Giant Planet Formation by Core Accretion
我们提出了一个审查的标准范式巨行星形成，核心吸积理论。在概述了该模型的基本概念之后，讨论了最初实现的结果。然后，最近的改进和扩展，如包括行星迁移和由此产生的影响进行了讨论。结果表明，这些改进解决了时间尺度问题。最后，它表明，通过生成合成人口（太阳系外）行星，核心吸积模型能够重现在统计上显着的方式，实际观察到的行星人口。
2007-10-30 astro-ph
Rotation curves in spiral galaxies due to intergalactic accretion flows onto the disc
上述论文被撤回。
2003-10-24 astro-ph
On the accretion of phantom energy onto wormholes
通过使用适当推广的吸积形式主义，它认为，在虫洞上的幻影能量吸积并没有使虫洞喉的大小与宇宙的标度因子一致，而是引起了该大小的增加，以至于虫洞可以在到达大裂缝奇点之前吞没宇宙本身，至少相对于渐近观察者。
2005-10-27 astro-ph
How particle collisions increase the rate of accretion from the cosmological background onto primordial black holes in braneworld cosmology
结果表明，与普遍的看法相反，粒子碰撞大大增加吸积率从宇宙学背景到5D原始黑洞形成的高能阶段的兰德尔Sundrum II型braneworld的情况。吸积率的增加导致更严格的限制初始原生黑洞质量分数所施加的临界密度极限和测量的高能量扩散光子背景和反质子过剩。
2005-12-06 astro-ph
Theory of disk accretion onto supermassive black holes
吸积到超大质量黑洞上，既产生了与活动星系核有关的戏剧性现象，也产生了在银河系中心和大多数其他邻近星系中看到的平淡无奇的现象。我回顾了当前对黑洞吸积的理论认识，强调了磁流体动力学湍流和引力不稳定性在驱动实际吸积中的作用，以及冷却效率在确定吸积流的结构和观测外观中的重要性。正在进行的调查的动力学的暴跌地区，在吸积过程中的变异性的起源，和翘曲，扭曲，或偏心盘的演变进行了总结。
2004-05-10 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
Some First Steps Towards a Radiation GRMHD Code: Radiative Effects on Accretion Rate onto a Kerr Black Hole
通过轴对称模拟初始圆环在弱磁场作用下的演化，讨论了辐射在广义相对论磁流体动力学（GRMHD）吸积模拟中的作用。本文比较了De Villiers和Hawley的GRMHD程序和新开发的辐射GRMHD程序在大半径下对Kerr黑洞的吸积速率和出环质量流的计算结果。这rGRMHD代码目前在扩散近似下运行，将辐射效应的研究限制在吸积盘/喷流系统的束缚部分。然而，这些初步的发现表明，辐射效应在调节吸积流方面确实发挥着潜在的重要作用。
2008-02-06 astro-ph
Giant Planet Accretion and Migration: Surviving the Type I Regime
在气态巨行星形成行星形成的标准模型中，一个巨大的固体核心（约10倍于地球质量）首先形成，然后吸积其巨大的气体外壳（100或更多地球质量）。然而，由于与原恒星气体盘的引力相互作用，向内的行星迁移在这个模型中构成了一个困难。核心大小的机构进行快速的“I型”迁移，典型的参数，他们的迁移时间尺度是远远短于他们的吸积时间尺度。那么，不断增长的核心是如何避免在有机会成为气体巨星之前螺旋进入中央恒星的呢？在这里，我们提出了一个简单的模型，核心形成的气体盘是粘性发展。随着圆盘的消散，吸积和迁移的时间尺度最终变得相当。如果这种情况发生时，仍然有足够的气体留在磁盘提供木星的气氛，然后一个窗口的机会，气体巨星的形成打开。我们研究在什么情况下会发生这种情况，因此，我们的模型对原恒星盘属性和形成巨行星的可能性之间的联系做出了什么样的预测。
2006-03-02 astro-ph
Accretion Rates onto Massive Black Holes in Four Quiescent Elliptical Galaxies
用8.5GHz的NRAO VLA对四个静止的椭圆星系进行了成像。在正则对流主导的吸积流（ADAF）的背景下，这些VLA图像加上公布的黑洞质量约束的吸积率$ <1.6\times10^{-4}$，$ <3.6\times10^{-4}$，$\le7.8\times10^{-4}$，和$\le7.4\times10^{-4}$的爱丁顿率。这些ADAF吸积率在8.5 GHz的软，硬X射线的水平，预计从这些静止的星系有重要的影响。
2000-03-02 astro-ph
SPH Simulations of Accretion Flows onto the Supermassive Binary Black Holes from the Circumbinary Disks
利用光滑粒子流体动力学（SPH）程序，在亚秒差距尺度上研究了从等质量偏心双星的环双星盘到超大质量双星黑洞（SMBBH）的吸积流.我们发现，物质可以从环双星盘中获得，这导致在SMBBH周围形成两个吸积盘。质量吸积率随双星轨道运动而显著变化。这些可以提供观测诊断的超大质量的双黑洞（如OJ 287）的存在在合并星系核的subparsec尺度。
2006-12-19 astro-ph
Hoyle-Lyttleton Accretion onto Accretion Disks
我们研究了中心源为发光吸积盘的Hoyle-Lyttleton吸积。在经典的霍伊尔-利特尔顿吸积到一个“球形”源，吸积发生在一个轴对称的方式围绕所谓的吸积轴。经典的Hoyle-Lyttleton吸积到不发光物体上的吸积率和$Γ$由爱丁顿光度归一化的中心物体的光度。%如果中心物体是一个致密的恒星，有一个发光的吸积盘，辐射场就变成"非球形“。%虽然重力场保持球形。在这种情况下，围绕吸积轴的轴对称性被破坏;吸积半径$R_{acc}$通常取决于吸积轴与盘的对称轴之间的倾斜角$i$以及围绕吸积轴的方位角$ϕ$。也就是说，吸积的横截面改变了形状。因此，通过在$ϕ$周围积分$R_{acc}$而获得的吸积速率$\dot{M}$取决于$i$。%以及$M$、$Γ$和$v_\infty$。在边缘吸积（$i=90^{\circ}$）的情况下，吸积率大于球形情况，并且对于$Γ\leq 0.65$近似表示为$\dot{M} \sim \dot{M}_{HL} (1-Γ)$，对于$Γ\geq 0.65$近似表示为$\dot{M} \sim \dot{M}_{HL} (2-Γ)^2/5$。%一旦吸积盘形成，并且在中心物体周围产生各向异性辐射场，吸积平面将自动保持（与盘相关的喷流方向也保持不变）。因此，吸积盘的各向异性辐射场极大地改变了吸积的性质，这为孤立黑洞周围吸积盘的形成提供了线索。
1999-06-01 astro-ph
On the formalism of dark energy accretion onto black- and worm-holes
在这项工作中，一般形式主义的吸积暗能量到天体，黑洞和虫洞，被认为是。结果表明，在模型与四维或更多，任何奇异性与哈勃参数的发散可以避免一个大的行程，如果它是假设，有没有大体积和这个吸积物体之间的耦合。如果在四维以上的情况下不是这样，那么宇宙学对象的演化取决于特定的模型。
2007-10-26 astro-ph
Funnel-flow accretion onto highly magnetized neutron stars and shock generation
本文对强磁化中子星上的稳态漏斗流吸积进行了新的研究，包括激波产生的全面处理。作为第一步，我们采用一个简化的模型，考虑牛顿理论内的流动和忽略辐射压力和冷却。该流动从吸积盘开始，然后沿着磁场线，在磁极上形成跨音速漏斗流。在气流的某一点会发生一个静止激波，在此之外，物质会以亚音速的方式以高压和高密度的方式吸积到恒星上。我们计算的位置的驻激波和所有其他功能的流动内的假设，我们的模型。应用观察到的X射线光谱仪进行了讨论。
2008-04-18 astro-ph
Tracing Accretion onto Herbig Ae/Be Stars using Near-Infrared Spectroscopy
探测和描述年轻恒星周围的吸积过程可能与研究行星形成直接相关。特别是对吸积速率非常低（<< 10^{-10} M_sun yr^{-1}）的系统的研究是重要的，因为在这些速率下，径向混合变得无效，盘物质将不得不在其当前位置消散到更大的物体中。在这些诉讼中，我们比较了追踪吸积到Herbig Ae/Be星的不同方法，并得出结论，高分辨率红外光谱是目前唯一可靠的方法，提供了所需的灵敏度，揭示了这个问题。
2004-03-01 astro-ph
Modes of disc accretion onto black holes
我回顾了我们目前的理论理解不同的可能旋转模式的吸积到一个黑洞。我讨论厚绝热流和辐射有效薄盘的解决方案。我提出了一个新的自洽统一的分析描述两相薄盘-电晕系统中，磁旋转不稳定性是负责角动量传输的光盘和电晕的产生。最后，我简要地讨论了磁场在弥合吸积盘理论和喷流产生机制之间的差距的作用
2002-10-11 astro-ph
Accretion onto a Black Hole in the Presence of Bremsstrahlung Cooling - Parameter Space Study
利用Paczynski-Wiita赝牛顿势研究了Schwarzschild黑洞吸积的动力学.利用薄圆盘近似得到了流动方程的稳态解，在能量方程中考虑了韧致辐射冷却的影响。得到了跨音速解的拓扑结构，并检验了激波形成的条件（Rankine-Hugoniot条件）。在吸积率和比角动量的参数空间中识别了激波区和非激波区。我们激励的流的时间相关的数值模拟，作为一个候选人解释观察到的准周期振荡的黑洞候选人。
2002-01-14 astro-ph
Boundary Layer Self-Similar Solution for the Hot Radiative Accretion onto a Rapidly Spinning Neutron Star
我们考虑热吸积到一个快速旋转的中子星（或任何其他紧凑的物体与表面）。Medvedev和Narayan（2001）在早期的工作中发现了低吸积率下的辐射热沉降流，并给出了解析解。后来证明，这种流动可以顺利地匹配外部介质，从而加强其物理可行性。在这里，我们完成了全球结构的研究，这样的热吸积提出的边界后，它形成之间的大部分流量和恒星表面的解析解。我们通过高度积分双温流体动力学方程的全数值解证实了我们的结果。
2004-06-16 astro-ph
The Accretion of Brown Dwarfs and Planets by Giant Stars -- I. AGB Stars
研究了渐近巨星分支（AGB）星的结构对内部褐矮星或行星吸积的响应。特别是，我们研究的情况下，其中的棕矮星螺旋，和吸积物质沉积在对流信封的基础上，并在薄的辐射壳周围的氢燃烧壳。在我们的球对称模拟中，我们探讨了不同的吸积率的影响，我们遵循两种情况下，注入的质量等于$\sim 0.01$和$\sim 0.1 M_\odot$。计算表明，对于高吸积率（$\dot M_{acc} = 10^{-4} M_\odot yr^{-1}$），吸积能量的大量释放产生了大量的恒星膨胀，并引起热底部燃烧的对流信封的基础。对于较低的吸积率（$\dot M_{acc} = 10^{-5} M_\odot yr^{-1}$），吸积光度只代表恒星光度的一小部分，并且由于质量的增加（伴随着引力的增加），恒星收缩。我们的模拟还表明，触发的热脉冲延迟（加速），如果质量注入速度较慢（较快）。我们分析了这种吸积过程对表面化学丰度的影响，并表明化学修饰主要是新鲜材料沉积的结果，而不是活跃的核合成。最后，我们认为褐矮星和行星的吸积可以诱导巨星周围壳层的抛射，增加其表面锂丰度，并导致显著的自旋上升。这些特征的组合经常在G和K巨星中观察到。
1998-12-11 astro-ph
The magnetic nature of disk accretion onto black holes
虽然致密天体--白矮星、中子星和黑洞--上的吸积盘是高能天体物理学的核心，但使这一过程得以实现的机制在观测上仍然难以捉摸。吸积盘必须传递角动量，使物质径向向内运动到致密物体上。来自磁过程和盘风的内部粘性原则上都可以传递角动量，但到目前为止，我们缺乏证据证明这两种情况。在这里，我们报告说，在观测恒星质量的黑洞二进制GRO J1655-40发现的X射线吸收风必须由磁过程，也可以通过磁盘驱动吸积。详细的频谱分析和风的建模表明，它只能由磁盘内部的磁粘性或磁离心力产生的压力提供动力。这一结果表明，吸积盘到黑洞是一个基本的磁性过程。
2006-05-16 astro-ph
Mass Accretion onto T Tauri Stars
现在人们普遍认为经典金牛座T星的吸积是由恒星磁层控制的，但迄今为止大多数吸积模型都假设它们的磁场是偶极的。通过考虑一个简单的稳态吸积模型与偶极和复杂的磁场，我们发现质量吸积率和恒星质量之间的相关性的形式$\dot{M} \propto M_{\ast}^α$，与我们的结果一致的观察到的散射。对于任何特定的恒星质量，质量吸积率可能有几个数量级的差异，吸积填充因子为百分之几。我们证明了场的几何形状有显着的效果，在控制热点的位置和分布，形成在恒星表面的高速碰撞吸积材料。我们发现，热点往往是在中低纬度地区，相反，预计吸积偶极场，特别是对于质量较高的恒星，吸积流主要是由开放的场线。
2006-06-28 astro-ph
The Rate of Turbulent Spherical Accretion
湍流球形吸积到致密物体上的速率可能远小于邦迪速率。这表明Sgr A星的吸积速率远小于Bondi速率。
1998-09-21 astro-ph
Standing Shocks in Trans-Magnetosonic Accretion Flows onto a Black Hole
研究了黑洞上稳态和轴对称磁流体动力学（MHD）吸积流的快、慢磁声激波的形成。受冲击的黑洞吸积解必须通过在冲击位置内外某些位置的磁声点。我们分析了临界条件下的磁声点和冲击条件。然后，我们展示了强冲击的流动参数的限制。我们还表明，一个非常热的冲击等离子体是获得一个非常高的能量流入与小的数密度。这样的磁流体动力冲击可以出现在非常接近事件视界的地方，并且可以预期是一种高能发射源。在Schwarzschild情况下给出了冲击MHD吸积流的例子。
2005-12-02 astro-ph
Two-dimensional Radiation-hydrodynamic Model for Supercritical Disk Accretion Flows onto Neutron Stars
我们对中子星周围的超临界吸积流进行了二维辐射流体动力学模拟。与吸积流到黑洞（BH）的对比，我们发现，壳状的高密度区域形成周围的NS，因为在最里面的区域的辐射力增强。增强的辐射力驱动了盘面上方和下方的强流出。NS上的质量吸积速率超过了临界速率$L_{\rm E}/c^2$，其中$L_{\rm E}$是爱丁顿光度。然而，在我们采用相同的质量输入速率$\dot{M}_{\rm input}$的条件下，它是关于到BH上的$20-30%$的。质量流出率是几倍大的流量在NS周围比在BH周围的流量。超临界NS吸积流主要将吸积能作为外流动能释放，而BH吸积流中吸积盘光度对动能输出率起主导作用。对于$3\times 10^2\lsim \dot{M}_{\rm input}/(L_{\rm E}/c^2)\lsim 3\times 10^3$的质量输入速率，流出的最终速度和质量流出速率分别为$0.2-0.3c$和$150-700L_{\rm E}/c^2$。这意味着SS 433喷流可以粗略地用NS上的超临界吸积来解释。然而，在我们的模拟（$\sim 20^\circ$）的流出的准直角大于SS 433射流（几度）。
2007-09-21 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
Accretion of Low Angular Momentum Material onto Black Holes: Radiation Properties of Axisymmetric MHD Flows
在超大质量黑洞附近的MHD吸积流的数值模拟提供了重要的见解的问题，为什么和如何系统-如银河系中心-是不发光的和可变的。要访问的适用性，这样的流动到真实的物体，我们检查的动态MHD研究与计算的时间相关的辐射谱的模拟预测。本文应用MonteCarlo方法计算了由Proga和Begelman提出的吸积到黑洞上的轴对称MHD流的含时模型所预言的谱。我们的计算表明，吸积流的变化并不总是反映在相应的光谱，至少不是在所有的波长。我们发现吸积态和预言的光谱之间没有一一对应的关系
2007-07-10 astro-ph
Accretion of gas onto nearby spiral galaxies
我们提出了宇宙学气体吸积到螺旋星系在本地宇宙的证据。吸积是通过其对平面外中性气体动力学的影响来观察的。我们估计的两个附近的旋涡星系的吸积率是他们的恒星形成率的顺序。我们的模型表明，大部分的面外气体是由超新星反馈（银河喷泉）产生的，只有10- 20%来自吸积。吸积的物质必须具有围绕盘的旋转轴的低比角动量，尽管比角动量矢量的大小可以更高。我们还探讨了热日冕对平面外气体动力学的影响，并发现它不太可能对所观察到的运动学模式和吸积气体的来源负责。然而，与喷泉流的相互作用应该深刻地影响日冕的流体动力学。
2008-02-04 astro-ph
Magnetic Accretion Onto White Dwarfs
讨论了磁场对激变变星中白矮星吸积过程的影响。除了极星或AM-Her天体外，现代技术无法直接在CV中测量磁场的强度。但越来越多的证据表明，大多数根据观测特征分类的激变变星都受到吸积白矮星的磁场的影响。在这里，我们讨论了传统上被认为是非磁性的CV的大部分，并审查的属性，可以最好地解释由磁吸积过程。
2004-12-09 astro-ph
Advectively dominated flows in the cores of giant elliptical galaxies: application to M60 (NGC 4649)
有人认为，在现今的巨型椭圆星系中，吸积的最后阶段是以平流为主的方式发生的。这种吸积解决方案的辐射效率很低，这说明了这样一个事实，即大质量黑洞，这被认为是居住在这些星系的中心，没有预期的光度，如果吸积从热星际介质发生在邦迪率。讨论了M60（NGC 4649）核的对流占优解，并表明在Bondi速率下的吸积与从射电到X射线的核通量是一致的。这个解允许黑洞的质量为~ 10^9太阳质量，这是独立论证所要求的。这个模型成功地应用于M60和之前众所周知的M87核，表明椭圆星系中热气体的吸积为平流主导的吸积流创造了理想的环境。
1997-03-12 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
Time--dependent analysis of spherical accretion onto black holes
结果是从一个依赖于时间的，数值研究球形吸积到黑洞，在相对论辐射流体力学的框架内。本文研究了黑洞吸积的自洽定态解在热扰动和辐射扰动下的稳定性，以及不稳定的高温模型在视界内区由吸积流本身产生的硬辐射加热下的非线性演化。在某些情况下，流体动力激波在$10^3$- $10^4$史瓦西半径附近形成，其中康普顿加热超过辐射冷却。计算使用适当设计的辐射流体动力学代码，其中辐射转移处理的PSTF矩形式主义的装置，并包含一个原始的治疗的辐射温度方程。
1996-07-05 astro-ph
Accretion onto the neutron star in Be/X-ray binaries
利用三维SPH程序和Okazaki等人的高分辨率模拟数据，研究了Be/X射线双星中中子星的吸积。（2002）对于具有短周期（$P_{\rm orb}=24.3 \rm d$）和中等偏心率$(\rm{e=0.34})$的共面系统。我们发现在Be/X射线双星中，在中子星周围形成了一个与时间有关的吸积盘。在Be星通过近星点后，星盘收缩，然后恢复其半径。我们的模拟表明，Be/X射线双星的截断Be盘模型与观测到的X射线行为是一致的。
2003-10-15 astro-ph
Parameter Dependence of Transonic Accretion onto a Black Hole in the Presence of Bremsstrahlung and Synchrotron Cooling
当吸积流参数、吸积速率和比角动量变化时，得到了黑洞吸积流的拓扑结构。利用Paczy{Einski}-Wiita拟牛顿势来模拟Schwarzschild黑洞的引力场。恒星质量（$14M_{\odot}$）和超大质量（$10^8M_{\odot}$）黑洞都被考虑。研究了韧致辐射和同步辐射冷却对流动特性的影响。兰金-Hugoniot条件检查可能的冲击形成的解决方案分支的拓扑结构。分支的稳定性和流动的边界条件可能决定解的唯一性。
2004-10-28 astro-ph
Spherical Bondi accretion onto a magnetic dipole
利用电阻磁流体动力学模拟研究了偶极磁场作用下恒星的准球形超声速（邦迪型）吸积。系统地研究了非自转恒星的吸积，同时给出了自转恒星的吸积结果。发现了一种新的稳态亚音速吸积流，其吸积速率小于Bondi吸积速率。给出了吸积速率和流型与恒星磁动量和磁扩散率的关系。对于慢速恒星旋转，吸积流与非旋转情况下的吸积流相似，但在快速旋转的情况下，亚音速吸积流的结构有根本不同，并且包括“螺旋桨”流出区域。这里描述的方法和结果是普遍感兴趣的，可以应用到系统中的物质吸积低角动量。
1998-11-17 astro-ph
New evidence for halo gas accretion onto disk galaxies
对银河系和附近旋涡星系中的晕气体的研究表明，存在气体复合物，这些气体复合物不能与内部（星系喷泉）起源相协调，而是气体吸积的直接证据。从这些特征估计气体吸积速率一致地给出了值，这些值比恒星形成所需的低一个数量级。我表明，这个问题是可以克服的，如果大部分的吸积实际上是“隐藏”，因为它与来自磁盘的银河喷泉材料混合。该模型不仅解释了气体吸积的缺失，而且再现了晕气体的特殊运动学，特别是垂直旋转梯度。在这种观点中，这种梯度成为气体吸积的间接证据。
2008-07-21 astro-ph
Accretion onto Black Holes and Neutron Stars: Differences and Similarities
吸积黑洞和中子星在0.01以上的临界爱丁顿光度有很多相似之处，但在辐射和功率密度谱上也有很大的不同。旋转的中子星因吸积而释放能量的效率通常高于黑洞。本文讨论了吸积中子星表面的扩展层理论。它预测会出现距离赤道等距离的两条亮带。该层是不稳定的，其辐射通量必须随高频变化。
2001-03-28 astro-ph
The Nature of the Giant Outbursts in the Bursting Pulsar GRO J 1744-28
我们调查的可能作用的吸积盘不稳定性产生的巨大的爆发中看到的GRO J1744-28。具体来说，我们研究的全球性，时间依赖的Lightman-Eardley不稳定性，可以开发附近的内边缘的吸积盘时，辐射压力变得可比的气体压力的演变。一般来说，我们的结果与Taam \& Lin和Lasota \& Pelat的早期工作是兼容的。GRO J1744-28的独特性似乎与这样一个约束有关，即为了使爆发发生，内边缘的吸积速率必须在一个狭窄的范围内，刚好高于辐射压力开始变得显着的临界吸积速率。
1996-05-20 astro-ph
Accretion of low angular momentum material onto black holes: 2D hydrodynamical inviscid case
我们报告的第一阶段，我们的研究略有旋转吸积流到黑洞。我们认为无粘吸积流的外边界处的球对称密度分布，但与球对称性打破了一个小的，纬度相关的角动量的引入。我们研究吸积流的数值二维，轴对称，流体动力学模拟。我们的主要结果是吸积流的性质不太依赖于外边界条件（即，角动量的数量和分布）以及非吸积物质的几何形状。具有太多角动量而不能被吸积的物质在赤道附近形成一个厚的环面。因此，极区的几何形状，在那里物质被吸积（漏斗），并通过它的质量吸积率受到限制的大小和形状的环面。我们的结果显示了一种方式，与非旋转气体的吸积相比，轻微旋转气体的质量吸积率可以显著降低（即，Bondi率），并为考虑角动量和能量传输的计算奠定基础。
2002-08-28 astro-ph
The Swallowing of Planets by Giant Stars
我们提出了一个大质量的行星或棕矮星的AGB星吸积的模拟。在我们的场景中，靠近的行星将被恒星吞没，螺旋进入并在位于恒星对流层底部的“吸积区”中消散。物质和化学元素在这个区域的沉积将释放大量的能量，这将产生恒星的显着膨胀。对于高吸积率，热底部燃烧也被激活。最后，我们提出了一些行星/棕矮星吸积的观测特征，我们提出，这一过程可能是负责IR过剩和高锂丰度观察到的4-8%的单G和K巨星。
1998-08-14 astro-ph
Can the 33s pulsations observed from AE Aquarii be explained in terms of accretion onto the white dwarf surface?
从AE Aqr观测到的33 s脉冲分量经常被认为是旋转白矮星表面吸积的结果。本文讨论了这一假设的有效性。结果表明，在所研究的条件下，白矮星处于超音速螺旋桨状态，等离子体穿透其磁层的效率小于0.1%。这太小了，无法解释观测到的脉冲分量的亮度。此外，我发现，对于目前建立的白矮星的磁轴和旋转轴之间的角度值，在边界处进入磁层的物质永远不能通过沿着磁场线流动到达其表面。我的结论是，在AE Aqr的白矮星的表面上的直接吸积的假设矛盾的光学/紫外的观测数据，因此不能接受。
2001-06-06 astro-ph
Planetesimal Accretion onto Growing Proto-Gas-Giant Planets
太阳和太阳外的气体巨星似乎有不同的内部结构和金属丰度。我们研究的背景下，传统的连续吸积形成的情况下，这些分散体的潜在原因。原则上，气体吸积到质量低于地球几倍的核心上，会被残余星子撞击释放的能量所抑制。我们发现，这些星子一般不能通过的核心的平均运动共振，和星子轰击率的抑制，使核心吸积气体很少中断。在从核心到原行星的生长过程中，由于共振相互重叠，被捕获的星子变得动态不稳定，它们的偏心率激发强烈增强。随后的气体阻力导致微行星迁移并与原行星碰撞。这一过程导致了在原行星生长的高级阶段，星子轰击的恢复和激增。这一机制可能解释了木星、土星和凌日系外行星的金属丰度分布之间的核包层结构差异。
2007-05-22 astro-ph
Fluid accretion onto a spherical black hole: relativistic description versus Bondi model
本文用广义相对论的方法描述了球对称稳态流体在黑洞上的吸积。相对论效应增强质量吸积，相比邦迪模型的预测，在这种情况下，当逆反应被忽略。这种增强依赖于绝热指数和渐近气体温度，在超相对论区域，它可以将吸积放大一个数量级。
1999-07-07 astro-ph gr-qc
The Accretion of Dark Energy onto a Black Hole
利用相对论流体力学研究了暗能量在Schwarzschild黑洞上的静态球对称吸积。采用理想流体的近似来模拟暗能量。本文导出了具有任意状态方程p=p（ρ）的理想流体在黑洞上吸积速率的一般表达式。发现黑洞的质量由于幻影能量的吸积而减小。本文详细研究了两种暗能量模型的吸积过程，并给出了它们的解析解：一种是线性状态方程p=α（ρ-ρ_0）模型，另一种是Chaubergin气体模型。对于线性状态方程的一种特殊情况，导出了运动和旋转黑洞对暗能量吸积率的解析表达式。所有黑洞的质量都接近于零，在具有幻影能量的宇宙学模型中，大撕裂场景得以实现。
2005-05-31 astro-ph gr-qc
A simple accretion model of a rotating gas sphere onto a Schwarzschild black hole
我们构造了一个简单的无压旋转气体球对史瓦西黑洞的吸积模型。我们将展示如何建立雅可比椭圆函数的解析解。这个结构代表了Ulrich（1976）首先提出的牛顿吸积模型的广义相对论推广。在完全相同的形式，因为它发生在牛顿的情况下，流自然预测的存在赤道旋转吸积盘的孔。然而，当流动达到其最大允许角动量时，盘的半径无限制地单调增加。
2007-01-19 astro-ph gr-qc
On Some Transonic Aspects of General Relativistic Spherical Accretion onto Schwarzschild Black Holes
在Schwarzschild度规下求解了广义相对论性球对称多方流体对黑洞的流体动力学吸积方程，研究了吸积流的某些跨音速性质.只讨论固定的解决方案。对于这种吸积，已经表明，即使对于具有$γ< {4/3}$或$γ> {5/3}$的流动，真实的物理声波点也可以形成{ \it}。在事件视界附近的一些流动变量的行为作为一个功能的比能量和多变指数的流动进行了研究。
2002-11-28 astro-ph gr-qc
A "horizon adapted" approach to the study of relativistic accretion flows onto rotating black holes
提出了一种新的几何方法来研究旋转（Kerr）黑洞的吸积流。而不是Boyer-Lindquist坐标，在所有现有的数值模拟文献中的标准选择，我们采用最简单的例子的地平线适应坐标系，克尔-Schild坐标。这种选择消除了在事件视界的边界模糊性和非物理发散行为。本文首次计算了极端克尔黑洞的邦迪-霍伊尔吸积，证明了这种方法的主要优点。我们认为，它提供了最好的方法来数值研究，观测上，越来越接近相对论性内部区域周围的黑洞。
1998-08-21 astro-ph gr-qc
ACCRETION OF HOT DARK MATTER ONTO SLOWLY MOVING COSMIC STRINGS
具有小尺度结构的宇宙弦具有单位长度的粗粒质量$μ$，它大于弦的张力。这导致了一个有效的牛顿引力线源和一个特征平移速度，这是小于没有小尺度结构的字符串。在这里，热暗物质的吸积到这样的字符串的研究通过泽尔多维奇近似。我们发现牛顿线源大大增强了聚类。在平移速度为零的极限下，对于标准的$μ$值，第一非线性细丝在大于100的红移处形成。
1995-05-05 astro-ph hep-ph
