Accretion Disc-Corona Models and X/gamma-ray Spectra of Accreting Black Holes
我们讨论了热和混合（热/非热）电子-正电子等离子体的对和能量平衡的性质。最近提出的各种吸积盘-日冕模型，用来解释银河系以及河外吸积黑洞的性质，都面临着观测到的宽带X射线和γ射线谱。
1998-05-04 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
Magnetic flares and outflows from structured accretion disc coronae
我们提出了一个模型的磁结构日冕吸积盘以上。在最短的时间尺度上，空间和时间相关的日冕耀斑可以解释在塞弗特星系中观察到的X射线时间和光谱变化。特别是，功率密度谱，通量谱指数和通量方差的相关性自然占模型。更戏剧性的光谱变化（即在GBHC的状态转换）与参数变化的时间尺度较长，如吸积率，日冕强度或几何形状的内盘。在标准的Shakura-Sunyaev吸积盘理论的框架下，在这里我们讨论了为什么在低吸积率下，能量占主导地位的日冕是发射强大的MHD驱动外流的理想场所。然后，如果外流是辐射效率低下，那么源整体上也是如此，即使没有平流与吸积流的动力学相关。这可能是LLAGN和GBHC在其低/硬状态下的另一种情况，并可能对我们理解宇宙的吸积历史产生影响。
2002-01-31 astro-ph
Accretion Discs with Accreting Coronae in AGN - II. Nuclear Wind
我们研究了一个具有热连续日冕的吸积盘。我们假设日冕本身是吸积的，因此它直接由引力能的释放提供动力，并通过与圆盘的辐射相互作用而冷却。我们考虑了这样的日冕的垂直结构，并表明，径向下降是伴随着强烈的垂直外流。这种模式有两个重要的后果：（i）在给定的半径下，只有当吸积速率大于极限值时才形成日冕，并且日冕中耗散的能量的分数随着吸积速率的增加而减少，和（ii）盘光谱在光学/光学范围内明显更软，与标准吸积盘的预测相比，由于质量损失和内部耗散的减少，紫外波段。这两种趋势对应的平均频谱的射电宁静活动星系核和观测到的光度状态的星系黑洞候选人。
1995-09-17 astro-ph
An accretion disc-corona model for X-ray spectra of active galactic nuclei
活动星系核（AGN）的硬X射线发射被认为是来自冷吸积盘上方的热日冕。硬X射线谱指数与爱丁顿比有关，硬X射线辐射热校正因子L_bol/L_x随爱丁顿比的增大而增大。康普顿反射与硬X射线谱指数也存在相关性。这些观测特征为活动星系核的吸积盘-日冕模型提供了非常有用的约束。我们建立了一个吸积盘-日冕模型，并计算了冷盘中不同磁应力张量下的谱，其中假设日冕是由冷吸积盘中浮力不稳定性产生的磁场重联加热的.我们的计算表明，磁应力张量αp_gas不能解释所有这些观测特征，而αp_tot总是导致与爱丁顿比无关的常数L_bol/L_x。对具有α（p_gas p_tot）^（1/2）的盘冕系统的计算结果表明，硬X射线谱指数和硬X射线辐射热校正因子L_bol/L_x都随爱丁顿比的增大而增大，这与观测结果定性一致。我们发现，盘冠模型不能再现观测到的低吸积率源的硬X射线连续辐射，这可能意味着这些低光度源的吸积模式不同。我们认为，在低吸积率下，盘冠系统转变为平流主导的吸积流+盘冠系统，这可能能够解释上述所有相关性。
2009-02-17 astro-ph
Semi-analytical radiative transfer in plane-parallel geometry: application to accretion disk coronae
采用数值迭代法求解简化的频率积分辐射转移方程，研究了圆盘日冕中的康普顿散射。我们发现日冕的垂直厚度不能作为测量日冕光学深度的典型长度。本文提出了一种半解析的方法来计算圆盘电晕中的能量耗散。我们证明，我们的方法可以重现数值解的精度<2%。
1997-11-09 astro-ph
X-ray spectra of accretion discs with dynamic coronae
本文计算了黑洞和中子星吸积盘上非静态日冕产生的X射线谱。热日冕辐射耦合到下面的圆盘（反射器），并产生X射线光谱，该光谱对日冕等离子体的体速度敏感，β =v/c。我们表明，流出的日冕再现硬态光谱的天鹅座X-1和类似的对象。动态模型预测了所观察到的反射幅度R和X射线谱斜率γ之间的相关性，因为两者都强烈依赖于β。观察到类似的相关性，其形状很好地拟合的动态模型。流出日冕中的软辐射散射也可以解释活动星系核中观测到的光紫外偏振模式。
2001-02-28 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
High-Resolution X-Ray Spectroscopy of the Accretion Disk Corona Source 4U 1822-37
我们提出了一个初步的分析的X射线谱的吸积盘电晕源，4U 1822-37，获得的高能透射光栅光谱仪上的钱德拉X射线天文台。我们检测到离散的发射线从光电离铁，硅，镁，氖，氧，以及一个明亮的铁荧光线。相位分辨光谱表明，复合发射来自一个X射线照明隆起位于磁盘和吸积流之间的预测点的影响。荧光发射起源于圆盘上的一个扩展区域，该区域被日冕散射的光照亮。
2001-07-13 astro-ph
Vertical structure of the accreting two-temperature corona and the transition to an ADAF
我们研究了黑洞周围的盘/冕吸积流模型。该模型，参数化的总（即磁盘加电晕）吸积率，$\dot m$，质量的黑洞，$M$和粘度参数，$α$，唯一地确定了部分的能量释放在电晕作为半径的函数，特别是过渡半径的单相ADAF流。自洽的解决方案与相之间的质量交换显示径向依赖的参数。该模型再现了吸积黑洞的所有特征光度态，而不需要任何附加的特别假设。尤其是。在临界吸积速率下，盘蒸发机制导致吸积流稳定性曲线（即吸积速率对表面密度的依赖性）上出现一个新的、几乎水平的分支。
2000-06-16 astro-ph
Self-Consistent Thermal Accretion Disk Corona Models for Compact Objects: I. Properties of the Corona and the Spectrum of Escaping Radiation
本文给出了吸积盘日冕（ADC）模型的性质，其中辐射场、温度和日冕的总不透明度是自洽确定的。我们使用非线性蒙特卡罗代码来执行计算。作为一个例子，我们讨论的模型，日冕位于上方和下方的冷吸积盘与平面平行（板）的几何形状，类似于模型的Haardt和Maraschi。通过康普顿化吸积盘发射的软辐射，日冕负责产生逃逸辐射的高能成分。我们的模型包括辐射在吸积盘中的再加工。在这里，光子被康普顿反射或光吸收，从而产生荧光线发射和热发射。自洽的日冕温度是通过平衡加热（由于粘性能量耗散）与康普顿冷却来确定的，使用完全相对论的，角度相关的横截面来确定。总的不透明度是通过平衡对的产生和零化来得到的。我们发现，对于一个磁盘的温度kT_bb \lta 200 eV，这些电晕是无法有一个自洽的温度高于\sim 120 keV，如果总的光学深度是\gta 0.2，无论紧凑性参数的电晕和种子的不透明度。该限制对应于在5 keV - 30 keV带内具有光子指数\gta 1.8的逃逸辐射的角度平均光谱。最后，所有具有后处理功能的模型也预测在较低能量下会有大量的热过剩。这些限制使得用ADC模型解释持久黑洞候选者的X射线光谱非常成问题。
1997-05-14 astro-ph
Accretion disc coronae as magnetic reservoirs
大多数天体物理源都是由恒星质量或超大质量的黑洞吸积而产生的，当用硬X射线观测时，在流中显示出热康普顿化成分的迹象，即所谓的日冕，观测到的温度和光学深度都在很窄的范围内（0.1 < τ< 1和1 × 10^9 K < T <3 × 10^9 K）。在这里，我们认为，这些事实构成了强有力的支持证据的磁主导的日冕。我们发现，在所有黑洞系统中，日冕的热能含量都太低，无法解释观测到的硬X射线光度，除非日冕的大小至少是10^3史瓦西半径的数量级，或者日冕本身实际上是一个水库，其中能量主要以由剪切旋转体（可能是吸积盘）产生的磁场的形式存储。我们简要地概述了为什么前一种可能性被丢弃，而后者的首选的主要原因。
2000-09-29 astro-ph
X-ray Emissions from Three-dimensional Magnetohydrodynamic Coronal Accretion Flows
基于三维磁流体动力学模拟计算了黑洞吸积盘-日冕系统的辐射谱及其时变特性。在解释活动星系核（AGN）的光谱特性时，通常假设它们由一个薄的光学厚盘和围绕在薄盘周围的热的光学薄日冕组成。对于日冕模型，我们采用Kato等人计算的三维无辐射MHD吸积流的模拟数据，而对于薄盘，我们假设一个标准型盘。我们进行Monte Carlo辐射转移模拟的电晕，考虑到康普顿散射的软光子从薄盘由热的热电子和日冕辐射加热的薄盘，发射黑体辐射。通过调节MHD冕流的密度参数，我们可以得到与典型Seyfert星系一致的出射光谱。此外，我们发现快速的时间变化的X射线发射光谱，起源于磁流体日冕的磁旋转不稳定性产生的密度波动。并简要讨论了包括铁荧光线发射在内的反射分量的特征。
2008-01-30 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
Coronal Neutrino Emission in Hypercritical Accretion Flows
恒星质量黑洞的超临界吸积流被认为是伽马射线暴中心引擎的一个有前途的模型。在这个模型中，吸积物质的引力结合能的一部分通过中微子湮灭和/或磁场沉积到相对论喷流的能量中。然而，最近的一些研究表明，中微子湮灭的能量沉积速率略小于GRB所需的能量。为了克服这个困难，Ramirez-Ruiz & Socrates（2005）提出，来自吸积盘上方热日冕的高能中微子可能会提高能量沉积的效率。我们阐明了超临界吸积流的背景下的盘冠模型。从盘和日冕的能量平衡，我们可以计算盘和日冕的温度，Td和Tc，和中微子光谱，考虑到中微子冷却过程中的中微子-电子散射和中微子对的生产。计算的中微子谱由两个峰组成，一个是来自盘的中微子发射峰，另一个是来自日冕的中微子发射峰。我们发现盘状电晕能提高能量释放效率，但只有1.5倍左右，除非电晕高度很小，H<<r。这是因为中微子发射对发射区的温度非常敏感，因此Tc/Td的比值不可能很大。
2007-08-22 astro-ph
Coronal outflow dominated accretion discs: a new possibility for low luminosity black holes?
银河系低/硬态黑洞和低光度活动星系核的光谱能量分布具有许多共同的特征，最突出的是：紧凑、平坦（或倒置）的光谱射电核心，具有高亮度温度;过量的红色和红外辐射，通常与射电通量相关;极弱（或不存在）的准热峰和具有高能量截止的硬X射线幂律。这些来源被认为是在低速率和平流（或对流）为主的吸积流通常被认为是最好的候选人来解释它们。在这里，我们提出了一种替代的可能性，涉及强大的，未绑定的，磁电晕产生的几何薄，光学厚吸积盘在低吸积率。首先，我们表明，如果角动量运输的磁盘是由于磁湍流应力，磁盘内的磁能密度和有效的粘性应力是成比例的几何平均值的总（气体加辐射）和气体压力。因此，在辐射压占主导地位的圆盘中，日冕的功率较小，并且日冕中释放的功率的相对分数随着吸积率的降低而增加。此外，我们讨论了为什么积极占主导地位的日冕是发射强大的射流/外流，磁流体和热驱动的理想场所的原因。在分析这种日冕外流占主导地位的吸积盘的光谱特性时，我们得出了一个重要的结论，即如果喷流/外流很可能是辐射效率低下的，那么整个源也是如此，即使没有平流能量进入黑洞与吸积流的动力学有关。
2001-12-19 astro-ph
Studying the Properties of Accretion Disks and Coronae in Black Hole X-ray Binaries with Monte-Carlo Simulations
了解热日冕的性质对于研究X射线双星系统中的黑洞吸积盘具有重要意义。利用Monte-Carlo方法模拟了冷盘发射的光子与热日冕中电子的逆康普顿散射，得到了两个$XSPEC$格式的球形日冕和盘状（板状）日冕的表模型.我们的表格模型中的所有参数都是系统的物理特性，可以直接从数据拟合中导出。将模型应用于BeppoSAX观测到的黑洞候选者XTE J2012+381的宽带光谱，我们估计了日冕的大小和盘的内径。该系统中日冕的大小为几十个引力半径，没有发现从硬态到软态转变过程中内盘半径的显著增加。
2004-10-10 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
Accretion disc coronae in black hole binaries
吸积黑洞的大部分光度都是在X射线波段发射的。这种辐射被认为是通过逆康普顿过程从一个热的（Te ~ 10^8 - 10^9 K）光学薄（汤姆逊光学深度~ 1）等离子体中产生的，该等离子体可能位于黑洞附近。在这个所谓的康普顿日冕中工作的机制可以通过硬X射线观测来揭示，这些观测揭示了丰富的现象学。根据不同的光度不同的光谱状态观察表明，日冕的性质和几何形状取决于质量吸积率。在许多情况下，作为光度函数的光谱行为显示出某种程度的滞后。触发光谱状态之间的转变的机制是非常不清楚的，虽然它可能与吸积盘日冕系统中的蒸发/冷凝平衡有关。从X射线波段和射电波段的相关性观察，康普顿日冕与致密喷流的形成密切相关，并可能构成喷流的基底。
2007-07-11 astro-ph
Heating in an Extended Accretion Disk Corona along the Z-Pattern in Cyg X-2
我们在非常高的光谱分辨率下观察了原型Z源Cyg x-2两次沿其整个X射线光谱变化模式。在这个初步的分析中，我们发现一个扩展的吸积盘电晕表现出莱曼α发射从各种H-类离子，以及发射从He-类离子的Fe和Al，和Li-类离子的Fe。最亮的谱线显示出谱线加宽的范围：类H谱线非常宽，多普勒速度在1100至2700 km/s之间，而其他一些谱线则较窄，宽度为几百km/s。线诊断允许我们第一次确定冠状参数。这些谱线的性质与一个稳定的、延伸到10^10 cm、致密（1 × 10^15 cm^-3）和热（log xi > 3; T > 10^6 K）的吸积盘日冕相一致。我们发现正在进行加热的日冕沿Z-轨道，并确定加热光度从约0.4 L_Edd的水平变化到约1.4 L_Edd的耀斑分支。
2008-12-11 astro-ph
Optical and UV Light Curves of the Accretion Disk Corona Source 4U 1822-371
食X射线双星4U是典型的吸积盘日冕系统。我们已经获得了新的时间分辨紫外光谱的4U与哈勃太空望远镜和新的V-和J-波段的光变曲线与1.3米SMARTS望远镜在CTIO。我们提出了一个更新的星历表的光学/紫外线日食的时间。模型光变曲线不能给出可接受的拟合紫外线食，除非模型包括一个光学厚度的ADC。
2008-03-18 astro-ph
Formation of Relativistic Outflows in Shearing Black Hole Accretion Coronae
我们研究的可能性，在许多活动星系核中观察到的相对论性喷流可能是由费米加速质子在一个两温吸积盘上方的稀薄日冕。在这幅图中，加速度是日冕中磁场剪切运动的结果，日冕锚定在下面的开普勒圆盘中。日冕中的质子具有幂律分布，因为那里的密度太低，质子-质子碰撞无法使费米加速提供的能量热化。同样的剪切加速机制也在盘本身中起作用，然而，那里的密度足够高，热化发生，因此盘质子具有麦克斯韦分布。日冕中的粒子加速导致了压力驱动的风的发展，这种风穿过临界点，随后在距离黑洞很远的地方转化为相对论性喷流。我们结合风的临界条件与结构方程的磁盘和日冕，以获得一个耦合的磁盘/日冕/风模型。使用耦合模型，我们计算的渐近洛伦兹因子$Γ_\infty$的射流作为一个函数的圆柱形的起始半径在底部的流出，在日冕。我们的结果表明，$Γ_\infty \lapprox 10$，这是一致的观测超光速运动的耀变体。我们发现，喷流和宽线发射云之间的碰撞可以产生高能量的辐射，其亮度足以为从耀变体观测到的$γ$射线提供能量。主题词：辐射机制：非热，吸积，吸积盘，粒子加速，伽马射线：理论
1999-03-22 astro-ph
Thermal Conduction and Thermal Instability in the Transition Layer between an Accretion Disc and a Corona in AGN
在热不稳定区两相介质存在的条件下，研究了吸积盘与日冕之间过渡层的垂直结构。圆盘被硬X射线照射，满足流体静力平衡条件。我们考虑了热日冕（$\sim 10^8$ K）和冷盘（$\sim 10^4$ K）之间通过辐射过程和热传导进行的能量交换。我们做了局部稳定性分析的情况下，与传导性，我们得出的结论是，热传导不抑制热不稳定性。尽管有连续的温度廓线$T(τ)$，但在有强温度梯度的区域，自发扰动可导致过渡层中的云凝结。我们确定这样的扰动的最小尺寸$λ_{TC}$。
1998-07-22 astro-ph
Properties of vertically self-gravitating accretion discs with a dissipative corona
本文分析了在考虑圆盘自重引起的重力垂直分量时，带日冕圆盘的稳态结构。对于吸积盘和日冕之间的能量交换，我们假设吸积盘内部耗散的能量中有一部分通过磁管传输到日冕。解析解对应的处方f（其中该参数直接取决于气体压力的总压力的比率）或自由f的提出和它们的物理性质进行了详细研究。结果表明，日冕的存在不仅降低了盘的温度，而且增加了盘的表面密度，由于盘的自引力而产生的引力垂直分量减小了盘的自引力半径和在此半径处的碎片质量.然而，随着更多的能量从圆盘传输到日冕，由于圆盘的自重力引起的重力的垂直分量对自重力半径的影响变得更弱，尽管碎片的质量减少而不管从圆盘到日冕的能量交换的量。
2008-05-30 astro-ph
Temporal properties of flares in accretion disk coronae
利用非线性Monte-Carlo程序研究了吸积盘日冕系统对静态均匀耀斑的辐射响应。我们通过日冕或盘中的快速（可与光穿越时间相比）能量耗散来模拟耀斑。如果耀斑起源于盘，则日冕对软光子发射的响应产生强烈的非线性康普顿辐射输出，能带之间具有复杂的相关/反相关。这种行为与通常的线性计算结果有很大的不同。因此，任何模型的快速非周期性变化的X射线双星调用一个不断变化的软光子输入作为源的硬X射线的变化，必须考虑到日冕温度的响应。另一方面，如果耀斑是由于日冕的剧烈加热，当扰动时间尺度是几个日冕光穿越时间的顺序，拍摄光谱从硬到软的演变。这个总的趋势是独立的射击轮廓和几何形状。我们发现，对于短的耗散时间，时间平均谱一般比在稳态情况下更难。此外，湮没线和高能量的尾巴，可以产生不需要非热过程。
2000-05-25 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
Disk/corona model: The transition to ADAF
本文提出了一个黑洞吸积流模型，该模型由具有吸积双温日冕的吸积盘组成。该模型是基于假设的辐射和传导能量交换的两个阶段和压力平衡。完整的模型是由质量，吸积率，和粘度参数。我们提出了这样的两相流的参数的径向依赖关系，平流在电晕和磁盘/电晕质量交换由于蒸发/冷凝包括在内，我们确定的过渡半径从一个两相磁盘/电晕吸积到一个单相光学薄流（ADAF）在磁盘的最里面的一部分作为吸积率的函数。我们确定的NLS 1星系的物体吸积率接近爱丁顿吸积率。这些物体的强可变性可能与在这个光度范围内预期的极限环行为有关，因为盘由于辐射压的主导而不稳定，在两个稳定的分支之间振荡：对流主导的光学厚分支和蒸发分支。
2000-05-08 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
X-ray emission from classical T Tauri stars: Accretion shocks and coronae?
经典的金牛T星（CTTS）被活跃的吸积盘所包围。根据目前的模型，物质沿着磁场线从圆盘以或多或少的自由落体速度落在恒星上，在那里等离子体加热并产生X射线。我们希望定量地解释观测到的高能辐射，并从数据中测量入轨参数。绝对通量测量允许计算填充因子和质量吸积率。我们使用热吸积点的数值模型并求解守恒方程。与XMM-Newton和Chandra的数据比较表明，我们的模型很好地再现了主要特征。结果表明，TW Hya的填充因子为0.3%，质量吸积速率为2 e-10 Msun/yr。
2007-02-21 astro-ph
Self-Consistent Thermal Accretion Disk Corona Models for Compact Objects: II. Application to Cygnus X-1
我们应用我们的自洽吸积盘日冕（ADC）模型，具有两种不同的几何形状，对候选的黑洞天鹅座X-1的宽带X射线谱。正如在一个配套文件（鸽子，威尔姆斯，和Begelman）中所示，康普顿化介质是一个围绕着冷吸积盘的平板的模型，对于光学深度大于0.2，温度不能高于约120千电子伏，导致光谱比观测到的天鹅座X-1的10-30千电子伏光谱软得多。此外，板状几何模型预测了在低能量下的大量“软过剩”，这是Cyg X-1没有观察到的特征，并且Fe Kα荧光线比观察到的更强。文献中先前的康普顿化模型采用了光学厚度τ_T \gta 0.3和日冕温度T_c \sim 150 keV的板状几何，但它们并不自洽。因此，具有平板几何形状的ADC模型不适合解释Cyg X-1的X射线光谱。模型与球形日冕和外部磁盘，但是，预测更高的自洽日冕温度比板几何模型。较高的日冕温度是由于吸积盘中日冕辐射的再处理量较低，导致康普顿冷却速率较低。因此，对于球+盘几何形状，预测的光谱可以足够硬以描述观察到的Cyg X-1的X射线连续谱，同时预测具有\sim 40 eV的等效宽度的Fe荧光线。我们的最佳拟合参数值的球+盘的几何形状是τ_T \approx 1.5和T_c \approx 90 keV。
1997-05-17 astro-ph
High redshift radio quiet quasars -- exploring parameter space of accretion models. Part II: patchy corona model
我们模拟了高红移射电宁静类星体的光谱能量分布。我们计算的光谱在一个补丁的日冕几何形状的吸积盘延伸到最后的稳定轨道和康普顿活动区（热云）分布在磁盘。我们探索了模型参数空间，以找到理论参数，给出光谱与光学/UV光度，X射线响度，和X射线光子指数与钱德拉观察到的高z RQQs兼容。我们发现一系列的解决方案是可能的，从高- $kT_{\rm e}$低- $τ$到低- $kT_{\rm e}$高- $τ$模型.这些解决方案要求热云中的低水平能量耗散和低的盘覆盖因子。模型的质量为$10^{10}$太阳质量的数量级，吸积速率为$\dot{M} > 0.2$爱丁顿速率。我们比较我们的结果，以前获得的热内流几何形状。
2004-10-07 astro-ph
Iron Fluorescent Line Emission from Black Hole Accretion Disks with Magnetic Reconnection-Heated Corona
本文研究了由磁重联加热的日冕硬X射线光子产生的铁K $α$荧光线。温度约为$10^9$ K的热日冕可以用通过热康普顿化产生的连续X射线谱照射下面的盘。然后圆盘中的铁原子光电吸收X射线光子并辐射K $α$线光子。因此，日冕的活动是造成下层盘铁谱线发射的主要原因。在以往的研究中，为了计算铁谱线的轮廓，通常假设在圆盘上方有过于简化的X射线光子源，或者假设幂律线的发射率轮廓，其中指数是一个自由参数。我们采用了Liu等人建立的更接近实际的日冕模型，其中日冕是由磁通量环重联释放的磁能加热的，该模型没有自由参数。然后吸积能量主要耗散在日冕中，在日冕中有效地产生X射线光子并照射下面的盘。我们发现铁谱线在圆盘上的局域发射率近似为$F_{{\rm K}α}(r)\propto r^{-5}$。用该模型计算的4- 7 keV铁谱线与MCG-6-30-15的观测数据和理论计算的$i\sim 30^{\circ}$铁谱线符合得很好。可能的起源行变异进行了简要讨论。
2005-08-24 astro-ph
Time-dependent models of two-phase accretion discs around black holes
我们提出了含时模拟的两相吸积流周围的黑洞。吸积流最初是由一个光学厚和冷盘接近中平面，而在顶部和下面的盘有一个热的和光学薄的日冕。我们考虑了几种相互作用机制作为加热的光盘的电晕和康普顿冷却的电晕软光子的光盘。由于热传导，质量和能量可以在盘和电晕之间交换。在这一探索性工作的过程中，我们将自己限制在一个特定的模型中，即恒星质量的黑洞以低吸积率吸积。我们证实了较早的理论和观测结果表明，在低吸积率的光盘接近黑洞不能生存和蒸发。给出了这个模型的框架，我们现在可以跟踪圆盘蒸发的时间依赖性。
2006-12-28 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Active Galactic Nuclei from an Accretion Disk with Advective Coronal Flow
为了解释Seyfert核和类星体的宽带光谱能量分布，通过求解流体静力平衡和自洽的辐射转移，研究了由双温等离子体组成的垂直盘冠结构的发射光谱.我们的模型可以很好地再现软X射线过量与α（L_频率与频率的-α次方成比例）约为1.5和硬尾延伸到约50 keV与α约0.5。不同的光谱斜率（α约1.5低于2 keV和约0.5以上）是不同的发射机制的结果：在前者的不饱和康普顿化和康普顿化，韧致辐射，并在后者的盘日冕边界的日冕辐射的反射的组合。
2000-05-08 astro-ph
Beyond the standard accretion disc model: coupled magnetic disc--corona solutions with a physically motivated viscosity law
我们提出了一个系统的，分析研究的几何薄，光学厚吸积盘磁化湍流的解决方案，与阿尔法一样的粘度处方。在唯一的假设下，（1）磁旋转不稳定性（MRI）产生湍流，产生吸积进行所需的反常粘性，以及（2）由于浮力垂直逃逸，由不稳定性放大的磁场饱和，我们能够自洽地求解盘结构方程，包括功率的分数f，其被垂直坡印廷通量带走（并且可能耗散在光学厚盘外部）。对于低粘度光盘，我们得到稳定的高f的解决方案，在低吸积率，当气体压力占主导地位，和不稳定的，低f，辐射压力占主导地位的解决方案，在高吸积率。对于高粘度盘，相反，一个新的热和粘性稳定，辐射压力占主导地位的解决方案被发现，其特征在于f~1和出现仅高于临界吸积率（的数量级的十分之几的爱丁顿一）。我们将讨论我们的假设的有效性制度，我们的解决方案的天体物理相关性。我们的结论是，我们新发现的薄盘的解决方案，可能伴随着强大的，磁主导的日冕和外流，应认真考虑作为模型的黑洞吸积在超爱丁顿率。
2003-02-05 astro-ph
THE EVOLUTION OF ACCRETION DISKS WITH CORONAE: A MODEL FOR THE LOW-FREQUENCY QUASI-PERIODIC OSCILLATIONS IN X-RAY BINARIES
本文研究了X射线双星源中吸积盘-日冕系统的全局非线性随时间演化，以了解最近在Rapid Burster MXB 1730-335和一些黑洞候选源（Cyg X-1和GRO~ J 0422 +32）中观测到的低频（$\sim 0.04$ ~Hz）准周期振荡（QPO）。我们考虑$α$ -粘性模型，其中粘性应力与总压力成正比。与以前的时间依赖性研究相反，假设所有的质量吸积和角动量输运都发生在光学厚盘中，但释放的一小部分引力能在日冕中消散。据发现，日冕能量耗散可以有效地减少从热和粘性不稳定性（相比，没有电晕的模型）的盘表现出温和的振荡非稳态行为的状态下产生的质量流变化的幅度。这些振荡在盘的不稳定区域中是全局相干的。还提出了一个模型的高，低状态的黑洞候选人系统。有人建议，低状态，其特征在于由硬X射线光谱，对应于磁盘配置，其中的内盘是在平流为主的热光学薄的状态，而高状态对应于配置，其中的内盘是在光学厚的状态所包围的日冕。在这个模型中，系统中的质量吸积速率在低态下比在高态下高。在低态下观测到的类星体硬X射线谱可以很自然地用这个模型来解释。
1995-04-21 astro-ph
The formation of the coronal flow/ADAF
本文发展了一种新的方法来描述围绕黑洞的薄盘上方日冕中垂直和径向的吸积流。该模型基于与早期单区域模型相同的物理学，但现在修改了包括来自和朝向相邻区域的质量，能量和角动量的流入和流出。我们确定了不同的质量流率在冷盘中的径向扩展的日冕流，导致在不同的距离从黑洞的薄盘的截断。我们的计算显示了吸积流如何逐渐变化为一个纯粹的垂直扩展的日冕或对流主导的吸积流（ADAF）。不同的解决方案进行了讨论。在某些情况下，风损失会导致质量流量的实质性减少。
2003-03-24 astro-ph
Studying the Accretion Disks in Black Hole X-ray Binaries with Monte-Carlo Simulations
了解热日冕的性质对于研究X射线双星系统中的黑洞吸积盘具有重要意义。利用Monte-Carlo方法模拟了热日冕中盘状光子与电子的逆康普顿散射过程，在XSPEC软件包中建立了两个表模型。将模型应用于黑洞候选者XTE J2012+381的宽带BeppoSAX观测，我们证明了该表模型的能力。结果表明，日冕中的电子分布呈幂律分布，谱指数约为4，日冕的大小约为几十个引力半径，盘的倾角约为60度。
2001-05-30 astro-ph
Disk-Corona Models and X-ray Emission from Seyfert Galaxies
目前对塞弗特星系X射线发射的理解涉及到热亚相对论电子对软光子的康普顿化。在简要回顾了早期的理论基础上存在的热光学薄等离子体吸积盘或周围的关键意见，导致发展目前流行的模型的吸积盘与热日冕，我们总结了最近的进展，吸积模型，考虑到能量耗散和/或角动量输运的日冕。最后，采用均匀平面平行日冕的简单方案，详细讨论了X射线谱与日冕参数的关系。尽管光学深度和温度之间的强耦合决定了光谱形状对其精确值不敏感，但适度的光谱变化是可能的。光谱变化模式可以用作日冕物理学的诊断，并应允许确定日冕的光学深度是否由e+e-对主导。
1996-11-06 astro-ph
Properties of the two-temperature corona model for active galactic nuclei and galactic black holes
详细研究了活动星系核和星系黑洞的吸积日冕模型的性质。在这个模型中，在给定半径的日冕中释放的能量的分数从模型的全局参数（中心物体的质量、吸积率和粘度参数）计算，并且它似乎是半径的强函数。该模型预测的日冕硬X射线辐射的吸积率的增加相对减少。提出的描述盘/电晕相互作用形成的基础上，进一步研究盘破裂机制。
1999-12-22 astro-ph
Disk-Evaporation Fed Corona: Structure and Evaporation Feature with Magnetic Field
盘冠蒸发模型自然地解释了黑洞X射线双星中的许多观测现象，如吸积盘的截断和光谱态跃迁。另一方面，已知磁场在吸积流中输送角动量和产生粘性方面起重要作用。在这项工作中，我们明确考虑了吸积盘日冕中的磁场，并在我们的双温蒸发程序的基础上数值计算了日冕结构。我们发现，磁场通过对日冕中的压力、能量和辐射冷却的贡献以及通过减少垂直热传导来影响日冕结构。我们发现，当磁场强度变化时，最大蒸发速率（$\sim 0.03$爱丁顿速率）基本保持不变，但最大蒸发速率对应的半径随磁场的增大而减小。这预示着谱态跃迁总是发生在几个百分点的爱丁顿吸积率，而薄盘的内边缘可以在$\sim 100 R_{\rm S} $或更少的硬态之前过渡到软态。这些结果缓解了以前的蒸发模型预测的截断半径太大的问题，并与几个黑洞X射线双星的观测结果更好地吻合，但仍存在差异。
2007-07-03 astro-ph
Accretion discs, coronae and jets in black hole binaries: prospects for Simbol-X
X射线双星中的吸积盘、日冕和喷流现象已经相当确定。然而，吸积流在各种光谱状态下的结构仍有争议，热流和致密喷流之间的联系也远未得到理解。Simbol-X应该以几种方式解决这两个重要问题。首先，它将为我们提供产生高灵敏度，宽带光谱的能力，因此同时限制所有光谱成分（铁线，反射凸块，热盘和comptonised发射）的形状和亮度，这反过来又提供了吸积流的几何形状的信息。它还将确定在明亮和静止状态下射流对X射线波段的确切贡献。最后，它将揭示触发光谱状态转变的潜在机制，使我们能够在精致的细节，快速的光谱演变及其与无线电喷流发射在这些过渡期间的相关性。
2008-01-24 astro-ph
Accretion disk models and their X-ray reflection signatures. I. Local spectra
吸积盘的X射线照明是一个宝贵的诊断这些磁盘的结构，因为相关的铁K $α$发射。在这里，我们指出，所产生的反射光谱非常敏感地依赖于X射线源的几何形状，这一事实可以有效地用于测试这些模型的观测。特别是，我们讨论了三种不同的吸积盘的几何形状："灯柱模型“，吸积盘与磁耀斑，并与一个完整的电晕覆盖一个冷薄盘模型。我们表明，在灯柱模型的情况下，除非中心源的X射线亮度大于冷磁盘的10倍或更多，一个显着的部分铁在磁盘的电离皮肤是在氢和氦离子。由于这些离子具有大的荧光产率，因此所得的反射光谱看起来是强电离的，其中线{ \em增加}的等效宽度（EW）随着X射线光度$L_x$达到$\sim 500$ eV的最大值。这种情况与磁耀斑模型相反，在磁耀斑模型中，耀斑附近的大X射线通量完全电离了盘的皮肤，因此产生的光谱似乎是来自中性物质。该模型中的线EW { \em反相关}与X射线光度相关，并且当$L_x$是爱丁顿光度的一个好分数时变得任意小。最后，在完全电晕的情况下，由于电晕的额外压力和重量，电晕下方的气体压力（及其密度）总是足够大，以使气体非常冷并有效地保持中性。在这样的模型中没有高度电离的皮肤形成。如果日冕是汤姆逊薄的，那么对于完整的日冕模型，线的EW不依赖于吸积盘或日冕光度。
2000-05-31 astro-ph
Ultraluminous X-ray Sources Powered by Radiatively Efficient Two-Phased Super-Eddington Accretion onto Stellar Mass Black holes
许多最亮的超亮X射线源（ULX）的辐射光谱主要由硬幂律分量控制，可能由热的光学薄日冕提供动力，该日冕将从冷的光学厚黑洞吸积盘发射的软种子光子康普顿化。在其耗散和随后转换为日冕光子能量之前，负责为ULX现象提供动力的随机引力结合能必须通过电子散射介导的辐射扩散以外的方式与其起源质量分离。因此，ULX中吸积能量的释放不一定受到爱丁顿限制的光子捕获，只要它发生在日冕中。出于这些基本的考虑，我们提出了一个模型的ULXs供电的几何薄吸积到恒星质量的黑洞。我们认为，辐射效率的流量仍然很高，如果日冕被磁化或光学薄和大部分的吸积功率逃逸的辐射形式，而不是流出。在当前黑洞X射线二元范式的背景下，我们的ULX模型可以被视为在银河系源中观察到的非常高的状态的扩展。（节略）
2005-11-18 astro-ph
Jets, accretion, coronae and all that: The enigmatic X-rays from the Herbig star HD 163296
赫比格Ae/Be星（英语：Herbig Ae/Be stars）是一种前主序星，质量在2到8个太阳质量之间。它们的X射线性质是不确定的，而且至今无法解释。我们希望阐明HAeBes的X射线产生机制。我们提出了HAeBe HD 163296的XMM-牛顿观测。我们分析了光变曲线，宽带和光栅光谱，适合排放措施和丰度和应用模型的吸积和风冲击。我们发现三个温度分量范围从0.2 keV到2.7 keV。O VII类He三重态表明在低密度环境中具有弱UV光子场的X射线形成区域，即。e.在恒星表面之上。这使得吸积激波的起源不太可能，相反，我们建议在喷流的底部为软组分和热组分的日冕起源的冲击。每年10^{-10}个太阳质量的物质外流足以为软X射线提供能量。HD 163296被认为是单一的，因此这些数据代表真正的HAeBe X射线发射。HD 163296可能是它的原型。
2008-12-01 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
Two-temperature coronal flow above a thin disk
我们扩展了盘冠模型（Meyer & Meyer-Hofmeister 1994; Meyer，Liu，& Meyer-Hofmeister 2000 a）到星系核的内部区域，包括离子和电子的不同温度以及康普顿冷却。我们发现，质量蒸发率，从而在日冕中释放的吸积能量的分数强烈地依赖于从盘的外边缘，更大的速率导致更多的康普顿冷却，更有效的蒸发和更弱的日冕的传入的质量流的速率。我们还发现了对粘度的强烈依赖性，较高的粘度导致电晕中的质量流增强，因此更多的气体从下面的盘蒸发。如果我们以爱丁顿速率为单位取吸积速率，我们的结果就与中心黑洞的质量无关了。该模型预测较弱的硬X射线的天体吸积率较高，如窄线塞弗特1星系（NLS 1），与观测一致。对于明亮的活动星系核（AGN），最内层日冕中的强康普顿冷却是如此有效，以至于需要大量的额外加热来维持薄盘上方的日冕。
2002-04-10 astro-ph
The role of advection in the accreting corona model for active galactic nuclei and Galactic black holes
我们考虑平流的作用，在两个温度吸积日冕与底层光学厚盘。日冕解的性质在很大程度上依赖于平流的描述。当地参数化的平流由一个恒定的系数$δ$取代径向导数导致复杂的拓扑结构的解决方案，类似于其他对流为主的吸积流的解决方案在一定程度上。一种是低加速度时的辐射冷却分支。对于更高的吸积率存在两个解决方案在一个广泛的半径范围内：一个是辐射冷却，另一个是对流为主。随着吸积率的进一步增大，两个解的径向扩张收缩，在某个临界值以上不再有解。然而，这些趋势的变化，如果当地参数化的平流是由适当的径向导数迭代计算模型所取代。只有一个，辐射冷却的解决方案仍然存在，它甚至存在高吸积率。对流主导分支在迭代过程中消失，这意味着自洽描述的对流主导流不能存在于存在下垫面冷盘的情况下。
1999-12-20 astro-ph
Going with the flow: can the base of jets subsume the role of compact accretion disk coronae?
硬态X射线双星（XRB）的特点是在X射线波段的幂律谱，和一个平坦/倒置的无线电/红外光谱与偶尔成像的紧凑喷流。一般认为，硬X射线是热吸积盘光子被炽热的日冕等离子体康普顿上散射的结果，这些等离子体的性质是通过光谱拟合推断出来的。有趣的是，这些属性，特别是那些从某些磁化电晕模型，是非常相似的射流脚点的等离子体条件。在这里，我们探讨的问题是否'电晕'和'喷气基地'实际上是相关的，开始测试最强的前提，他们是同义词。在这样的模型中，通过软X射线的射电主要是同步辐射，而硬X射线主要是在喷流底部的逆康普顿-盘光子和同步辐射光子都充当种子光子。喷流底部的条件固定了喷流其余部分的条件，从而在X射线和无线电发射之间建立了直接联系。我们还在这个模型中添加了一条简单的铁线，并将光谱与中性反射进行卷积。通过探测器响应函数向前折叠预测的光谱后，我们将结果与从银河系XRB GX 339 -4和天鹅座X-1的硬态获得的同时无线电/X射线数据进行比较。简单的康普顿电晕模型拟合的结果也进行了比较。我们证明，喷流模型拟合在统计上与单组分电晕模型X射线拟合一样好，但也能够解决同时的无线电数据。
2005-09-01 astro-ph
Dynamos in accretion discs
有人认为，在年轻的恒星物体的吸积盘可能有热的日冕，被加热的磁重联。这是磁旋转不稳定性驱动盘中的湍流的结果。远离中平面的磁重联导致日冕的加热，这反过来又有助于驱动盘风。
2007-02-19 astro-ph
Spectra from a magnetic reconnection-heated corona in AGN
本文研究了日冕通过磁场和辐射场与盘的耦合，并给出了用蒙特卡罗模拟计算的出射光谱。对于给定的黑洞质量和吸积率的光谱。我们找到了两种类型的解决方案，对应的硬谱和软谱。在硬谱解中，吸积能量主要耗散在日冕中，支持了冷盘上方的强日冕;硬X射线谱指数在1.1左右，不同吸积速率下的谱指数相同。在软谱解中，吸积能量主要耗散在盘中。日冕的温度和密度都很低。因此，光谱主要由在UV和软X射线处达到峰值的盘辐射控制。对于低光度系统，只存在硬谱解;而对于高光度系统，既存在硬谱解又存在软谱解。对于中等光度系统，除了硬光谱外，还可能出现由内软光谱解和外硬光谱解组成的中等软光谱，其软度随光度的增加而增加。硬光谱与Seyfert星系和射电宁静类星体的观测光谱接近。这种复合光谱可以解释窄线Seyfert 1星系宽带光谱的多样性。
2003-01-08 astro-ph
A simple model for magnetic reconnection heated corona
我们建立了活动星系核和银河系黑洞候选者（GBHC）中薄吸积盘上方的磁重联加热日冕的一个简单模型。基本假设是：（1）磁重联热主要由日冕中的康普顿散射冷却;（2）在康普顿冷却开始之前，热传导主要由盘-日冕界面中色球等离子体的蒸发冷却。利用这两个基本方程以及盘内磁能与气体能的均分，我们可以在没有自由参数的情况下，一致地确定吸积能耗散在日冕中的比例，从而确定给定黑洞质量和吸积率的日冕和盘内的温度等物理量。然后计算了盘和日冕的光度贡献以及日冕通量加权的康普顿$y$参数。发现在低光度（小于0.1爱丁顿光度）时，光谱是硬的，能谱指数约为1，而在高光度（大于0.1爱丁顿光度）时，光谱既可以是软的，也可以是硬的。我们还发现，对于超大质量和恒星质量的黑洞，情况几乎相同。这些特征与活动星系核和巨星系核的观测结果一致。
2002-05-16 astro-ph
On how much X-ray and UV radiation processes are coupled in accretion disks: AGN case
在活动星系核（AGN）的标准吸积盘理论中，观测到的X射线通常是由热盘日冕中紫外（UV）盘光子的康普顿上散射模拟的。在这里，我们指出，对于许多活动星系核，辐射压力，由于非常相同的UV盘光子可以驱动流从磁盘到日冕和耦合的过程产生X射线和UV光子。这种耦合可能导致盘电晕的淬灭，因为UV盘上方的区域将太密集、太不透明，并且因此太冷。我们讨论了这种新型的X射线/紫外耦合对活动星系核动力学和辐射性质的影响。
2005-07-06 astro-ph
Measurements of accretion disc corona size in LMXB: consequences for Comptonization and LMXB models
我们目前的测量结果的径向范围的吸积盘日冕在低质量的X射线双星。这些结果最终证明了ADC的扩展性质，其径向范围从最暗源的20，000 km到最亮源的700，000 km不等，这是吸积盘半径的一个重要部分，通常为15%。这一结果排除了广泛使用的LMXB的东方模型，其中康普顿化区域是一个小的中心区域。ADC大小通过接近简单比例的简单关系r_ADC = L^{0.88 +/- 0.16}（99%置信度）强烈依赖于1 - 30 keV源亮度。我们还提出了有限的证据，ADC大小同意的康普顿半径r_C，或最大半径的流体静力平衡。结果是一致的模型，其中一个扩展的ADC是由照明的光盘形成的中央源。对光度的依赖性可能反映了已知的日冕温度随源光度的增加而降低，从而导致r_C的增加。ADC的扩展性质意味着用于康普顿化的种子光子必须由来自盘的与日冕相同的径向范围的发射组成，从而提供丰富的软种子光子供应。我们证明了正确描述康普顿化的ADC的大小的重要性，并推导出基于这些种子光子的热康普顿化的LMXB的康普顿化光谱，并表明这与东方模型的假设截止值低于1千电子伏的模型有根本的不同。最后，我们认为，我们的结果是不一致的假设，吸积黑洞和中子星的X射线辐射有一个共同的机制，仅取决于吸积流的属性。
2003-11-09 astro-ph
