Hydrodynamical Models of Accretion Disks in SU UMa Systems
我们数值测试模式耦合模型（Lubow 1991 a）的潮汐不稳定性在SU UMa系统。迄今为止，所有证实这一点的数值模型都是基于SPH程序和等温状态方程。在本文中，我们提出了欧拉模型，使用等温近似和全能量方程。我们还研究了不同的传质方式的影响。虽然等温模型的行为类似于SPH模拟，与全能量方程的模型的行为是完全不同的，在这种情况下，模式耦合模型没有得到证实。
2000-03-13 astro-ph
Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind
在星际介质中的分子云受到引力不稳定性的影响，导致一个或多个恒星的形成。一颗新形成的恒星在一个冷的星云中，它的引力传递给周围的环境，很快就会形成一个落入恒星的吸积流。在它们形成之后，所有的恒星很快就会喷出一股气体风，与外部的吸积流相互作用。这种相互作用产生了随时间演变的冲击波。本文中提出的工作为这种相互作用的演变制定了一个简单的处方。借助于这个模型，我们构造了几个源的射电连续谱图。
2004-04-22 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
Hydrodynamical Non-radiative Accretion Flows in Two-Dimensions
二维（轴对称）的吸积流，不能通过辐射冷却的数值流体动力学计算。计算开始从一个平衡的配置组成的厚环面与常数比角动量。吸积是由附加的一个小的异常方位剪应力引起的，该剪应力由函数ν表征。我们研究了当ν的振幅和形式变化时产生的流动。一个球面极坐标网格，跨越两个以上的数量级的半径是用来解决在很宽的空间尺度的流动。我们发现，在内部区域的对流产生显着向外的质量运动，带走的能量解放，和大部分的质量参与，吸积流。虽然流动的瞬时结构是复杂的，并占主导地位的对流涡旋，长时间平均的动力学变量显示出显着的对应关系，某些稳态的解决方案。在赤道面附近，时间平均变量的径向分布是幂律的，其指数取决于剪切应力的径向标度。我们发现，无论气体的绝热指数，或剪切应力的形式或大小，质量流入率是半径的强烈增加的函数，并且到处几乎完全平衡的质量流出。通过光盘的净质量吸积率是只有一小部分的速度，在该速度下，质量是提供给流入在大半径，并给出了当地的，粘性吸积率与附近的中心对象的流动特性。
1999-08-17 astro-ph
Hydrodynamical stability of thin accretion discs: transient growth of global axisymmetric perturbations
本文的目的是探讨吸积盘如何在全球范围内表现出瞬时增长的现象。我们解析地研究了薄吸积盘对特殊轴对称扰动的时间响应。为了便于分析处理，我们用一般的多方假设代替能量方程。Kluenniak & Kita（2000）的渐近展开式将Regev（1983）的方法推广到全定常多变圆盘（使用$n=3/2$），并进一步发展和实现了定常（对于任何多变指数）和时间相关问题。详细研究了选定的动力学扰动的空间形式和时间行为。我们确定的扰动空间，导致瞬态增长，并提供分析解决方案，体现了预期的瞬态增长行为。三个术语（物理原因）负责的外观短暂的增长被确定。两个明确地取决于粘度，而第三个也是相关的无粘光盘。我们得出的主要结论是，在全球范围内的光盘中存在的瞬态增长现象。
2005-02-20 astro-ph
Hydrodynamical Accretion Onto Sgr A* From Distributed Point Sources
光谱和运动学研究表明，位于银河系中心的非热射电源Sgr A* 是一个超大质量致密天体，质量为200万至300万太阳质量。在没有任何来自假定的黑洞本身的外流的情况下，来自位于人马座A* 以东约0.06 pc的附近恒星的风应该会吸积到这个物体上。我们报告的第一个3D邦迪-霍伊尔流体动力学数值模拟的结果，这个过程的假设下，银河系中心风是由几个不同的点源（这里假设是10个伪随机放置的恒星）。我们的研究结果表明，吸积率到中心的对象可以高于在均匀流动的情况下，因为风-风冲击消散的体积动能的一部分，并导致更高的捕获率的气体。然而，即使对于这种高度不均匀的介质，大多数吸积气体携带相对较低水平的特定角动量，尽管可能发生大的瞬态波动。此外，弓激波后气体的聚焦可能与均匀流有很大不同，但它强烈依赖于恒星的空间分布。我们将讨论这是如何影响的形态的气体在内部0.15 pc的星系和后果的吸积盘模型的Sgr A*。
1997-08-10 astro-ph
Accretion Disk Evolution with Wind Infall II. Results of 3D Hydrodynamical Simulations with an Illustrative Application to Sgr A*
在本系列的第一篇论文中，我们利用分析工具研究了一个大质量吸积盘的演化和结构如何受到下落的邦迪-霍伊尔风的质量和角动量沉积的影响。这种质量流入通过提供额外的粘性和加热源来影响盘的长期行为。在这里，我们通过将大规模吸积的三维流体动力学模拟的结果从周围介质到以前开发的磁盘演化方程的早期工作进行改进。我们讨论了两个模型，一个与平行的磁盘的轴，第二个与轴取向垂直的大规模邦迪-霍伊尔流。我们发现，在对数环内的磁盘上的质量流入率是大致恒定的半径和影响风进行比开普勒小得多的角动量。我们还发现，在一般情况下，一个风馈盘系统的红外光谱是陡峭的比一个Shakura-Sunyaev配置，主要是由于风的动能在磁盘的表面耗散。在将我们的结果应用于银河系中心黑洞候选者Sgr A* 时，我们证明了如果在所有半径上没有显著的动能耗散，每年10^-4太阳质量量级的高风流入率就不可能被纳入化石盘。这样的高耗散将违反目前对Sgr A* 观测光谱的红外和近红外限制。
1999-03-03 astro-ph
Forced oscillations in a hydrodynamical accretion disk and QPOs
这是一系列论文的第二篇，旨在寻找对中子星、黑洞和白矮星双星周围吸积盘中高频准周期振荡（QPO）产生的解释。该模型的灵感来自于Abramowicz和Klu{\displaystyle Klu}niak（\cite{Abramowicz2001}）已经指出的吸积盘振荡中的共振机制的一般思想。在第一篇论文（Pétri \cite{Petri2005a}，论文I）中，我们证明了中子星的旋转错位磁场会在靠近吸积盘的内缘处产生一些共振。在这第二篇论文中，我们认为，这个过程也存在的不对称性的引力位的紧凑的对象。我们证明，同样的物理适用，至少在线性阶段的系统中的干扰的响应。这种不对称性非常适合于中子星或白矮星，它们具有不均匀的内部，允许偏离完美的球对称引力场。我们表明，通过线性分析，磁盘最初在一个圆柱对称的静止状态是受三种共振：共转共振，Lindblad共振由于驱动力和参数的共鸣。最高kHz QPO然后被解释为在对共振的响应最大的位置处的盘的轨道频率。我们还发现，激发共振并不需要强引力。
2005-09-22 astro-ph
On angular momentum transport in convection-dominated accretion flows
对流主导吸积流是解释X射线双星和星系核中暗吸积黑洞的一个很有前途的模型。我讨论了角动量输运在粘性流体力学和MHD CDAF的影响。在流体动力学CDAF中，对流向内传输角动量，并且这与热能的向外对流传输一起确定流的径向结构。在MHD CDAF中，对流可以向内或向外传输角动量，这取决于旋转磁化等离子体中湍流的性质，这一点尚未完全了解。对流角动量输运方向会影响磁流体CDAF的旋转规律。
2002-08-12 astro-ph
Metallicity and colours in galaxy pairs in chemical hydrodynamical simulations
使用化学流体动力学模拟与Lambda-CDM模型一致，我们研究了在调节恒星形成活动，颜色和化学性质的星系对的合并和相互作用所发挥的作用。对星系对（r <100 kpc/h）轨道参数的统计分析表明，恒星形成（SF）活动与相对距离密切相关，与相对速度弱相关，表明近距离相遇（r <30 kpc/h）可以将SF活动增加到比没有近伴星的星系更高的水平。分析相互作用系统的内部性质，我们发现它们的稳定性也在调节SF活性中发挥作用（Perez et al 2005 a）。特别是，我们发现，被动的恒星形成星系对统计上更稳定，更深的势阱和更少的剩余气体比活跃的恒星形成对。为了将我们的结果与观测结果进行比较，我们还建立了一个星系对的投影目录（2D-GP：rp <100 kpc/h和Vr <350 km/s），通过将3D样本投影到不同的随机方向来构建。与观测结果（Lambas等人2003）完全一致，我们的结果表明，相对于没有近伴星的星系，rp < 25 kpc/h（近配对）的星系显示出SF活动的增强。（节录）
2005-11-18 astro-ph
Spectral properties of Three-dimensional Magneto-hydrodynamical Accretion Flows
尽管大量的全球三维（3D）磁流体动力学（MHD）的吸积流和喷流的模拟最近，他们的天体物理现实情况的相关性是不为人所知。为了检验模拟的磁流体流在多大程度上能解释观测到的人马座A*（Sgr A*）的光谱能量分布（SED），我们首次通过求解三维辐射转移方程，计算了从射电到X射线的宽波长范围内的三维磁流体流的出射光谱。我们使用Kato，Mineshige和Shibata（2004）的模拟数据，并进行Monte Carlo辐射转移模拟，其中考虑了同步辐射/吸收，自由-自由辐射/吸收和康普顿/逆康普顿散射。我们假设两个温度的等离子体和计算电子温度通过求解电子能量方程。只考虑热电子。结果表明，三维MHD流场在大半径区域产生的韧致辐射一般会产生过量的X射线。一个平坦的密度分布，r^{-a}，a<1，比平流主导吸积流（ADAF），r^{-3/2}，是这一点的主要原因。如果我们把发射区的大小限制在10r_s（其中r_s是Schwarzschild半径）以内，MHD模型就能再现Sgr A ~* 耀斑期间所观测到的SED的基本特征。然而，静止状态下的光谱仍有待理解。我们还计算了随时间变化的光谱变化，发现通量波动在一个很宽的范围内的频率和通量在每个波长并不总是相干变化。
2005-03-31 astro-ph
Relativistic Radiation Hydrodynamical Accretion Disk Winds
本文在全狭义相对论辐射流体力学的框架下研究了垂直于发光盘吹出的吸积盘风。假定风是稳定的、垂直的和等温的。%，而引力场则用伪牛顿势近似。利用速度相关变量爱丁顿因子，我们可以求解严格的相对论辐射流体动力学方程，并可以获得加速到{ \it相对论}速度的辐射驱动风。对于不太明亮的情况下，磁盘风是跨音速类型通过鞍型临界点，和最终的速度增加的磁盘流量和/或等温声速增加。另一方面，对于发光的情况，盘风总是超音速的，因为临界点由于盘引力场的特征性质而消失。跨音速和超音速之间的边界位于$\hat{F}_{\rm c} \sim 0.1 (ε+p)/(ρc^2)/γ_{\rm c}$附近，其中$\hat{F}_{\rm c}$是由当地爱丁顿光度归一化的临界点处的辐射通量，$(ε+p)/(ρc^2)$是气体的焓除以静止质量能量，$γ_{\rm c}$是临界点处风速的洛伦兹因子。在跨音速风中，典型参数下的末速度为0.4- 0.8 $c$，而在超音速风中可达$\sim c$。
2007-11-09 astro-ph
Black Hole Accretion Disks On The Edge
本文研究了非旋转黑洞周围流体动力磁化近开普勒气体吸积盘在经典边缘稳定轨道附近（半径~ R_ms）的局部轴对称稳定性。采用近似的Paczynski-Wiita拟牛顿势。由于有限压力和径向分层效应，流体动力盘在一个与经典R_ms值略有不同的半径内是线性不稳定的。与不稳定流体动力学模式相关的线性应力在边缘稳定性半径处恰好消失，并且在该半径内通常为正。然而，当引入磁场时，由于到处都存在线性不稳定的磁旋转模式，所以边缘稳定性半径的概念在很大程度上变得无关紧要。相关的线性应力是积极的和连续的整个区域的流体动力学的边缘稳定性，即使是大规模的“类水”模式仅受弱磁张力。这一结论适用于任意薄的圆盘（在理想磁流体力学中），并且不需要大尺度的“径向连接”磁场。在深相对论势阱中捕获的流体动力盘震模式的结果应加以修正，以解释磁化盘中惯性重力波的短波长Alfven-like行为。
2003-06-20 astro-ph gr-qc
Doppler Tomograms from Hydrodynamical Models of Dwarf Nova Disks
本文提出了类铀宝石系统中吸积盘的三维模型，并计算了它们的多普勒层析图。的断层图像是基于两个不同的假设有关的起源线发射从磁盘。假设线起源于辐射的表面层的磁盘的中心源导致一个更好的协议与观测。我们认为，完全三维建模是必要的，以正确地解释所观察到的断层图像。
2003-02-24 astro-ph
Accretion disks around Kerr black holes: vertical equilibrium reviseted
重新推导了Kerr时空中静止薄吸积盘和细长吸积盘的垂直流体动力学平衡方程。所有以前的推导都是不令人满意的，产生了非物理的奇点。我们的方程是非奇异的，更一般，比以前推导的更简单。
1996-11-13 astro-ph
Can Galactic Nuclei Activity be Explained by Globular Cluster Mass Accretion?
球状星团可以衰变到其母星系的中心，携带的质量足以维持一个小的预先存在的核的引力活动，并以显着的方式吸积它。活动星系核的亮度和寿命取决于球状星团系统的性质，对核的初始质量很不敏感。
1996-12-10 astro-ph
Origin and interpretation of kilohertz QPOs from strange stars in X-ray binary system: theoretical hydrodynamical description
我们从快速旋转的致密奇异星周围的吸积盘的流体动力学描述出发，对KHz QPO进行了建模和解释。较高的QPO频率是由吸积盘的粘性效应导致激波来描述的，而较低的QPO频率则被认为是吸积物质的开普勒运动。将我们的结果与两个旋转最快的致密恒星候选者4U~1636-53和KS 1731-260的观测结果进行比较，发现它们符合很好的近似，从而将它们解释为奇异星。
2003-01-10 astro-ph gr-qc
Probing accretion activity in radio sources using 24 micron Spitzer data
我们研究了Subaru/XMM-Newton Deep Field SXDF中36个最亮的射电源。使用来自斯皮策的MIPS 24微米数据，我们希望追踪吸积活动，即使它隐藏在光学波长下，除非遮蔽柱是极端的。我们的研究结果表明，在射电光度函数中断的十年左右时间里，至少有一半，甚至可能是几乎所有的射电源都与吸积类星体有关。这是不正确的，在较低的无线电光度，类星体的分数接近零，一旦紧凑的来源被排除在外。
2006-09-26 astro-ph
Observational clues for a role of circumstellar accretion in PMS X-ray activity
我们重新发表的分析ROSAT X射线观测的恒星形成区域NGC 2264和Chamaeleon I（~3和~5百万年的年龄分别）在新公布的光学数据。与以前的结果不一致的Chamaeleon I成员，我们发现，在这两个地区的低质量恒星有接近饱和的发射水平。与之前在猎户座星云团中发现的类似，NGC 2264和变色龙I星云中的弱线金牛T星相对于经典金牛T星有更高的X射线活动水平，这支持了盘和/或吸积在决定X射线发射方面的作用。
2002-10-11 astro-ph
Nuclear Activity in Nearby Galaxies
附近星系中有相当一部分显示出与正常恒星过程无关的微弱核活动的证据。最近的高分辨率，多波长观测表明，这种活动的大部分来自黑洞吸积与广泛的吸积率。低吸积率是大多数低光度活动星系核的典型特征，这导致了它们的中心引擎发生了重大的变化。宽线区域和模糊的环面消失在一些最微弱的源，和光学厚的吸积盘转变成一个三个组成部分的结构组成的内部辐射效率低的吸积流，截断外部薄盘，和喷流或流出。当地的核活动普查支持这样一种观点，即大多数，也许是所有的凸起都有一个中心超大质量黑洞，尽管至少在一些晚型星系中存在活动的核，这表明经典的凸起并不是孕育核黑洞的先决条件。
2008-03-15 astro-ph
Accretion Disk Models
本文综述了黑洞吸积盘的模型，重点介绍了硬X射线产生的理论。考虑以下模型：i）标准，ii）超临界，iii）双温，和iv）盘+电晕。最近在吸积的流体动力学模型和拟合观测到的X射线谱的唯象辐射模型方面取得了新的进展。统一这两种方法的尝试只取得了部分成功。
1999-01-10 astro-ph
Galactic Nuclei Activity Sustained by Globular Cluster Mass Accretion
球状星团衰变到其母星系中心的过程，相当于携带了足够的质量，足以维持一个小的预先存在的核的引力活动，并以一种重要的方式使其吸积。这是由于场星的动力学摩擦和致密核的潮汐破坏。本文提出的简化模型的结果表明，活动星系核的光度和寿命取决于球状星团系统的特性，对核的初始质量很不敏感。
1997-10-31 astro-ph
Monitoring the Violent Activity from the Inner Accretion Disk of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with RXTE
本文介绍了用RXTE对Seyfert 1.9星系NGC 2992进行为期一年的观测的结果。从历史上看，源已被证明在2-10千电子伏的流量在几年的时间尺度上显着变化，并被认为是缓慢过渡的时期之间的静止和活跃的吸积。我们的研究结果表明，在一年的源连续通量几乎覆盖了整个历史范围，使得低光度状态不太可能对应于吸积机制关闭。在耀斑发作期间，我们发现一个高度红移的Fe K线出现，这意味着剧烈的活动发生在内部的吸积盘，在~100的中心黑洞的引力半径。我们还发现，X射线连续谱的光谱指数在大振幅变化期间保持近似恒定。这些观测结果使NGC 2992非常适合于未来的多波段监测，作为约束吸积模型的测试平台。
2007-05-22 astro-ph
On the turbulent $α$-disks and the intermittent activity in AGN
本文研究了标准$α$ -吸积盘中热粘性电离不稳定性演化过程中MHD湍流对粘性的影响。我们考虑了一个超大质量黑洞的吸积过程可能是通过一个标准的外吸积盘和一个辐射效率低的平流主导的内流进行的。在这种情况下，我们遵循的时间演化的吸积盘中的粘度参数$α$是恒定的，在整个不稳定周期，所暗示的MHD湍流的强度。我们的结论是，氢电离不稳定性是一个很有前途的机制来解释活动星系核的间歇活动。
2003-11-01 astro-ph
Magnetic activity in accretion disc boundary layers
我们利用三维磁流体动力学模拟来研究吸积盘和非旋转非磁化恒星之间的边界层结构。假设冷却是有效的，我们得到了一个狭窄的，但高度可变的过渡区，其中的径向速度只有一小部分的声速。大部分的能量耗散发生在流体静力恒星包层附近的高密度气体中，因此可能会被重新处理，并在很大程度上隐藏在观测者的视野之外。正如Pringle（1989）所提出的，边界层中的磁场能量被剪切强烈放大，并超过圆盘中的磁场能量一个数量级。这些领域可能发挥作用，在产生磁活动，X射线发射，并在磁盘系统的吸积率高到足以压倒恒星磁层外流。
2001-10-30 astro-ph
Time evolution of X-ray coronal activity in PMS stars; a possible relation with the evolution of accretion disks
本文研究了从已知最年轻的恒星形成区（SFR）年龄<1 Myr到1亿年左右的X射线恒星活动的演化，即1 M太阳恒星的零年龄主序（ZAMS）。我们考虑五个不同年龄的SFR（蛇夫座ρ，猎户座星云星团，NGC 2264，Chamaeleon I和Eta Chamaeleontis）和两个年轻的星团（昴星团和NGC 2516）。这些区域的光学和X射线数据从档案观测和最近的文献中检索，并在这里以一致的方式重新分析，以尽量减少结果中的系统差异。研究了L_X和L_X/L_bol随恒星质量和星协年龄的变化趋势。对于低质量恒星（M < 1M_sun），我们观察到在前3- 400万年，L_X/L_bol增加，随后在饱和水平（L_X/L_bol ~ -3）趋于平稳。缓慢演化的极低质量恒星会保持饱和状态，直到这里考虑的最老年龄，而对于较高质量的恒星，在大约10^7年后的某个年龄开始下降。我们发现我们的数据与以下初步的图片一致：低质量PMS星没有拱吸积盘有饱和的活动，一致的活动Rossby数关系MS星。吸积和/或盘的存在以某种方式降低了观测到的活动水平;盘耗散和/或在PMS演化的最初几个百万年中质量吸积速率的降低因此是观测到的L_X/L_bol随时间增加的原因。
2003-02-17 astro-ph
Activity From Tidal Disruptions in Galactic Nuclei
一颗恒星被超大质量黑洞的潮汐破坏，预计会导致一个短暂的明亮耀斑，随后是一个长期的低水平发射。现有的恒星碎片通过薄盘的晚期吸积模型意味着银河系中心源Sgr A* 应该比目前观察到的亮几个数量级。M31和M32也存在类似的问题。如果薄盘吸积过渡到低辐射效率吸积（例如，ADAF，CNOV）在低吸积率（通过薄盘的“蒸发”）。或者，我们表明，薄盘的外部部分可能成为中性的，无法维持MHD湍流的时间尺度小于潮汐破坏事件之间的时间，这可能会大大缩短后期吸积阶段的持续时间。
2001-11-14 astro-ph
Accretion and nuclear activity of quiescent supermassive black holes. II: optical study and interpretation
我们对六个静止早期星系的新样本和文献中的更大样本的核活动进行了X射线研究，证实了（Soria等人，论文I）指出，扩散热气体的Bondi吸积率不是超大质量黑洞（SMBH）X射线光度的良好指标。在这里，我们建议，一个更可靠的估计吸积率必须包括气体释放的恒星星族内的SMBH的影响范围，除了邦迪流入的热气体通过该表面。我们使用光学表面亮度剖面来估计核区域恒星的质量损失率：我们表明，对于我们的星系样本，它比Chandra估计的热气体的Bondi流入率高一个数量级（~10 ^{-4}-10 ^{-3} M_sun/yr）（论文I）。只有考虑到这两种燃料来源，我们才能限制真实的吸积率，吸积效率和功率预算。辐射有效吸积被排除，静止SMBHs。对于典型的辐射效率低的流动，观测到的SMBH的X射线光度意味着吸积分数约为1 - 10%（即约90 - 99%的可用气体没有到达SMBH），至少有五个我们的六个目标星系，以及大多数其他星系与已知SMBH质量。我们讨论的影响范围内的质量守恒的条件，使总的气体注入是由吸积加上流出平衡。我们表明，总吸积功率（机械加辐射）的一小部分将足以维持一个自我调节，缓慢流出，从核区域删除所有的气体，不下沉到BH（“BH反馈”）。其余的吸积力可能以喷流或平流的形式进行。我们还讨论了可能导致间歇性核活动的情况。
2005-11-11 astro-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena I. Flux Expulsion
本文研究了黑洞周围非磁性厚吸积盘中关于旋转轴对称的环形磁通量管的动力学。我们提出了模型方程，其中包括重力，离心力，压力梯度力，科里奥利力，阻力，磁张力和磁浮力的影响。我们在假设圆盘是绝热的情况下求解它们。我们表明，在广泛的参数范围内描述的大小和场强，以及角动量分布的磁盘，浮力通量管，无论是在赤道平面上或在磁盘的外缘释放，可以聚集在轴附近的烟囱状开口。这种行为使烟囱状星云的磁性最活跃，并可能揭示宇宙喷流的起源和加速，以及在Blazars中观察到的变化。
1993-11-02 astro-ph
Evolution of emission line activity in intermediate mass young stars
本文给出了45颗中等质量Herbig Ae/Be星的光谱。结合这些恒星大样本的多历元分光光度数据和用主序前演化轨迹估算的单个恒星年龄，我们研究了它们的发射线活动演化。我们发现，平均而言，在HAeBe星中，H_α发射线强度随恒星年龄的增加而减小，表明在PMS阶段吸积活动逐渐减弱。这暗示了一个相对长久的（几百万年）过程是赫比格Ae/Be星吸积停止的原因。我们还发现这些恒星的吸积活动大幅下降了~ 3 Myr。这与大多数中等质量恒星被认为失去内部盘的时间尺度相当，这表明中等质量恒星的内部盘在吸积活动下降到一定水平以下后迅速消散。我们，进一步发现一个相对紧密的相关性之间的强度的发射线和近红外线过量，由于内部磁盘在HAeBe星，这表明赫比格Ae/Be星周围的磁盘不能完全被动。我们认为，这种相关性可以理解的框架内的膨胀的内缘盘模型，如果吸积激波的辐射也是负责磁盘加热。
2006-08-25 astro-ph
Probing Disk Accretion in Young Brown Dwarfs
我们目前的高分辨率光谱的15个对象接近或低于亚恒星极限的上天蝎座和$ρ$蛇夫座恒星形成区域。这些光谱是用凯克一号望远镜上的HIRES仪器获得的，用于研究年轻的极低质量天体的盘吸积、旋转和活动。我们报告检测到一个广泛的，不对称的H $α$发射线的$ρ$ Oph源GY 5也被称为港中红外过量，一致的吸积盘的存在。上斯科天体的H $α$剖面表明很少或没有正在进行的吸积。我们的研究结果意味着，如果大多数棕矮星出生的磁盘，其吸积率迅速下降，在时间尺度可比或小于金牛座T磁盘。上斯科的棕矮星似乎比金牛座的年轻棕矮星旋转得更快，这与由于磁盘解锁后的收缩而导致的自旋上升一致。H $α$的活动是可比的饱和活动水平在现场M矮星具有类似的光谱类型和旋转速率。比较我们的数据与公布的（虽然分辨率较低）光谱的一些相同的对象从其他时代表明可能的变化吸积/活动指标。
2002-09-13 astro-ph
2.5-dimensional solution of the advective accretion disk: A self-similar approach
我们提供了一个2.5维的解决方案，一套完整的粘性流体动力学方程描述吸积诱导流出，然后似是而非的喷流周围的黑洞/紧凑的对象。我们提出了一个自洽的对流盘-外流耦合模式，它明确地包含了垂直通量的信息。流入-流出系统的相互联系的动力学本质上支持守恒定律。我们通过自相似的方法提供了一组解析解族。盘-流出系统的流动参数强烈地依赖于粘性参数α和冷却因子f。
2008-11-28 astro-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena: II. Flux Storage
在第一篇文章中，我们研究了从绝热厚吸积盘中排出通量管的条件。在本文中，我们探讨了其他几种模型的厚磁盘，通量管可以存储。我们表明，通量管足够弱的字段不驱逐出，如果他们在一个等温磁盘内的磁共振，他们继续围绕平均等势面内的磁盘振荡。如果磁通管中的磁场由于剪切而被放大，它们最终会被驱逐出去。我们还探索了一个“玩具”模型，在这个模型中，熵从厚盘的中心向外增加，并发现了类似的行为。在磁盘中的磁通量存储，在太阳的情况下，一般来说，提高了持续的磁活动的可能性，在烟囱区域形成日冕。盘表面日冕的存在可以解释Blazar光谱的短时变化以及活动星系核和类星体高能粒子的发射。它也可能通过磁化风为宇宙喷流提供物质。
1993-11-02 astro-ph
Normal Modes of Black Hole Accretion Disks
本文研究黑洞（和致密弱磁中子星）周围相对论正压薄吸积盘小绝热振荡简正模的流体动力学问题。利用WKB方法，我们得到了中心黑洞在不同质量和角动量情况下模的本征频率和本征函数。我们讨论了各种类型的模式的属性，并首次表明，模式覆盖整个扩展的磁盘（全-盘p-模式）可以存在于所研究的薄磁盘模型。然而，这些模式具有相对短的波长。
2007-04-30 astro-ph
Low angular momentum accretion flow model of Sgr A* activity
Sgr A* 是在几个能带中的强可变发射源。人们普遍认为，这种辐射来自黑洞周围的物质，这些物质要么落入黑洞，要么流出黑洞。活动必须由吸积驱动，但在这个对象的吸积流的字符是一个悬而未决的问题。我们认为，流入是由相对较低的角动量的材料起源于附近的一组恒星。这样的物质直接流向黑洞，直到十个史瓦西半径或更小的距离，在那里它碰到角动量势垒，这自然导致流动的变化。我们研究的解析和数值解的流动动力学，我们分析了在这两种情况下使用Monte Carlo代码模拟同步辐射，韧致辐射和康普顿散射的辐射光谱。我们的模型大致再现了Sgr A* 的宽带光谱及其可变性，如果我们允许一小部分能量转换为非热电子布居。它也是一致的（对于一系列的视角）与由法拉第旋转的测量所施加的环核材料的量的强约束。
2007-12-20 astro-ph
Radiatively Driven Mass Accretion onto Galactic Nuclei by Circumnuclear Starbursts
我们研究了辐射驱动的质量吸积到星系核由于强烈的辐射，从环核星暴。来自星暴的辐射不仅通过辐射通量力使内部气体盘收缩，而且由于相对论辐射拖曳作用，提取角动量，从而引起盘表面层的雪崩。目前的辐射驱动的质量吸积可以提供一个物理机制，使质量吸积从100 pc的规模下降到pc，它最终可以链接到一个对流为主的粘性吸积到一个大质量的黑洞。简要讨论了盘的辐射流体动力学和自引力不稳定性。特别是，辐射加速可能会建立一个尘埃墙，这提供了另一个版本的形成一个模糊的环面。
1998-06-02 astro-ph
Fueling Low-Level AGN Activity Through the Stochastic Accretion of Cold Gas
通过对黑洞（BH）生长反馈的简单描述，建立了低光度活动星系核（AGN）的Seyferts燃料供给及其与宿主星系、爱丁顿比分布和宇宙演化关系的解析模型。我们推导出一个反馈驱动的冲击波中吸积率演化的解，适用于星系合并中明亮类星体、低光度活动星系核和超新星遗迹中黑洞的大规模外流。假设冷气体随机吸积到一个中央SMBH的气体动力学设置的速率，我们的解决方案确定的塞弗特光变曲线的演变。我们用它来预测的塞弗特光度函数（LF），占空比，寿命，和主机的形态，爱丁顿比，和作为AGN的光度和质量的函数的遮蔽的分布，并找到在z=0的观测协议。我们认为，从这和恒星风吸积和合并驱动的活动的贡献的分解。我们对Seyfert LF随红移的弱演化（非合并驱动活动的LF）以及低M_BH时M_BH-sigma关系的斜率和散射的变化进行了具体的预测。在z=0时，静止的燃料供给在很宽的光度范围内占主导地位（-14 > M_B > -22），在S 0和Sa/b星系中，BH的增长主要发生在M_BH~10^7 M_sun附近。然而，来自富含气体的合并的类星体活动随着红移的变化而发展得更快，并且在z=1时，静止的燃料补给只有在低于LF突变一个数量级或更多的光度下才是重要的。虽然非并合驱动的燃料是重要的BH的增长和M_BH σ关系在低M_BH，它并没有显着的总BH质量密度或宇宙学背景。
2006-03-07 astro-ph
Magnetohydrodynamic Turbulence in Accretion Disks
最近的工作在湍流介质中的磁场的结构给出了预测的磁通量管的性能作为一个函数的马赫数和规模的湍流，和电阻率和粘度的流体。在这里，我将讨论这项工作对吸积盘的影响。我表明，虽然吸积盘通量管通常几乎完全抽空，但它们的浮力比以前的估计建议。我还注意到，垂直的磁通量往往是从吸积盘的外缘喷出的，因此，在这种系统中持续的磁活动的证据应该被解释为支持发电机活动的存在。
1995-08-18 astro-ph
Growing and moving low-mass planets in non-isothermal disks
我们通过辐射流体动力学模拟研究了低质量行星与原行星盘的相互作用，并对能量平衡进行了现实的处理。我们看看吸积和迁移率，并将其与等温研究进行比较。我们使用了三维版本的流体动力学方法RODEO，连同辐射传输的通量限制扩散的方法。吸积速率以及行星上的扭矩，关键取决于盘有效冷却的能力。对于太阳星云中适合于5 AU的密度，与等温模型相比，吸积率下降了一个数量级以上，而同时行星上的扭矩是正的，表明向外迁移。需要将密度降低2倍以恢复向内迁移，并且需要将密度降低2个数量级以上以恢复通常的I型迁移。力矩似乎与未扰动圆盘中的径向熵梯度成正比。这些发现对于原行星的生存至关重要，它们最终应该会进入人口合成模型。
2007-11-22 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
VV Pup in a low state: secondary-star irradiation or stellar activity?
目标。在极地的发射线显示复杂的配置文件，具有多个组件，通常归因于吸积流，线程区，吸积点，和照射的次级恒星。在低态极化中，吸积流和吸积斑的贡献率大大降低，这为研究次级星辐射或恒星活动的影响提供了机会。我们观察VV Pup在一个特殊的低状态，研究和限制的线形成区域的属性，并寻找色球活动和/或辐射的证据。方法.我们在ESO VLT+ FORS 1获得了相位分辨光谱，目的是分析发射线轮廓和径向速度作为轨道周期的函数。我们还量身定制的辐照次级恒星模型，比较预测和观察到的发射线，并建立线形成区域的性质。结果我们的观察和数据分析，当与模型相结合的辐照的二次星，表明，虽然弱的低电离金属线（FeI和MgI）可能是一致的辐照过程，占主导地位的巴耳末H的发射线，以及NaI和HeI，不能再现的辐照的二次星模型。我们赞成作为主要的形成区域和观测到的H，碘化钠，和他的发射线的原因，虽然一个线程区域非常接近L1点不能被排除。
2008-09-29 astro-ph
Pseudo-Newtonian Potentials to Describe the Temporal Effects on Relativistic Accretion Disks around Rotating Black Holes and Neutron Stars
本文提出了两种近似于相对论性吸积盘围绕旋转（和反向旋转）致密天体的角频率和周转频率的伪牛顿势。其中之一，对数修正的潜力，是一个更好的近似的频率，而另一个，二阶扩展的潜力，也再现了特定的能量为圆形轨道的密切协议与广义相对论值。这些潜力可以包括在时间相关的流体动力学模拟，以研究这种吸积盘的时间行为。
2002-09-03 astro-ph gr-qc
