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
The polarization effects of radiation from magnetized envelopes and extended accretion structures
给出了磁化球形光学厚包层和光学薄包层线偏振的数值计算结果。给出了利用观测到的偏振度和位置角的谱分布区分磁化光学薄包层和光学厚包层的方法。数值计算的结果被用来分析OB和WR星、具有黑洞候选者的X射线双星（天鹅座X-1，SS 433）和超新星的偏振观测。所开发的方法允许估计上述对象的磁场强度。
2004-06-16 astro-ph
Magnetized Accretion Inside the Marginally Stable Orbit around a Black Hole
定性参数表明，磁场的能量密度的物质吸积到一个黑洞内的边缘稳定轨道的吸积流的静止质量能量密度自动可比。以下是几个后果：磁效应在动力学上必须是显著的，但不能强到占主导地位;阿尔芬波中向外的能量传输可能改变能量释放的有效效率;该区域的垂直磁应力可能有助于“日冕”活动。
1999-02-18 astro-ph
Resonance accretion on the magnetized rotating neutron star
结果表明，吸积盘激发了末端冻结在中子星表面的磁场管的阿尔芬振荡本征模。当本征阿尔芬频率与开普勒盘旋转频率和中子星旋转频率之差一致时，共振发生。这个模型解释了kHz波段QPO振荡的两条窄线，并可用来计算X射线双星中中子星的质量和半径。
2001-03-21 astro-ph
Forced oscillations in magnetized accretion disks and QPOs
基于恒星磁场在吸积盘中引起的强迫振荡，我们提出了一个新的QPO模型。首先，它表明，磁化的吸积盘在旋转的非轴对称磁场锚定的中子星将受到三种共振：共转共振，Lindblad共振由于驱动力，和参数共振由于随时间变化的周转频率。在本文的第二部分中，我们着重研究了薄吸积盘的线性响应，将密度扰动发展为自由波解和非波扰动之和。在最后一部分中，我们展示了一个简化版本的吸积盘的二维数值模拟的结果，包括一个由垂直磁场穿过的等离子体柱。有人认为，近周期运动诱导的磁盘将产生高的品质因数QPO。
2005-07-06 astro-ph
Polarization from a Strongly Magnetized Accretion Disks: Asymptotic Wavelength Behaviour
我们计算了具有垂直平均全球磁场的厚吸积盘辐射的偏振。这种极化是由于圆盘磁化等离子体中的自由电子对辐射的散射而产生的。我们认为磁化圆盘中光子传播过程中偏振面的法拉第旋转是一个基本效应。考虑了具有垂直平均磁场的光学厚吸积盘的各种模型。本文的主要目的是得到在汤姆逊光学长度~1处法拉第旋转角>> 1时辐射偏振的简单渐近公式。我们的计算结果使我们能够估计附近的磁场大小的边缘稳定轨道区域的黑洞通过极化观测数据，包括预期的未来X射线极化观测。偏振的波长依赖性强烈依赖于各种模型的吸积盘，从而允许选择一个真正的模型从偏振数据。
2005-03-05 astro-ph
Theory of magnetized accretion discs driving jets
在这个讲座中，我回顾了磁化吸积盘驱动射流的理论，重点是年轻的恒星物体（YSO）。我首先介绍赞成“圆盘风”范式的观测和理论论据。在那里，吸积和抛射是相互依赖的，因此需要重新审视吸积盘的标准图像。一个简单的静磁方法已经提供了一些见解的基本现象。磁流体动力学方程以及所有通常的假设，然后清楚地列出。用模型无关的方法解释了开普勒盘稳态吸积和抛射的相关物理机制。自相似计算的结果显示和严格的讨论，冷，暖喷流配置。最后，我提供了观测预测和YSO光盘所需的物理条件。简要讨论了在圆盘和原恒星之间引入磁层相互作用的必要性。
2003-11-28 astro-ph
Viscosity-Driven Winds from Magnetized Accretion Disks
我们提出了一个分析模型，其中一个低效辐射的吸积盘驱动向上风从它的表面。吸积过程是同时控制的全球磁场穿透磁盘和吸积等离子体的粘度。它示出，能量径向向外输送内的吸积流，与粘性角动量运输在同一方向上，并且这种附加的能量从内部部分的磁盘部分使得后者有可能驱动一个向上的风。指定风的强度的参数根据自然引入的粘性参数唯一地确定。
2003-06-17 astro-ph
A Model for Quasi-Spherical Magnetized Accretion Flow
提出了一个轴对称磁化吸积流模型。能量耗散的主要机制被认为是由于在吸积流湍流的磁扩散。与对流主导吸积流（ADAF）解类似，吸积气体中存储了恒定比例的耗散能量，其余部分被辐射。本文首先介绍了在纯极向磁场作用下的电阻性{ \it非旋转}流动的一般自相似解。物理量的径向依赖性与粘性ADAF解相同。虽然本研究的主要重点是非旋转磁化吸积流，旋转流与极向和环向分量的磁场，我们发现类似的非旋转情况下的径向标度的解决方案。我们表明，吸积和旋转速度都低于开普勒速率，无论冷却量。我们表明，一组方程减少到一个二阶微分方程的非旋转流。盘的几何形状的变化取决于存储在吸积气体中的耗散能量的分数。然而，在几乎所有的情况下，盘的上方都有一个热的低密度气体。净吸积率计算一组说明性的参数。
2004-05-17 astro-ph
Funnel-flow accretion onto highly magnetized neutron stars and shock generation
本文对强磁化中子星上的稳态漏斗流吸积进行了新的研究，包括激波产生的全面处理。作为第一步，我们采用一个简化的模型，考虑牛顿理论内的流动和忽略辐射压力和冷却。该流动从吸积盘开始，然后沿着磁场线，在磁极上形成跨音速漏斗流。在气流的某一点会发生一个静止激波，在此之外，物质会以亚音速的方式以高压和高密度的方式吸积到恒星上。我们计算的位置的驻激波和所有其他功能的流动内的假设，我们的模型。应用观察到的X射线光谱仪进行了讨论。
2008-04-18 astro-ph
Applying Magnetized Accretion-Ejection Models to Microquasars: a preliminary step
在这一过程中，我们提出了一些方面的模型，应该解释在微类星体中观察到的光谱状态的变化。在这个模型中，弹射被假定为只发生在最里面的磁盘区域，其中一个大规模的磁场被锚定。然后，与传统的ADAF模型相反，吸积能量可以有效地转换为喷射，而不是平流的视界内。我们建议，光盘的物理状态的变化（例如，从光学厚光学薄状态的过渡）可以强烈修改的磁吸积-喷射结构，导致光谱的可变性。在简单描述了我们的方案之后，我们给出了一些关于我们计算中使用的动态自洽磁化吸积-喷射模型的细节。我们也给出了一些光谱能量分布的初步结果。
2004-09-08 astro-ph
Criterion for Generation of Winds from Magnetized Accretion Disks
本文提出了一个全球磁场中非辐射吸积流的解析模型。该模型解中的物理量采用分离变量形式，其径向部分为包含一个风强度参数的简单幂律函数。得到了几种数学上等价但物理上不同的风力发电判据表达式。它还建议，风的产生是干预的结果，重新分配当地可用的引力能的一些机制，伯努利和可以是一个很好的指标，这种机制的存在。
2001-08-29 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Magnetized Thin Accretion Disks around Black Holes: Stress in the Plunging Region
我们描述了三维广义相对论磁流体动力学模拟的几何薄吸积盘周围的非旋转黑洞。盘在径向范围$(2-20)GM/c^2$上具有厚度$h/r\sim0.05-0.1$。在稳定状态下，流入的磁化气体的比角动量分布偏离Novikov和Thorne（1973）的标准薄盘模型不到2%。此外，在最内层稳定圆轨道（ISCO）半径处的磁矩仅为该半径处角动量向内通量的$\sim2%$。这两个结果表明，磁耦合整个ISCO是相对不重要的几何薄磁盘。
2008-09-12 astro-ph
Accretion to a Magnetized Neutron Star in the "Propeller" Regime
我们研究球形吸积旋转磁化恒星的“螺旋桨”制度使用轴对称电阻磁流体动力学模拟。如果磁层半径大于共转半径而小于轻圆柱半径，则预测会发生该制度。模拟显示，吸积物质从磁层的赤道区域排出，并以超音速的盘状流出远离恒星。在较大的径向距离上，外流速度减慢，变成亚音速。赤道物质外流最初由离心力驱动，但在更大的距离上，压力梯度力变得显着。我们发现的分数的邦迪吸积率的吸积到表面的恒星。
2006-07-10 astro-ph
Magnetized accretion-ejection structures IV. Magnetically-driven jets from resistive, viscous, Keplerian discs
我们提出了自相似磁化吸积盘驱动冷，绝热，非相对论喷流的稳态计算。第一次，由于射流和湍流的“粘性”扭矩的磁扭矩被考虑在内。后者的扭矩允许耗散的吸积功率作为辐射在光盘表面，而前者主要提供动力射流。这些结构的参数空间进行了探索。它的特点是四个自由参数，即磁盘的纵横比和三个MHD湍流参数，有关的反常磁扩散率和粘度。事实证明，从薄的耗散盘发射冷射流意味着各向异性的湍流耗散。渐近达到高Alfvenic马赫数的喷流仅由弱耗散盘产生。我们得到了一般的分析关系盘和射流量，必须履行任何稳态模型的冷射流，从一个大的径向延伸薄盘发射。我们还表明，这样的光盘不能有一个占主导地位的粘性扭矩。这是因为所选择的几何形状强加了阿尔芬曲面的轨迹。本文还简要讨论了这些冷磁化吸积-抛射结构的观测结果。
1999-11-25 astro-ph
Unstable Disk Accretion to Magnetized Stars: First Global 3D MHD Simulations
我们报告的第一个全球性的三维（3D）磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的磁化星通过瑞利-泰勒不稳定性。这颗恒星有一个偶极场，相对于旋转轴偏离了一个小角度θ。模拟表明，根据吸积率的不同，恒星可能处于稳定或不稳定的吸积状态。在不稳定状态下，物质通过几个细长的“舌头”深入磁层，这些舌头将物质沉积在恒星表面的随机位置，导致随机的光变曲线。在稳定区，物质以有序的漏斗流形式吸积，光变曲线几乎是周期性的。一颗恒星可能会根据吸积率在这两种状态之间切换，因此可能会交替出现有序脉动和随机光变曲线。在中间政权，随机和有序脉动观察。对于θ> 30度，不稳定性被抑制，并且通过漏斗流的稳定吸积占主导地位。
2007-12-10 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
Magnetized Accretion-Ejection Structures: 2.5D MHD simulations of continuous Ideal Jet launching from resistive accretion disks
我们提出了一个磁化的吸积盘发射trans-Alfvenic喷流的数值磁流体动力学（MHD）模拟。这些模拟，在一个2.5维的时间相关的多方电阻MHD框架，模型的电阻吸积盘通过初始垂直磁场线程。电阻率仅在圆盘内部才是重要的，并被规定为eta = alpha_m V_AH exp（-2Z^2/H^2），其中V_A代表阿尔芬速度，H是圆盘刻度高度，系数alpha_m小于1。通过在几十个动态磁盘时间尺度上进行模拟，我们表明，发射的准直流出发生自洽和喷射的物质是连续的和准静止的。这是有史以来第一次模拟的阻力吸积盘发射非瞬态理想MHD射流。大约有15%的吸积物质被持续地喷出。这种外流被安全地表征为射流，因为流动变得超快磁声，准直良好，并达到准稳态。我们提出了一个完整的说明和解释的“吸积喷射”机制，导致从磁化吸积盘形成射流。特别是，磁盘内的磁转矩制动的物质方位角，并允许吸积，而它是负责一个有效的磁离心加速射流。因此，磁场引导盘角动量并为射流加速和准直提供动力。射流起源于内部磁盘区域之间的热量和磁力达到均分。一个中空的，超快的致密物质磁声壳层是原始场向内平流的自然结果。
2002-08-26 astro-ph
The Formation and Structure of a Strongly Magnetized Corona above Weakly Magnetized Accretion Disks
我们利用三维磁流体动力学（MHD）模拟研究了在初始弱磁化的等温吸积盘上方日冕的形成。我们还描述了修改MHD的时间显式的数值算法，使我们能够发展高度分层磁盘许多轨道时间。我们发现，由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的MHD湍流在几个轨道时间内，在盘中平面的两个标度高度内产生强的弱场放大。在两个刻度高度内，MRI产生的大约25%的磁能由于浮力而逃逸，在磁盘上方产生强烈磁化的日冕。大部分急剧上升的磁能都消散在3到5个尺度的高度之间，这表明日冕也会很热。平均垂直盘结构包括一个弱磁化的湍流核心下面的强磁化的电晕是稳定的MRI。在盘和日冕中的大尺度场结构都是环形的。应力的函数形式在两个刻度高度内是平坦的，但在两个刻度高度以上与密度成正比。对于最初的弱均匀垂直场，我们发现指数增长的磁场通过轴对称垂直模式的MRI产生强烈的浮力片的磁能，打破磁盘分开成水平通道。这些通道在帕克不稳定性发生之前垂直上升了几个刻度高度，使片层扭曲，并允许物质向中面回流并重新形成圆盘。我们认为，这种演变可能是相关的动态过程，破坏磁盘的内部区域时，它与一个强磁化的中心对象相互作用。
1999-12-07 astro-ph
The Fate of Non-Radiative Magnetized Accretion Flows: Magnetically-Frustrated Convection
我们提出了一个方案的非辐射吸积到超大质量黑洞在银河系中心。利用1400^3个网格区进行MHD模拟，这些网格区打破了早期研究中的轴对称和反射对称，并从邦迪半径向内延伸，我们发现了一个准流体静力径向密度分布ρ propto r^{-0.72}，其超绝热梯度对应于n~0.72的多变体。由磁耗散产生的浮力被相同的场有效地抵抗，以至于能量向内平流：一种磁阻却对流的状态。这种情况是一致的能量和外部边界条件的观测约束。
2003-07-13 astro-ph
Magnetized accretion-ejection structures V. Effects of entropy generation inside the disc
本文对非相对论磁化吸积盘驱动喷流进行了稳态MHD计算。第一次，能量方程描述沿流线的熵产生的影响。使用一个简化的方法，我们表明，热效应有一个巨大的影响盘的能力，饲料射流质量。椎间盘弹出效率通过参数$ξ= d \ln \dot{M}_{a}/d \ln{r}$测量，其中$ \dot{M}_{a}(r)$是局部椎间盘吸积率。虽然以前的自相似解决方案只能产生喷流与$ξ\sim 0.01$，解决方案与日冕加热显示巨大的效率高达$ξ\sim 0.5$。此外，考虑热效应允许获得快速和慢速磁旋转器。由于大多数的喷流特性（如渐近速度或准直度）取决于质量负载，它从这项研究中产生的任何定量的结果需要一个详细的分析光盘能量。
2000-08-16 astro-ph
Accretion to Magnetized Stars through the Rayleigh-Taylor Instability: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它以细长的等离子体舌头的形式出现，这些舌头穿过赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动以及行星迁移产生影响。
2008-03-08 astro-ph
An Accretion-Ejection Instability in magnetized disks
我们提出了一个不稳定性发生在磁盘的内部由一个中等强度的垂直（极向）磁场线程。它的机制是这样的，盘中的螺旋密度波，由磁应力驱动（而不是像银河螺旋那样的自引力），通过与它在其共转半径处产生的罗斯比涡旋交换角动量而变得不稳定。这种角动量然后可以作为阿尔芬波向盘的日冕发射，从而作为吸积过程的一个要素，为风或喷流提供能量源。作为星系螺旋，这种不稳定性形成低方位波数，站立的螺旋图案，这可能提供了一个解释低质量X射线双星低频QPO。
1999-07-20 astro-ph
Magnetohydrodynamic Simulations of Accretion Disks around a Weakly Magnetized Neutron Star in Strong Gravity
我们对弱磁化中子星周围的吸积盘进行了二维高分辨率磁流体动力学（MHD）模拟。利用Paczenski，B.，P. J. Witta（1980年）。当磁环连接中子星和吸积盘时，来自吸积盘或旋转的中子星的扭曲注入触发了磁环的膨胀。由于膨胀的磁环阻止了流向中子星的磁极的物质流入，盘状物质就聚集在磁层和盘状物质的边界上。在磁环中发生的磁重联创造了一个通道，盘物质可以沿着这个通道吸积并卸载磁层。这个过程产生准周期性变化的吸积流在最里面的区域的磁盘。我们发现了两种振荡。一种是由磁重联调节的磁层振荡。另一种是径向圆盘振荡。振荡的典型频率为100 Hz至2 kHz。此外，我们预测QPO源不可避免地伴随着X射线耀斑的磁重联和双极流出的热X射线发射等离子体类似的光学喷流在原恒星。
2001-04-17 astro-ph
The Propeller Regime of Disk Accretion to a Rapidly Rotating Magnetized Star
本文首次用轴对称2.5D磁流体动力学模拟方法研究了快速旋转磁化星盘吸积的螺旋桨机制。一个膨胀的、封闭的磁层形成，其中磁场主要是环形的。一小部分恒星的极向磁通量垂直膨胀，形成一个磁主导塔。物质聚集在磁层外的赤道区域，并通过拉长的漏斗流准周期性地吸积到恒星上，导致磁场重新连接。由于封闭的磁层与圆盘的相互作用，恒星向下自旋。对于所考虑的条件，自旋下降扭矩随恒星的角速度ω * 变化，对于固定的质量吸积率，为ω *^1.3。螺旋桨阶段在X射线双星、激变变星和年轻恒星的演化中可能很重要。特别是，它可以解释目前的经典金牛T星的缓慢旋转。
2005-02-14 astro-ph
Extending the Shakura-Sunyaev approach to a strongly magnetized accretion disc model
我们发展了一个由湍流磁场的磁压支撑的薄湍流吸积盘模型。当盘中的湍流动能和磁能密度大于热能密度时，这适用。这种光盘是否在自然界中生存或不仍然有待确定，但在这里，我们只是证明了自洽的解决方案存在时，α处方的粘性应力，类似于原来的Shakura-Sunyaev模型，使用。我们表明，α \sim 1的强磁化的情况下，我们计算的径向结构和发射光谱时，它是光学厚的制度。强磁化光学厚盘可以适用于爱丁顿光度< 10^{-2}的天体的整个盘半径范围，也可以适用于更高光度源的盘外部。在磁压等于热压或辐射压的极限下，强磁化圆盘模型转化为α=1的Shakura-Sunyaev模型.我们的模型产生的光谱与标准的Shakura-Sunyaev模型非常相似。在我们的比较研究中，我们还发现了Shakura和Sunyaev（1973）的光谱计算中的一个小差异。
2003-06-16 astro-ph
Gravitational-Wave Radiation from Magnetized Accretion Disks
基于不同的天体物理背景，讨论了吸积盘中引力波辐射的可探测性。为了发射GW辐射，盘形应该失去轴对称。我们指出，一个显着的变形是合理的非辐射热吸积盘，因为增强的磁活动，而它是不可能的标准型冷盘。我们分析了磁化吸积流的三维磁流体动力学（MHD）模拟数据，发现了非轴对称的密度模式。相应的椭圆率为$ε\sim 0.01$。GW辐射的预期时间变化总体上是混沌的，但也有一点准周期性。然而，在密近双星的情况下，GW辐射没有什么有趣的结果，因为它们的盘质量非常小。GW辐射对活动星系核也不显著，因为它的自转速度非常慢。最有希望的情况是在伽马射线暴或超新星中发现的，在这种情况下，由于致密物体的合并，或由于爆炸物质向超新星中心回落，在恒星质量的致密物体周围可能形成一个太阳质量左右的大质量环面（或盘）。虽然在环体形成之前会有更强的GW辐射，但在随后的吸积阶段检测GW辐射是非常重要的，因为它将为研究其中心引擎提供一个很好的探针。
2002-08-22 astro-ph
Self-similar structure of the magnetized radiation-dominated accretion disks
利用自相似技术研究了具有开放磁力线的大尺度磁场对辐射主导的吸积盘稳态结构的影响。圆盘被认为是湍流的，并具有有效的粘性和有效的磁扩散率。我们考虑的极端情况下，由于粘性和磁耗散所产生的能量是平衡的平流冷却。当圆盘外的磁场以唯象的方式处理时，内部场是自洽地确定的。磁化和非磁化的解决方案具有相同的径向依赖性，无论输入参数的值。一般来说，我们的自相似解决方案是非常敏感的粘度或扩散系数。例如，当粘度系数减小时，密度和旋转速度增大。气体以亚开普勒角速度旋转，其因子小于1，这取决于磁场配置。磁场显著减小圆盘厚度，但与自相似解相比，磁场有增大圆盘径向速度的趋势。
2005-05-28 astro-ph
Signatures of Energetic Protons in Hot Accretion Flows: Synchrotron Cooling of Protons in Strongly Magnetized Pulsars
热的双温吸积流的存在对于最近关于星系双星中吸积中子星和黑洞以及低光度星系核中大质量黑洞的低光度硬X射线辐射的讨论是必不可少的。在这些流动中，质子基本上是维里化的，并且可能是非热质子的相对论能量。高能质子存在的观测确认可以进一步支持双温吸积流模型。我们指出，非热相对论质子的同步辐射可以提供强磁化中子星系统的观测信号。磁矩为$\sim 10^{30} G cm^3$的吸积中子星的自吸收同步辐射在ν~10**15 Hz处的光谱为νI_ν~ ν**2，光度约为几× 10^**33（L_x/10**36 erg/s）**0.4 erg/s，其中L_x为中子星表面的X射线光度。在4U 1626-67和GX 1+4等脉冲星系统的低光度状态下，在光学和紫外波段探测到预期的同步辐射特征，可以证明在它们的自旋下降事件期间存在热的双温吸积流。在4U 1626-67中检测到的光发射的光谱形状和光度水平非常接近我们的预测。
1999-05-17 astro-ph
The jet power extracted from a magnetized accretion disc
本文研究了由吸积盘的磁场加速的相对论性喷流的功率。研究发现，从圆盘中提取的功率主要取决于远离圆盘的场的场强和位形。通过与旋转黑洞提取的能量进行比较，我们发现圆盘提取的喷流能量可以超过旋转黑洞提取的喷流能量。但在某些情况下，即使穿过孔的极向场并不明显大于穿过圆盘内边缘的极向场，从快速旋转的孔提取的射流功率也可能比从圆盘提取的射流功率更重要。结果表明，类星体的射电响度可能受其吸积速率的控制，而吸积速率可能受中心黑洞质量的调节。建议，不同的磁盘场产生机制可能会测试对射电大声类星体的观测，如果他们的黑洞质量是可用的。
2002-01-31 astro-ph
2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability
我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。
2006-04-05 astro-ph
Evolution characteristics of central black hole of magnetized accretion disc
考虑盘吸积与Blandford-Znajek过程（BZ过程）共存，研究了Kerr黑洞的演化特征. (i)用改进的等效电路导出了BZ过程和MC过程中旋转BH的能量提取率的统一表达式。(ii)在广义相对论和磁通量守恒的前提下，给出了黑洞视界上的角坐标与圆盘上的径向坐标之间的映射关系。(iii)详细比较了BZ工艺和MC工艺的功率和转矩。（4）利用BH演化的特征函数，讨论了BH演化的特征和能量提取效率。(v)在考虑上述能量机制共存的情况下，讨论了BH视界上的功率耗散和BH熵增加。
2002-09-27 astro-ph
Bending Instabilities in Magnetized Accretion Discs
我们研究了薄圆盘在内部产生的磁场和中心恒星中偶极子产生的磁场共同作用下的整体弯曲模。当有一个显着的内部区域的光盘与恒星共转，我们发现不稳定的弯曲模式的频谱。这些可能导致海拔的磁盘以上的原始对称平面，促进吸积沿磁层磁力线。由此产生的非轴对称盘配置可能会导致在恒星表面上的热点和在许多经典金牛座T星（CTTS）中观察到的周期性光度变化的创建。随时间变化的行为可能会发生，包括在磁吸积中心源的阴影，即使当偶极子和旋转轴对齐。
1997-07-29 astro-ph
A Laboratory for Magnetized Accretion Disk Model: Ultraviolet and X-ray Emission from Cataclysmic Variable GK Persei
我们分析了激变变星GKPer在最大光照下的紫外光谱。在这个系统中平坦的紫外光谱需要一个截断的内吸积盘和一个异常平坦的径向温度分布。任何非磁性稳态或非稳态磁盘模型都不能满足这一要求。我们考虑一个磁化的吸积盘模型来解释紫外光谱。关于白矮星自旋和可能的准周期振荡的现有数据限制了磁场$B_{*}$和盘吸积率${\dot M}$，使它们处于一个定义明确的自旋平衡条件$({\dot M}/10^{17} ~ g ~ s^{-1}) \sim 100(B_{*}/10^7G)^2$。我们对圆盘上的磁矩的自洽处理使圆盘截断半径以外的温度分布得到了近似的估计。这种修改后的温度分布太陡，无法解释合理场强的紫外光谱。X射线加热是GK Per中磁加热的合理替代方案。我们估计，在爆发时，盘截获了$\sim$ 5%的吸积能量，导致盘的额外光度为$\sim$ 5- 10 $L_{\odot}$ .光学厚盘的模型光谱太蓝，无法与观测结果相匹配。具有光学薄的X射线加热电晕的光学厚盘的UV光谱类似于观察到的光谱。在爆发期间观测到的X射线光度表明是${\dot M}<10^{18} ~ g ~ s^{-1}$，比解释紫外线光度所需的光度低10倍。沿着吸积柱向内流动的物质上的辐射阻力降低了激波温度，并降低了X射线亮度。大部分的吸积能量然后以极紫外线波长辐射。
1997-04-28 astro-ph
Unstable magnetohydrodynamical continuous spectrum of accretion disks. A new route to magnetohydrodynamical turbulence in accretion disks
本文详细研究了二维磁化吸积盘中的局部磁流体动力学（MHD）不稳定性。我们模拟了轴对称磁流体盘环，并求解了二维磁化吸积盘平衡和关于该平衡的线性波模的方程。我们表明，在这些二维平衡中存在新的MHD不稳定性，而在圆柱极限的吸积盘中不存在这种不稳定性。用FINESSE程序对圆盘平衡进行了数值计算。通过解析和数值方法研究了吸积盘的稳定性。我们使用PHOENIX代码来计算所有的波和不稳定性可访问的计算磁盘平衡。我们集中在强磁化磁盘和次开普勒旋转的大部分磁盘。这些盘平衡表明，如果有一个强引力势，盘的热压力只能向外减小。我们的理论稳定性分析表明，对流连续不稳定性只能出现在密度等值线与极向磁通量等值线重合。我们的数值结果证实并补充了这一理论分析。此外，这些结果表明，重力的影响可以是稳定或失稳的这种新的MHD不稳定性。在可能的情况下，一个非恒定的密度，高度的磁盘应超过阈值之前，这种类型的不稳定性可以发挥作用。这种局部的MHD不稳定性提供了一个理想的，线性的路线MHD湍流在强磁化吸积盘环面。
2007-03-22 astro-ph
Disk Winds and the Accretion--Outflow Connection
本文综述了近年来关于年轻天体中星周吸积盘与喷流之间关系的观测和理论研究结果。然后，我们提出了一个理论框架，解释吸积动力，离心驱动的风从磁化吸积盘的射流。本文介绍了近年来这类外流的数值模拟研究进展。我们还讨论了磁化原恒星盘的结构，强调大规模的作用，开放的磁场可以发挥角动量输运。
1999-03-11 astro-ph
Disk Accretion onto Magnetized Neutron Stars: The Inner Disk Radius and Fastness Parameter
众所周知，磁化致密星周围的吸积盘可以穿透磁层边界，因此磁层半径$\ro$并不代表吸积盘真正的内缘$\rin$，但文献中关于$\ro$和$\rin$之间的关系存在争议。在Ghosh和Lamb的模型中，边界层的宽度由$δ=\ro-\rin\ll\ro$或$\rin\simeq\ro$给出，而Li和Wickramasinghe最近认为，在慢旋转体的情况下，$\rin$可能明显小于$\ro$。在这里，我们表明，如果恒星是能够吸收的角动量的磁盘等离子体在$\ro$，适合于二进制X射线双星，磁盘的内半径可以由$0.8\lsim \rin/\ro\lsim 1$的约束，和恒星达到自旋平衡的一个相对较大的值的牢度参数（$\sim 0.7-0.95$）。对于吸积中子星的低质量X射线双星（LMXB），$\ro$通常是接近恒星半径$\rs$，使环向场不能有效地传递自旋扭矩的恒星。在这种情况下，临界色牢度参数变小，但$\rin$仍接近$\ro$。
1999-01-08 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Onto Weakly-Magnetized White Dwarfs
弱磁化白矮星（WD）以<=10^16 g/s的速率吸积，其边界层径向扩展，温度高，光学厚度薄，并将其内部耗散的能量输送出去（Narayan & Popham 1993）。出于这一动机，我在这里构建一个平流主导的吸积流（ADAF）周围的WD，应用于静止的矮新星（DN）的理想化的光谱模型。ADAF中气体的韧致辐射冷却，温度范围从几keV到几十keV，可以解释静态DN的X射线发射特性。如果由流动平流的能量在WD大气中被热化，则从整个恒星表面（温度T_eff ~ 5eV的黑体）产生的发射大大超过X射线光度。该极紫外组分提供了在0.055-0.28 keV频带中的通量，该通量足以通过盘材料的光电离来为静态DN的强HeIII 4686发射线供电。通过冷的外部薄盘对ADAF X射线发射进行再处理也可能导致可观察到的铁K α荧光发射线，其可用于探测吸积流的几何形状。现有的观测数据表明，ADAF在静止DN中的存在并不普遍，而未来的观测，特别是X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿，有可能在有希望的候选人中检测到热流的签名。
2000-07-13 astro-ph
Accretion funnels onto weakly magnetized young stars
目的：我们重新审视所需的条件，稳步偏离吸积流从拱星盘到磁层漏斗流到一个缓慢旋转的年轻形成的恒星。研究方法：由于偶极恒星磁场的存在，破坏光盘的吸积漏斗流的形成新的分析约束。通用平流代码是用来确认这些限制数值。轴对称MHD模拟进行，恒星偶极子场进入的电阻吸积盘，其结构是自洽计算。结果如下：推导出的解析判据可以从非微扰吸积盘模型中先验地预测截断半径的位置。吸积漏斗被发现是强大的功能，发生在下面的共同旋转半径，其中恒星极向磁压力成为均分与磁盘的热压力，并与磁盘极向冲压压力。我们证实了Romanova等人2002年的结果，并发现在$10^{-9} M_\odot.yr^{-1}$的低吸积速率极限中，低至140 G的恒星偶极场存在吸积漏斗。在我们目前的数值设置中，没有圆盘磁场，我们没有发现风的证据，既没有圆盘驱动的风，也没有X风，恒星只是通过与圆盘的相互作用而旋转。结论：弱偶极场，类似的规模所观察到的，导致发展的吸积漏斗流在弱吸积金牛座T星。然而，大多数金牛座T星（${\dot M} \sim 10^{-8} M_\odot.yr^{-1}$）的吸积较高，需要更大的恒星磁场强度和/或不同的磁拓扑结构，以允许磁层吸积。
2007-12-18 astro-ph
Local Dynamical Instabilities in Magnetized, Radiation Pressure Supported Accretion Disks
本文提出了一个一般的线性色散关系，它描述了弱磁化、差动旋转吸积盘中磁旋转、光子泡和对流不稳定性的耦合行为。我们假定吸积盘在几何上是薄的，并在垂直方向上受到辐射压的支撑。我们完全纳入非零的辐射扩散长度的线性模式的影响。在纯垂直磁场的平衡中，垂直磁旋转模式完全不受压缩性、分层和辐射扩散的影响。然而，在方位场的存在下，这是预期在差分旋转流，所有的磁旋转模式的增长率可以大大低于轨道频率降低。如果扩散在不稳定性的长度尺度上破坏辐射声波，并且方位分量的磁能密度超过非辐射热能密度，则会发生这种情况。虽然在这种情况下是缓慢的，但磁旋转不稳定性仍然存在，并且仍然会利用差动旋转的自由能。光子泡不稳定性一般存在于辐射压力主导的流动中，其中存在扩散。我们表明，它们的增长率是有限的最大值，这是达到在短波长的模式可以被看作是不稳定的慢磁声波。我们还发现，垂直辐射压力不稳定向上传播的快波，阿尔文波可以是不稳定的。这些不稳定性通常具有比光子泡/慢模式更小的增长率。我们讨论了如何所有这些模式的行为在各种制度的利益，并推测它们可能会影响真正的吸积盘流的动力学。
2000-11-03 astro-ph
Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows
我们提出了一个调查的大质量恒星形成的结果，从引力坍缩的质量，磁化分子云核心。我们调查这一点，通过高分辨率，初始磁化Bonnor-Ebert-Spheres，经历崩溃和冷却的数值模拟。通过比较三种不同的情况--等温坍缩、辐射冷却坍缩和磁化坍缩--我们发现，大质量恒星以超过10^-3 Msol/yr的质量吸积率快速聚集。我们证实了坍缩阶段的质量吸积比自相似坍缩解所预言的dM/dt ~ c^3/G要有效得多。我们发现，在原恒星组装过程中，质量吸积达到20 ~ 100 c^3/G。此外，我们确定了自洽结构的双极流出，产生在我们的三维磁化崩溃模拟。这些外流产生的空洞可以释放辐射压力，从而减少了由引力坍缩形成的大质量恒星的最终质量限制。此外，我们认为，提取角动量的磁盘线程的磁场和/或外观的酒吧与螺旋臂显着提高质量吸积率，从而帮助大规模的原恒星更快地组装。
2006-12-22 astro-ph
Waves and Instabilities in Accretion Disks: MHD Spectroscopic Analysis
本文对径向分层磁化吸积盘的所有磁流体动力学波和不稳定性作了完整的解析和数值处理。不稳定性是异常输运的一个可能来源。在恢复已知的hydrodynamicand弱场和强场磁流体动力学扰动的结果，一个现实的吸积盘模型的完整的磁流体动力学谱表现出更丰富的各种不稳定性访问的等离子体比以前实现的。我们发现，弱磁化和强磁化的吸积盘都容易出现强烈的非轴对称不稳定性。描述吸积盘中产生的所有波的能力为磁流体动力学光谱分析带来了巨大的希望。
2002-03-14 astro-ph
On the limit cycle instability in magnetized accretion discs
在过去十年中积累的观测证据表明，X射线双星中的吸积盘是粘性稳定的，除非它们的吸积非常接近爱丁顿极限。这与最基本的标准吸积盘理论是不一致的，但可以通过使吸积盘更冷从而不受辐射压力支配来解释，或者通过更复杂的粘性定律来解释。在这里，我们认为，后者是发生在实践中，稳定性分析的基础上，假设磁旋转不稳定性（MRI）负责产生的磁盘内的湍流应力也是一个磁主导的电晕源。我们表明，观测稳定盘在高/软态的黑洞双星，一方面，和强可变微类星体GRS 1915+105的其他，如果圆盘内的磁湍流应力与气体和总压的几何平均值成比例，（粘度参数）具有几倍于10^{-2}的值。对亮活动星系核的意义也作了简要的讨论
2006-07-27 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
Dynamics and Energetics of Turbulent, Magnetized Disk Accretion around Black Holes: a First-Principles Approach to Disk-Corona-Outflow Coupling
我们提出了一个解析描述的湍流，磁流体磁盘吸积周围的黑洞，具体解决径向和垂直之间的关系，运输，从而补充和扩展数值模拟。磁应力的方位角-垂直分量是理解盘-日冕-外流耦合的基础：当它对驱动盘中的角动量传输和质量吸积很重要时，它也对盘-日冕-外流能量预算有重要影响。由这一项与开普勒速度的乘积导出的坡印廷通量支配着进入日冕的坡印廷通量。日冕阿尔芬速度与开普勒速度之比是一个重要的参数。如果这个参数大于1，那么能量显著的风和坡印廷通量进入日冕发生。然而，当该参数远小于1时，可能发生显著的影响。一个极限解描述了角动量传输仅由垂直方位应力的情况，其特征是所有的吸积功率都被引导到风中，其中一些将在日冕中消散。更现实的解决方案，其中有径向和垂直运输的角动量将有不同的分数吸积功率发出的磁盘和日冕。这些结果对现有的吸积盘理论和我们对黑洞高能辐射和核外流的解释具有重要意义。
2004-02-18 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds. I. Ideal MHD accretion flow
本文研究了理想磁流体力学（MHD）体系中等温磁化旋转云的自相似坍缩。在距离吸积原恒星很小的范围内，我们找到了一个解析解，它对应于自由落体到中心质点上。密度分布不是球对称的，而是取决于磁场线的质量负载，这可以通过将我们的内部解与Allen，Shu和Li先前计算的外部塌缩解相匹配来获得。在场冻结下，由中心质点捕获的磁场的集中，独立于起始状态的细节，产生分裂的磁场配置，其中磁场强度随着距中心的距离的平方的倒数而增加。在这样的条件下，流入最终成为subalfvenic和向外转移的角动量的磁制动非常有效，从而防止形成一个离心支撑盘。相反，下落气体的方位角速度在中心处降低到零，气体螺旋进入恒星。因此，重要的动态磁场水平的消散是年轻恒星周围形成原行星盘的基本条件。
2006-04-27 astro-ph
Effects of wind on radiation spectra from magnetized accretion disks
本文根据作者之一最近得到的解析解，研究了风对全球磁场中低辐射吸积流产生的谱的影响。结果表明，随着风力的增强，韧致辐射谱的中频负斜率变陡，热同步辐射与韧致辐射的光度比减小。这两种效应都是由于受到抑制的质量吸积率在内部磁盘，造成的质量损失方面的风。为了证明该模型的可靠性，我们选择了人马座A^*（Sgr A^*）和M 31的核作为宽带光谱拟合的最佳候选者，这两个天体都已经被钱德拉天文台在X射线波段分辨出来。虽然观察到的X射线数据再现这些对象的逆康普顿和韧致辐射配件，一些证据的偏好，后者被确认。在后一种合适的情况下，风的影响可以清楚地看到，在这种情况下，我们可以得出结论，在每个核中都存在一个广泛延伸的吸积盘，在Sgr A^* 中没有风或只有弱风，而在M 31的核区域中有相当强的风。特别是在Sgr A^* 中，推断出的质量吸积速率比邦迪速率小得多，而邦迪速率的估计由于钱德拉的贡献而变得可靠。这一事实有力地表明，该天体的吸积并不像邦迪预测的那样进行，尽管其范围几乎达到了邦迪半径。
2002-08-26 astro-ph
Self-similar structure of magnetized ADAFs and CDAFs
（摘要）我们使用自相似处理方法研究了全球磁场对致密天体周围粘性旋转和垂直积分吸积盘的影响。我们扩展了Akizuki & Kauue（2006）的工作，讨论了平流主导吸积流（ADAF）中的三分量磁场（$r, ϕ, z$）。我们还研究了全球磁场对对流流动的影响。为此，我们首先采用一种简单形式的运动粘度$ν=αc_{s}^{2}/Ω_{K}$来研究磁化ADAF。然后我们考虑了一个更符合实际的运动粘性模型$ν=αc_{s}H$，它使下落速度增加，而声速和环向速度减小。接下来，我们使用两种方法来研究磁化对流，即，为了简便起见，我们把对流系数$α_{c}$作为自由参数来讨论对流的影响。我们建立了$α_{c}-α$关系磁化流使用混合长度理论和比较这种关系与非磁化的情况下。如果将$α_{c}$设置为自由参数，则对于大的环形磁场，$|v_{r}|$和$c_{s}$增加，而对于强且占主导地位的径向（或垂直）磁场，随着$α_{c}$增加，$|v_{r}|$减小，但$|v_ϕ|$增加（或减小）。另外，磁场使$α_{c}-α$关系不同于非磁化流的关系，并允许$ρ\propto r^{-1}$或$ρ\propto r^{-2}$结构用于磁化非吸积对流为主的吸积流，其中$α+gα_{c}< 0$（$g$是决定对流角动量输运条件的参数）.
2008-05-21 astro-ph
Dynamics of the Flows Accreting onto a Magnetized Neutron Star
采用基于分裂的修正一阶Godstrom方法数值模拟了磁化中子星表面的非定常柱吸积过程。激波的形成和演化是在吸积速率为10^{15} g/s到10^{16} g/s和表面磁场为5*10^{11} G到10^{13} G的条件下模拟的。得到了等离子体减速的非定常解，吸积流的动能有效地转化为回旋辐射场。流动的无碰撞停止允许相当大一部分的吸积CNO核避免溅射并到达表面。核的存活分数取决于表面磁场，在较低的磁场较高。
2004-12-14 astro-ph
Estimating the Radiative Efficiency of Magnetized Accretion Disks Around Black Holes
对黑洞吸积的模拟表明，在最内层稳定圆轨道（ISCO）附近和内部存在磁应力。这一发现表明，这种流动可能比标准吸积盘模型预测的更明亮。在这里，我们适用于模拟吸积流内的散热处方，以估计其隐含的辐射效率。我们假设耗散与电流密度的平方成正比，并发现由此产生的方位平均和壳集成的径向轮廓是很好地匹配的径向散热轮廓的标准磁盘模型的ISCO以外的区域，特别是当它被调整到占额外的应力在ISCO。然而，与标准模型相反，从电流密度导出的耗散曲线继续通过ISCO并通过倾伏区域。总的预测耗散率在$\simeq 30%$和$\simeq 100%$之间，大于标准模型预测的耗散率，这取决于黑洞的自旋。大多数额外的耗散发生在ISCO之外。为了预测光度，我们假设瞬时辐射和零光学深度，但允许光子捕获。相对于标准模型，远距离观测者看到的净辐射效率增加了$\simeq 25%$ --80%，其中中间黑洞自旋的增加最大，因为快速自旋产生的增强应力引起的耗散增加部分被额外光子被黑洞捕获的可能性增加所抵消。
2006-05-11 astro-ph
On the accretion luminosity of isolated neutron stars
讨论了磁化孤立中子星从星际介质中捕获物质的吸积过程。这类恒星的演化轨迹可以表示为四种状态的序列：喷射器、超音速推进器、亚音速推进器和稳定吸积器。我表明，只要恒星的磁场强到足以控制恒星附近的吸积流，亚音速螺旋桨-吸积体转变就不会发生。在亚音速螺旋桨状态期间，恒星表面的吸积速率受限于等离子体扩散到其磁层的速率。扩散速率至少比恒星可能的最大质量捕获速率小三个数量级。因此，磁化孤立中子星的预期吸积光度至少比以前估计的小三个数量级。
2003-01-06 astro-ph
MHD Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport
利用磁流体动力学（MHD）模拟研究了具有排列偶极矩的旋转磁化星的吸积盘。静止的初始条件，以避免早期研究中看到的快速初始演变。对不同的恒星磁矩和自转速率进行了一组模拟。模拟结果表明，磁盘结构显着改变indea半径r_{br}磁制动是显着的。在这个区域，圆盘是强不均匀的。物质的径向吸积随着接近强磁场区域而减慢，并且在磁层半径r_m处形成致密的环和漏斗流，在那里磁压等于物质的总的动压加热压。
2002-09-20 astro-ph
Monte-Carlo simulations of thermal/nonthermal radiation from a neutron-star magnetospheric accretion shell
我们讨论的空间和时间相关的蒙特卡罗代码，我们已经开发出模拟相对论辐射输出紧凑的天体物理对象，耦合到福克-普朗克代码，以确定自洽轻子的人口。我们已经应用这个程序来模拟从一个磁化的中子星吸积壳附近的阿尔芬半径的辐射，再处理从中子星表面的辐射。我们探讨了由吸积率、恒星表面场和壳层波动水平所定义的参数空间。我们的研究结果与环礁源的发射、含有弱磁化中子星的软X射线瞬态X射线双星以及最近提出的异常X射线双星吸积动力发射模型有关。
2001-01-03 astro-ph
Polarization from magnetized accretion discs: II. The effects of absorption opacity on Faraday rotation
活动星系核内的吸积盘大气中，均匀分布的磁场可以显著地影响辐射的偏振。我们扩展了我们以前的工作在这个问题上，通过探索法拉第旋转和吸收不透明度之间的相互作用，在本地，平面平行的大气吸积盘的参数合适。在纯散射大气中，法拉第旋转通过在最后一次散射后旋转光子的偏振平面来消除辐射场。与纯散射情况相比，非磁化大气中的吸收不透明度可以增加或减少偏振，这取决于热源函数梯度。结合法拉第旋转和吸收不透明度，我们发现以下结果。如果整个大气中的吸收不透明度比散射不透明度大得多，那么法拉第旋转通常对出现的偏振只有很小的影响，因为沿光子平均自由程的电子柱密度很小。然而，如果吸收不透明度不是太大，并且它单独起作用来增加偏振，那么法拉第旋转的影响可以比纯散射大气中的影响增强。最后，虽然法拉第旋转经常使辐射场去极化，但在某些情况下，当热源函数不随光学深度急剧上升时，它可以增加偏振。我们证实了Silant'ev（1979）对纯散射大气高磁场极限的解析计算的正确性，而我们在前一篇文章中对这一点提出了错误的质疑。
1996-12-17 astro-ph
