Observational signatures of X-ray irradiated accretion disks
从黑洞周围的冷物质反射X射线是对吸积流几何的少数观测诊断之一。这种反射光谱的模型通常假设吸积盘可以用处于单一电离态的物质来表征。然而，一些作者最近强调了经典电离不稳定性的重要性，X射线辐照气体的流体静力平衡。这种不稳定性导致了盘的垂直结构的不连续过渡，导致在更冷的材料上方形成热的电离皮肤。如果皮肤的康普顿温度很高，那么即使是铁也会被完全电离，并且皮肤不会产生任何光谱特征。这些新的模型，其中的电离结构的磁盘计算自洽，需要大量的计算能力，因此很难用于直接拟合观察到的X射线光谱。相反，我们通过模拟由新的反射模型产生的X射线光谱来反转问题，然后将这些与旧的单区域反射模型拟合，以评估所导出的吸积几何形状依赖于所使用的反射模型的程度。我们发现，单区电离模型可以严重低估的覆盖率的“冷”的材料，从X射线源，如果在电离皮肤的光学深度是统一的顺序，这可能会产生一个明显的相关性之间的覆盖率和X射线光谱指数类似的Zdziarski，Lubinski和Smith（1999）报道的性质。
2000-08-18 astro-ph
Complex wind dynamics and ionization structure in symbiotic binaries
本文综述了共生双星中的风动力学问题，碰撞风和吸积。讨论了热星风理论与观测之间的不一致性。如果炽热的星风是由CAK理论控制的，那么几乎所有的共生体都将是碰撞的星风双星。对于碰撞风的情况下，三维流体动力学模拟显示，物质分布是锯齿形的。即使在恒星附近也发现了激波限制的高密度壳层和巨大的空洞。不同的三维流体动力学模型的基础上计算的合成光谱表明它们之间的观测歧视是可能的。碰撞风模型也提供了共生体和行星状星云之间的联系。一段时间内的吸积是共生体存在的必要条件。然而，目前还没有证据表明，目前的吸积系统是否表现出共生现象。现有的吸积模型相互之间是不一致的，预测要么扩展磁盘或小，高密度的吸积尾迹。目前还不存在能够区分两种模型的合成光谱。
1999-12-02 astro-ph
Ionization physics evidence for magnetic flare origin of X-rays in AGN
我们提出了两个目前流行的吸积流几何的活动星系核的全磁盘X射线反射谱-灯柱模型经常用来讨论在活动星系核的铁线混响，和模型中的X射线产生的磁耀斑以上的冷吸积盘（AD）。灯柱光谱包含了一些在大多数活动星系核的X射线光谱中看不到的高度电离物质的光谱特征。另一方面，磁耀斑模型产生的反射谱大致是幂律谱、{ \em中性样}反射谱和铁K $α$谱的叠加，因此更符合典型的活动星系核X射线谱。此外，由于两种模型中被照射物质的电离结构的差异，对于灯柱，线等效宽度随着X射线光度$L_x$而增加，而对于耀斑模型，线等效宽度随着$L_x$而减小。根据这些理论的见解，最近的活动星系核的铁线混响研究，X射线鲍德温效应，以及在遥远的类星体中普遍缺乏X射线反射功能都表明，对于高吸积率，冷的吸积盘被汤姆逊厚，完全电离的皮肤。因为后者只有在X射线集中到小的发射区域时才有可能，我们认为这为活动星系核中X射线的磁耀斑起源提供了强有力的证据。
2000-05-31 astro-ph
Double-Peaked Low-Ionization Emission Lines in Active Galactic Nuclei
我们从斯隆数字巡天中选取了116个双峰巴耳末线活动星系核（AGN）。双峰发射线被认为起源于活动星系核的吸积盘，距离超大质量黑洞几百个引力半径（Rg）。我们调查的候选人盘发射器相对于完整的样本AGN在相同的红移的属性，专注于光学，无线电和X射线通量，宽线的形状和窄线的等效宽度和线通量比。我们发现盘状发射体具有中等的光度（~10^44erg/s）和平均6倍于母样品中活动星系核的半高宽。双峰活动星系核是射电源的可能性高出1.6倍，并且主要（76%）是射电宁静的，其中约12%的天体被归类为LINER。统计比较所观察到的双峰线轮廓与轴对称和非轴对称吸积盘模型产生的，使我们能够施加约束吸积盘参数。观测到的H α谱线轮廓与吸积盘一致，其倾角小于50 °，表面发射率斜率为1.0-2.5，外半径大于~2000 Rg，内半径在200- 800 Rg之间，局部湍流展宽为780-1800 km/s。比较表明，60%的吸积盘需要某种形式的不对称（例如，椭圆盘、翘曲、螺旋激波或热点）。
2003-07-19 astro-ph
The Compact, Conical, Accretion-Disk Warm Absorber of the Seyfert 1 Galaxy NGC 4051 and its Implications for IGM-Galaxy Feedback Processes
利用NGC 4051的100 ksXMM-牛顿曝光，我们表明，响应于快速和高度可变的X射线连续谱的X射线吸收体的电离态的时间演化限制了活动星系核暖吸收体风的所有主要物理和几何性质。吸收器由两个不同的电离组件组成。通过跟踪每个组分中气体的不透明度对电离连续谱变化的响应，我们能够约束系统的电子密度。测量的密度要求NGC 4051的高、低电离吸收组分必须是致密的，距离连续谱源的距离分别为0.5- 1. 0 l-d（2200 - 4400 Rs）和<3. 5l-d（<15800 Rs）。这就排除了尘埃模糊环的起源，因为尘埃升华半径至少大了一个数量级（>12 l-d）。强烈建议的暖吸收风的吸积盘起源，并与高电离，HeII发射，广泛的发射线区域（半径<2 l-d）的协会是可能的。检测到的两相与压力平衡一致，这表明吸收器由两相介质组成。球形几何中的径向流是不可能的，并且锥形风几何是优选的。这股风所隐含的质量外流率可以很好地加以限制，并且是质量吸积率的2-5%。如果质量流出率与吸积率的比例关系代表了所有类星体，我们的结果意味着强大类星体中的温暖吸收体不太可能对它们的大环境产生重要的进化影响，除非我们在它们完全加速之前观察风。只有在这种情况下，活动星系核风才能对宇宙反馈起重要作用。
2007-02-15 astro-ph
Emission Line Diagnostics of Accretion Flows in Weak-Line Radio Galaxies
在最近对射电强活动星系核的调查中，出现了一个新的天体子类，称为弱线射电星系核（WLRGs）。这些射电星系只有微弱的、低电离的光学发射线。在X射线波段，这些天体比宽线和窄线射电星系要暗得多，光谱也更平坦。在这些方面，WLRG让人想起低电离核发射区（LINER）。我们已经开始了WLRGs的多波长研究，以更好地了解它们与LINER的可能联系以及这两个系统中吸积流的结构。在这里，我们提出了新的光学光谱的样品WLRG。我们发现，81%的对象具有光学发射线的属性是类似的LINER，这表明这两类活动星系核可能是相关的。未来的高分辨率X射线观测WLRGs将是至关重要的，在确定这些对象的吸积流的真实性质。
2001-08-21 astro-ph
The response of the Fe Kαline to changes in the X-ray illumination of accretion discs
本文给出了活动星系光电离吸积盘在各种光照条件下的X射线反射谱。结果表明，Fe K线的能量、等效宽度（EW）和通量强烈地依赖于照射通量与圆盘通量之比Fx/Fdisc、照射幂律光子指数Γ和辐射入射角i。当Fx/Fdisc \leq 2时，除了最大的Γ值之外，中性Fe K线都很突出。在较高的照明通量的He类铁K线在6.7 keV占主导地位的线复合体。在100 keV的高能截止能量下，当τ \leq = 1.6时，热电离不稳定性抑制了Fe K线的电离. Fe K线通量与Fx/Fdisc相关，但铁完全电离后，这种依赖性减弱。当Fx/Fdisc较低且中性线占主导地位时，EW大致恒定，但随后随着线通过更高电离阶段而下降。当线能量为6.7keV时，Fe K EW与Γ有很强的正相关关系，当线能量为6.4keV时，Fe K EW与Γ有很弱的负相关关系。这是一个潜在的观测诊断的电离状态的光盘。考虑到任何窄分量的宽Fe K线的观测将能够检验这些预测。在6.7 keV的电离铁K线预测是常见的一个简单的磁耀斑几何形状。一个模型，其中包括多个电离梯度的光盘上的假设，以调和的结果与观察。
2002-01-25 astro-ph
Suppression of Gravitational Structure Formation by Cosmological Accretion Heating
随着气球和卫星实验对宇宙微波背景波动频谱的日益精确的信息收集，人们对影响这些观测的不透明度前景来源越来越感兴趣。一个潜在的重要来源是电子散射产生的后复合光度源，这将显着衰减光谱中的高次谐波。如果这样的电离源存在，那么它也会加热宇宙，从而增加金斯质量并抑制早期引力结构的形成。在这里，我们考虑这种加热的影响。我们集中在一种类型的电离源：光度产生的吸积到原始紧凑的对象。我们表明，如果这样的对象产生足够的亮度影响CMB功率谱，那么它们将产生足够的热量，以防止形成1西格玛崩溃的对象，直到红移约5，显着小于红移，否则重子崩溃可能发生。这些过程将使签名能够被NGST、SIRTF和SWIFT等即将推出的工具检测到。
2001-07-31 astro-ph
The Ionization Fraction of Barnard 68: Implications for Star and Planet Formation
我们提出了一个详细的研究巴纳德68星前核心的电离分数，使用毫米H13 CO+和DCO+线的观测。这些意见相比，耦合到一个化学网络，包括粮食和气相氘分馏耗尽的辐射转移模型的预测。结合之前对CO和同位素的观测和建模，我们的H13 CO+和DCO+观测和建模允许对金属丰度和宇宙电离率进行限制。H13 CO+的排放是很好地再现金属丰度低于3e-9和一个标准的宇宙射线电离率。然而，这些观测结果也与金属的完全耗尽相一致，也就是说，在大于几个Av的可见光照射下，宇宙射线是唯一的电离源。发现DCO+发射依赖于邻位与对位H2比率，并且指示约1 e-2的比率。导出的电离分数约为5e-9相对于H核，这是约一个数量级低于在L1544核心中观察到的。相应的双极扩散时间尺度被发现是一个数量级大于自由降落时间尺度的中心的核心。推断的金属丰度表明，磁不活跃的地区（死区）存在于原恒星盘。
2007-04-24 astro-ph
The Detection of Two Distinct High Ionization States in a QSO Lyman Limit Absorption System: Evidence for Hierarchical Galaxy Formation at z ~ 3?
我们在类星体1157-3143的z ~ 2.77部分莱曼极限系统（LLS）中探测到了两个高电离气体相。我们通过CIV和SiIV吸收检测第一相，并且通过OVI吸收检测第二相-这是温暖的或者经历比第一相更大的随机体运动。两相气体在5个速度分量中的每一个中以相似的柱密度比存在，使得看起来该LLS是由5个非常相似的构件构成的。我们发现，这个系统显示了一些预期的分层合并事件的属性，虽然公布的模型可能有麻烦解释我们观察到的SiIV吸收。当不同的离子表现出相似的速度结构时，我们通常假设它们产生于同一种气体中，我们比较它们的柱密度来推导电离和丰度。对于这一吸收系统，不同的离子具有相似的速度，但它们不在同一气体中产生。
1999-01-19 astro-ph
Formation of Ionization-Cone Structures in Active Galactic Nuclei: I. Stationary Model and Linear Stability Analysis
本文讨论了塞弗特星系核附近电离物质锥的运动学和形态学的形成原因。本文报道了辐射冷却和重力作用下光学薄锥射流的线性稳定性分析结果。辐射冷却的津贴示出的结果在所有的声学模式的强阻尼和不稳定的表面Kelvin-Helmholtz模式有显着的影响。在波导谐振内部重力模式的情况下，辐射冷却完全抑制了远离喷射源传播的波的不稳定性，反之亦然，大大减少了不稳定的sourceward传播模式的生长时间尺度。所得结果可用于研究具有射电喷流的Seyfert星系中的电离锥。特别是，我们的分析表明，表面开尔文-亥姆霍兹模式和体积谐波能够产生在此类星系的光学发射线图像中观察到的规则特征。
2007-02-23 astro-ph
Resistive Magnetohydrodynamics of Jet Formation and Magnetically Driven Accretion
我们进行了2.5维的电阻磁流体动力学模拟研究磁扩散率的磁驱动质量吸积和喷流形成的影响。我们发现：（1）当归一化磁扩散率较小时，质量吸积和喷流的形成是间歇性的;（2）当扩散率为中等时，系统向准稳态演化;（3）当扩散率较大时，吸积/质量流出率随扩散率减小而趋于0.这些模拟结果表明，磁制动提供了一个质量吸积率，这是足以解释活动星系核的活动。
2000-11-08 astro-ph
Fe XXV and Fe XXVI Diagnostics of the Black Hole and Accretion Disk in Active Galaxies: Chandra Time-Resolved Spectroscopy of NGC 7314
本文报道了用RXTE同时对Seyfert~1星系NGC 7314进行的ChandraHETGS观测中Fe XXV和Fe XXVI $Kα$发射线的探测结果。这些谱线相对于系统速度有红移（cz ~ 1500 km/s），并且无法分辨。我们认为，这些谱线起源于一个近正面（<7度）的圆盘，其径向线发射率比r^-2更平坦。观察到Fe I ~ Fe XXVI电离态的线发射。Fe的电离平衡响应于时间尺度小于12.5 ks的连续变化，支持靠近X射线源的线的起源。我们从这个丰富的数据集提出了额外的，详细的诊断。这些结果确定NGC 7314作为一个关键的来源，在未来的研究，如果我们要追求混响映射的时空附近的黑洞事件视界。这是因为首先需要了解吸积盘的电离结构以及X射线连续谱与Fe K线发射之间的关系。然而，我们也描述了我们的结果是如何暗示的测量黑洞自旋没有知识的连续谱和线发射之间的关系的一种手段。最后，这些数据强调了一个{ \it}可以研究具有窄（而不是非常宽）盘线的强引力。事实上，如果有足够的能量分辨率，窄线提供更高的精度。
2003-06-21 astro-ph
Primordial black holes in braneworld cosmologies: Accretion after formation
我们最近研究了在一个简单的膜世界宇宙学中，即兰德尔-桑德拉姆II型，原始黑洞的形成和蒸发。在这里，我们研究了宇宙学背景对形成后的黑洞的吸积效应。虽然一般认为在标准宇宙学中，这种吸积的重要性可以忽略不计，但我们发现，在膜世界宇宙学的高能区域，吸积可能是主要的影响，并导致潜在数量级的质量增加。然而，不幸的是，增长是指数敏感的吸积效率，这是不能准确地确定。由于一旦高能区域结束，吸积就变得不重要了，它不会影响黑洞蒸发时所表达的任何约束，但它可以改变对早期宇宙形成速率方面的约束的解释。
2002-09-24 astro-ph
Ionization Front Instabilities in Primordial H II Regions
金属在冲击气体中的辐射冷却介导了今天星系中电离前沿不稳定性的形成，这些不稳定性是星际介质中各种现象的原因，从星云的形态到分子云中的触发恒星形成。早期再电离和星系际介质化学富集的一个重要问题是，这种不稳定性是否出现在第一批恒星和原始星系的H II区域，这些区域没有金属。我们提出了三维数值模拟，揭示了阴影和薄壳不稳定性容易形成的原始气体。我们发现，第三星族恒星的硬紫外光谱扩大了原始电离锋，导致H2的形成能够煽动暴力薄壳层不稳定性的D-型前线，即使在存在强烈的莱曼-维尔纳通量。在没有氢分子冷却的情况下，与氦电离有关的高的后锋面气体温度维持并加剧了阴影的不稳定性。我们的模型表明，金属黯然失色H2冷却在我前面的不稳定性在适度的浓度，从0.001- 0.01太阳能。我们的结论是，电离前沿的不稳定性是突出的第一批恒星和星系的H II区域，影响逃逸的电离辐射和金属进入早期宇宙。
2007-12-06 astro-ph
The Formation of Massive Stars by Accretion Through Trapped Hypercompact HII Regions
大质量恒星的形成可能会发生在相对较低的吸积率在一段较长的时间，如果吸积可以继续过去的核心氢点火的开始。吸积可能会继续，尽管在恒星周围形成电离的HII区域，如果HII区域足够小，恒星的引力主导的HII区域的热压力。如果吸积流的动量足以推动尘埃颗粒通过电离边界处的高尘埃不透明度的狭窄区域并进入尘埃升华的HII区域，则吸积可以继续，尽管辐射压力作用于分子气体中的尘埃颗粒。这个大质量恒星通过持续吸积形成的模型预测了一类新的引力捕获的，长寿命的超紧凑HII区域。被捕获的超致密HII区的观测特征可以预测与观测比较。
2004-07-29 astro-ph
The relation between star formation rate and accretion rate in LINERs
对于正常亮活动星系核，恒星形成率与吸积率之间存在线性关系。然而，目前还不清楚这种相关性是否适用于LINER，其吸积率相对低于正常明亮的活动星系核。辐射低效吸积流（RIAF）被认为是存在于这些LINER。在这项工作中，我们推导出吸积率的样品LINER从他们的硬X射线光度的基础上RIAF的光谱计算。我们发现，当RIAF的参数选取合理时，LINER的恒星形成率与吸积率之间的关系与正常亮活动星系核的相同。这意味着这些低光度LINER中的气体为黑洞提供了物质来源，恒星的形成可能遵循与正常明亮活动星系核相同的方式，这与最近对类星体演化的数值模拟大致一致。
2006-07-04 astro-ph
Infall and accretion
气体的注入和吸积在星系形成中起着重要的作用。特别地，冷吸积可以在一定程度上解决盘形成中的角动量问题，而合并则加剧了这一问题。气体吸积是长期演化的主要因素之一：它需要解释经常性的酒吧形成，并解释形成的隆起和黑洞的反馈循环，与相关的质量。恒星的形成过程也是有规律的，几乎是静止的。当气体吸积通过剥离被抑制时，星系团中的恒星形成被淬灭。然而，中央较亮的中央星系可以通过冷却流受益于气体吸积，由AGN反馈调节。热和冷反馈的情况下，可以考虑，占一个固定的冷却流，并解释了间接CO和Halpha观察到的结构。
2007-07-09 astro-ph
Formation of Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas inside an Anti-Cyclonic Vortex
我们研究了一个巨大的气体行星的形成的核心-吸积气体-捕获过程，与数值模拟，假设行星的核心形式的反气旋漩涡的中心。漩涡的存在集中了周围圆盘中厘米到米大小的颗粒，并加速了核心形成过程。假设一颗木星质量的行星在距离恒星5天文单位处形成，涡旋增强导致形成时间比标准核心-吸积气体-捕获模拟中发现的要短得多。此外，在质量与最小质量太阳星云相当的圆盘中，气体巨星也有可能形成。
2005-10-19 astro-ph
Formation of Ionization-Cone Structures in Active Galactic Nuclei: II. Nonlinear Hydrodynamic Modelling
本文第一部分描述了银盘刚性旋转区对应的引力场中喷流的平衡模型。我们使用线性稳定性分析，找到波导谐振不稳定的内部重力波，由于这些波的超反射从射流边界。在本文的这一部分中，我们进行非线性数值2D和3D模拟这种不稳定性的发展。我们表明，这种不稳定性产生的冲击在周围介质的射流是本地化的一个大的开口角的圆锥体内，并能够产生的功能，在形态上类似于在星系中观察到的活动核（例如NGC 5252）。
2007-02-23 astro-ph
Theories of Massive Star Formation: Collisions, Accretion and the View from the "I" of Orion
我回顾的参数激励模型通过恒星碰撞大质量恒星形成。然后，我描述了标准的吸积方案，涉及准流体静力学气体核心的崩溃，可以产生高质量的恒星在形成星团的加压区域。我认为，观测证据，特别是在猎户座热核，有利于标准的吸积范式。
2002-05-31 astro-ph
Discovery of the high--ionization emission line [Ne V] 3426 in the blue compact dwarf galaxy Tol 1214-277
报道了在蓝矮星系Tol 1214-277的光谱中发现的高电离[Ne V] 3426 A发射线。探测到这条谱线意味着存在亮度在10^39-10^40 erg/s范围内的强电离X射线辐射。如此高的X射线光度是大质量恒星星族模型无法重现的。其他机制，如快速冲击或高质量X射线双星中的气体吸积，需要被调用来解释[Ne V] 3426 A发射线的高强度。
2004-01-10 astro-ph
Formation of Massive Stars via Accretion
大质量分子团的坍缩可以产生高质量的恒星，但这种演化不仅仅是低质量恒星形成的放大版本。外流和辐射效应强烈阻碍了大质量恒星通过吸积形成。流体静力学物体吸积增长到高质量M > 20 Msun（而不是光学厚物体的聚结）的必要条件是形成星周盘并通过星周盘吸积。一旦中心物体吸积了大约10 M太阳，它就已经演化到核心氢燃烧;由此产生的主序星继续吸积物质，因为它开始在100，000年的时间尺度上光蒸发它的拱星盘（和任何附近的盘），类似于吸积时间尺度。直到盘被完全光蒸发，这种配置是可观察到的超紧凑HII区域（UCHII）。中心恒星（以及附近任何邻近系统）的最终质量取决于辐射加速、紫外光蒸发、恒星风和外流以及通过盘的吸积之间的相互作用。这一演变序列的几个方面已经进行了数值模拟，导致了“概念证明”。这种情况下的地方强有力的限制吸积率必要的产生高质量的恒星，并提供了一个机会来测试吸积假说。
2003-12-23 astro-ph
Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks. II. Ionization State and Unstable Regions
我们调查在原行星盘磁旋转不稳定性的运作，这可能会导致在磁盘的角动量输运。我们研究了各种带电粒子的空间分布和各种模型的原行星盘的不稳定区域，考虑到离子和电子在颗粒表面的复合，这是一个重要的过程中的大部分磁盘。我们发现，对于所有的模型有一个内部区域，这是由于欧姆耗散磁旋转稳定。这必然使中心恒星上的吸积不稳定。对于最小质量太阳星云的模型，其内部盘是稳定的临界半径约为20 AU，临界半径外的质量吸积速率为10^{-7} - 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}。在低柱密度的圆盘中，稳定区域较小。原行星盘中的尘埃颗粒可能通过相互粘附而生长，并可能向盘的中平面沉积。我们发现，稳定区缩小晶粒尺寸的增加或沉淀的进行。因此，在演化的后期，原行星盘甚至在内部区域也可能是磁旋转不稳定的。
2000-05-23 astro-ph
Three-Dimensional Dynamical Instabilities in Galactic Ionization Fronts
电离前沿不稳定性一直以来都受到人们的关注，因为它们在星系中的各种现象中扮演着可疑的角色，从星云中明亮的边缘和“象鼻”的形成到分子云中的触发恒星形成。这些不稳定性的数值处理在历史上受到维度和输入物理的限制，留下了关于其真实演化的重要问题没有答案。我们提出了第一个三维辐射流体动力学计算的R型和D型电离锋不稳定性在银河系环境（即，太阳金属丰度气体）。与平面D型前的线性稳定性分析一致，我们的模型表现出许多短波长的扰动增长在早期，后来演变成更少的大波长结构。模拟结果表明，自洽的辐射转移和三维流动引入显着的形态差异不稳定的模式相比，早期的二维近似模型。我们发现，在非线性制度的不稳定性的幅度主要是由冷却的冲击中性壳内的效率。强的辐射冷却导致长的，扩展的结构与明显的结块，而较弱的冷却导致饱和模式，发展成湍流。这些结果表明，扩大H II区域可能会促进或提供湍流支持，以防止后代恒星的形成，对今天银河系中的恒星形成率产生潜在影响。
2007-08-18 astro-ph
Non-LTE Spectra of Accretion Disks Around Intermediate-Mass Black Holes
本文用Schwarzschild度规和极端Kerr度规计算了100和1000 M_sun黑洞周围静止的几何薄吸积盘的结构和出射谱。辐射转移方程、流体静力平衡方程、能量平衡方程、电离平衡方程和统计平衡方程是同时和一致的。包括六种天体物理上最丰富的元素（H，He，C，N，O和Fe），以及通过康普顿化的能量转移。观测到的光谱作为视角的函数计算纳入所有的广义相对论效应。我们发现，与常用的多色盘（MCD）模型的预测相反，与重元素光电离相关的不透明度可以显着改变峰值附近的光谱。这些电离边缘可以在几乎所有角度观察的缓慢旋转的黑洞的光谱中以及在近似极上观察的快速旋转的黑洞的光谱中产生可见的光谱断裂。对于相对于爱丁顿的固定质量和吸积率，黑洞旋转和视角都可以显著地移动所观察到的光谱的峰值能量，特别是对于斜向或从侧面观察的快速尾旋。我们对MCD模型的各种形式的近似进行了详细的试验。线性边缘暗化被证实是一个合理的近似的综合通量，但不是为许多特定的频率的利益。
2005-02-17 astro-ph
Imaging the Ionized Disk of the High-Mass Protostar Orion-I
我们用43 GHz的VLA和34 mas的角分辨率对猎户座KL星云中的神秘射电源-I（猎户座-I）进行了成像。连续发射是高度拉长，是一致的，从一个几乎边缘上的磁盘预期。猎户座-I的高亮度和缺乏强分子线可以用来反驳尘埃的发射。碰撞电离和H-自由-自由不透明度，如在Mira变星中，需要一颗中心恒星大于10^5 Lsun，这比红外观测所允许的要大。然而，如果发生与吸积相关的显著局部加热，则较低的总光度是可能的。另外，来自早期B型恒星的光电离和p+/e-韧致辐射可以解释我们的观测结果，猎户座-I可能是围绕形成中的大质量恒星的电离吸积盘的一个例子。这种吸积盘可能无法有效地形成行星。
2007-04-18 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics Confronts Theory: Formation of Standing Shocks in Accretion Disks and Winds Around Black Holes
本文给出了薄吸积盘和风的数值模拟结果。为此，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）技术。我们表明，模拟同意与最近的理论工作的冲击形成。最重要的结论是无粘流中的激波是极其稳定的。对于第一次，我们的工作也消除了在绝热流中的冲击的位置和稳定性方面的模糊性。
1993-10-27 astro-ph
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
Critical Accretion Rate for Triggered Star Formation
我们重新研究了自引力等温气体球的相似解，并研究了湍流云中恒星形成的含义。当参数选择适当时，相似解表示由球形激波约束的吸积等温气体球。球体的质量和半径与时间成正比地增加，而中心密度与时间的平方反比地减小。相似解由吸积率和下落速度确定。对于给定的下落速度，吸积率有一个上限。当吸积率低于上限时，对于给定的吸积率和下落速度，存在一对相似解。其中一个被证实是不稳定的球形摄动。这意味着只有当吸积速率大于上限时，气体球才会坍缩并开始恒星的形成。我们还研究了非球形扰动的相似性解决方案的稳定性。非球形扰动被发现是阻尼。
2008-06-01 astro-ph
H2 Formation in Low Metallicity Galaxies
研究了银河系尺度上氢分子的一种可能形成机制。我们对氢分子在原始星系形成和演化中的作用特别感兴趣。然后，研究了一个金属丰度很低的星系（最典型的缺金属星系I Zw 18）中氢分子的形成过程。采用最近对I Zw 18中氢分子吸收线的观测结果，我们得到了氢分子可以通过H $^{-}$ -过程形成的情况下电离度的上限，尽管一般认为氢分子是在尘埃颗粒表面形成的。此外，我们提出了一个临界电离度，在该电离度以上，H $^{-}$ -过程可以占主导地位的形成过程中的颗粒表面。有趣的是，该临界电离度与I Zw 18的电离度上限相当。为了确定氢分子的形成过程，未来的观测设施可能是有用的。因此，我们研究了在某些波长的金属缺乏星系的可探测性。根据我们的估计，氢分子的近红外线发射在10 $μ$ Jy量级，自由-自由射电发射在mJy量级，氢分子形成的尘埃的远红外线发射在16 K时也在10-mJy量级。近红外线和远红外连续谱线对于ASTRO-F观测是可行的。
2001-05-23 astro-ph
The Origin of Episodic Accretion Bursts in the Early Stages of Star Formation
我们研究数值旋转云核的演变，从崩溃的磁超临界核心的形成和发展的原恒星盘在主要吸积阶段的原恒星。我们发现，磁盘很快变得不稳定的发展螺旋结构类似于最近在御夫座AB观察到的。从原恒星包层不断涌入的物质使原恒星盘不稳定，导致旋臂和致密的原恒星/原行星团块的形成。螺旋臂的强度不断增加，质量和角动量随之重新分配，在圆盘中产生了强烈的离心不平衡，并引发了质量吸积的爆发，在此期间，致密的原恒星/原行星团块落在中央的原恒星上。这些丛落事件可能表现为强烈的吸积率事件（\ge 10^{-4} M_sun/yr），正如在FU Orionis变星中观察到的那样。在这些吸积爆发之间，原恒星的吸积速率较低（< 10^{-6} M_sun/yr）。在幕式吸积阶段，原恒星盘的质量仍然小于或相当于原恒星的质量。
2005-10-01 astro-ph
Dynamical Expansion of Ionization and Dissociation Front around a Massive Star. I. A Mode of Triggered Star Formation
通过求解大质量恒星周围的紫外和远紫外辐射传输以及含时流体动力学程序中的热力学和化学过程，分析了大质量恒星周围HII区和外光解离区（PDR）的动力学膨胀.我们专注于物理结构的外壳扫过的冲击前（SF）电离前（IF）。在IF达到初始Stromgren半径后，SF出现在IF的前面，并且形成以IF和SF为边界的几何薄壳。壳体内的气体密度约为周围气体密度的10-100倍。最初，解离前沿比IF扩展得更快，并且PDR在HII区域之外形成。此后，IF和SF逐渐超过进行中的解离锋（DF），并最终DF被吸收到壳层中。壳内的化学成分最初是原子，但逐渐形成氢和一氧化碳分子。这部分是因为IF和SF超过DF和SF进入分子区域，部分是因为分子的重组时间尺度变得比动力学时间尺度短。在引力碎裂时，气体壳层被分子气体占据主导地位，这与最近的一些观察结果一致。对壳层中恒星形成率的简单估计可以提供我们银河系中显著的恒星形成率。
2005-01-08 astro-ph
Formation of Jupiter and Conditions for Accretion of the Galilean Satellites
我们提出了一个概述的形成木星及其相关的环行星盘。木星的形成是通过微行星的吸积和周围太阳星云气体的引力聚集。环绕木星的气体盘或亚星云的形成跨越了失控的气体吸积和木星最终与太阳盘隔离之间的过渡阶段。这种分离，有效地标志着木星吸积的终止，发生在木星在太阳星云中打开了一个深层气体间隙，或者太阳星云气体消散的时候。我们描述了伽利略卫星吸积的条件，包括它们形成的时间尺度以及它们生存的机制，所有这些都在卫星形成模型的关键约束的背景下进行。规则卫星形成的环境与环行星盘扩散的时间尺度有关，这取决于湍流的性质和持续性。在这种情况下，亚星云湍流衰减的气体流入减弱，我们提出了一种新的机制，卫星的生存涉及最大的卫星间隙开放。另一方面，假设持续的湍流驱动子星云演化在一个短的时间尺度相比，卫星形成的时间尺度，我们回顾了一个模型，强调碰撞过程来解释卫星观测。我们简要地讨论了固体可能被输送到环行星盘的机制。然而，我们预计，星子交付机制可能提供大部分的材料，卫星吸积。
2009-01-16 astro-ph
Evolution of a hot primordial gas in the presence of an ionizing ultraviolet background: instabilities, bifurcations, and the formation of Lyman limit systems
研究了电离紫外辐射下原初气体的热不稳定性和热反应不稳定性的时间演化。我们得到的条件（取决于密度，温度和紫外线辐射强度）有利于形成多组分介质。非线性效应，特别是那些可归因于不透明度的效应，可以发挥重要作用。在某些参数状态下，即使系统控制参数缓慢演变并且系统在电离平衡或接近电离平衡处开始，也可能发生电离状态远离电离平衡的剧烈、快速演变。从数学上讲，这些快速变化可以最好地理解为对应于电离平衡的溶液表面中的分叉的表现。这些不稳定性的天体物理学意义在于，它们构成了一种非引力机制（热反应不稳定性），即使在电离紫外辐射加热过程的影响下，也能使具有适度初始波动的孤立空间区域与周围环境解耦。特别是，孤立的，解耦的区域与相对较高的中性氢密度可能会导致，这些可能与莱曼α云的高柱密度或莱曼限制系统。
1997-02-03 astro-ph
Dissipation of Magnetic Flux in Primordial Star Formation: From Run-away Phase to Mass Accretion Phase
我们研究了原始恒星形成云在整个坍缩过程中的磁通量耗散，包括逃逸坍缩阶段和吸积阶段。通过求解能量方程和坍缩气体中的非平衡化学反应，得到坍缩过程中电离组分的径向分布。结果发现，在云的整个演化过程中，电离部分足够高，足以使磁场与气体耦合。这一结果表明，Langer等人提出的宇宙学种子磁通量的存在使原恒星喷流的形成以及吸积盘中磁旋转不稳定性的激活成为可能。（2003年）的报告。
2007-04-14 astro-ph
