Accretion Disks, Jets and Blazar Variability
虽然耀变体可能是由相对论喷流的排放占主导地位，吸积盘应该存在于所有的耀变体。这些圆盘在大部分电磁波谱上产生辐射;在这些圆盘中有各种不稳定的过程，导致可变的辐射。在这里，我总结了一些最相关的磁盘机制活动星系核的变化。我还讨论了喷气可变性的一些方面，重点是适度的开口角的超相对论喷气机可以调和TeV耀变体发射与许多在这些来源中看到的亚光速VLBI结的可能性。最后，我提出了最近照明的光学微变特性的不同类别的活动星系核的主导过程中有重要的影响。
2005-07-06 astro-ph
The role of an accretion disk in AGN variability
光学厚度的吸积盘被认为是活动星系核的重要组成部分。它们存在的说法得到了观测的充分支持，近年来在理解它们的动力学方面取得了一些进展。然而，吸积盘在活动星系核光学/紫外/X射线变化中的作用还不太清楚。最有可能的是，在短时间尺度内，磁盘重新处理可变的X射线通量，但在较长的时间尺度上，磁盘结构的变化直接导致光学/UV变化以及影响，甚至创建，X射线可变性模式。我们迫切需要在含时盘模型方面取得重大进展，以缩小理论与活动星系核监测数据流之间的差距。
2004-09-10 astro-ph
Magnetic Accretion and Photopolarimetric Variability in Classical T Tauri Stars
我们利用蒙特卡罗辐射转移程序研究了被尘埃环绕的金牛座T星的多波长光变。我们的目的是评估磁吸积模型的能力来解释所观察到的经典金牛座T星的旋光度变化，并确定潜在的有用的观测诊断金牛座T星/磁盘/点参数。我们模拟了一系列的光斑尺寸，光斑纬度，内盘截断半径，系统倾角，以及多个磁盘和光斑的几何形状。我们发现，我们的模型预测的振幅，形态和波长依赖性的偏振度的变化一般与现有的观测结果是一致的，需要一个耀斑盘的几何形状，以重现最大的观测偏振水平和变化。我们的模型可以进一步解释随机偏振变化，如果调用不稳定的吸积，在这种情况下，不规则的-但相关的-光度变化的预测，与观测一致。潜在有用的观测诊断系统参数的兴趣进行了讨论。我们还研究了通过分析拟合多波段光度变化的建模点参数的可靠性。
1998-08-24 astro-ph
The structure and radiation spectra of illuminated accretion disks in AGN. II. Flare/spot model of X-ray variability
讨论了活动星系核（AGN）的X射线变率模型。我们考虑日冕耀斑强烈辐射后产生于吸积盘表面的多个斑点。这些斑点随着圆盘围绕中心黑洞移动，并最终衰减，而新的斑点不断出现。我们构造了斑点圆盘光谱的时间序列，并计算了相应的能量依赖的分数变异幅度。我们探讨了磁盘倾角和其他模型参数的依赖性。活动星系核在相对于观测者更高的倾角上看到，如塞弗特2星系，预计其直接发射的分数变率幅度比正面看到的物体（如塞弗特1星系）高出几倍。
2004-02-17 astro-ph
Are Particles in Advection-Dominated Accretion Flows Thermal?
本文研究了平流吸积流中质子和电子动量分布函数的形式。我们表明，对于所有的吸积率，库仑碰撞是太低效热化的质子。因此，质子分布函数由粘性加热机制决定，这是未知的。然而，电子可以通过库仑碰撞和同步加速器光子的发射和吸收相当有效地交换能量。我们发现当吸积率大于爱丁顿吸积率的\sim 10^{-3}时，电子在整个吸积流中具有热分布.对于较低的吸积率，电子分布函数由电子的加热源决定，这主要是绝热压缩。利用绝热不变性原理，我们证明了在粒子能量变为相对论性之前，无碰撞气体在绝热压缩下保持热分布。我们导出了一个新的，非热的，相对论能量的分布函数，并提供了从这个分布的同步辐射的解析公式。最后，我们讨论了它的影响，从ADAF的发射光谱。
1997-05-09 astro-ph
Variability and Stability in Radiation Hydrodynamic Accretion Flows
在本文中，我们研究了与时间相关的三维扰动的球形吸积流到一个中子星接近其爱丁顿极限。我们的处理假设了中子星外的时空是史瓦西几何，并且是完全广义相对论的。在所有的吸积率研究，吸积流的扰动响应包括弱阻尼振荡模式。在足够高的光度下-但仍然远低于爱丁顿极限-流动变得不稳定，非球面扰动。这些不稳定的辐射流体动力学模式类似于对流的开始，并允许吸积优先通过更快速下降的气体柱发生，而产生的辐射则通过相邻的气体柱逃逸，其中气体下降得更慢。
1997-10-24 astro-ph
Constraints on AGN accretion disc viscosity derived from continuum variability
我们估计的PG类星体样品的AGN吸积盘的粘度参数的值。我们假设光学变率在几个月到几年的时间尺度上是由内部吸积盘的局部不稳定性引起的。比较所观察到的变化的时间尺度的α-光盘模型的热时间尺度，我们得到的样品的粘度参数的约束。我们发现，在一个给定的L/L_Edd，整个样品是一致的粘度参数，α的一个单一的值。对于0.01 < L/L_Edd < 1.0，我们得到0.01 < alpha < 0.03的约束。这个狭窄的范围表明，这些活动星系核都是在一个单一的状态，与一个相应的狭窄的传播黑洞质量或吸积率。我们推导出的α值与目前的模拟结果是一致的，其中MHD湍流是主要的粘性机制。
2003-09-10 astro-ph
Interpreting the Variability of Double-Peaked Emission Lines in Active Galactic Nuclei with Stochastically Perturbed Accretion Disk Models
为了解释某些活动星系核宽双峰轮廓的短时标变化，我们构造了随机扰动的吸积盘模型，计算了亮斑旋转、剪切和衰变时的H α线轮廓序列。我们确定的依赖性的属性的线轮廓的变化对点的属性。我们比较了从模型中观察到的Arp 102 B和3C 390.3的H α线的变异性。我们发现，斑点需要集中在线发射区域的外部，以再现所观察到的Arp 102 B的可变性。这排除了恒星/盘碰撞产生的斑点，并有利于边缘自引力半径在线发射区域内的情况，从而在外部产生径向斑点分布的急剧增加。在3C 390.3的情况下，我们测试的所有模型系列都可以重现观察到的变异性，以选择合适的模型参数。
2008-06-01 astro-ph
Modeling an accretion disc stochastical variability
存在于吸积盘表面的热点被认为是活动星系核短期变化的一个模型。在本文中，我们应用随机点过程的理论来模拟所观察到的信号从一个合奏的随机产生的斑点。考虑了黑洞附近广义相对论效应的影响，结果表明，功率谱密度的典型特征可以再现。本文还根据霍克斯过程讨论了点与点之间的联系，霍克斯过程在低频率下产生更多的功率。我们推导出一个半解析的方法来近似所得到的功率谱密度。
2007-11-29 astro-ph
Characteristic QSO Accretion Disk Temperatures from Spectroscopic Continuum Variability
利用Sloan数字巡天（SDSS）多历元类星体光谱，我们发现在1300-6000 AA的静止坐标系波长范围内的复合通量密度差可以用一个标准的热吸积盘模型来拟合，其中吸积速率从一个历元到下一个历元是变化的（不考虑额外的连续辐射分量）.对复合残差的拟合有两个自由参数：归一化常数和平均特征温度$\bar{T}^*$。反过来，特征温度取决于质量吸积率与黑洞质量平方的比值。因此，我们得出结论，大部分的UV/光学可变性可能是由于涉及磁盘的过程，因此，一个显着的分数的UV/光谱可能直接来自磁盘。
2005-06-01 astro-ph
X-ray Variability as a Probe of Advection-Dominated Accretion in Low-Luminosity AGN
作为一个类别，LINER和低光度AGN倾向于显示很少或没有显着的短期可变性（即，时间尺度小于一天）。这是一个明显的突破，在塞弗特1星系的光度下降的变化增加的趋势。我们认为，这种差异是由于较低的吸积率在LINERS和LLAGN这可能是导致吸积流是平流为主。这导致产生X射线区域的特征尺寸比"正常“活动星系核的情况更大。短期变化可能是由局部不稳定或掩星事件引起的，但我们注意到，这种事件可能伴随着宽带光谱变化。由于克尔度规中的ADAF更紧凑，因此旋转黑洞周围的ADAF的X射线发射可能比Schwarzchild度规中的ADAF的X射线发射更易变。类似的可变性参数也适用于其他波长，因此，LLAGN的多波长监测可以用于“映射”ADAF区域。
1998-04-29 astro-ph
Orbital and superorbital variability and their coupling in X-ray binaries
我们回顾了X射线通量调制从X射线双星的时间尺度对应的轨道周期和那些在较长的时间尺度（所谓的超轨道）。这些调制提供了一个强有力的工具来约束吸积流的几何形状。超轨道变化的最常见原因似乎是岁差。然后，我们讨论了两个具体的例子，发现两种类型的可变性和它们的物理解释之间的耦合。一个是天鹅座X-1，一个黑洞双星与高质量的同伴，在这种情况下，我们发现存在的吸积隆起形成的碰撞的恒星风与旋进吸积盘的外缘。另一个是4U 1820-303，一个从低质量白矮星吸积而来的中子星，在这种情况下，我们将超轨道变化解释为三重恒星系统中相互作用引起的吸积速率调制。然后，变化的吸积速率导致该系统中吸积凸起的大小变化，从而使中心发射的X射线变得模糊。
2008-09-02 astro-ph
Super-Keplerian Frequencies in Accretion Disks. Implications for Mass and Spin Measurements of Compact Objects from X-ray Variability Studies
从吸积黑洞和中子星中检测到的快准周期变化已经被用来限制它们的质量、半径和自旋。如果观察到的振荡是吸积盘中的线性模式，那么可以通过假设这些模式是局部亚克卜勒模式来对中心物体的性质进行限制。另一方面，如果观察到的振荡对应于圆盘模式之间的非线性共振，则可以通过假设共振模式在圆盘中的相同径向环处被激发来测量中心物体的性质。在本文中，我们使用的垂直集成，轴对称流体动力学吸积盘的数值模拟提供的情况下，隐含在这两种方法的假设不满足的例子。然后，我们讨论了我们的结果的稳健性的质量和自旋测量的致密物体的可变性研究。
2008-05-05 astro-ph
Neutrino-cooled accretion and GRB variability
对于吸积率Mdot~0.1 Msun/s到几个太阳质量的黑洞，预计盘的内部将从平流主导过渡到中微子冷却。这种转变的特点是急剧变化的磁盘属性。我认为，在这个过渡期间，适度增加的吸积率导致强大的增强坡印亭亮度的伽玛暴流和减少其重子负载。这些变化的特点的伽玛暴流转化为变化的伽玛射线光谱从光球的流动。光球解释的伽玛射线暴发射解释了观测到的伽玛射线暴脉冲随光子能量的增加而变窄，以及爆发内和爆发之间的亮度-光谱峰值关系。
2007-04-12 astro-ph
An analytical study of Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion I. Stationary flows
我们证明了轴对称的双曲定常流的音速面总是附着在吸积体上，无论它有多小，只要气体的绝热指数是γ =5/3。使用局部膨胀点附近的吸积，我们扩展邦迪的分类球对称流的轴对称流，引入角扇区的可能性达到没有流线，和奇异方向的无限大的质量通量，除了角区域的亚音速和超音速吸积。当γ <5/3时，我们证明了当流的熵不均匀时，亚音速吸积到点状吸积体上是不可能的。特殊情况gamma=5/3单独处理。分析了绝热指数和无穷远处流动的马赫数对激波球流质量吸积率的影响。本文提出了一个轴对称流质量吸积率随马赫数和绝热指数变化的插值公式，其取值范围为9/7<gamma<5/3。
1996-04-26 astro-ph
Optical Continuum Variability of the Active Galaxy Mrk 279 - Implications for Different Accretion Regimes
我们目前的结果，从最近的宽波段监测的光学塞弗特1型星系Mrk 279。我们建立并分析了涵盖七年（1995 - 2002）的BVRI光变曲线。我们还显示了一些证据存在两种不同的状态的亮度和建议，基于光学连续模型，这些国家可能会导致从薄盘和ADAF吸积模式之间的过渡。我们假设，短期的可变性是由于一个变量的X射线发射从内部ADAF部分的流的再处理，而长期的一个可能是从过渡半径的变化的结果。我们的测试显示出一个很好的匹配与观测的一组合理的吸积参数，而接近的，预计为Mrk 279。
2003-11-23 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
Boundary layer, accretion disk and X-ray variability in luminous LMXBs
利用傅立叶频率分辨X射线光谱学方法研究了发光LMXB的短期光谱变化。利用4U 1608 - 52和GX 340 +0的RXTE/PCA观测，我们发现在~ sec-msec时间尺度上的非周期和准周期变化主要是由边界层亮度的变化引起的。在这些时间尺度上，吸积盘的发射变化较小，其功率密度谱遵循Pdisk（f）~ 1/f定律，仅在低频和低能量处对观测到的通量变化做出贡献。kHz QPO与低频的变化具有相同的起源，即与“时钟”的性质无关，实际的光度调制发生在中子星表面。边界层光谱在光度变化过程中几乎保持不变，并由傅立叶频率分辨光谱表示到一定的精度。在所考虑的范围内，Mdot ~（0.1-1）Mdot_Edd对整体质量吸积率的依赖很弱，在极限范围内，Mdot ~ Mdot_Edd接近于Wien谱，kT ~ 2.4keV（在远观测者坐标系下）。吸积盘发射的光谱明显较软，在3- 20 keV范围内，用相对论盘模型合理地描述，质量吸积率与从观测到的X射线通量推断的值一致。
2003-08-07 astro-ph
2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability
我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。
2006-04-05 astro-ph
Variability of black hole accretion discs: The cool, thermal disc component
通过适当考虑吸积盘的热性质，我们扩展了King等人（2004）的模型，研究了黑洞吸积盘的变率。由于King等人（2004）模型中的变异程度敏感地取决于盘厚度与半径的比值H/R，因此随着变异的进行，遵循局部盘结构的时间依赖性是很重要的。与以前的作者一样，我们开发了一个单区模型的本地光盘结构。我们同意，径向热平流起着重要的作用，在确定内部磁盘结构，也发现极限环行为。当King等人（2004）的随机磁发电机模型被添加到这些模型中时，我们发现与以前类似的可变性行为。我们现在可以更好地对模型参数施加物理约束。特别是，我们发现，为了与低程度的变化，在黑洞双星的热盘组件，我们需要限制的能量密度的极向场，可以产生由本地发电机细胞在光盘的能量密度小于百分之几的发电机领域内的磁盘本身。
2006-01-29 astro-ph
Evidence for Extinction and Accretion Variability in T Tau S
我们提出了角分辨光谱的T头北部和南部的3微米水冰功能和K-波段。大部分的水冰吸收位于沿视线向T头南，确认它是通过更强的灭绝。1998年12月至2000年1月，在2西格玛水平显着的冰带吸收向T头S的减少，与其近红外通量的增加。在金牛座T的南北方向都探测到了Br-γ辐射，而H_{2}（2.12微米）辐射只出现在金牛座T的南面，这与之前金牛座T星的红外伴星的研究结果一致。我们的研究结果表明，T Tau S的近红外变化可能是由吸积速率和可变消光沿视线的变化。
2001-01-02 astro-ph
Variability of the Accretion Stream in the Eclipsing Polar EP Dra
我们提出了第一个高时间分辨率的光变曲线的六个日食的磁激变变量EP Dra，采用超导隧道结成像仪S-Cam 2。该系统显示了两个观测夜晚连续日食之间变化的日食轮廓。我们把吸积区进入后的变流食归因于吸积流中明亮物质的数量和位置的变化。这种物质创造了一个吸积幕，因为它是由许多场线沿吸积流轨迹线程。我们确定这是吸收的原因明显的光变曲线时，系统是在一个高吸积状态。我们在光变曲线中没有看到白矮星上存在吸积点的直接证据;然而，在日食入口处，随着流量迅速下降的亮度，流亮度的变化表明存在某种形式的吸积区。这个吸积区域很可能位于白矮星表面的高余纬处，在许多引导吸积幕的磁力线的脚点处形成弧形。
2003-01-24 astro-ph
Tests for Standard Accretion Disk Models by Variability in Active Galactic Nuclei
本文利用26个观测良好的天体的光变曲线对活动星系核的标准吸积盘模型进行了检验。变化的时间尺度是由最常见的定义的变化时间尺度和零交叉时间的自相关函数的光学光变曲线为每个源估计。两种方法测得的变化时间尺度是一致的。如果采用粘度参数$α\sim 0.1$的典型值，则所测得的光变时标与标准盘的热时标最为接近。如果允许$α$的范围从$\sim 0.03$到$\sim 0.2$，则测量的时间尺度与标准磁盘的热时间尺度一致。观测到的变率时间尺度与黑洞质量之间存在线性关系，这种线性关系与标准吸积盘模型的预期定性一致。ZDCF测量的不同波段之间的时间滞后大约是几天。NGC 4151和NGC 7469的测量时间滞后与标准吸积盘模型连续热后处理情况下估计的时间滞后略有一致。然而，NGC 5548和Fairall 9的测量时间滞后不太可能是连续热后处理的情况。我们的结果不太可能与活动星系核的标准吸积盘模型不一致，也可能有条件地支持它。
2008-03-04 astro-ph
Variability of accretion flow in the core of the Seyfert galaxy NGC 4151
我们分析了观测的塞弗特星系NGC 4151涵盖90年的光学波段和27年的2-10千电子伏的X射线波段。我们计算这些数据的归一化功率谱密度（NPSD），结构函数（SF）和自相关函数（ACF）。结果表明，光学和X射线光变特性有很大的不同。X射线变化主要在5 - 1000天的时间尺度范围内。光学变化也具有可能与X射线变化相关的短时间尺度分量，但主要影响是长时间尺度变化，时间尺度长于$\sim$ 10年。我们比较了我们的结果与观测的NGC 5548和天鹅座X-1。我们的结论是，长时间尺度的变化可能是由辐射压力不稳定性的吸积盘，虽然在NGC 4151中观察到的时间尺度是由一个因素的几个比预期的更长。这个源的X射线变化与天鹅座X-1中观察到的非常相似，但与黑洞的质量成比例，这表明辐射压力不稳定性不会对X射线产生显著影响。
2003-03-13 astro-ph
X-ray iron line variability: constraints on the inner accretion disk
在回顾活动星系核中X射线反射的基本物理基础之后，我们提出了三个实例研究，说明了X射线反射研究的现状。对于低光度活动星系核NGC 4258，我们发现铁谱线比通常在高光度活动星系核中发现的要窄得多。我们认为，这是一个截断的冷吸积盘（可能是由于在r ~ 100 GM/c^2处过渡到平流主导的吸积流）或围绕吸积盘的大r ~ 100 GM/c^2 X射线发射日冕的证据。我们还介绍了NGC 5548和MCG-6-30-15中的高光度塞弗特核的结果。在这两个源中，RXTE显示铁谱线的等效宽度随着光度的增加而减小。此外，铁谱线等效宽度与反射连续体的相对强度成正比关系，这与所有简单的反射模型相反。有人提出，连续通量相关的变化电离的吸积盘表面可以解释这种光谱的变化。最后，我们根据这些复杂因素讨论了X射线铁线混响问题。
2000-09-29 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds II: Adiabatic Winds from Nonisothermal Disks
本文对激变变星系中线驱动的吸积盘风进行了数值模拟。我们计算风的质量损失率，终极速度，和线轮廓CIV（1550 A）的各种视角。该模型是2.5维的，包括能量平衡条件，并计算辐射场作为附近的光学厚吸积盘的位置的函数。模型结果表明，离心力产生的碰撞的流线在磁盘风，这反过来又产生一个增强的密度区域，强调的必要性，二维计算，这些力量可以表示。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 8.0 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。我们得到的线轮廓是一致的，在其一般形式的观测，特别是在大约一半的终极速度的蓝移分量的最大吸收，在由吸收组件所暗示的风速的大小，在发射组件的半高宽，并在倾斜角的强烈依赖。
2000-11-03 astro-ph
Variability Associated with Alpha Accretion Disc Theory for Standard and Advection Dominated Discs
吸积盘的$α$湍流粘性公式必须解释为平均场论。圆盘尺度超过湍流尺度的程度决定了预测光度$L_ν$的精度。湍流假设和$\a$的使用意味着：（1）磁力线拉伸通常产生总压的磁压$\gsim \a^2/6$，当剪切不稳定性占主导地位时，$\a$与压力比之间存在1：1的关系。(2)大涡的大小和速度在典型的平流为主的吸积流（ADAF）导致较低的精度在$L_ν$比薄盘的总观测时间和中心质量。在特定频率下允许的变异性（相对精度）随着贡献区域的大小而增加（减少）。对于X射线二元型ADAF，对于$\gsim 1000$ sec的平均值，允许的变异性为$R \le 1000$ Schwarzchild半径处的$\sim 5$ %。但是对于像NGC 4258和M87这样的大星系核，即使在目前可用的观测时间内，相对精度误差也可以接近$R \le 100 R_S$的$50-100%$。然后需要更多的数据来与ADAF预测进行比较。
1998-04-28 astro-ph
Rapid variability of accretion in AM Herculis
我们介绍在BeppoSAX号卫星寿命期间对AM Her进行的最后一次定点观测。它在观测开始时是明亮的，但下降到迄今为止观测到的最低X射线水平。明亮时期的X射线发射与磁化白矮星主极上发生的吸积一致。从活跃状态到低深度状态的快速变化表明吸积速率下降了17倍，因此吸积被关闭。这种变化的时间尺度很短（不到一个小时）仍然是一个谜。在低态期间获得的光学光度测量表明，白矮星仍然是热的，尽管来自吸积流的微弱发射仍然存在。回旋辐射，通常占主导地位的V和R波段，是可以忽略不计的，从而证实了可能性，AM Her是在一个非吸积状态。不活跃状态下的X射线辐射与次级晚型星的日冕辐射一致。
2002-09-25 astro-ph
Two Dimensional Adiabatic Flows onto a Black Hole: I. Fluid Accretion
当气体以远小于或远大于爱丁顿速率的速率吸积到黑洞上时，它很可能以“绝热”或辐射效率低下的方式吸积。在流体（与MHD相反）条件下，盘应该变成对流，并朝着边缘不稳定状态发展。由此产生的盘结构是“回旋”，对流沿着常角动量、伯努利函数和熵的公共表面进行，称为“回旋体”。“我们提出了一个二维自相似模型族，它描述了时间平均的磁盘结构。然后，我们假设有一个自相似的，牛顿扭矩和普朗特数是大的。该扭矩驱动入流和回旋环流，并计算所产生的流量。在盘面附近对流输送将变得无效。据证实，这将导致一个大的熵增加整个“热锋”，我们确定为有效盘表面和流出的基础。在这个热锋的质量，动量和能量守恒允许匹配的磁盘模型自相似流出的解决方案。然后，我们证明了自相似盘的解决方案可以顺利地匹配到相对论流在小半径和薄盘在大半径。将这种绝热吸积模型与最近讨论的一些替代模型进行了对比。本文中开发的磁盘模型应该是有用的解释数值，流体动力学模拟。与这里所描述的原理相关的原理可以支配与天体物理学相关的磁流体动力学盘模型的行为。
2003-06-10 astro-ph
Magnetospheric Accretion and Winds on the T Tauri Star SU Aurigae: Multi-Spectral Line Variability and Cross-Correlation Analysis
御夫座SU是一颗金牛座T星，在MUSICOS 96多站点活动中得到了很好的监测。我们提出的结果的拱星环境的这颗星，特别是的H α，H β，Na I D和He I D 3线配置文件的光谱分析。调制流出和质量吸积事件的签名进行了分析，以及瞬态光谱特征。为了更好地研究剖面的时间变化性，我们计算了几对谱线（速度仓）的互关联函数（CCF）。我们发现He I D 3、Na I D和H β的变异性之间的时间滞后增加。我们建议这可以理解为由于恒星和盘的不同旋转速率而引起的磁场线的方位角畸变。我们发现轻微的蓝移吸收功能在Halpha，Hbeta和Na I D是反相关的吸积流签名。我们建议，瞬态吸收功能的蓝色翅膀的Halpha，Hbeta和Na I D（签名的质量外流），和耀斑增亮有关的扭曲的磁层磁力线的中断。
2000-09-06 astro-ph
Broad band variability of SS433: Accretion disk at work?
我们提出了宽带功率谱的变化SS 433在无线电，光学和X射线谱带。我们表明，在低于1e-5赫兹的频率源在所有这些波段表现出相同的变异模式。宽带功率谱可以用一个幂律拟合到~1e-7 Hz的频率，然后平坦化。这样的平坦化意味着在时间尺度大于~1e7秒时，源变率变得不相关。这自然会导致在源光变曲线中出现准泊松耀斑，这在射电和光学光谱波段中经常被观察到。射电通量功率谱在傅立叶频率~1e-5 Hz处出现二次突变，这可能是由于射电发射区的内在射电变率在光穿越时间的时间尺度上的模糊造成的。我们发现SS433的射电和光学通量之间存在相关性，射电通量相对于光学通量延迟约2天。从1e-7 Hz到~0.01 - 0.05 Hz，光学和X射线光变的功率谱继续遵循相同的幂律。SS 433的宽带功率谱可以用Lyubarskii（1997）提出的、Churazov等人（2001）详细阐述的吸积盘中的自相似吸积速率调制来解释。本文讨论了SS 433的吸积盘中的粘性时间尺度对观测到的宽带功率谱的影响。
2005-01-24 astro-ph
On X-ray variability in narrow line and broad line AGNs
我们收集了ASCA观测到的宽线和窄线活动星系核样本，并测定了它们的超额方差。利用混响映射方法和H $β$发射线的宽度可以得到该样品中心黑洞的质量。利用黑洞质量和辐射热光度，也可以得到爱丁顿比。我们证实了X射线变异性与Lu & Yu发现的中心黑块之间的强反相关性。我们进一步发现窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）也遵循这一关系，但散射较大，而且X射线光变率与爱丁顿比之间只有微弱的相关性，这表明NLS 1 s的快速光变和窄线主要是由于NLS 1 s中心小的黑洞，而不是NLS 1 s周围环核气体的差异。发现硬X射线光子指数和爱丁顿比之间存在很强的相关性。如果在活动星系核中存在两种不同的吸积类型，即ADAF和薄盘吸积的建议是正确的，那么强光子指数-爱丁顿比关联表明，存在一种两区吸积盘，其中外区是薄盘，内区是ADAF盘。否则，吸积过程是薄盘吸积，不需要ADAF吸积。
2003-03-25 astro-ph
Rapid Variability as a Diagnostic of Accretion and Nuclear Burning in Symbiotic Stars and Supersoft X-ray Sources
吸积盘和核壳燃烧存在于一些共生星（SS）和可能所有的超软X射线双星（SSXB）中。圆盘和燃烧的外壳都可能参与剧烈爆发的产生，在某些情况下，还可能产生准直喷流。强磁场也可能影响某些系统中的吸积流和活动。快变研究可以探测SS和SSXB中靠近吸积白矮星（WD）的有趣区域。我描述了几个单独的系统的快速光度观测详细，并审查35 SS的光度变化调查的结果。这些时间研究揭示了第一个明显的磁性SS（Z和），并建议，吸积盘参与喷流生产CH Cyg以及在爆发的CH Cyg和Z和。他们还支持大多数SS的基本动力来源是WD表面的核燃烧的观点，并对SSXB中的磁盘结构提出了质疑。最后，光谱观测的RS Oph揭示分钟的时间尺度线强度的变化，可能是由于一个热的边界层。总之，快速计时观测探索了产生喷流的WD和X射线双星之间的联系，以及SS，SSXB和CV。
2002-09-05 astro-ph
On variability and spectral distortion of the fluorescent iron lines from black-hole accretion discs
本文研究了X射线源照射黑洞吸积盘产生的铁荧光线的性质。我们详细研究的光弯曲模型的变化线，扩展以前的工作就这个问题。我们表示弯曲的光子轨道的赤道平面，这是一个独特的性质的克尔度规，作为最可行的效果减少变异的几个对象中观察到的线。一个模型涉及一个径向距离变化的X射线源，位于一个快速旋转的黑洞周围的几个中心引力半径内，靠近圆盘表面，可以解释线轮廓的细长红翼和XMM-牛顿在MCG-6 - 30 -15中观察到的复杂的变化模式。我们还指出，照明的辐射返回光盘（以下先前的反射）有助于显着的线轮廓的形成，在某些情况下。由于这种效应，谱线轮廓总是有一个明显的蓝色峰值（在MCG-6 - 30 -15中的深最小状态中没有观察到），除非在最里面的2- 3个引力半径内没有反射物质。
2007-11-20 astro-ph
Thunderclouds and accretion discs: a model for the spectral and temporal variability of Seyfert 1 galaxies
对塞弗特1星系的X射线观测提供了一种独特的可能性，可以观测到与内部吸积流的动力学时间相当的时间尺度上的光谱变化。它们通常表现出高度可变的光变曲线，功率密度谱的特征是“红噪声”和低频处的中断。时间分辨光谱分析已经确定，在所有这些源中，最短时间尺度上的光谱变化是重要的，在高通量下光谱变得更柔和。在这里，我们提出了一个模型，能够解释一些上述性质的磁耀斑闪耀在一个标准的吸积盘和生产的X射线光谱通过逆康普顿散射软光子（既有内在的和再处理的热辐射从吸积盘和本地产生的同步辐射）。我们表明，基本的加热事件，可能造成的磁重联，必须是紧凑的，具有典型的大小相当于吸积盘的厚度，必须在一个高度至少一个数量级大于其大小触发耀斑的空间和时间分布是不随机的：加热的日冕收益在相关的事件列车在雪崩的方式。雪崩的振幅服从幂律分布，并决定了产生光谱的活动区域的大小。用我们的模型，我们模拟的X射线光变曲线再现的主要观测性质的功率密度谱和X射线连续短期变化的塞弗特1星系。通过与MGC-6 - 30 -15的观测比较，我们可以推断该源的日冕具有较大的光学厚度（τ>1.5）和较小的平均覆盖率。
2001-08-23 astro-ph
X-ray iron line variability for the model of an orbiting flare above a black hole accretion disc
在许多活动星系核中检测到的宽X射线铁谱线，很可能是由靠近超大质量黑洞的吸积盘的中心部分被X射线照射而产生的荧光。这条线的时间平均形状可以用狭义相对论效应和广义相对论效应的结合来解释。这样的线轮廓包含信息的黑洞自旋和吸积盘以及几何形状的发射区，并可能有助于测试广义相对论在强引力制度。在本文中，我们着手计算的时间响应的线照明通量。以前的研究集中在计算混响签名从静态源照亮光盘。在本文中，我们着重于物理上更合理的耀斑位于吸积盘上方，并与它共转的情况下，我们计算的时间依赖的铁线，考虑到所有的广义相对论效应，并显示其形状是非常复杂的性质，也提出了光变曲线伴随着铁线的变化。我们建议，未来的X射线卫星，如XMM或星座-X可能能够检测到的计算混响地图中存在的功能。
1999-06-24 astro-ph
Variability in black hole accretion discs
对吸积系统的观测经常显示出显著的变化（吸积光度的10- 20%），其时间尺度比释放大部分光度的盘区域预期的要长得多。我们提出了一个明确的物理模型光盘的变化，一致的Lyubarskii（1997年）的一般方案来解决这个问题。我们认为，本地发电机过程可以影响的吸积盘的演化驱动角动量损失的形式流出（风或射流）。我们的发电机模型作为一个小规模的随机现象，操作上大致本地动态的时间尺度。我们认为，大规模的外流只能发生在小规模的随机过程中相邻的磁盘环偶然引起一个相干的大规模磁场。这发生在更长的时间尺度上，并导致明亮的大振幅耀斑，因为大范围的圆盘半径以相干的方式演变。大多数时候，发电机的动作反而产生小幅度的闪烁。我们再现功率谱类似于所观察到的，包括1/f功率谱低于由内盘边缘处的磁对准时标给出的断裂频率。然而，黑洞质量和破裂频率值之间的关系并不像文献中通常假设的那样简单。外圆盘边缘的作用是使那里的磁对准频率以下的频谱变平。我们还发现了变化幅度和光度之间的相关性，类似于在一些活动星系核。
2003-11-03 astro-ph
XTE J1118+480: Clues on the Nature of the Accretion Flow from the Optical Variability
我们展示了如何同时存在一个强的准周期振荡（QPO）的周期约为10秒的X射线瞬态XTE J1118+480的光学和X射线光变曲线可以用来获得有关的吸积流的源周围的性质的信息。异常高的光-X射线通量比和在两个能带中同时观察到的QPO表明，很大一部分光通量可能起源于靠近中心源的地方，大部分X射线都是在那里产生的，这表明日冕是以磁为主的。我们还展示了如何的QPO的时间演化可以为我们提供的信息的内半径和粘性的光学厚吸积盘。
2000-11-06 astro-ph
Two-dimensional hydrodynamic simulation of an accretion flow with radiative cooling in a close binary system
通过求解含辐射转移的欧拉方程，对密近双星系统中的吸积流进行了二维数值模拟。在本研究中，比热比假设为常数，而辐射冷却效应作为一个非绝热过程。通过从盘的顶表面和底表面在垂直方向上释放能量来考虑盘的冷却效果。我们使用通量限制扩散近似来计算辐射热通量值。计算结果表明，在冲击波作用下，出现了盘状结构，并在盘状结构上形成了螺旋激波。这些特征类似于在具有较低比热比$γ=1.01$的绝热气体的情况下观察到的特征。结果表明，考虑辐射冷却效应后，圆盘的质量比$γ=5/3$假设下的大，比$γ=1.01$假设下的小。结果表明，采用绝热气体和较低的比热比是模拟具有辐射冷却效应的吸积盘的有效假设。
2003-04-14 astro-ph
Results from Droxo. I. The variability of fluorescent Fe 6.4 keV emission in the young star Elias 29: High-energy electrons in the star's accretion tubes?
目标。我们研究的Fe 6.4千电子伏的发射线的变化，从I类年轻的恒星对象埃利亚斯29的Rho-Oph云。方法.我们分析了XMM在对Rho-Oph恒星形成区域进行为期9天的几乎连续观测（称为Droxo的深层Rho-Oph X射线观测）期间收集的Elias 29数据。将数据细分为六个均匀的时间间隔，并对六个所得光谱进行单独分析。结果我们检测到显着的变化，从埃利亚斯29的Fe 6.4千电子伏的发射线的等效宽度。6.4千电子伏的线是缺席在第一个时间间隔的观察，并出现在其最大强度在第二个时间间隔（90千秒后，埃利亚斯29经历了一个强大的耀斑）。X射线热发射在两个观察段之间保持不变，而线变异性在99.9%置信水平下存在。鉴于显着的线变化的情况下，在X射线电离连续和弱点的光电离连续从恒星的热X射线发射的变化，我们认为，荧光可能是诱导碰撞电离从（看不见的）人口的非热电子。我们推测的可能性，电子加速的磁约束吸积环的重连事件，连接年轻的恒星，其拱盘。
2007-10-10 astro-ph
Long time-scale variability in GRS1915+105
我们提出了非常高分辨率的流体动力学模拟的黑洞X射线双星吸积盘附近的爱丁顿极限吸积。结果表明，质量损失，辐射和潮汐相互作用都有深远的影响所观察到的行为的长周期X射线瞬变。特别是，在吸积盘的外部区域，所有这些效应的相互作用能够驱动这些物体的长时间尺度（数周至数年）的变化，并且可能是GRS 1915 +105的一些极端变化的起源。
2004-06-23 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk
我们提出了我们的引力透镜类星体2237+0305的长期光谱监测的延续。我们研究了在类星体图像A和B的紫外/光学连续谱中观察到的色变，并将它们与数值模拟进行比较，以推断类星体吸积盘的能量分布。我们的程序相结合的微透镜射线拍摄技术与贝叶斯分析，并推导出作为波长的函数的源大小的概率分布。我们发现，有效的苛性交叉时间尺度为4.0+/-1.0个月。使用一个强大的有效横向速度的先验，我们发现，负责的UV/光学连续谱的源有一个能量分布以及再现的幂律R λ ^{zeta}与zeta=1.2+/-0.3，其中R是负责在波长λ的发射源的大小。这是第一次在如此小的尺度上精确地、独立于模型地确定类星体吸积盘的能量分布。
2008-11-12 astro-ph
X-ray Reflection from Inhomogeneous Accretion Disks: II. Emission Line Variability and Implications for Reverberation Mapping
即将进行的星座-X飞行任务的主要科学目标之一是试图通过对铁-钾荧光线的反射测绘来测绘塞弗特星系中黑洞周围的吸积盘的内部区域。盘的这个区域很可能是辐射压占主导地位，并受到各种动力学不稳定性的影响。在这里，我们表明，密度不均匀性在磁盘大气中造成的光子泡不稳定性（PBI）可以导致快速变化的X射线反射功能，即使当照明通量是恒定的。通过模拟PBI的发展，我们发现，对于所选择的盘参数，Fe K和O VIII Lyα线在短至轨道时间的百分之几的时间尺度上变化。随着吸积盘结构的变化，Fe K等效宽度（EW）的变化可达~100 eV。变化的幅度和方向（正或负）取决于大气的电离状态。最大的变化时，发现磁盘是中度电离。O VIII EW变化数十eV，并表现出大量的快速，低幅度的变化。这种效应为一些观察到的短时间尺度Fe K变化的实例提供了自然的解释，这些变化与连续体无关（例如，Mrk 841）。新的预测Fe K混响映射应包括这种吸积盘驱动线的变化和可变的电离状态的影响。在2-10 keV区域的恒定密度模型的反射谱平均的不稳定性的演变是很好的拟合。
2004-10-08 astro-ph
Timescales of Soft X-Ray Variability and Physical Constraints in Agns
利用ROSAT/PSPC定点观测资料，计算了65个活动星系核的软X射线变率时间尺度。对于这65个光变曲线具有明显指数增长或指数下降规律的天体，我们采用指数时间尺度，发现它们更适合于分析ROSAT光变曲线数据。我们还讨论了一些物理约束的中央引擎暗示我们的结果。假设软X射线变率指数时间尺度近似等于标准吸积盘的热时间尺度，我们利用最近估计的37个活动星系核的中心黑洞质量，得到了它们的吸积率、软X射线辐射区的大小和紧致性参数。对于其中的12个活动星系核，利用中心黑洞质量和计算的吸积率，得到了标准薄吸积盘的引力不稳定性半径。这与混响映射方法的结果一致。这些结果提供了支持的证据，这种引力不稳定性有助于宽线区（BLR）的活动星系核的形成。
2003-03-25 astro-ph
A model-independent analysis of the variability of GRS 1915+105
本文分析了1996-1997年期间用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对微类星体GRS 1915+105的163个观测结果。对于每一次观察，我们都制作了光变曲线和颜色-颜色图。我们根据它们的计数率和颜色特征将观察结果分为12个单独的类别。从这些类的分析中，我们减少了源的可变性，三个基本状态之间的过渡：硬状态对应的吸积盘的最里面的部分的不可观测性，和两个软状态与一个完全可观测的磁盘。这两种软态代表了吸积盘的不同温度，与吸积率的不同局部值有关。这些状态之间的转换可能非常快。源在这三种状态之间移动，遵循某些模式并避免其他模式，从而产生相对较大但数量有限的可变性类。这些结果是第一步的链接的属性，这个特殊的源与标准的黑洞系统和吸积盘模型。
2000-01-07 astro-ph
Accretion Disks and the Nature and Origin of AGN Continuum Variability
研究活动星系核中占主导地位的热连续辐射的理论和观测。经红化校正后，活动星系核的稳态光-紫外光谱能量分布（SED）非常相似。SED在能量上主要由蓝色大凸起（BBB）控制，但这个凸起从未显示出对于具有r^{-0.75}径向温度梯度的标准薄吸积盘所预测的nu^{+1/3}光谱。相反，观察到的光学紫外SED意味着温度梯度r^{-0.57}与盘的厚度无关。这意味着在圆盘中有一些热量向外流动。盘是大的，并且发射光学连续谱的区域与内部宽线区域（BLR）一样大。因为在所有活动星系核中，光变都出现在BLR的光交叉时间上，所以光变必须以接近光速的速度传播，而不是在动力学时间尺度上传播。这表明能量产生机制是电磁的，而不是流体动力的。由于速度接近光速，因此在发射中可能存在显著的局部各向异性。BBB的大的快速变化意味着磁流体动力学能量产生是根本不稳定的。由于吸积物质中不可避免的径向温度梯度，不同的光谱区域主要来自不同的半径，并且不同光谱区域中的变化对应于不同半径处的变化。这解释了经常观察到的X射线和光学变化的独立性，在较低能量下的变化导致在较高能量下的变化，以及发射线混响滞后的快速变化。提出了局部变率假设的一些观测检验。
2007-11-14 astro-ph
Variability in LINERs
已观察到少数LINER显示可变H-α发射，具有非常宽的双峰曲线。哈勃太空望远镜最近的观测表明，这种发射可能是LINER的一个共同属性。双峰或双肩线轮廓类似于宽线射电星系的子集。几条线的论点表明，这样的功能跟踪外部薄吸积盘内离子环辐射，符合对流为主的吸积流（ADAF）模型。因此，对这一广泛的H-α分量的可变性监测可以提供一种在这些源内小尺度上测试吸积物理学的手段。
2000-09-19 astro-ph
Numerical Simulations of Rotating Accretion Flows near a Black Hole
我们提出的时间相关的解决方案薄，超音速吸积流附近的黑洞，并比较它们与解析解。这种无粘性绝热气体流的特征在于比角动量和比能量。我们证实，对于上述参数的范围很广，一个稳定的驻激波与漩涡内形成接近黑洞。除了稳态解，我们还证明了非定常解的存在性，对于薄吸积流，吸积激波被周期性地破坏和再生。由于考虑的是无粘绝热气体，不稳定行为应该是由动力学引起的不稳定性引起的。我们讨论了可能的相关性的周期性行为的准周期振荡（QPO）观察银河系和河外黑洞候选人。
1997-02-05 astro-ph
Timing the accretion flow around accreting millisecond pulsars
目前，在它们首次被发现的十年后，已知有十颗吸积毫秒双星。我提出了一个研究的非周期性的X射线的变化，在这些系统中的三个，这导致了同时发现kHz准周期振荡XTE J1807-294和极强的宽带噪声异常低的变化频率在IGR J 00291 +5934。此外，我们将SWIFT J1756.9-2508归类为环礁源，并在其2007年的爆发光谱和变化特性中测量了极端岛屿状态的典型特征。我还详细估计了研究爆发期间的总注量。
2008-09-19 astro-ph
Microquasars in the low/hard state: strong coronae, compact jets, and the high frequency variability
我们应用模型的磁占主导地位的日冕以上的标准吸积盘的银河系黑洞的低/硬态。当磁盘电晕耦合占自洽假设磁旋转不稳定性是在工作中的磁盘，并产生的电晕浮逃逸磁盘磁结构，然后该模型预测强大的，X射线发射电晕在低吸积率。一个主要的后果进行了讨论：日冕本身是强大的，MHD驱动的射流/外流的发射场的可能性。这主要取决于日冕的高度。最后，我们提出了第一个径向配置文件的日冕不同的吸积率，并讨论了它们的影响，高频率的变化。
2002-08-05 astro-ph
Accretion Disks around Young Stars: Lifetimes, Disk Locking and Variability
我们报告了对最近的四个年龄跨度为600 - 3000万年的年轻恒星协会中的盘吸积和相关现象进行全面研究的结果，这一时期可能与行星形成的后期阶段相吻合。我们已经获得了100颗低质量恒星的650个多历元高分辨率光谱，这些恒星可能是eta Chamaeleontis（~ 600万年），TW Hydrae（~ 800万年），beta Picture（~ 1200万年）和Tucanae-Horologium（~ 3000万年）群的成员。我们的数据收集了12个晚上之间的2004年12月至2005年7月的麦哲伦粘土6.5米望远镜。基于H $α$线的配置文件，以及各种其他的发射线，我们发现明确的证据，正在进行的吸积在三个11 eta茶星和两个32 TW长蛇座成员。57个贝塔皮克或塔克-霍尔成员中没有一个显示出可测量的吸积迹象。总之，这些结果意味着显着的磁盘吸积过程中的第一个几个百万年的低质量恒星的生命的演变。虽然一些磁盘可以继续吸积高达~10万年，我们的研究结果表明，磁盘吸积超过这个时间尺度是相当罕见的。这一结果提供了一个间接的约束的时间尺度内磁盘的气体耗散，反过来，对气体巨星行星形成。我们样本中的所有吸积体都是慢旋转体，而非吸积体的旋转速度范围很大。这可能暗示了在大约800万年前由盘引起的旋转制动。我们的多历元光谱证实，发射线的变化是常见的，即使在有点老的金牛座T星，其中吸积物往往表现出特别强烈…
2006-05-23 astro-ph
