可能影响参数化和饱和形式的热传导，是适当的弱碰撞制度的利益，包括在我们的模型。虽然流出物的冷却效果是明显的，但热传导提供了额外的热源。与没有风的吸积流相比，我们表明，由于风带走的角动量和能流，圆盘旋转得更快，变得更冷。但是热传导对抗风的影响，不仅降低了旋转速度，而且提高了温度。然而，表面密度的降低和吸积速度的增强被风和热传导放大。我们发现，对于较强的外流，需要更高水平的饱和热传导显着修改的物理轮廓的吸积流。
2008-08-02 astro-ph
Self-Similar Solution of Hot Accretion Flows with Ordered Magnetic Field and Outflow
观测和数值磁流体动力学（MHD）模拟表明，在热吸积流的内部区域存在外流和有序的大尺度磁场。本文给出了具有外流和有序磁场的对流主导吸积流（ADAF）的自相似解。在数值模拟的基础上，我们假设磁场除了随机分量外，还具有很强的环向分量和垂直分量。考虑到外流的动力学效应，我们得到了描述磁化ADAF的方程的自相似解。与经典ADAF的结果进行了比较，发现在有序磁场和外流的存在下，ADAF的径向速度、角速度和温度等动力学性质都发生了显著的变化.磁场越强，吸积流的温度就会越低，流的旋转速度就会越快。的相关性的意见进行了简要讨论。
2008-10-08 astro-ph
Electron-Positron Pairs in Hot Accretion Flows and Thin Disk Coronae
我们研究了由$e^+ e^-$对主导的平衡吸积流。我们认为一个和两个温度的吸积盘冠状以上的薄盘，以及热光学薄的两个温度吸积流没有底层薄盘，我们模型的对流为主的吸积流（ADAF）的框架中，后者。在这三种情况下，我们都包括均分磁场。我们证实了以前的结果，对在两个温度ADAF的平衡密度是可以忽略不计的，并表明，列入磁场和相应的同步辐射冷却降低对密度甚至进一步。同样，我们发现，对是不重要的，在两个温度的电晕。即使当电晕有显着增强加热的直接转移薄盘中的粘性耗散的电晕，质子和电子之间的低效库仑耦合作为一个瓶颈，并防止对主导的解决方案所需的高紧凑性。只有在一个温度的电晕模型的情况下，我们发现对主导的热平衡。这些对主导的解决方案发生在有限的范围内的光学深度和温度。
1999-01-08 astro-ph
Kinematic model inversions of hot star recurrent DAC data - tests against dynamical CIR models
热恒星紫外线中的离散吸收成分（DAC）通常是通过线驱动恒星风中的共旋相互作用区（CIR）的动力学模拟来模拟的。本文将Brown等人的运动学DAC反演方法应用于流体动力学CIR模型，并检验所得结果的可靠性。我们的结论是，反演方法是能够恢复有价值的信息的平均风的速度结构和跟踪运动的流体动力学数据中的速度高原，虽然恢复的流的密度分布是正确的，只有非常接近恒星表面。
2004-01-20 astro-ph
Hot Accretion With Conduction: Spontaneous Thermal Outflows
基于Sgr A* 中黑洞及其它邻近星系核吸积气体的低碰撞性，我们研究了一类二维对流吸积解。当我们只施加全局流入时，吸积流自发地发展出双极流出。传导的作用是提供额外的自由度（纬向能量传输）的关键，这些自由度是发射这些旋转热外流所必需的。伯努利常数的符号不能区分流入区和流出区。我们的参数调查涵盖了净流入率的~ 0至13%的质量流出率，流出速度的~0至11%的当地开普勒速度和流出开口角从~ 0至60度。随着传导幅度的增加，流出可以采用圆锥形的几何形状，纯流入的解决方案出现，并最终达到2D非旋转的邦迪解决方案的限制。这些结果证实，辐射效率低，热吸积流有流体动力学倾向，产生双极热外流。
2006-06-02 astro-ph
The frozen (inactive) disk in Sgr A: freezing the accretion of the hot gas too?
我们银河系中心的黑洞对于可供吸积的热气体量来说是极其不亮的。对这一事实的理论理解依赖于一个可能但不完全确定的假设，即吸积气体中的电子比质子冷得多。在这种情况下，热气体作为一个整体太热而不能吸积，又太紧而不能辐射掉它的引力能。在这里，我们提出了一个完全不同的图片的吸积过程中的Sgr A* 不基于未经检查的两个温度的假设。也就是说，我们认为应该存在一个非常冷的不活跃的磁盘-一个残余的过去较强的吸积活动在Sgr A*。这样的盘将是用于热流的非常有效的冷却表面。我们表明，在一定条件下，由于热传导的冷却不能平衡的粘性加热的热流。随着热量的增加，热流失去了粘性，从而失去了吸积的能力。它稍微在圆化半径的内部沉淀在冷盘上。如果后者非常大，那么释放的能量和发出的光度比天真地预期的要小几个数量级。我们建立了一个简单的分析模型，这种流动和计算预期的光谱，似乎是在一个非常合理的协议与观察。最近对Sgr A* 中X射线耀斑的观测，进一步有力地支持了不活跃盘的存在。这些耀斑的性质非常类似于恒星通过冷盘时产生的耀斑。
2003-02-20 astro-ph
Vertical Structure of Accretion Discs with Hot Coronae in AGN
本文研究了辐射压主导的热日冕盘的垂直结构。我们包括所有相关的过程，如束缚-自由不透明度和对流。我们表明，电晕的存在下修改了相当大的密度和不透明度的光盘表面层，这是很重要的，从光谱形成的角度来看。具有日冕的圆盘表面比裸露圆盘的表面密度大得多，电离程度低。这样的圆盘很可能产生中性反射和接近黑体的局部光谱。由于活动星系核中普遍存在中性反射和缺乏莱曼边，这一效应将有助于使吸积盘模型的预测与观测数据相一致。
1998-11-24 astro-ph
Self-Similar Hot Accretion onto a Spinning Neutron Star: Matching the Outer Boundary Conditions
梅德韦杰夫和纳拉扬曾描述过一个热的吸积流到旋转的中子星上，其中气体粘性地制动了恒星的旋转。他们的自相似解具有令人惊讶的性质，即气体在任何半径处的密度、温度和角速度完全与外边界条件无关。因此，该解决方案不能与一般的外部介质相匹配。我们解决这个矛盾的情况下，有第二个自相似的解决方案，原来的解决方案和外部介质之间的差距的桥梁。这种新的解决方案有一个额外的自由度，使其能够匹配一般的外边界条件。我们确认的分析结果与完整的数值解的主要特点。
2003-04-30 astro-ph
Feeding the black hole with condensing accretion flows: radiatively efficient and radiatively inefficient cases
研究了在薄冷吸积盘存在下被黑洞引力捕获的热气体的吸积流。这种几何排列在活动星系核（AGN）和星系X射线双星系统中是可以预期的，因为在黑洞附近存在热和冷气体。以前的天体物理学文献集中在经典热传导极限下冷盘的蒸发。这里我们考虑逆过程，即热气体凝结到冷盘上。我们发现两个不同的冷凝制度。(i)在经典的热传导极限下，热气体本身的辐射冷却迫使凝结超过一定的临界吸积率。在这种情况下，大部分流动能量作为X射线辐射重新发射。(ii)在某一最小吸积率以下，热电子是无碰撞的，经典的热通量描述变得无效。我们使用的“非本地”热通量的方法借用地球激光加热等离子体实验。由于其非常大的平均自由程，热粒子深入到冷盘中，在那里辐射损失足够大，以使冷凝。在这种情况下，热流能量在许多UV和特别是光学复合线（例如，Ly $α$、$Hα$、H $β$）以及经由光学厚盘发射。我们推导出一个近似的解析解的动态热冷凝流。如果冷盘是不活跃的，即为未来的吸积爆发积累质量，那么两相流就显得辐射效率低下。这些凝聚解可能与\sgra、低光度活动星系核和静止的瞬态双星吸积系统有关。
2004-02-19 astro-ph
Particle Heating by Alfvenic Turbulence in Hot Accretion Flows
Goldreich & Sridhar（1995; GS）最近对Alfvenic湍流的研究表明，能量级联几乎完全垂直于局部磁场。结果，回旋共振在耗散湍流能量方面不重要。受GS级联的启发，我们计算了Alfven波的线性无碰撞耗散，其频率远小于质子回旋频率，但与热质子的Larmor半径的数量级的垂直波长。在适合于热吸积流（质子温度远高于电子温度）的等离子体中，耗散的阿尔芬波能量主要加热质子。然而，对于具有$β\lsim 5$的等离子体，其中$β$是气体压力与磁压力之比，GS分析中使用的MHD假设在阿尔芬波的大部分能量耗散之前就失效了;级联如何进行还不清楚。热吸积流，如平流为主的吸积流（ADAF），预计将包含显着的MHD湍流水平。这项工作表明，对于$β\gsim 5$，这种湍流的阿尔文分量主要加热质子。ADAF模型的可行性需要显著的质子加热。我们将我们在ADAF中的粒子加热结果与Bisnovatyi-Kogan & Lovelace（1997）的最新工作进行了对比。
1997-10-13 astro-ph
Thermal Conduction and the Stability of Hot Accretion Flows
最近，Medvedev & Narayan（2001）发现了一种新型的吸积流，即围绕快速旋转的中子星的热沉降流。该流动是冷却主导的，在能量上类似于Shapiro，Lightman和Eardley（1976，SLE）的解决方案。由于已知SLE溶液是热不稳定的，人们可能会怀疑新的溶液也是不稳定的。然而，由于吸积气体的温度非常高，热传导非常强，可以抑制热不稳定性。我们分析了热传导在热沉降流和SLE溶液中的作用。在热沉降流中，碰撞是非常罕见的。因此，热传输通过电子沿着缠结的磁场线的自由流动而发生。我们发现，传导是足够强的，使流动边缘稳定。相反，在较冷的SLE溶液中，传导是通过碰撞，斯皮策型运输。在这种情况下，传导是较弱的，我们发现，SLE解决方案是热不稳定的，即使在存在的传导。
2001-07-03 astro-ph
Radiation Feedback in Hot Accretion-Disk Corona Models
我们提出了一个详细的研究的光致电离和康普顿化的线和连续辐射从一个冷的吸积盘薄，温暖，光致电离过渡层的框架内的自洽吸积盘日冕模型的银河系黑洞候选人的可观察到的效果。我们使用一个迭代的方法来处理过渡层和热日冕之间的非线性辐射反馈数值使用蒙特卡罗康普顿化代码结合光电离和线传输代码XSTAR。在自洽吸积盘电晕系统的能量的理由允许的参数空间的子集进行了探索，检查发射线和/或吸收边的出现，特别强调的光谱范围$E \lesssim 1$千电子伏，这些功能可能成为可观察的AXAF卫星的出现。将我们的模型计算与GX~339-4的宽带光谱进行比较，我们发现与观测到的光谱特征很好地吻合，并讨论了未来在较低能量下对预测特征的检测如何用于约束参数。
1998-08-18 astro-ph
Hot One-Temperature Accretion Flows Around Black Holes
我们描述热，光学薄的解决方案，一个温度的吸积盘周围的黑洞。我们包括同步加速器冷却，韧致辐射，康普顿化。我们的解决方案是热和粘性稳定的，气体温度为$T \sim 10^9-10^{10.7}$ K。热稳定性是同步加速器冷却的直接结果。新的解分支与Narayan \& Yi（1995 b）描述的双温气体的对流支配解有关。它只存在于质量吸积率小于某个临界$\dot{M}_{crit}$时，该临界值取决于半径$R$和粘度参数$α$。对于极低的$\dot{M}$值，解是平流主导的。然而，对于一系列的中间吸积率，新的解决方案都是热（$T \sim 10^{10}$ K）和冷却为主。由于这一新特性，单温度解决方案比相应的两个温度解决方案显着更明亮。新的解决方案的径向轮廓是不寻常的。流动的内部部分是冷却为主的，并具有盘状几何形状，而外部部分是完全对流为主的，近准球形。
1996-01-12 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
Hot Radiative Accretion onto a Spinning Neutron Star
最近在快速旋转的中子星上发现了一种新的自相似热粘性辐射吸积流。这种“热制动”流形成于双温区（靠近中心物体），但在足够低的吸积率和高自旋下，它可能会在径向方向上延伸超过~300 Schwarzchild半径，进入单温区。当恒星的自旋足够小时，流平滑地转变为对流主导的吸积流。所有气体参数（密度，角速度，温度，光度，角动量通量）除了径向速度是独立的质量吸积率。辐射效率可以任意大，如M点-> 0。在大多数情况下，气体的角动量是向外传输的，因此中心恒星几乎总是向下旋转。流动是对流稳定的。我们还发现，热传导的流动是足够强，使流动的热稳定。在热制动流中，气体在任何半径处的密度、温度和角速度都与内外边界条件（除了恒星自旋）完全无关，这一事实意味着热制动流不能与一般的外部介质以及恒星表面的一般条件平滑地匹配。我们证明，有两个额外的自相似的解决方案：一个桥梁之间的原始解决方案和外部介质的差距，和另一个代表之间的大部分流量和恒星表面的边界层，其中气体温度迅速下降，而密度建立。最后，我们简要地讨论了热制动流可能形成其他快速旋转的紧凑的对象：白矮星和黑洞。
2004-07-02 astro-ph
X-ray Images of Hot Accretion Flows
本文研究了超大质量和银河系黑洞周围热的低辐射效率吸积流产生的韧致辐射过程的X射线发射。我们计算了表面亮度分布和迈克尔逊可见度函数的密度分布范围，rho ~ r^（-3/2+p），0 < p < 1，允许外流的存在。我们发现，虽然这些流中的1 keV发射区总是可以扩展到10^6史瓦西半径（R_S），但它们的表面亮度分布和可见度函数强烈地受到特定密度分布的影响。没有外流的平流主导解（p=0）导致中心峰值轮廓的特征尺寸只有几十个R_S。具有强外流（p~1）的解导致平坦的强度分布，其特征尺寸明显更大，高达10^6 R_S。这意味着，低光度星系核，如M87，可能会出现扩展X射线源时，用目前的X射线成像仪器观察。我们发现，X射线亮度分布和相关的可见度函数可能是强大的探针，用于确定相关的吸积模式，反过来，热吸积流的属性。我们讨论了我们的结果与钱德拉X射线天文台和计划中的X射线干涉仪MAXIM观测的影响。
2000-12-19 astro-ph
The accretion luminsoity of a massive black hole in an elliptical galaxy
大多数大型椭圆星系现在应该拥有一个早期类星体阶段遗留下来的大质量黑洞。这样的星系也有一个广泛的热气晕。在这里，我们考虑为什么椭圆星系的核不是由于中央黑洞的热气体吸积的发光源，但有微弱的射电源。特别是，我们认为，从热介质的吸积具有低辐射效率，并形成一个热离子环面周围的黑洞。环的同步辐射至少可以解释正常椭圆星系中常见的部分弱射电源。离子环的内部漏斗也可以开始窄射流的准直。我们推测从螺旋星系和椭圆星系的核喷流之间的差异，并建议在椭圆星系中看到的广泛的热大气是必不可少的保持准直和激发所观察到的射电星系的射电结构。我们还注意到，低辐射效率，而不一定是吸积率的大变化，可能是类星体消亡的原因，并可能有助于硬X射线背景。热离子环面在星系核中可能很常见。
1995-09-19 astro-ph
Signatures of Energetic Protons in Hot Accretion Flows: Synchrotron Cooling of Protons in Strongly Magnetized Pulsars
热的双温吸积流的存在对于最近关于星系双星中吸积中子星和黑洞以及低光度星系核中大质量黑洞的低光度硬X射线辐射的讨论是必不可少的。在这些流动中，质子基本上是维里化的，并且可能是非热质子的相对论能量。高能质子存在的观测确认可以进一步支持双温吸积流模型。我们指出，非热相对论质子的同步辐射可以提供强磁化中子星系统的观测信号。磁矩为$\sim 10^{30} G cm^3$的吸积中子星的自吸收同步辐射在ν~10**15 Hz处的光谱为νI_ν~ ν**2，光度约为几× 10^**33（L_x/10**36 erg/s）**0.4 erg/s，其中L_x为中子星表面的X射线光度。在4U 1626-67和GX 1+4等脉冲星系统的低光度状态下，在光学和紫外波段探测到预期的同步辐射特征，可以证明在它们的自旋下降事件期间存在热的双温吸积流。在4U 1626-67中检测到的光发射的光谱形状和光度水平非常接近我们的预测。
1999-05-17 astro-ph
Using Multiwavelength Observations to Estimate the Black Hole Masses and Accretion Rates in Seyfert Galaxies
我们模型的光谱能量分布的1型塞弗特星系，同时光学，紫外线和X射线监测观测拟合数据。我们假设一个由薄的吸积盘包围的热的中心康普顿化区域组成的几何形状。盘和热中心区域的性质由盘中热康普顿化区域和热再处理之间发生的反馈确定，该反馈与粘性耗散一起为康普顿化过程提供种子光子。现有的多波长数据施加在这个模型上的约束，使我们能够得到限制的中心黑洞质量，吸积率，薄的外盘和几何厚，热的内部区域之间的过渡区域的半径在这些对象。
2003-11-11 astro-ph
Hot, Dense Matter Accretion onto a Black Hole
研究了由重核、自由核子、简并电子、光子和中微子组成的热致密物质的吸积。自由核子的组成和它们的化学势是由Lattimer和Swesty（1991）提出的热的、致密物质的状态方程给出的。当中心黑洞的质量和吸积率被选择为$M_{BH} \approx 3{\rm M}_\odot$和$\dot{M} \approx 0.1{\rm M}_\odot$ sec $^{-1}$时，它们提供了伽马射线暴（GRB）的典型光度，吸积物质中的自由质子的比例变得非常小，为$Y_p \approx 10^{-4}$，而自由中子的比例更接近于1，为$Y_n \approx 0.7$。这样反电子中微子$\barν_e$就可以自由地通过圆盘逃逸，而电子中微子$ν_e$几乎被圆盘吸收。因此，$\barν_e$与$ν_e$在磁盘上的频繁冲突不会发生。吸积盘主要由$\barν_e$冷却，$\barν_e$抑制温度的升高，并增加吸积物质的密度，如盘内侧的$T \approx 3\times 10^{10}$ K和$ρ\approx 3\times 10^{13}$ g/cm $^3$。$\barν_e$和$ν_e$的散射光学深度则达到非常大的$τ_s(\barν_e) \approx τ_s(ν_e) \approx 10^2$。因此，在中微子扩散时间$t_{diff} \approx 10$（ms）内，吸积盘可能是…
2004-12-21 astro-ph
The change from accretion via a thin disk to a coronal flow: dependence on the viscosity of the hot gas
我们研究了从几何薄盘到热日冕流的过渡过程，以吸积到黑洞上。蒸发的效率决定了几何薄盘的截断，作为黑洞质量和外盘中质量流率的函数。蒸发的物理过程已经在早期的工作中详细描述过（Meyer等人，2000 b）。我们现在表明，日冕气体的粘度参数的值有很大的影响蒸发效率。对于较小的粘度值，蒸发效率较低。对于来自外部的给定质量流率，几何上薄的盘则进一步向内延伸。软态和硬态之间的光谱转换，然后预计在外盘不同的质量流率。对于恒星和超大质量黑洞系统的情况，物理学是相同的。
2001-12-18 astro-ph
Predictions for Fourier-resolved X-ray spectroscopy from the model of magnetic flare avalanches above an accretion disc with hot ionized skin
本文将吸积黑洞X射线变率的Poutanen & Fabian磁耀斑雪崩模型与流体静力平衡下受照吸积盘垂直结构的计算相结合。后者预测存在热电离皮肤，由于X射线照射等离子体的热不稳定性。这种电离的皮肤的存在，具有依赖于盘半径的特性，引入了所发射的X射线光谱对盘上的位置的依赖性。如果位置与耀斑的时间尺度有关，则除了耀斑期间光谱演化所导致的依赖外，X射线能谱（包括原始连续谱和后处理分量）还获得对傅立叶频率的额外依赖。我们计算傅立叶频率分辨光谱在这个模型中，并证明热皮肤的存在下，介绍相反的趋势观察到的黑洞双星。此外，耀斑的配置文件是强烈的约束，如果傅立叶频率的依赖性，由于光谱的演变是同意与观测。
2002-02-22 astro-ph
Hard X-ray emitting black hole fed by accretion of low angular momentum matter
活动星系核（AGN）和银河系中发光X射线双星的观测光谱表明，热（~10^9 K）和冷（~10^6 K）等离子体成分都存在于靠近中心吸积黑洞的地方。光谱的硬X射线分量通常由热电子对光学厚冷等离子体的光学/UV光子的康普顿上散射来解释。观测还表明，其中一些物体在将吸积物质的引力能转化为辐射方面非常有效。现有的理论模型难以解释等离子体的两种成分和高强度的硬X射线。大多数的模型假设热的成分从冷的成分中出现是由于某种不稳定性，但没有人对此提供令人满意的物理解释。在这里，我们提出了一个解决这些困难的方案，扭转了以前的想象：在我们的模型中，热组分首先形成，然后冷却形成冷组分。在我们的模型中，吸积流最初有一个小的角动量，因此它有一个准球形的几何形状在大半径。在靠近黑洞的地方，由于离心力的作用，吸积物质在冲击中被加热。激波后的热物质通过低能光子的康普顿化作用被非常有效地冷却下来，并凝结成一个薄而冷的吸积盘。薄盘发射低能量光子，其冷却热部件。
1999-02-17 astro-ph
Kinematic Age Estimates for 4 Compact Symmetric Objects from the Pearson-Readhead Survey
基于甚长基线阵列（VLBA）在15和43 GHz的多历元观测，我们发现4个紧凑对称物体（CSO）的两个热点之间的显着角膨胀。从这些相对运动，我们得出的无线电发射的运动年龄在300年和1200年之间。这些年龄支持了这样一种观点，即民间社会组织是在最近的活动阶段产生的。这些观测结果也使我们能够研究热点在各个源中的动态演变。在所有4个源中，热点沿源轴分离，但在1031+567中，一个热点的尖端似乎几乎垂直于源轴移动。在观测到的4个源中，有3个源中的喷流成分被发现相对论性地从中央发动机向外移动，朝向移动更慢的热点。
2000-05-09 astro-ph
An Accretion-Jet Model for Black Hole Binaries: Interpreting the Spectral and Timing Features of XTE J1118+480
对黑洞X射线双星XTE J1118+480的多波长观测提供了丰富的光谱和时间信息，从而对理论模型提出了严峻的挑战。我们提出了一个耦合吸积喷流模型来解释的意见。我们将吸积流模型化为一个标准薄吸积盘，它在过渡半径处被一个内部的热吸积流截断。吸积流解释了观测到的紫外线和X射线发射，但它大大低估了无线电和红外线通量，即使我们在热流中考虑了非热电子。我们把后一种成分归因于喷气式飞机。我们通过广泛用于伽马射线暴的内激波模型来模拟喷流发射。在我们的XTE J1118+480吸积喷流模型中，喷流主导了射电和红外辐射，薄盘主导了紫外辐射，热流产生了大部分的X射线辐射。光辐射的贡献来自所有三个组成部分：喷流，薄盘，和热流。该模型定性地解释了时间特征，例如光学和X射线发射之间有趣的正和负时间滞后，以及波长依赖的变化幅度。
2004-11-24 astro-ph
Using Multiwavelength Observations to Determine the Black Hole Mass and Accretion Rate in the Type 1 Seyfert Galaxy NGC 5548
我们模型的光谱能量分布的1型塞弗特星系NGC 5548，同时光学，紫外线和X射线监测观测拟合数据。我们假设一个由薄的吸积盘包围的热的中心康普顿化区域组成的几何形状。盘和热中心区域的性质由盘中热康普顿化区域和热再处理之间发生的反馈确定，该反馈与粘性耗散一起为康普顿化过程提供种子光子。多波长数据对这个模型施加的约束使我们能够推导出中心黑洞质量$M \la 2 \times 10^7$ \Msun、吸积率$\Mdot \la 2.5\times 10^5$ M $_\odot^2$ yr $^{-1}/M$以及薄外盘和几何上厚的热内部区域之间的过渡区域半径$\sim 2$-5 $\times 10^{14}$ cm的限制。
2002-11-20 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
Global Compton heating and cooling in hot accretion flows
热吸积流通常在径向上是光学薄的，因此在一个半径处产生的光子可以传播很长的距离而不被吸收。因此，这些光子可以通过康普顿散射加热或冷却其他半径的电子。这种效应在以往的热吸积流研究中被忽略，这也是本文的重点。如果用$\dot{M}=\dot{M}_0(r/r_{\rm out})^{0.3}$和$r_{\rm out}=10^4r_{\rm s}$描述质量吸积速率，我们发现康普顿散射将分别在$r\la 5\times 10^3 r_{\rm s}$和$r\ga 5\times 10^3 r_{\rm s}$处起冷却和加热作用。具体而言，当$\dot{M}_0>0.1L_{\rm Edd}/c^2$时，康普顿冷却速率大于在一定半径处的局部粘性加热速率，因此冷却效果是重要的。当$\dot{M}_0>2L_{\rm Edd}/c^2$时，$r_{\rm out}$的加热效应很重要。当$\dot{M}_0\la L_{\rm Edd}/c^2$对$r_{\rm out}=50r_{\rm s}$，对应于$L\la 0.02L_{\rm Edd}$时，我们可以得到包含整体康普顿效应的自洽定态解.超过这个速率，康普顿冷却在内部区域是如此强烈，以至于热溶液不能存在。另一方面，对于$r_{\rm out}= 10^5r_{\rm s}$，我们只能得到自洽的解决方案时，$\dot{M}_0\la L_{\…
2008-09-24 astro-ph
Bimodal gas accretion in the Horizon-MareNostrum galaxy formation simulation
利用大型宇宙学模拟程序，在MareNostrum超级计算平台上，利用RAMSES程序，研究了z=2 ~ z=5.4的原星系中扩散气体吸积的物理过程以及冷、热吸积模式的性质.银河风，化学富集，紫外背景加热和辐射冷却考虑在这个非常高的分辨率模拟。利用吸积加权温度直方图，我们对吸积到中心星系的气体的热状态进行了两种不同的测量。第一次测量，使用吸积加权直方图上的半径为0.2 Rvir的球形表面上集中的致密气体结构附近的晕中心的质量，是一个很好的指标存在的吸积冲击附近的银盘。我们定义的热激波质量，Mshock，作为典型的晕质量分离冷为主的热为主的吸积在星系附近。第二次测量是通过在0.2 Rvir和Rvir之间径向平均直方图来进行的，以检测径向延伸的结构，如气体细丝：这是检测向中央星系输送的冷流的一个很好的代表。我们将Mstream定义为外晕中分离冷为主吸积和热为主吸积的过渡质量，标志着这些冷流的消失。我们发现热激波跃迁质量为Mshock=10^{11.6} Msun（暗物质），没有明显的红移演化。相反，我们发现Mstream随着z急剧增加。我们的测量结果与Birnboim & Dekel（2003）和Dekel & Birnboim（2006）的分析预测一致，如果我们通过假设细丝的金属丰度较低（< 10^{-3} Zsun）来修正他们的模型，与我们的测量结果相对应。
2008-08-07 astro-ph
Stability of a hot two-temperature accretion disc with advection
在研究光学薄双温吸积盘的线性稳定性时，考虑了径向平流和热扩散的影响。如果圆盘只有很小的平流，我们证明了热不稳定性存在时，圆盘的几何薄。但如果考虑热扩散的影响，则在几何薄圆盘中是不存在的。此外，如果盘是平流为主，热不稳定性不存在。此外，我们还发现，惯性声学模式的不稳定性只存在于几何薄圆盘或低马赫数的对流占优圆盘中，而Lightman & Eardley粘性不稳定性在双温圆盘中总是消失。一个简单的比较还表明，光学薄，韧致辐射冷却为主的光盘一般是更热不稳定比双温光盘，如果它不是对流为主。
1997-08-01 astro-ph
Cyclo-Synchrotron Emission and Comptonization in Optically Thin Hot Accretion Flows
由在磁场中运动的热电子产生的软回旋同步光子可以随后被康普顿化以产生硬X射线和$γ$射线发射。从这样的等离子体产生的软回旋同步加速器光子的数量的准确测定显然是必要的。我们提出了完整的解决方案的回旋同步问题。我们计算了由各向同性分布的热电子在磁场中运动产生的发射，温度范围从$5\times10^8$ K到$3.2\times10^{10}$ K。标准的同步辐射公式的适用性进行了评估，我们提供了方便的拟合函数的发射光谱在此温度范围内。我们讨论了如何康普顿化光谱，不同的温度和光学深度，受到新的结果。
1995-09-27 astro-ph
X-Ray Nuclei in Radio Galaxies: Exploring the Roles of Hot and Cold Gas Accretion
我们提出的结果，钱德拉和XMM牛顿光谱观测的z<0.5射电星系和类星体的核3CRR目录，并详细检查在低和高激发射电星系的性质的二分法。低激发源的X射线光谱（具有弱或不存在光学发射线的那些）由来自秒差距尺度喷流的未吸收发射主导，没有来自吸积相关发射的贡献。这些来源没有显示出一个模糊的环面的证据，很可能是在一个辐射效率低下的方式吸积。另一方面，高激发源（具有突出的光学发射线的那些）显示出来自辐射有效的吸积盘的显著贡献，当它们相对于观察者接近边缘时，吸积盘在X射线中被大量吸收。然而，低激发/高激发分区并不对应于FRI/FRII分区：因此，Fanaroff-Riley二分法仍然是射流与其传播所通过的热气环境之间相互作用的结果。最后，我们认为，IGM的热阶段的吸积是足够的动力所有低激发射电源，而高激发源需要一个额外的贡献，从冷气体，从而形成冷盘和环面。该模型解释了射电强活动星系群的一些性质，并对活动星系核的反馈机制有重要意义。
2007-08-02 astro-ph
Variable Linear Polarization from Sagittarius A*: Evidence for a Hot Turbulent Accretion Flow
我们报告的变化，从银河系中心黑洞源，人马座A* 的线性偏振的发现。伯克利-伊利诺伊-马里兰协会阵列在1.3毫米波长下获得的新偏振测量显示，与6个月前的观测结果相差28 +/- 5度，然后保持稳定15个月。这种差异可能是由于源发射区在10个史瓦西半径尺度上的变化，或者是由于旋转测度中3 x 10^5 rad m^-2的变化。然而，我们认为源物理的变化是不可能的，因为我们没有看到总强度或偏振强度分数的相应变化。另一方面，在半径为10 ~ 1000 Rs的吸积区内的湍流可以很容易地解释位置角变化的大小和时间尺度。
2004-11-18 astro-ph
Synthetic Spectral Analysis of the Hot Component in the S-Type Symbiotic Variable EG Andromeda
我们首次将NLTE高重力模型大气网格和光学厚吸积盘模型应用于S-型共生变星EG的IUE和FUSE谱。对于EG和广泛接受的，公布的热分量的质量，轨道倾角和距离的依巴谷视差，我们发现，热，高重力，NLTE光球模型适合IUE光谱产生的距离从最佳拟合模型同意的依巴谷视差距离，但在温度大大低于修改Zanstra温度。NLTE拟合到在与IUE光谱相同的轨道相位处获取的存档FUSE光谱，产生与IUE温度相同的温度（50，000 K）。然而，对于相同的热组件的质量，倾角和阿特拉克斯导出的距离，吸积盘模型在中等高的倾角，$\sim 60-75^{\circ}$与吸积率$\dot{M} = 1\times 10^{-8}$到$1\times 10^{-9} M_{\sun}/yr$白矮星质量$M_{wd} = 0.4 M_{\sun}$产生的距离远远小于从依巴谷视差的距离。因此，我们排除了吸积盘作为FUV通量的主要来源。我们的研究结果支持热裸白矮星作为FUV通量的主要来源。
2004-07-26 astro-ph
Grand Unification II: Hot Accretion and AGN Jets
我们表明，准球形（QS）的热吸积流预计将在所有SMBH中运行，其速率被限制在点mQS，最大~0.001（M/1 E8 Msun）的爱丁顿率的单位。然后提出AGN喷流功率与热吸积速率和SMBH自旋相关的能量提取效率的乘积成正比。该模型的预测结果包括：（1）当射电喷流从所有SMBH中出现时，最大喷流功率与SMBH质量的关系近似为1E43.6（M/1 E8 Msun）^{2}erg/s，（2）尽管活动星系核有两个独立的射电静（RQ）和射电响（RL）的基本群体，但观测到的活动星系核射电响度分布中的双峰性很可能是由于选择效应，例如一些强加的光学星等限制，（3）在冷暗物质模型中，类星体的RL部分预计会随着红移而减少，（4）RQ和RL类星体的宿主星系应该来自相同的基础椭圆星系群，尽管RL类星体可能具有比RQ类星体质量稍大的SMBH，并且RL类星体可能主要存在于核心椭圆星系中，（5）RL低光度活动星系核和LINER可能代表了活动星系核初始阶段之后的一个漫长的、逐渐下降的“拖尾”阶段，（6）射电响度和盘吸积率之间存在广泛的反相关，（7）RL活动星系核可能比RQ活动星系核在Ia型超新星中更丰富，（8）在RL AGN中，射电功率与成团强度之间存在相关性。（9）RQ和RL AGN平均而言应具有相似的红外-光学-紫外特性。~
2011-03-18 astro-ph
Galaxies in a simulated $Λ$CDM Universe I: cold mode and hot cores
我们在一个（50 Mpc/h）^3的宇宙学模拟（2 × 288^3个粒子）中研究星系的形成，这个模拟是用熵守恒的SPH程序Gadget-2演化的。在所有质量的星系中，大多数重子质量最初是通过气体的间接“冷模”吸积获得的，这些气体从未被冲击加热到其晕维里温度，这证实了我们早期用不同的SPH代码获得的结果的关键特征（Keres et al. 2005）。在~2.5e11 Msun以上的晕中，热的维里化气体的大气层发展，过渡质量从z=3到z=0几乎是恒定的。冷吸积在过渡质量以上的晕中持续存在，特别是在z>=2时。它在任何时候都控制着低质量晕中星系的生长，是宇宙恒星形成历史的主要驱动力。卫星星系在高红移时的吸积率与相同重子质量的中心星系相似，但在低红移时，它们的吸积率比类似的中心星系要少。相对于我们早期的结果，Gadget-2模拟预测从大质量晕的维里化气体成分中的“热模式”吸积速率要低得多。在z<=1时，即使我们的模拟不包括活动星系核加热或其他形式的“预防性”反馈，在5e 12 Msun以上的晕中，典型的热吸积速率也低于1 Msun/年。在这些晕中的热气体的内部密度分布是浅的，与长的相关冷却时间。半解析模型中通常使用的冷却方法可能会高估这些晕中的吸积率，因此这些模型可能会过分强调预防性反馈在产生观测到的星系质量和颜色方面的作用。一小部分的大规模晕发展尖形轮廓和显着的冷却速率之间的z=1和z…
2009-02-24 astro-ph
