The Minimum Gap-opening Planet Mass in an Irradiated Circumstellar Accretion Disk
我们考虑的最小质量的行星，作为半径的函数，这是能够打开一个$α$-吸积盘的差距。我们估计，一个半木星质量的行星可以打开一个缺口，吸积率$\dot M \la 10^{-8} M_\odot$/年的粘度参数$α=0.01$，太阳的质量和光度的磁盘。最小质量与$\dot M^{0.48} α^{0.8} M_*^{0.42} L_*^{-0.08}$大致成比例。这个估计可以用来排除无间隙吸积盘中存在大质量行星的可能性。我们确定了两个半径，向内迁移的行星可能成为能够打开一个缺口，使其迁移速度减慢;在该半径从粘性耗散加热是类似的恒星辐射在一个耀斑盘，并在该盘的半径具有光学深度为1在一个自阴影盘。如果一个缺口开放的行星切断了盘吸积，允许在盘中形成一个中心洞或清理，那么我们可以估计清理半径将近似与恒星质量成正比。
2007-08-02 astro-ph
Fine-tuning the accretion disk clock in Hercules X-1
来自X射线脉冲星Her X-1的RXTE ASM计数率在2003年后期开始持续下降。该源正在经历另一个类似于1999年异常低态的状态转变。这一新事件引发了空间和地面观测站的观测。为了帮助数据解释和望远镜调度，并促进相位连接的周期之前和之后的状态转换，我们已经重新计算了岁差星历使用周期在过去的3.5年。我们报告说，源显示了一个不同的岁差周期，因为最后一次异常事件。CGRO的其他档案数据表明，每个低状态都伴随着岁差周期的变化，随后的周期与吸积通量相关。因此，我们的分析揭示了长期的吸积盘的行为，这是由辐射驱动的翘曲的理论模型预测。
2004-03-26 astro-ph
Halting Planet Migration in the Evacuated Centers of Protoplanetary Disks
对太阳系外行星的精确多普勒搜索发现了轨道周期为3-4天的行星，没有轨道周期小于3天的行星。原行星盘中的小颗粒达到升华温度（~1500 K）的拱星距离R_0对应于~6天的周期。在R_0内部，由于磁旋转不稳定性引起的湍流吸积可以抽空盘中心。我们认为，轨道周期为3-4天的行星是如此常见，因为一旦这个疏散区域包含其外部2：1林德布拉德共振的位置，迁移的行星就会停止。
2002-06-14 astro-ph
Water vapour and hydrogen in the terrestrial-planet-forming region of a protoplanetary disk
行星系统，包括我们的行星系统，都是在年轻恒星周围的尘埃和气体盘中形成的。星系盘是恒星和行星形成过程中不可或缺的一部分，了解内部星系盘物质的分布和温度对于理解类地行星形成、巨行星迁移和吸积到中央恒星上至关重要。虽然原行星盘的内部区域在附近的恒星形成区域对着只有几个纳弧度，近红外干涉测量最近使这些地球区的空间分辨率。大多数观测只探测了尘埃，这通常是近红外辐射的主要部分。在这里，我报告光谱分散的近红外干涉观测，探测气体（占主导地位的质量和动态的内盘），除了尘埃，在一个天文单位的年轻恒星MWC 480。我解决气体，包括水蒸气和原子氢，内部的边缘的尘埃盘，这与以前的光谱分散干涉观测的结果。这种吸积气体与迁移行星的相互作用可能会导致短周期的系外行星，就像在主序星周围检测到的那样。观测到的水蒸气可能是由迁移的冰体升华产生的，并为类地行星提供了潜在的蓄水池。
2007-06-08 astro-ph
3D Relativistic MHD Simulation of a Tilted Accretion Disk Around a Rapidly Rotating Black Hole
我们认为，吸积致密天体，包括恒星质量黑洞和中子星以及超大质量黑洞，可能会经历长时间的吸积，在此期间，在大尺度上的磁盘的角动量是不一致的紧凑对象。在这种情况下，由旋转的致密物体引起的Lense-Thirring进动可以显著地影响磁盘。在这份报告中，我们描述的结果从一个三维的相对论磁流体动力学模拟的MRI湍流盘吸积到一个倾斜的快速旋转的黑洞。在这种情况下，盘没有达到通常描述的巴丁-彼得森配置;相反，它仍然几乎是平面的，经历着缓慢的全球进动。吸积从磁盘上的孔主要发生通过两个相反的暴跌流，从高纬度的黑洞和磁盘的中平面。这是黑洞的引力时空的非球形的结果。
2007-01-09 astro-ph
On the Dramatic Spin-up/Spin-down Torque Reversals in Accreting Pulsars
在CGRO上的BATSE全天空监测器监测的持久性X射线天体中，有一半观测到了上旋和下旋之间剧烈的扭矩反转。如果恒星几乎与内部吸积盘共转，那么用来解释早期脉冲星计时数据的理论模型可以通过盘-磁层相互作用来解释自旋下降扭矩。然而，为了产生所观察到的BATSE扭矩反转，这些平衡模型需要盘在两个质量吸积率之间交替，$\dot M_{\pm}$产生类似大小的吸积扭矩，但总是相反的符号。此外，在至少一个脉冲星（GX 1+4）经历长期自旋下降的中子星自旋下降更快，在短暂的（$\sim 20$天）硬X射线耀斑-这是相反的标准理论预期的相关性，假设BATSE脉冲通量增加与质量吸积率。在这些系统中，扭矩反转之间的$10$天到10年的间隔比任何内部磁盘边界附近的特征磁性或粘性时间尺度都要长得多，并且更暗示着全球磁盘现象。我们讨论了可能的解释所观察到的扭矩行为。尽管双星轨道定义的旋转方向更好，BATSE观测结果却与Makishima \etal（1988）对GX~1+4的早期建议惊人地一致：这些系统中的圆盘不知何故在逆时针旋转和逆时针旋转之间交替。我们不知道任何机制，可以产生一个稳定的逆行盘在一个二进制进行罗氏瓣溢出，但这样的翻转行为确实发生在数值模拟的风馈系统。一种可能性是，这些双星中的一些圆盘是由X射线激发的风供给的。
1997-08-21 astro-ph
The Structure of Cooling Fronts in Accretion Disks
最近的工作表明，在软X射线瞬变冷却锋的速度可能是一个重要的线索，在理解的性质吸积盘粘度。在以前的论文（Vishniac和Wheeler 1996）中，我们导出了冷却锋速度的标度律。在这里，我们推导出一个相似的解决方案进行冷却磁盘的热内部。这个解决方案是精确的限制薄盘，幂律不透明度，和最小热态列密度是一个无穷小的分数的最大冷态密度。对于有限厚度的圆盘，最大的误差是穿过冷却前缘的质量流量与小半径处的质量流量之比。通过与Cannizzo等人（1995）的数值模拟进行比较，发现其他参数的误差不超过$(c_{sF}/r_FΩ_F)^q$，即在冷却前缘处计算的盘中平面处的声速与其轨道速度之比的q次方。这里是$q\approx 1/2$。其精确值由相应的热态不透明度定律和无因次粘度的函数形式决定。
1997-01-09 astro-ph
Turbulence-driven Polar Winds from T Tauri Stars Energized by Magnetospheric Accretion
前主序星被观测到被吸积流和某种风或喷流包围。马特和普德里茨最近的研究表明，如果经典的金牛座T型恒星表现出质量损失率约为吸积率0.1倍的恒星风，那么恒星风可以带走足够的角动量，使恒星不会因吸积而不切实际地旋转起来。本文提出了一套初步的理论模型的吸积驱动风的极地地区的金牛座T星。这些模型是基于最近发表的太阳日冕加热和风加速的自洽模拟。除了对流驱动的MHD湍流（在太阳的情况下占主导地位），我们增加了另一个来源的波能量在光球，是由等离子体的影响，在邻近的通量管进行磁层吸积。根据MHD波产生的远场论定量确定的这一附加能量足以产生至少为吸积速率0.01倍的类金牛座T质量损失速率。虽然仍然低于有效去除角动量所需的水平一个数量级，但这些是金牛座T风的第一个自洽模型，与一系列观测质量损失约束相当吻合。最年轻的恒星风模型受到阿尔芬波压的支持，它们具有低温（“扩展色球”），并且它们可能不稳定，形成远离恒星的反向传播激波和团块。
2008-08-18 astro-ph
An X-ray Outburst from the Rapidly Accreting Young Star That Illuminates McNeil's Nebula
年轻的低质量恒星是明亮的X射线源，其强大的X射线耀斑可能对行星形成的过程产生深远的影响。该排放物的来源尚不确定。虽然许多或可能是最近形成的低质量恒星会因类似太阳的日冕活动而发射X射线，但也有人认为X射线发射可能是形成中的恒星质量吸积的直接结果。在这里，我们报告的X射线成像光谱观测揭示了一个年轻的恒星，目前正在经历一个壮观的光学/红外线爆发的X射线通量的50倍增加。爆发被认为是由于快速吸积阶段的突然开始。X射线亮度的激增与光学/红外爆发的巧合表明，年轻恒星的高吸积率可能会导致强烈增强的高能辐射。我们认为，这种吸积增强的X射线发射从爆发的年轻恒星可能是短暂的，因为激烈的恒星磁盘磁层相互作用迅速淬火由随后的吸积洪水。
2004-08-18 astro-ph
Mergers and Mass Accretion Rates in Galaxy Assembly: The Millennium Simulation Compared to Observations of z~2 Galaxies
最近对z~2的紫外/光学选择的大质量恒星形成星系的观测表明，重子质量聚集和恒星形成历史主要是由气体的持续快速吸积和内部长期演化所控制，而不是由主要的合并所控制。我们使用千年模拟建立新的晕合并树，并提取晕合并分数和质量吸积率。我们发现，即使没有发生重大合并的晕，质量吸积率也足以解释在z~2盘中观察到的高恒星形成率。另一方面，千禧年模拟中主要合并的比例足以说明亚毫米星系（SMG）的数量，以支持这些是主要合并的观测证据。当追踪千禧年模拟中这两个群体到z = 0的命运时，我们发现随后的合并并不足够频繁，不足以将所有z~2湍流盘在z = 0时转化为椭圆星系。同样，合并不能将z~2的致密SMG/红序星系转化为z = 0的大质量椭圆星系团。因此，我们认为，长期和内部的演化必须发挥重要作用的z~2 UV-/光学和亚毫米选择星系人口的演变。
2008-08-01 astro-ph
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
Advection Dominated Accretion Flows. A Toy Disk Model
本文提出了一个圆盘对黑洞进行稳态吸积的玩具模型。当半径r > r_{in}时，圆盘处于流体静力平衡，圆盘内半径位于边缘稳定轨道和边缘束缚轨道之间：r_{ms} > r_{in} > r_{mb}。物质从圆盘中流过r_{ms}处的一个狭窄的尖点，然后自由地落入黑洞，不携带任何热能。当半径大于r_{out}时，假设盘辐射掉所有局部产生的热量，因此当r > r_{out}时，盘在几何上是薄的。我们假设，在r_{out} > r > r_{in}的情况下，内圆盘中产生的热量不能被辐射出去，即圆盘是100%平流的，并且它在这个半径范围内变得几何上厚。厚盘的所有焓被用来将盘的内半径压向边缘束缚轨道，并降低了仅当r > r_{out}时吸积质量转化为辐射的效率。质量守恒定律、角动量守恒定律和能量守恒定律使得计算厚盘的内半径r_{in}成为可能，而外半径r_{out}为任意值。由于圆盘粘性的性质是未知的，在选择厚圆盘的形状时有一定的自由度，但要服从几个一般条件，其中包括r > r_{in}时处处流体静力平衡。这个玩具模型的主要目的是强调磁盘厚度对降低黑洞吸积的能量效率的影响。
1999-09-02 astro-ph
Radiatively-Driven Outflows and Avoidance of Common-Envelope Evolution in Close Binaries
最近对天鹅座X-2的研究表明，中子星或黑洞双星在没有经历共同包络演化的情况下，能够在高度超爱丁顿质量转移速率下生存下来。我们在这里认为，这种情况下的吸积流是Blandford和Begelman（1999）提出的“ADIOS”图像的辐射压主导版本，其中几乎所有质量都从吸积盘的大半径处排出。我们估计的最大半径，从质量损失可能发生，并表明，共同的信封演变可能是避免在任何二进制中，一个主序列捐助者转移质量的热时标上的一个中子星或黑洞，即使质量转移率可能达到每年0.001太阳质量的值。这一结论可能也适用于跨越赫兹普龙间隙的施主，只要它们的包络是辐射性的。SS 433可以是处于这种状态的系统的示例。
1999-04-08 astro-ph
Evidence for a Photoevaporated Circumbinary Disk in Orion
我们在猎户座星云中发现了一个光蒸发盘，其中包括一个宽双星。HST/ACS对probed 124-132的观测显示，在猎户座的距离上，有两个点状的源，相隔0”.15，或约60天文单位。这两个源具有几乎相同的I和Z幅度。我们分析了最亮的组成部分，源N，比较观测到的幅度与预测使用1万年Baraffe/NEXTGEN等时线与不同的吸积光度和吸积。我们发现，一个低质量（\simeq 0.04 M_ \odot）的褐矮星~1百万年的质量吸积率\log \dot{M} \simeq-10.3，典型的对象，这个质量，大约2个等级的视觉消光提供了最好的拟合数据。这是第一次观测到一个正在经历光蒸发的环双星盘，如果通过光谱观测得到证实，则是第一次直接探测到一个仍在吸积并笼罩在其环双星盘中的宽亚恒星对。
2008-09-18 astro-ph
A Search for Molecular Gas in the Nucleus of M87 and Implications for the Fueling of Supermassive Black Holes
在巨大椭圆星系中的超大质量黑洞，由于其预期的吸积率，是非常微弱的。这激发了辐射效率低下的吸积模型，由于离子-电子热去耦，产生抑制吸积的外流，或气体沉降到引力不稳定的磁盘，形成恒星，而不是喂养黑洞。后一种模型预测了在黑洞周围的薄盘中存在冷分子气体。在这里，我们报告的亚毫米波阵列观测的巨椭圆星系M87的核探测230 GHz的连续谱和CO（J=2- 1）线的发射。连续辐射是从喷流的核心和几个结中检测到的，包括一个一直在燃烧的行为。我们估计了一个保守的上限，分子气体质量在~ 100 pc和+-400 km/s的视线速度的中心黑洞的~ 8 × 10^6 Msun，其中包括可能的系统误差与扣除的连续。忽略这些误差，我们的3 σ灵敏度约为3 × 10^6Msun。事实上，连续减去的频谱显示出弱发射特征，其延伸到无线通道的RMS色散以上高达4西格玛。这些可能是连续减法过程的伪影。或者，如果将它们解释为CO排放，那么在700 km/s的速度范围内，隐含的分子气体质量约为5 × 10^6 Msun。这些对分子气体质量的限制接近于由Bondi吸积提供的自引力、恒星形成吸积盘模型的预测（Tan & Blackman 2005）。
2008-08-28 astro-ph
Model for Relaxation Oscillations of Luminous Accretion Disk in GRS1915+105: Variable Inner Edge
为了理解微类星体GRS 1915+105的爆发行为，我们计算了一个明亮的，光学厚吸积盘周围的恒星质量黑洞的时间演化经历之间的高和低光度状态的极限环振荡。我们特别仔细地解决了盘的最里面的部分的行为，因为它在爆发期间产生大量的光子，并且用多色盘模型拟合理论光谱。拟合参数为$\Tin$（最大盘温度）和$\Rin$（盘的最内半径）。我们发现，在爆发期间，$\Tin$突然、短暂增加，而$\Rin$暂时减少，这实际上在GRS 1915+105中观察到。精确的性能取决于粘度处方。我们将粘性应力张量的径向方位分量定义为$T_{r ϕ}=-αΠ(p_{\rm gas}/p)^μ$，其中$Π$为高度积分压力，$α$和$μ$为参数，$p$和$p_{\rm gas}$分别为赤道面上的总压力和气体压力。带有$μ=0.1$的模型可以产生$\Tin$和$\Rin$的总体时间变化，但不能很好地拟合观测到的振幅。另一方面，具有$μ=0.2$的模型给出了正确的振幅，但$\Tin$和$\Rin$的变化较小。虽然精确匹配是留给未来的工作，我们可以得出结论，GRS 1915+105爆发的基本性质可以解释我们的“极限环振荡”模型。因此，在爱丁顿光度附近，高光度下的光谱硬化因子应该是3，而不是通常假设的小于2。
2003-06-26 astro-ph
The Dynamics of a Classical Spinning Particle in Vaidya Space-Time
基于Mathisson-Papapetrou-Dixon（MPD）方程和Vaidya度规，研究了自旋点粒子在辐射诱导引力坍缩过程中的运动.假设不同的中心质量函数，满足弱能量条件的轨道动力学进行全面的分析，以确定质量函数的选择和自旋粒子的轨道响应之间的对应关系，反映在粒子发射的引力波。这里提出的分析可能是最有益的观察旋转的太阳质量黑洞或中子星在轨道上的中等大小的史瓦西黑洞进行辐射崩溃。被认为是基于这种方法检测现实的质量吸积的影响的可能性。虽然基于目前的技术似乎不太可能观察到这种效应，但随着未来探测器的出现，它们可能会变得可观察到。
2005-09-13 astro-ph gr-qc
Models of Accreting Gas Giant Protoplanets in Protostellar Disks
我们考虑了气体巨行星在原行星盘中形成的模型，原行星盘由固体核和与其临界Hill球接触的气体包层组成，同时从周围的盘中吸积气体。我们假设光度仅来自气体吸积。我们将这种模型标记为A型，并跟踪它们的演化，其演化可能发生在类似于原恒星盘寿命的时间尺度上，直到气体快速吸积。我们考虑另一组模型，我们将其标记为B型，即自由表面，由引力收缩提供动力，同时通过盘吸积。我们发现这些模型迅速达到半径<~ 2 × 10 ^（10）cm，而没有随后的膨胀。我们推测，巨型行星形成最初是由A型模型描述的，直到气体快速吸积开始时，才过渡到B型模型。在标准模型中，原行星迁移在这种过渡附近往往是最有效的，它也从I型转变为II型。如果一种机制阻止了低质量原行星的I型迁移，那么在过渡质量区域附近可能会发生快速向内迁移。这样的原行星最终会在内盘区域经历II型迁移和进一步的吸积，可能成为亚木星的近轨道行星。注意到灰尘越多，质量越大的核心在预计迁移速度越快的过渡质量上花费的时间越长，这些可能更容易在近距离轨道上结束。我们发现原行星在后期阶段的亮度由环行星盘和原行星盘边界层决定。对于一个木星质量，亮度范围为10^-（1.5-4）L_sun$取决于进化阶段和外部条件。
2004-12-15 astro-ph
