HST STIS spectroscopy of the triple nucleus of M31: two nested disks in Keplerian rotation around a Supermassive Black Hole
本文介绍了用STIS获得的M31核的HST谱。在8500度的CaT线附近拍摄的光谱只能看到红巨星的双峰P1和P2。相比之下，在3600-5100 A处拍摄的光谱对嵌入P2中的微小蓝色核敏感，即较低表面亮度的红色核。P2具有K型光谱，但嵌入的蓝核具有A型光谱，具有强巴耳末吸收线。考虑到恒星碰撞的可能性很小，一个2亿年前的星暴似乎是蓝核最合理的起源。在恒星星族、大小和速度色散方面，蓝核与P1和P2非常不同，我们称之为P3。P1+P2区红星的视向速度分布加强了对Tremaine偏心盘模型的支持。P3的运动学与围绕M_bh = 1.4 x 10^8 M_sun的超大质量黑洞进行开普勒旋转的圆形恒星盘一致。P3和P1+P2盘以相同的方向旋转，并且几乎共面。观测到的P3的速度色散是由于旋转模糊造成的，最大值为sigma = 1183 ± 201 km/s。在0.05”= 0.19 pc半径处观测到的P3的峰值自转速度为V = 618+-81 km/s，对应于该半径处的圆自转速度约为1700 km/s。任何替代黑洞的暗星团都必须有一个半质量半径<= 0.03”= 0.11 pc。我们表明，这不包括集群的褐矮星或死星的天体物理的理由。
2005-09-28 astro-ph
Instability of an accretion disk with a magnetically driven wind
我们提出了一个线性分析的吸积盘的稳定性，其中的角动量是由离心驱动的风所施加的磁力矩。的影响的依赖性的风转矩的磁场强度和倾斜度，由于磁力的子开普勒旋转，和压缩的磁盘的字段被包括在内。一个WKB色散关系的稳定性问题。我们发现，如果风力矩很大，圆盘总是不稳定的。在较低的风力矩下，如果旋转接近开普勒，也会发生不稳定性。不稳定性的增长时间尺度可以和轨道时间尺度一样短。这种不稳定性主要是质量通量对盘表面磁场倾角变化的敏感性造成的。如果风力矩小，磁盘中的磁扩散稳定。
2001-08-30 astro-ph
A general relativistic argument for dark matter existence without invoking non-Keplerian rotation curves and gravitational-lensing data
这篇论文已被撤回的作者，因为在方程中提出的比例。(13)对于w = p/rho的所有值，并不保持时间冻结。因此，需要一个单独的更详细的分析，其中包含对所有w值都有效的广义Buchdahl不等式。新的分析还将关注比率的时间演变（13）。基本结果保持不变，但结果来自w=0的情况。
2006-01-28 astro-ph gr-qc hep-th
Long-term evolution of a dipole type magnetosphere interacting with an accretion disk. II. Transition into a quasi-stationary spherically radial outflow
采用理想MHD ZEUS-3D程序，在二维轴对称条件下，数值研究了初始恒星偶极型磁层与吸积盘相互作用的演化过程。模拟持续了数千个开普勒周期的内盘。一个开普勒磁盘被假定为一个边界条件规定的质量流入日冕。此外，还规定了来自旋转中心恒星的恒星风。我们的主要结果是，最初的偶极子型场发展成一个球形的径向外流模式，有两个主要组成部分，盘风和恒星风分量。这些组分演化成准定常终态.极向场线遵循圆锥形分布。由于初始偶极子的存在，星风中的场方向与盘风中的场方向相反。流出的最大速度大约是内圆盘半径处的开普勒速度。在选定的质量流率和场强下，我们几乎看不到流动自准直的迹象。
2000-10-30 astro-ph
Grand Unified Model of Accretion Disks Around Black Holes: the Sub-Keplerian Paradigm
我们表明，粘性，跨音速吸积盘，开始与亚开普勒角动量的外边界复制的功能，所谓的厚，薄，苗条和其他吸积盘模型依赖于吸积率和粘度参数。当粘性小于某一临界值时，这些盘在激波前区域以平流为主，在激波后区域以旋转为主。对于一个较高的粘度的冲击消失，只有接近黑洞的流动有显着的径向速度。
1995-02-06 astro-ph
First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star $α$ Arae using the VLTI/AMBER instrument
目标。我们的目标是研究的几何形状和运动学的磁盘周围的Be星$α$ Arae作为波长的函数，特别是跨Br $γ$发射线。本文的主要目的是回答关于Be星周围盘旋转的性质的问题。方法.我们使用的VLTI/AMBER仪器在K波段工作，提供了一个增益的空间分辨率的一个因素5相比，以前的VLTI/EMPER观测。而且，将AMBER提供的高角分辨率与（中等）光谱分辨率相结合，可以研究盘内部的运动学，并推断其旋转规律。结果我们获得的第一次直接证据表明，磁盘是在开普勒旋转，回答了一个问题，因为第一个被发现的恒星$γ$ Cas的父亲塞基在1866年。我们还提出了全球的磁盘的几何形状表明，它是兼容的薄磁盘+极地增强风建模的SIMECA代码。我们发现，磁盘周围的$α$ Arae与密集的赤道物质局限在中心区域，而极地风是沿着中心恒星的旋转轴的贡献是兼容的。在这两个区域之间，密度必须足够低，以再现四个VLTI基线中的两个基线获得的大可见度模数（小扩展）。此外，我们得到$α$ Arae旋转非常接近它的临界旋转。这种情况也与以前的测量兼容。
2006-06-16 astro-ph
[O I] 6300A emission in Herbig Ae/Be systems: signature of Keplerian rotation
我们提出了高光谱分辨率的光学光谱的49 Herbig Ae/Be星在搜索的[O I] 6300 A线。在我们的样本中，绝大多数恒星都显示出狭窄的（FWHM < 100 km/s）发射线，以恒星径向速度为中心。只有三个来源的特征比恒星径向速度宽得多（约400 km/s），并且有强烈的蓝移（约200 km/s）。我们样本中的一些恒星显示出双峰线轮廓，峰间距离约为10 km/s。[O I]线发射的存在和强度似乎与每个源的远红外能量分布相关：在60微米处具有强烈过量的恒星通常比具有较弱60微米过量的恒星具有更强的[O I]发射。我们解释这些狭窄的[O I] 6300 A线的轮廓所产生的表面层的原行星盘周围赫比格Ae/Be星。一个由OH分子的光解离引起的[O I] 6300 A谱线发射的简单模型表明，如果OH丰度分数为~5 x 10^{-7}，我们的结果与从耀斑盘发射所预期的结果在定量上是一致的。
2005-02-24 astro-ph
Comment on "Helical MRI in magnetized Taylor-Couette flow"
Liu等人[Phys. Rev. E 74，056302（2006）]提出了螺旋磁旋转不稳定性（HMRI）的WKB分析，并声称它不存在开普勒旋转轮廓。我们表明，如果包括径向边界条件，HMRI可以存在，即使旋转配置文件作为平坦的开普勒，只要至少有一个边界是足够的传导。
2007-05-10 astro-ph
A shallow-water theory for annular sections of Keplerian Disks
一个缩放参数，导致浅水理论的非轴对称扰动薄开普勒磁盘的环形部分。发展一个理论结构，以帮助物理上理解已知的二维涡旋动力学与开普勒盘中三维涡旋动力学的关系。使用渐近标度参数曲张的开普勒磁盘的干扰被认为是在径向和垂直尺度上与磁盘的高度一致，而方位角尺度是完整的$2π$角的磁盘范围。缩放导致动态是径向地转和垂直流体静力。因此，位涡量出现，并显示出在拉格朗日意义上是守恒的。探讨了均匀位涡线性解，并证明了该理论包含通道流条件下平流旋转不稳定性的一个体现。线性化的解决方案，一个单一的缺陷上的无限域的开发和支持传播Rossby边缘波。线性非均匀位涡解也被开发，并显示出在某些方面是类似的严格二维无粘流的动力学。基于这一理论的框架下，参数的基础上的地球物理概念，提出支持的断言，平流旋转不稳定是在一个通用类的正压/斜压位涡不稳定。这种形式主义的扩展也提出了建议。本文所发展的渐近理论所得到的浅水方程为研究盘动力学开辟了一条新途径。
2008-09-22 astro-ph
A model for electromagnetic extraction of rotational energy and formation of accretion-powered jets in radio galaxies
本文给出了三维轴对称辐射磁流体动力学方程的自相似解，重新讨论了活动星系核和微类星体中吸积动力喷流的形成和加速。该模型主要依赖于电磁提取的旋转能量从磁盘等离子体和形成一个几何薄的超级开普勒层之间的磁盘和覆盖的电晕。在这一层的外流等离子体是耗散，双温，维里热，平流和电子质子为主。在这个模型中的磁盘的最里面的部分是免费的，次开普勒旋转和对流为主。这部分不再像标准圆盘那样辐射，大部分的吸积能量转化为磁能和动能，为喷流提供动力。讨论了这些截断圆盘的相应光度。
2003-07-16 astro-ph
A Keplerian Disk around the Herbig Ae star HD169142
我们目前的亚毫米阵列观测的Herbig Ae星HD 169142在1.3毫米连续发射和12 CO J=2-1线发射在1.5角秒的分辨率，揭示了拱星盘。连续辐射以恒星位置为中心并被解析，并提供了盘的质量估计约为0.02太阳质量。CO图像显示的位置和速度模式与开普勒旋转中的圆盘很好地匹配，与视线的倾角很小。我们使用辐射转移计算的基础上爆发，被动磁盘模型来约束磁盘参数相比，谱线发射。导出的盘半径为235 AU，倾角为13度。该模型还需要适度耗尽的CO分子，类似于发现在开普勒磁盘周围的金牛座T星。
2005-12-19 astro-ph
Non-LTE Monte Carlo Radiative Transfer: II. Non-Isothermal Solutions for Viscous Keplerian Disks
我们讨论的基本流体动力学，决定了密度结构的磁盘周围的热恒星。观测证据支持这些盘是开普勒（旋转支撑）气体盘的想法。在文献中，一个流行的方案，这自然会导致开普勒磁盘的形成，是粘性递减模型。根据这种情况，盘在垂直方向上被流体静力学支撑，而径向结构由粘性输送控制。这表明温度是决定盘密度结构的一个主要因素。在以前的研究中，我们证明，使用3-D NLTE蒙特卡罗模拟，粘性开普勒磁盘可以是高度非等温的。在本文中，我们建立在我们以前的工作，解决了稳态非等温粘性扩散和垂直静水平衡的全部问题。我们发现，自洽的解决方案偏离显着的分析等温密度，与潜在的大的影响紧急频谱。这意味着非等温盘模型必须用于详细的建模的Be星盘。
2008-07-08 astro-ph
New 13CO observations towards the Keplerian gaseous disk around R Mon
我们提出了新的高角分辨率观测的13 CO 1-0旋转线对HBe星R Mon，获得与IRAM的布雷干涉仪，随着先前的结果，在观察到的过渡12 CO 1-0和2-1。我们使用了一个平盘模型来拟合12 CO 1-0和2-1，和13 CO 1-0排放，在一个带垂直于流出轴。该模型假定标准丰度（X（12 CO）= 8x 10 ^-5，X（13 CO）= 9 x10 ^-7）、径向位温和密度定律（T（K）= T0 r^-q，rho（cm^-3）= rho 0 r^-p）以及局部热力学平衡。13 CO和12 CO的辐射与一个倾斜角为20度的平盘在开普勒旋转中围绕恒星一致。气体盘的质量为0.014 Msun，外半径为1500 AU，内半径（1 AU）的温度为4500 K，温度和密度定律的指数值为q=0.62和p=1.3。这个新的13 CO观测使我们能够得出结论，围绕R Mon的圆盘是平坦的。我们的研究结果证实了以前的工作，提出了一个主要的平面几何在磁盘周围的早期Be星。
2007-02-16 astro-ph
X-Ray Lines from Hot Flows around White Dwarfs. Application to SS Cygni
静止矮新星（DN）中的一些白矮星（WD）不是通过盘吸积，而是通过平流主导吸积流（ADAF）吸积，这可能是观测到的X射线韧致辐射的原因。这样一个热吸积流也有望产生特征的热谱线发射。使用SS Cyg作为一个具体的例子，我们表明，知道一个先验的倾斜度和WD的质量在静态DN使X射线线诊断功能强大的探头在这些系统中的流动结构。当前的X射线仪器可以根据其宽度来区分从具有开普勒旋转速率的流发射的线和以基本上亚开普勒速率发射的线。这可以用来观测检验能量平流的性质，这是在ADAF中的热气体和亚开普勒旋转速率支持的径向分压的起源。
2000-10-18 astro-ph
Probing the rotation curve of the outer accretion disk in FU Orionis objects with long-wavelength spectroscopy
对年轻天体光谱能量分布的研究表明，猎户座FU天体的外盘可能是自引力的。在本文中，我们提出了一种方法来直接测试是否，在这些对象中，显着偏离开普勒旋转发生。在第一种方法中，我们使用了一个简化的模型，磁盘的垂直结构，使我们能够快速地带出的影响有关的磁盘自重。我们发现，经常研究的光学和近红外线轮廓产生太接近的中心对象，以提供重要的证据，非开普勒旋转。基于FU Ori的情况下相关的参数，我们表明，高分辨率的长波长光谱，远红外H $_2$纯旋转线（有时观察到的“被动”的原恒星盘）和亚毫米CO线，应该很适合探测外盘的旋转曲线，从而测量在何种程度上它是由磁盘自重的影响。本探索性论文的结果不久将扩展到对盘垂直结构的更现实的处理。
2003-07-07 astro-ph
Local Hydrodynamic Stability of Accretion Disks
我们在局部剪切盒系统中采用了多种数值模拟方法，更深入地研究了开普勒微分旋转的局部流体动力稳定性。特别是，我们探讨的开普勒剪切的非线性不稳定性已知存在于简单的笛卡尔剪切的关系。科里奥利力是差动旋转中线性稳定的来源。我们利用常角动量流和简单笛卡尔剪切的形式等价性来研究从稳定到非线性不稳定的过渡。已知剪切流中的非线性不稳定性表现对初始扰动和粘性量敏感;边缘（线性）稳定的差动旋转流表现出同样的敏感性。然而，开普勒系统是完全稳定的;稳定的科里奥利力的强度很容易消除任何不稳定的非线性效应。事实上，非线性效应通过产生快速的能量级联到发生耗散的高波数来加速所施加的湍流的衰减。我们的结论进行了测试，网格分辨率的实验，并通过比较与结果从代码，采用了另一种数值算法。对比了流体动力学差速旋转和磁流体动力学差速旋转的性质。动应力耦合到限制湍流的涡度，而磁应力耦合到促进湍流的剪切。因此，磁流体动力学湍流是唯一能够作为一个湍流的角动量传输机制在磁盘。
1998-11-03 astro-ph
NLTE Monte Carlo Radiative Transfer: I. The Thermal Properties of Keplerian Disks around Classical Be Stars
我们提出了一个3-D的NLTE蒙特卡罗辐射转移代码，我们用来研究的温度和电离结构的开普勒盘周围的经典Be星。我们采用的方法在很大程度上类似于Lucy发展的Monte Carlo跃迁概率方法。在这里，我们提出了一个简化的方法，避免使用的宏观原子的概念。我们对Be星盘温度结构的研究表明，Be星盘的温度行为是年轻恒星盘（YSO）和热星风行为的混合。Be星盘的光学厚度内部的温度与YSO盘相似，而光学厚度薄的外部则像恒星风。因此，盘中平面的温度最初下降，在3- 5恒星半径处达到最低值，之后在大距离处又上升到光学薄辐射平衡温度。另一方面，光盘的光学薄上层近似等温-一种类似于YSO光盘的热上层的行为。我们还发现，磁盘完全电离，正如预期的那样，但有一个电离最低温度附近的最低。最后，我们发现，尽管复杂的温度结构，红外过量是很好的近似由一个等效的等温盘模型，其温度约为60%的恒星温度。这在很大程度上是因为，在长波长下，圆盘的有效光球层位于其等温区域。
2005-11-08 astro-ph
Implications of kHz Quasi-Periodic Brightness Oscillations in X--Ray Binaries for Neutron Star Structure
低质量X射线双星（LMXB）中的千赫准周期振荡（QPO）可以代表吸积中子星周围最内层开普勒轨道的轨道频率。最近，人们试图通过确定观测到的最高QPO频率与广义相对论给出的边缘稳定轨道上的开普勒频率，来推导出对中子星质量和状态方程的约束。这些估计要么忽略了中子星自转的影响，要么使用了广义相对论中对自转的近似处理。我们重新推导出这些限制使用一个完全广义相对论的形式主义，包括快速旋转的效果。我们还提出了相应的情况下，最内层的稳定轨道接触恒星表面的约束。
1999-02-07 astro-ph
On the Rotational Dynamics of Magnetically Threaded Disks around Neutron Stars
本文研究了强磁化中子星在定向偶极场作用下吸积盘的旋转动力学。假设磁层场在共转半径内外都穿过圆盘等离子体。由于盘-星相互作用，盘上的磁矩影响吸积流的结构，产生所观察到的自旋上升或自旋下降率为给定的坚牢度，磁场强度，和质量吸积率的来源。在该模型中，我们得到了一个处方的动态粘度的这种磁改性的解决方案的开普勒磁盘。然后，我们使用这个处方，找到一个模型的解决方案，在整个磁盘的旋转速率配置文件，包括非开普勒内盘。我们发现对于给定自旋态的源，非开普勒角速度跃迁区不一定窄。边界层近似，如在标准的磁螺纹盘模型中，仅在动态粘度一直减小到盘的最内边缘的情况下才成立。这些结果被应用到几个观察到的盘馈X射线天体，表现出准周期振荡（QPO）。QPO频率提供了一个约束的牢度参数，使人们能够确定唯一的角速度过渡区的宽度为模型假设内的每个源。我们讨论了这些结果的磁化星自旋平衡的临界牢度参数的值的影响。我们的模型的应用程序也与最近的准静态磁盘磁化恒星相互作用的数值模拟的相关参数。
2004-09-22 astro-ph
Line Forces in Keplerian Circumstellar Disks and Precession of Nearly Circular Orbits
我们研究的影响，光学粗线力的轨道拱盘，如发生在恒星周围。对于径向流辐射，线力只有在有很强的径向速度梯度时才有效，例如在线驱动的恒星风中。然而，在一个轨道盘，径向剪切的方位角速度导致强烈的视线速度沿非径向方向的速度梯度。因此，在恒星表面附近延伸一个相当大的锥角，非径向恒星辐射可以赋予显着的线力，即使在纯粹的圆形轨道的情况下。由于高度超音速性质的轨道速度变化，我们使用的Sobolev近似，从而扩展到磁盘的情况下，标准CAK形式主义开发的线驱动风。我们描绘的参数制度，辐射力可能会改变磁盘的属性，但即使当辐射力很小，我们分析量化高阶效应的线性极限，包括弱椭圆轨道的进动。我们发现，光学粗线力可以观察到的影响，磁盘周围的恒星，包括产生轻微偏心轨道的旋进或逆行的动力学。然而，我们的分析表明，一个净逆行效应，在明显的矛盾与观察到的紫/红线轮廓不对称的长期变化，从Be星，这通常被认为是从一个所谓的“单臂模式”的传播。我们还得出结论，辐射力可能会改变在磁盘风起源的磁盘表面的动力学特性，甚至可能使低密度磁盘容易被吹走。
2001-03-25 astro-ph
MHD simulations of the long-term evolution of a dipolar magnetosphere surrounded by an accretion disk
利用理想MHD数值模拟方法研究了初始恒星偶极子型磁层与吸积盘相互作用的演化过程。模拟遵循内盘的几个1000开普勒周期。初始的偶极型磁场发展成一个球形的径向流出模式，两个主要组成部分都演变成一个准静态的最终状态。中性场线将两个分量分开，沿着中性场线，小的等离子体团以不规则的时间间隔喷射出来。星风锥的半张角在30 °到55 °之间变化，这取决于盘风和星风的质量流率的比值。流出的最大速度大约是内圆盘半径处的开普勒速度。轴向喷流在旋转的最初几十年形成。然而，这种特征在很长的时间尺度上不存在，并且沿着轴发展出压力驱动的低速流。
2002-11-27 astro-ph
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Jet Formation with a Thin Keplerian Disk
我们已经进行了几个模拟的黑洞系统（非旋转，黑洞自旋参数a=0.0和快速旋转，a=0.95）与几何薄开普勒磁盘使用新开发的RAISHIN代码。模拟结果表明，射流的形成是由洛伦兹力和气体压力梯度驱动的。喷流具有适度的相对论速度（\sim 0.4 c）。吸积盘不断提供物质，喷流向外传播，直到每个适用的终端模拟时间（非旋转：t/τ_S = 275，旋转：t/τ_S = 200，τ_S \equiv r_S/c）。看来，旋转的黑洞创造了一个额外的，更快的，更准直的物质主导的内部流出（\sim 0.5 c）形成和加速的扭曲磁场产生的框架拖动在黑洞能层。这是第一个已知的模拟确认形成的内部磁驱动，物质占主导地位的喷流的框架拖曳效应，从一个黑洞共同旋转的薄开普勒磁盘线程的垂直磁场。这一结果表明，喷流的运动学结构取决于黑洞的旋转和初始磁场的配置和强度。
2006-11-03 astro-ph
Kinematics of a hot massive accretion disk candidate
高质量原恒星周围的自转、坍缩和吸积盘是大质量恒星形成研究中的一个重要课题。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列和甚大阵列，我们在氨（NH 3（4，4）&（5，5））中以高角分辨率研究了一个巨大的盘候选者，追踪温暖的盘，但不是包络。观测结果以~ 0.4“的分辨率（相当于~ 1400 AU）分辨出一个速度梯度，表明旋转垂直于分子流出。假设存在开普勒吸积盘，估计的原恒星盘质量会很高，与原恒星质量相似。此外，位置-速度图显示出与开普勒旋转轮廓的额外偏差，这可能是由下落气体和/或自引力盘引起的。此外，大部分旋转气体的温度都在100 K以上，这与典型的低质量吸积盘明显不同。此外，我们解决了一个中心的双瓣厘米连续结构垂直于旋转。我们认为这是一个电离的，光学厚喷流。
2007-12-04 astro-ph
The Geometry of and Mass Accretion Rate through the Maser Accretion Disk in NGC 4258
对NGC 4258脉泽位置和速度的极大似然分析表明，在高速特征的投影旋转曲线中，偏离开普勒运动约2 sigma，对应于在高速脉泽范围内，相对于开普勒运动的LOS速度约为9 km/s或0.8%的平坦化。虽然有一些潜在的解释，这种扁平化，我们认为纯开普勒旋转的倾斜翘曲盘的基础上，这个模型的能力，以解释一些其他令人费解的功能系统。盘倾角的径向梯度为0.034 mas^{-1}，这不仅与观测到的旋转曲线一致，而且它在盘的近边缘产生了一个碗，这自然解释了系统脉泽的磁偏角的狭窄分布，否则这是令人费解的。它还解释了系统脉泽中明显重复出现的耀斑的存在和位置。没有明显的证据表明，在倾斜翘曲盘的非开普勒旋转。倾斜翘曲的另一个含义是，圆盘在中心发动机的前面升起，并在圆盘半径约为8.3质量或0.29秒差距时遮蔽了中心发动机。通过将观测到的X射线柱与在该半径处的盘中的条件进行比较，我们认为分子到原子的跃迁发生在0.28 pc处的最外层脉泽之外，由此我们推断吸积速率为10^{-4}alpha M_sun/yr，与Yuan等人（2002）的喷流主导吸积模型一致。我们的模型表明，大多数观测到的X射线柱出现在0.29 pc的翘曲吸积盘中，并且脉泽发射在大半径处被截断主要是Neufeld和Maloney（1995）最初提出的分子到原子相变的结果。
2005-04-19 astro-ph
Modification of Angular Velocity by Inhomogeneous MRI Growth in Protoplanetary Disks
我们研究了具有径向非均匀磁场的原行星盘中磁旋转不稳定性（MRI）的演化，发现由于MRI湍流的非均匀增长，盘中气体以超开普勒速度旋转的区域出现。我们进行了二维电阻磁流体力学模拟与剪切盒模型。我们发现，如果空间平均磁雷诺数，这是由稳定和不稳定区域的宽度在初始条件和电阻率的值，是小于1，原来的开普勒剪切流转化为准定常流，使更平坦（刚性旋转在极端情况下）的速度分布出现局部和外部的轮廓往往是超开普勒。角动量和质量转移，由于暂时产生的MRI湍流在最初的不稳定区域是负责的转换。在局部超开普勒区域，由于气动气体阻力和潮汐与盘气体相互作用的迁移是反向的。模拟设置对应于磁盘中全局MRI死区的外边缘和内边缘附近的区域。因此，死区的外缘和内缘一样，都是一个有利于尘埃颗粒聚集形成星子和保留行星胚胎以防止I型迁移的地方。
2008-10-20 astro-ph
Sub-arcsec imaging of the AB Aur molecular disk and envelope at millimeter wavelengths: a non Keplerian disk
我们提出的分角秒图像的AB御夫座获得的IRAM高原德布尔干涉仪的同位素的CO，并在连续在3和1.3毫米。而不是中央峰值，连续发射占主导地位的明亮，不对称（螺旋状）的功能，在约140 AU的中央恒星。大尺度的分子结构表明AB Aur圆盘的倾斜度在23到43度之间，但连续谱和分子发射的强烈不对称性阻止了对内部倾斜度的准确测定。我们发现显着的非开普勒运动，与最佳拟合指数为0.41 +/- 0.01的旋转速度定律，但没有证据表明径向运动。圆盘有一个半径约70 AU的内孔。该盘很温暖，没有显示出CO耗尽的证据。尘埃特性表明尘埃的演变程度低于典型的金牛座T盘。无论是螺旋状的特征，还是与纯粹开普勒运动的偏离，都表明AB Aur圆盘不是处于准平衡状态。盘的自重不足以产生扰动。这种行为可能与恒星形成的早期阶段有关，其中开普勒制度尚未完全建立和/或来源不明的扰动。另一种可能性，但未经证实，是一个低质量的伴星，距离AB Aur约40 AU。
2005-04-01 astro-ph
Aspects of Accretion Processes On a Rotating Black Hole
我们描述了最普遍的吸积性质和风绕紧天体的流动，并着重讨论了黑洞吸积的特殊性质。在最一般的解中，角动量分布与开普勒分布相差甚远，而非开普勒圆盘可以包含驻激波。我们还提出了完全时间相关的数值模拟结果表明，他们同意这些解析解。我们描述了这些吸积盘的光谱性质，并表明黑洞候选者的软态和硬态可以用吸积盘吸积率的变化来解释。我们提出了适合的观测数据，以证明存在的子开普勒流周围的黑洞。
1996-11-10 astro-ph
High Resolution HI Observations of the Galaxy NGC404: a dwarf S0 with abundant Interstellar gas
本文给出了S 0星系NGC 404的HI图，空间分辨率为15.2”× 14.4”，速度分辨率为2.6km/s。据推测，这个HI的半径为R~8R_25或48个盘尺度长度，使其成为已报道的最大的HI范围之一（800”或12.6kpc，假设距离为3.3Mpc）。大约75%的HI位于一个甜甜圈中，从正面看去，光学星系紧紧地贴在甜甜圈的孔内。剩下的25%的中性气体位于与甜甜圈同心的环形空间中，椭圆率稍大。发现HI的总质量为1.52 × 10^8 Msol，这意味着M（HI）/L_B = 0.22（太阳单位）。我们认为，这些气体中的大部分（如果不是全部的话）都是外来的，很可能是由一个具有M_B ~ -15.5mag.的矮不规则星系合并而成的。速度场显示出一个急剧下降的观察到的旋转曲线，兼容开普勒下降。然而，由于星系接近正面，在确定内禀自转曲线和倾角时存在简并。因此，我们分析了两种极端情况，产生倾斜环模型拟合，迫使开普勒或平坦的旋转曲线通过观察;这两种方法的结果同样合理的拟合。假设距离为3.3Mpc，则根据开普勒自转曲线可以得到总质量为3 x 10^10 Msol。这意味着该星系的M/L_B比值约为44太阳单位，这可能是该星系低蓝光度（比平均S 0光度低15倍）的反映。平坦旋转曲线的值高出4倍。
2004-03-19 astro-ph
Magnetic Spin-Up of Line-Driven Winds
我们总结了最近的二维磁流体模拟线驱动的恒星风从旋转的热星与偶极子磁场对准恒星的旋转轴。对于中等到强的磁场，大部分的外流风最初是沿着闭合的磁环，这些磁环几乎与下面的恒星共转，从而提供了一个扭矩，导致外流物质的有效角动量自旋。但是，而不是形成“磁转矩盘”（MTD）假设在以前的现象学分析，动力学模拟表明，被困在这样的闭环顶部附近的材料往往会回落或爆发，这取决于它是低于或高于开普勒共转半径。总的来说，结果提出了严重的问题，是否磁扭矩的风流出可能会自然导致开普勒环星盘。然而，对于非常强的场，似乎仍然有可能形成一个%"磁约束，离心支撑，刚体盘“，离心支撑，"磁刚性盘”（MRD），其中场不仅迫使材料保持刚体旋转，但在一段时间内也保持它在环顶部的向外离心力。我们认为，这样的刚体磁盘似乎不适合解释磁盘发射从Be星，但可以提供一个相当有吸引力的范式，从磁强Bp和Ap星的拱星发射。
2003-10-07 astro-ph
A Keplerian gaseous disk around the B0 star R Mon
本文报道了大质量Herbig Be星RMon（M~8 Msun）周围星周盘在2.7mm和1.3mm连续谱线上的高角分辨率观测，以及CO 1->0和2->1转动谱线。基于新的1.3毫米连续图像，我们估计盘质量（气体+尘埃）为0.007 Msun，外半径<150 AU。我们的CO图像与开普勒旋转气体盘围绕这颗恒星的存在是一致的。据我们所知，这是迄今为止报道的大质量恒星周围存在开普勒盘的最明确证据。这个盘的质量和物理特性类似于那些更进化的金牛T星，并表明在大质量恒星周围的星周盘的演化和分散的时间尺度较短，这些恒星在恒星变得可见之前就失去了大部分质量。
2006-08-18 astro-ph gr-qc
On the relevance of subcritical hydrodynamic turbulence to accretion disk transport
已知流体动力学非分层开普勒流在所有雷诺数下都是线性稳定的，但仍然可能通过非线性机制变成湍流。然而，在过去的十年里，在这个问题上出现了相互矛盾的观点。我们已经重新审视了这个问题，通过数值模拟在剪切片极限。事实证明，科里奥利力在稳定气流方面的作用取决于气流是气旋性的（剪切和旋转涡的协同作用）还是反气旋性的（剪切和旋转涡的竞争）;开普勒流是反气旋性的。我们已经得到了以下结果：i/科里奥利力不淬火湍流在亚临界流; ii/分辨率的需求，当远离边缘稳定边界，是更严重的反气旋流比气旋的。目前可用的计算机资源不允许数字代码到达克普勒体系。iii/湍流传输效率与过渡到湍流的雷诺数$Rg$直接相关，以这种方式，Shakura-Sunyaev参数$α\sim 1/Rg$。即使是对我们的数值数据最乐观的外推也表明，在开普勒流中，亚临界湍流输运对于天体物理学目的来说效率太低了几个量级。v/我们的结果表明，在Taylor-Couette设置中获得的类开普勒流的数据在很大程度上受到二次流（如Ekman环流）的影响。
2005-09-19 astro-ph physics.flu-dyn
Research Note: Rotation and the wind momentum-luminosity relation for extragalactic distances
研究了恒星轴向自转对确定河外距离的风-动量关系的影响。尽管质量损失率随着旋转而增加很多，但平均而言，对WLR的影响非常小。例如，对于旋转轴和视线之间的平均方位角，当恒星以90%的分裂旋转速度旋转时，光度会被高估5.9%。旋转轴和视线之间的不同取向角产生一些有限的散射。
2001-05-03 astro-ph
A radiation-driven disk wind model for massive young stellar objects
辐射驱动的盘风模型的建议，提供了很大的希望，解释极端的质量损失签名的大规模年轻恒星的对象（BN型对象和更明亮的赫比格Be星）。有人认为，与年轻的晚O/早B星相关的密集低速风是持续光学厚吸积的结果。从开普勒盘流出的气流允许风速约为200 km/s，这大大低于从恒星表面逃逸的速度。恒星本身并不需要是一个快速的旋转体。在流体动力学计算中考虑了圆盘辐照，并从观测和动力学角度确定了圆盘辐照是一个重要的问题。
1998-01-06 astro-ph
A Magnetic Alpha-Omega Dynamo in Active Galactic Nuclei Disks: I. The Hydrodynamics of Star-Disk Collisions and Keplerian Flow
活动星系核中围绕超大质量黑洞的吸积盘内部区域的磁场发电机可能是星系和河外空间产生磁场的机制。我们认为，1）开普勒运动和2）星盘碰撞，大量的活动星系核吸积盘的内部区域产生的两个相干运动，都是形成一个强大的，相干发电机，从而产生大规模磁场的基础。它们的出现频率足以解释中心黑洞100个引力半径处的积分发电机增益e^{10^{9}}，比放大任何种子场（无论多么小）所需的增益都要大许多个数量级。银河系外，相干的，大规模的磁场的存在，其能量大大超过所有，但大质量的黑洞的能量是公认的。在论文II（Pariev，Colgate和Finn 2006）中，我们认为，为了产生一个发电机，可以访问黑洞形成的自由能，并以相干的方式产生所有的磁通量的存在，这两个相干运动的导电流体是必需的。开普勒运动的微分缠绕是明显的，但盘的结构取决于“α”模型，即所选择的角动量输运系数。在旋转坐标系中被驱动的羽流的反向旋转不太为人所知，但幸运的是，磁效应与盘模型无关。这两项动议都在本文件（第一号文件）中讨论。这两个运动的描述是初步的两个理论推导和一个数值模拟的阿尔法-欧米茄发电机在文件II。（节录）
2006-11-04 astro-ph
Spectral Softening due to Winds in Accretion Disks
当吸积流具有正的比能时，它们可能产生大量的风。风消耗了圆盘内部区域的物质，并使内部区域变薄，光学上。由于这一区域的电子较少，因此更容易通过从开普勒圆盘更远处截取的软光子来康普顿化这一部分。我们提出了一个自洽的图片风从吸积盘，并显示如何的磁盘的频谱是软化由于外流风。
1998-12-06 astro-ph gr-qc
