Infrared Constrains on AGN Tori Models
本文主要研究活动星系核（AGN）中尘埃环面的性质，这些性质是通过SDSS 1型类星体与中红外（MIR）类星体的比较以及一个新的详细环面模型得出的。这些红外线数据是由斯皮策广域红外线河外星系巡天（SWIRE）拍摄的。模型的基本参数是受石墨和硅酸盐颗粒的密度规律、圆环尺寸和张开角等约束的。支持各种光学深度。最受欢迎的模式是密度随着离中心的距离而递减的模式，而覆盖系数则没有明显的趋势，即小、中、大覆盖系数几乎平均分布。基于更好地描述所观测到的SED的模型，计算了吸积光度、尘埃质量、内外半径比和氢柱密度等属性。一旦考虑到观测偏差，环面的性质，如拟合观测到的SED，是独立的红移。
2006-09-01 astro-ph
Possible evidence for a common radial structure in nearby AGN tori
我们提出了一个定量的和相对独立的模型来评估附近的活动星系核环面的径向结构。这些假定的环面已经研究了长基线红外（IR）干涉测量，但探测的空间尺度是不同的对象。它们处于不同的距离，也有不同的物理尺寸，显然与中央引擎的光度成比例。在这里，我们把干涉仪的可见度看作是由内环面半径R_in的大小归一化的空间尺度的函数。这几乎消除了亮度和距离的依赖性，因此，提供了一种方法来均匀地观察各种物体和不同波长的可见光。如果不同的环面具有共同的径向结构，我们可以在很大的空间尺度上构造一个复合可见性曲线。目前的观测结果确实表明，在中红外波段，一个常见的径向表面亮度分布（与模型无关）大致为r^-2的幂律形式，它是半径r的函数，并扩展到R_in的约100倍。在一个简单的环面模型中，考虑到温度向半径外方向的降低，这对应于由中央发动机直接照射的尘埃物质的径向表面密度分布，大致在r^0和r^-1之间。这一点应该用进一步的数据加以检验。
2008-12-10 astro-ph
AGN dust tori at low and high luminosities
活动星系核统一方案的一个基石是光学和几何厚尘埃环的存在。它为解释1型活动星系核和2型活动星系核的区别提供了遮蔽。我们研究了尘埃分布对环面爱丁顿极限的影响。对于光滑的尘埃分布，仅在尘埃上的Eddingtion限制是5个数量级以下的电子散射在一个完全电离的等离子体的限制，而cluerous尘埃环有一个爱丁顿限制略大于经典的。我们研究了活动星系核在低光度和高光度下的行为。对于~10^42 erg/s量级的低光度，环面改变了它的特性，遮蔽变得不足。在高光度区域，星团环面可以表现出与“后退环面”图像一致的行为。导出的2型天体的光度依赖分数与最近的观测结果一致。此外，在一个团簇的亮度依赖的覆盖因子可以解释的存在下，宽线活动星系核与高柱密度的X射线。
2007-07-02 astro-ph
Penetrating Dust Tori in AGN
本文介绍了天鹅座A高分辨率（~ 0.05”）自适应光学观测的初步结果。这些图像显示了一个双圆锥结构，强烈暗示着类星体核周围有一个模糊的环面。在原子核的预期位置附近发现了一个亮点源（K '= 18.5）。我们解释这个来源作为热的内边缘的环面看到通过开放的环面。使用高角分辨率K带光谱，我们测量的分子重组氢线的比例作为一个函数的距离假定的环面的中心。这些测量结果对圆环的性质进行了限制，并表明投影直径约为600 pc。
2004-06-29 astro-ph
Using transport coefficients of cosmic rays in turbulent magnetic fields to determine hybrid viscosity in hot accretion disks around AGN
活动星系核周围热的、双温的吸积盘中粘性的性质一直是一个长期未解决的问题。以前有人提出，质子与可能存在于吸积盘中的湍流磁场结合，可能是提供这种粘性的关键。最近，几位作者通过广泛的蒙特卡罗模拟确定了带电粒子（宇宙线）在湍流磁场中传播的扩散系数。我们使用这些模拟确定的质子的扩散系数，以找到有效的平均自由程的质子在热吸积盘。这反过来又产生了很好的估计，由于高能质子嵌入在湍流磁场的热，双温吸积盘的粘度。我们结合一个简单的两个温度吸积盘模型来确定Shakura-Sunyaev $α$粘度参数所产生的这种机制。我们发现，质子在热吸积盘中的湍流磁场中的扩散为活动星系核周围的热吸积盘提供了一个物理上合理的粘性源。
2005-07-10 astro-ph
Infrared Constraints on AGN Tori Models
本文主要研究活动星系核（AGN）中尘埃环面的性质，这些性质是通过SDSS 1型类星体与中红外（MIR）类星体的比较以及一个新的详细环面模型得出的。这些红外线数据是由斯皮策广域红外线河外星系巡天（SWIRE）拍摄的。模型的基本参数是受石墨和硅酸盐颗粒的密度规律、圆环尺寸和张开角等约束的。支持各种光学深度。最受欢迎的模式是密度随着离中心的距离而减少的模式，而覆盖系数没有明显的趋势，即小、中、大覆盖系数几乎均匀分布。基于更好地描述所观测到的SED的模型，计算了吸积光度、尘埃质量、内外半径比和氢柱密度等属性。
2006-03-14 astro-ph
Molecular tori in AGN: a search using excited states of OH
活动星系核统一方案中的一个基本概念是，塞弗特1和塞弗特2星系都拥有超大质量的核发动机，它们被光学和几何厚的环面阻挡而无法直接看到。如果压力足够高，环面应该主要是分子的。虽然直径为几百秒差距的分子环很常见，但预期的小尺度环面（< 10秒差距）很难检测到。对常见分子如CO和OH的吸收线的测量大多产生未检测。在得出环面不是分子的结论之前，辐射激发效应，其中耦合到非热连续谱可以抑制最低跃迁的不透明度，值得注意，并影响我们选择最有利的跃迁来观察。为了探索这些影响，我们修改了搜索策略，通过寻找更高的激发旋转状态的OH和通过选择一个样本的31塞弗特2星系，已知有一个高的X射线吸收柱。在这里，我们提出了在6031 MHz和6035 MHz的过渡单碟观测的结果，产生五个源的检测。我们还提出了一个谱线VLBI观测进行了13.4 GHz的核心天鹅座A，产生一个试探性的检测。
2006-11-28 astro-ph
On the turbulent $α$-disks and the intermittent activity in AGN
本文研究了标准$α$ -吸积盘中热粘性电离不稳定性演化过程中MHD湍流对粘性的影响。我们考虑了一个超大质量黑洞的吸积过程可能是通过一个标准的外吸积盘和一个辐射效率低的平流主导的内流进行的。在这种情况下，我们遵循的时间演化的吸积盘中的粘度参数$α$是恒定的，在整个不稳定周期，所暗示的MHD湍流的强度。我们的结论是，氢电离不稳定性是一个很有前途的机制来解释活动星系核的间歇活动。
2003-11-01 astro-ph
The innermost region of AGN tori: implications from the HST/NICMOS Type 1 point sources and near-IR reverberation
活动星系核最内层环面的空间分辨是其高空间分辨率研究的主要目标之一。这可以在1型活动星系核的近红外观测中完成，在那里我们直接看到环面中最热的尘埃颗粒。我们讨论两个关键问题，在这样的研究。首先，我们研究了邻近第一型活动星系核的HST/NICMOS图像中的核点源，以评估来自中央假定的吸积盘的可能贡献。经过仔细减去主机隆起通量，我们表明，近红外颜色的点源出现相当简单的解释作为一个复合物的黑体光谱和一个相对蓝色的独特的组件预期的环面和吸积盘，分别。我们的辐射转移模型clustraltori也支持这个简单的两个组件的解释。所观察到的近红外颜色表明，在2.2微米处的分数吸积盘贡献为~25%或更少。其次，我们表明，最近的近红外混响测量所示的最内层环面半径系统小于约3倍，比预测的尘埃升华半径与升华温度为1500 K和尺寸为0.05微米的半径石墨颗粒的合理假设。这种差异可能表明在最里面的环面中升华温度要高得多，或者典型的晶粒尺寸要大得多，尽管前一种情况似乎不受上面研究的HST点源的观测颜色的影响。基线约为100米的近红外干涉测量法应能根据上面获得的低吸积盘贡献提供重要的独立尺寸测量。
2007-09-04 astro-ph
Radiation Pressure Supported AGN Tori with Hard X-Ray and Stellar Heating
围绕活动星系核的环形遮蔽的动力学和结构仍然是不确定的和有争议的。在本文中，我们通过增加两种分布加热的影响：康普顿加热由于硬X射线从核和本地星光加热的动力学作用的红外辐射压力的早期工作。我们发现数值解的轴对称流体静力平衡，能量平衡，光子扩散方程，包括这些影响。在典型参数范围内，两种不同的附加加热源具有非常相似的效果：圆环内的密度分布在径向和垂直方向上都变得较浅，但对于合理的加热速率，柱密度随立体角的分布只有微小的变化（相对于无源情况）。分布式加热最有趣的结果是，它选择了一个相对较窄的参数范围，允许平衡，特别是$(L/L_E)/τ_T$。我们讨论的影响，既狭窄的允许范围和它的近似重合的范围推断从观察。
2008-02-13 astro-ph
Disks, Tori, and Cocoons: Emission and Absorption Diagnostics of AGN Environments
研究活动星系的最重要的问题之一是了解中心引擎及其环境的详细几何，物理和演化。主要的模型包括一个吸积盘和围绕中心致密物体的环面结构，被认为是一个超大质量黑洞。在活动星系核环境中发现的气体与不同的结构有关：分子吸积盘、较大尺度的原子环面、电离的和中性的“茧”，核区域可以嵌入其中。所有这些都可以通过各种手段在无线电波长上进行研究。在这里，我们总结了迄今为止在无线电频段所做的工作，以表征这些结构。在过去的几十年里，人们已经用现代仪器对活动星系核的中心几个秒差距有了很多了解，但这幅图景仍然不完整。为了能够定义该区域的更精确的模型，需要在灵敏度、光谱和角分辨率以及带通稳定性方面取得显著进展。必要的进步将只提供平方公里阵列，我们讨论的可能性，这些戏剧性的改进将开放的气体在活动星系核的中心区域的研究。
2004-09-21 astro-ph
Clumpy tori around active galactic nuclei
本文讨论了活动星系核周围尘埃环中的物质是具有光滑结构还是团簇结构的问题。Nenkova，Ivezic & Elitzur（2002）认为，如果环核尘埃以离散的团块分布，则可以解释1型活动星系核星系的SED中缺乏发射特征，而2型活动星系核星系核中有明显的吸收特征。我们的目的是核实这一点。我们使用多维辐射转移模型的光滑和clustraltori，并比较了等效光滑和clustraltori模型的SED。我们发现，与等效的光滑模型相比，几乎从正面观察时，块状模型的10微米发射特征并未明显减少。一些cluwise模型有一个弱的，甚至没有10微米的功能，但也有一些光滑的模型。总体上，cloudspot和光滑环面的SED相似，但在某些细节上有所不同。在边缘倾斜的吸收功能似乎是不那么深的cloudies模型比在光滑的模型，在近红外区的平均通量更强的cloudies模型。此外，在这些倾斜度下，俱乐部模型的SED略宽。这些差异是否足够独特，可以用来诊断活动星系核环面的块状性，目前还不清楚。
2005-01-26 astro-ph
Evolutionary Consequences of Dusty Tori in Active Galactic Nuclei
对{ \em Chandra}和{ \em HST}（哈勃太空望远镜）的深度观测表明，活动星系核（AGN）的数量随着硬X射线光度的变化而变化。这就产生了一个有趣的问题，尘埃环是否与中央引擎一起进化。我们收集了50个无线电安静的PG类星体样本来解决这个问题。尘埃环面的覆盖因子可以从多波长连续谱估计。我们发现它们与硬X射线的亮度有很强的相关性。有趣的是，这种相关性与{ \em Chandra}和{ \em HST}发现的II型活动星系核的比例一致，这意味着强有力的证据表明活动星系核的布居变化是环面演化的结果。我们还发现，1 $μ$ m附近的连续体中的下降的频率与覆盖因子在本样品中，表明下降频率的覆盖因子进行调整。在从环面向黑洞提供燃料的情况下，覆盖因子是好的，并且下沉频率是环面演化的潜在指标。
2005-05-20 astro-ph
Observing the Seyfert 2 nucleus of NGC 1068 with the VLT Interferometer
尘埃环面被认为在确定活动星系核（AGN）的物理特性方面起着至关重要的作用，但由于缺乏高分辨率的中红外成像，对其性质的研究一直停滞不前。最近，在这一领域取得了期待已久的突破：活动星系核附近的NGC 1068是第一个用中红外干涉仪观测的河外天体，从而获得了研究所谓的环面所需的角分辨率。在这一过程中，首先简要回顾活动星系核的研究领域，重点是尘埃环模型。其次，讨论了关键天体NGC 1068的一般性质。第三，提出了一个第一次尝试解释这一数据的背景下，环面模型的红外干涉数据集。第四，提出了附近恒星爆发星系Circinus的核的初步干涉光谱。最后，我们简要地讨论了欧空局的达尔文任务的前景观察附近和遥远的活动星系核。这项任务将允许详细绘制低光度活动星系核的环面图，如红移1 - 2的NGC 1068和红移10及以上的更明亮活动星系核。
2005-07-10 astro-ph
AGN Dusty Tori: II. Observational Implications of Clumpiness
从广泛的辐射传输计算中，我们发现用\No \about 5 - 15尘埃云沿径向赤道线的cluttertorus模型成功地解释了活动星系核的红外观测。这些尘埃具有标准的银河系成分，肉眼可见的单个云光学厚度\tV \about为30 - 100。这些模型自然地解释了观测到的10 \mic硅酸盐特征的行为，特别是在任何类型的活动星系核中缺乏深吸收特征。如果在这些源中\No下降到\about 2或\tV超过\about 100，则可以再现在2型类星体中暂时探测到的弱10 \mic发射特征。云的角分布必须具有软边，例如，高斯分布，径向分布应随$1/r$或$1/r^2$减小。紧凑的环面可以解释所有的观测，与最近的干涉测量证据相一致，即环面的外半径与内半径之比可能小到\about 5 - 10。星团模型可以产生几乎各向同性的红外辐射以及高度各向异性的遮蔽，如观测所需。在统一方案的严格变体中，视角唯一地决定了活动星系核的分类为1型或2型，与此相反，块状意味着它只是一种概率效应;即使从接近赤道面的方向，源也可以显示1型属性。遮蔽源的比例不仅取决于环面的角厚度，而且还取决于云数\No。观测到的这一比例随光度增加而减少的现象可以用环面角厚度或云数的减少来解释，但只有后者才能解释类星体2中可能出现的10 \mic发射特征。
2008-06-03 astro-ph
Properties of dusty tori in AGN: I. The Case of SWIRE/SDSS Quasars
通过比较观测到的SDSS类星体的光谱能量分布和预先计算的环面模型网格，我们得到了活动星系核（AGN）中尘埃环面的性质。观测到的SED包括SDSS测光，2MASS J，H和K数据，以及来自斯皮策广域红外河外（SWIRE）巡天的中红外（MIR）数据。采用的模型是Fritz等人的模型，2006.拟合是通过标准的卡方平方最小化来完成的，然而，只要有必要，模型也可以是多分量的，包括恒星分量和星暴分量。允许低赤道光学厚度的模型，tau_9.7，以及tau_9.7 > 1.0的“传统”模型，对应于A_V > 22，并对结果进行了比较。使用高光学深度环面模型的拟合仅产生比允许所有tau_9.7模型的配置中更致密分布的灰尘。随着离中心的距离，灰尘密度逐渐降低的Tori受到青睐，而对于灰尘密度有或没有角度变化的模型没有明显的偏好。计算的环面的外半径是几十秒差距，但在少数情况下，可以达到几百秒差距。尘埃的质量，M_Dust，和红外光度，L_IR，在1和1000微米之间的波长范围内集成，不显示出显着的变化与红移，一旦观测偏差被考虑在内。70微米的检测对象，代表25%的样品，分别研究和星爆的贡献（无论何时）的红外光度可以达到，在最极端的情况下，但很少的情况下，80%。
2008-06-05 astro-ph
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs
我们比较了三种不同的模型的clusional气体盘，并表明，在银河系中心的环核盘（CND）和一个假定的，几何厚，模糊的环面最好的解释由准稳定的，自引力云的碰撞模型。云的动能是由质量流入获得的，并在云的碰撞中耗散。碰撞产生的粘性在空间平均气体动力学的图片，这将它们连接到角动量传输和质量流入。发现CND和环面具有相同的气体物理性质，云的质量为20 - 50 M_sun，密度接近于潮汐切变破坏的极限。我们表明，透明的CND和一个模糊的环面之间的差异是气体质量和云的速度色散。气体供应的变化和动能的耗散可以将环面转变成类似于CNT的结构，反之亦然。任何大质量的环面都会自然地导致足够高的质量吸积率，以供给发光的活动星系核。对于一个几何上厚的环面，甚至需要相对于中心黑洞的超爱丁顿吸积率来模糊中心的视图。
2003-10-13 astro-ph
A Dipole Vortex Model of Obscuring Tori in Active Galaxy Nuclei
环面是活动星系核（AGN）的一个基本结构成分，这一概念已被普遍接受。在这里，讨论的情况下，当环“扭曲”的辐射或风将其转换成一个偶极环形涡旋，这反过来又可以是一个源的物质补充的吸积盘。因此，新兴的不稳定性，可以负责类星体辐射耀斑伴随着物质爆发进行了讨论。提出了一个能够解释活动星系核变化和演化的模糊涡旋环结构的“Matreshka”方案。在接近爱丁顿极限的光度下，模型参数的数值估计与观测结果吻合得很好。
2007-07-10 astro-ph
Abundance profiles in cooling-core clusters: a fossil record of past AGN-driven convection?
团内等离子体铁丰度的中心峰值是冷却核心星系团的共同特征。这些丰度峰值比产生过量铁的中央最亮星系团（BCG）的恒星具有更宽的轮廓，表明富含金属的等离子体通过某些过程（如湍流扩散）被输送出BCG。与此同时，冷却核心星系团很可能通过喷流、宇宙射线泡和对流被中央活动星系核（AGN）加热。最近的AGN-driven对流模型的Reichran和Rasera预测的湍流速度分布在一个稳定状态的集群中，辐射冷却平衡加热从AGN-driven对流和热传导的组合。我们使用的速度分布作为输入到一个平流/扩散模型中的金属在集群内介质中的运输，采取铁被注入的BCG。我们比较了我们的模型的结果，XMM和钱德拉八个集群的观测。假设一个恒定的湍流水平在一个集群的生命周期，在模型中的湍流速度可以解释所观察到的丰度分布在八个集群中只有五个。然而，我们继续发展一个解析拟合的湍流速度剖面作为AGN功率的函数。然后，我们推导出每个集群的平均AGN功率（在过去的10 Gyr）所需的丰度配置文件相匹配。所需的平均值在10^43和2.10^44 erg/s之间，而目前活动星系核的功率范围要大得多，从6.10^41 erg/s（室女座）到2.10^44 erg/s（长蛇座A）。我们的研究结果表明，活动星系核驱动的对流可以解释所观察到的丰度分布，如果活动星系核的功率在一个集群的寿命之间的室女座和Hydra-A-like值，平均值在上述…
2008-09-01 astro-ph
Physical Conditions in Obscuring Tori and Molecular Accretion Disks, and Are They Really the Same Thing?
活动星系核中遮蔽物质的性质仍然不确定。虽然一些来源，如天鹅座A，显示了几何厚的“环面”的证据，如最初建议的，最近的工作辐射驱动的翘曲不稳定性发现的普林格尔表明，薄，扭曲盘的遮蔽可能在活动星系核中发挥至关重要的作用。
1998-09-11 astro-ph
Towards a physical model of dust tori in Active Galactic Nuclei - Radiative transfer calculations for a hydrostatic torus model
我们探索活动星系核（AGN）的尘埃分子环面的物理自洽模型，目的是解释VLTI观测和拟合高分辨率中红外光谱能量分布（SED）。输入尘埃分布的分析计算通过假设之间的压力流体静力平衡-由于气体云的湍流运动-和重力和离心力的结果的贡献的核恒星分布和中央黑洞。对于一个完整的三维治疗的辐射转移问题，通过环面，我们采用蒙特卡罗代码MC 3D。我们发现，在均匀的尘埃分布所观察到的中红外辐射是主要由内漏斗的环面，即使沿赤道平面观察。因此，尘埃颗粒分布的分层-无论是从大小还是从成分上-都不能忽视。在目前的研究中，我们只包括不同的升华半径的影响，显着改变SED相比，假设一个平均的尘埃颗粒属性与一个共同的升华半径的模型，并抑制硅酸盐排放功能在9.7微米。这样我们就能很好地拟合I型和II型活动星系核的平均SED。我们的特殊对象的高角分辨率观测（小于0.3角秒）的拟合表明，最热的尘埃在NGC 1068达到升华温度，而在低光度AGN Circinus的最高尘埃温度低于1000 K。
2005-05-20 astro-ph
AGN polarization modeling with STOKES
我们介绍了一个新的，公开可用的蒙特卡罗辐射转移代码，STOKES，它已被开发为模型极化诱导散射关闭自由电子和尘埃颗粒。它可以用于广泛的天体物理学应用。在这里，我们应用它来模拟假设存在于活动星系核（AGN）中的赤道遮蔽和散射环所产生的偏振。我们提出了一个弯曲的内部形状和两种不同的尘埃类型的尘埃环面的光学/UV建模：一种组合物再现我们的银河系的消光特性，另一种是来自复合类星体光谱。偏振光谱使我们能够清楚地区分这两种尘埃成分。STOKES代码及其文档可以从http://www.stokes-program.info/免费下载。
2007-01-07 astro-ph
The effect of stellar feedback on the formation and evolution of gas and dust tori in AGN
近年来，活动星系核（AGN）中存在几何厚度的尘埃结构已被中红外干涉技术直接证实。观测结果与一个由一个几何上薄而温暖的中心盘组成的双分量模型一致，该中心盘周围是一个较冷的蓬松环面分量。在探索性的研究中，我们调查一种可能的物理机制，这可能会产生这样的结构，即恒星反馈的影响，从一个年轻的核星团的星际介质的活动星系核的中心。该模型是实现与流体动力学代码TRAMP的帮助下。我们遵循的星际介质的演化，考虑到离散的质量损失和能量喷射由于恒星的过程，以及光学薄辐射冷却。在后处理步骤中，我们借助辐射转移代码MC3D计算可观测量（光谱能量分布和图像）。质量注入、超新星爆炸和辐射冷却之间的相互作用导致了一个由几何上薄但光学上厚且非常湍流的盘组成的双组分结构，该盘位于角动量势垒附近，周围环绕着一个对流结构。后者由冷的长的径向细丝流向磁盘和热的稀薄介质之间，这表明向内和向外定向运动。这个模型是能够重现观察到的中性氢柱密度的塞弗特星系的样本的范围，以及它们之间的关系和强度的硅酸盐10微米的光谱特征。尽管是相当粗糙的，我们的平均塞弗特星系模型甚至能够描述两个中间型塞弗特星系与斯皮策太空望远镜观察到的SED。
2008-11-10 astro-ph
Binary black holes and tori in AGN II. Can stellar winds constitute a dusty torus?
我们确定的性质的恒星环面，我们在以前的文件中显示，结果作为一个产品的两个合并黑洞。如果周围的星团和双星黑洞一样大，那么作用在恒星上的力矩就等于抽取了双星在~10^7年尺度上的所有角动量的一小部分，这样就留下了一个几何上厚的环面。在本文中，我们表明，一定比例的恒星风，形成细长的尾巴的中心辐射压力，这是光学厚的视线与他们对齐。这些恒星的数量足以达到1的覆盖系数，因此完整的环面在光学上是厚的。我们发现，这样一个补丁环面的参数是在正确的范围内，以解释所观察到的大柱密度活动星系核和它们的时间变化的时间尺度上约十年。在这个模型中，BAL类星体可以被解释为在中等倾角下看到的类星体，视线掠过环面的边缘。环的张开角在主要的合并中更宽，因此与中心光度相关。在这幅图中，合并后的黑洞的自旋可能受双星轨道角动量的支配。因此，合并后的黑洞的自旋指向了一个新的方向，因此喷流经历了自旋范式的自旋翻转。这种重新定向可以解释X形射电星系，以及一个新的喷流通过致密对称天体的环境介质的前进。
2002-09-25 astro-ph
Binary black holes and tori in AGN I. Ejection of stars and merging of the binary
大多数星系的中心都有大质量的黑洞（BH），并且在它们的演化过程中与其他星系合并，这是最近的观测所强烈建议的。因此出现了一个黑洞双星（BHB）。考虑到演化的双星时，它已成为硬，在约1 pc的分离的黑洞，我们建议解决两个基本问题，在我们的理解的中心活动的星系：（1）做黑洞实际上合并？(2)BHB的扭矩对周围恒星分布的影响是否有助于解释所有活动星系核周围普遍存在的分子物质环面的存在？虽然第二个问题是后续论文的主题，但我们试图在本文中解决第一个问题。通过求解限制性三体问题的方程组，模拟了一个星团在这种双星势场中的演化过程，得到了如下结果：如果星团的质量与BHB相当，两个BH在大约10^7年后由于低角动量恒星的抛射和最终的引力辐射而合并。在一系列模型中，当M_1固定时，次级BH的质量增加，就会有更大比例的恒星被喷射出去。对于一个更大的集群，合并然后在较小的时间尺度上进行。星系团在中心区域被耗尽，恒星的最终分布呈现出类似圆环的结构，在两个黑洞初始距离的三倍处达到峰值。
2001-08-21 astro-ph
Starbursts and torus evolution in AGN
最近VLT SINFONI对邻近活动星系核的封闭环境（~ 30 pc）的观测表明，经常发现年龄在10 ~ 1.5亿年之间的厚气体环和星暴，将这些观测结果应用于先前建立的星团吸积盘的分析模型，我们提出了星暴和活动星系核相的演化序列。观测到的气体性质告诉我们环的当前状态，而星暴特征则提供了环历史的信息。在所提出的演化中，一个环面会经历3个不同的阶段，这3个阶段是由外部质量吸积速率所决定的。由初始的、短暂的、大量的气体流入开始，一个湍流的、由恒星风驱动的Q~1盘形成，星暴在其中进行。一旦超新星爆炸，云间介质被移除，留下一个巨大的、几何厚度的碰撞盘，其吸积率下降，但仍然很高。当质量吸积率显著降低时，碰撞环变得薄而透明，就像银河系中心的环核盘一样。当有第二次短暂而大量的气体流入时，这种情况可能会发生变化，在这种情况下，环面可能会切换回恒星爆发模式，或者当没有初始的短暂大量气体流入时。到目前为止，所有观察到的环面都是碰撞的和厚的。观测表明，这一阶段可以持续超过1亿年。在这一阶段，环内的质量吸积速率下降缓慢（在1.5亿年内是4倍）。碰撞环面也形成恒星，但与湍流盘相比，效率约为10%。
2008-09-19 astro-ph
Evolution of self-gravitating magnetized disks. I- Axisymmetric simulations
在本文和一个同伴的工作，我们报告的第一个全球性的数值模拟自引力磁化环面，特别是磁旋转不稳定性（MRI）的影响。在这项工作中，文件一，我们限制我们的计算研究的轴对称演变等环面。我们的目标是双重的：（1）研究自引力如何影响盘的整体结构和演化;（2）确定在这种状态下自引力是否能增强湍流密度不均匀性。在非自引力模型中，MRI的线性增长之后是一个湍流阶段，在此期间角动量向外传输。因此，自引力环面迅速发展出一种双重结构，由一个较厚的自引力盘和一个内部较薄的开普勒盘组成，自引力盘的旋转轮廓接近于Mestel盘。我们的研究结果表明，自引力的影响增强密度波动远远小于他们平滑磁盘，并给予它更多的相干性。我们讨论了预期的变化，将发生在3D模拟，其结果在配套文件。
2004-09-16 astro-ph
Search for molecular absorption in the tori of active galactic nuclei
我们描述了一个搜索在毫米波长的分子吸收与尘埃分子环面在活动星系核（AGN）。观测到的样本由11个已知具有红色光学到红外颜色的平谱射电源和两个陡谱窄线射电星系组成。在3-，2-和1.3-毫米波段的频率对应于共同的分子跃迁CO，HCO+，HCN和CS的活动星系核红移的源光谱。在任何来源中均未检测到任何干扰。我们计算了分子吸收中柱密度的上限，使用10 K的激发温度，N（CO）< 10^{15} - 10^{16} cm^-2，相当于N（H）< 10^{19} - 10^{20} cm^-2的氢柱。这些极限值明显低于N（H）\approx（2 - 6）10^{21} cm^-2的值，如果这些源的红色是由于类星体红移处的尘埃吸收造成的，正如韦伯斯特等人（1995）所建议的那样。如果分子跃迁的激发温度高于100 K，则H2柱密度的上限将大于从红色得到的上限。为了解释分子吸收的缺乏，我们得出结论，要么光学消光发生在宿主星系之外（沿着视线），或者分子跃迁的激发温度非常高，或者遮蔽与大量的冷分子气体无关。很有可能来自活动星系核中心源的硬X射线流强到足以使分子发生光离解。
1996-03-16 astro-ph
Thermal Equilibrium Curves and Turbulent Mixing in Keplerian Accretion Disks
我们考虑开普勒吸积盘的垂直热输运，包括辐射，对流和湍流混合的Balbus-Hawley不稳定性驱动的影响，在天文系统，从矮新星（DNe），软X射线瞬变（SXTs），活动星系核（AGN）。我们提出了一个修改后的，各向异性形式的混合长度理论，其中包括辐射和湍流阻尼。我们还包括湍流热输运，它作用于圆盘内的任何地方，无论它们是否稳定分层，并且可以在任何方向上移动熵。我们已经产生了一系列的垂直结构模型和热平衡曲线使用的粘度参数$α$的标度律建议的指数衰减的X射线光度在SXTs。我们还包括使用$α$的DNe平衡曲线，该$α$在小磁雷诺数（$\sim 10^4$）下是恒定的。我们的模型表明，弱对流通常被湍流径向混合消除。当$α$较大时，在热平衡S曲线的不稳定分支上，湍流热输运代替对流更为重要。DNe和SXT盘中的湍流混合显著降低了平衡S曲线上的低温翻转点$Σ_{max}$。然而，在活动星系核盘中，当我们使用$α$的标度律时，对流的标准混合长度理论仍然是一个有用的近似，因为这些盘在相关半径处非常薄。根据以前的工作，我们发现，恒定的$α$模型几乎垂直的S-曲线在$Σ-T$平面，因此意味着非常缓慢，可能振荡，冷却波。
1999-08-16 astro-ph
Torus models for obscuration in type 2 AGN
本文讨论了活动星系核周围尘埃环被遮蔽的星团模型。云-云碰撞导致有效粘性和几何厚的吸积盘，它具有环面所需的性质。中心黑洞和星团的引力势的联合吸积产生了自由能，这些自由能在碰撞中耗散，并保持了环面的厚度。本文给出了NGC 1068原型Seyfert 2核中环面的定量处理和环面近红外再发射的辐射转移计算。
2004-10-15 astro-ph
Can the Formation of X-ray Obscuring Tori and Jets in Active Galaxies be Determined by One Parameter?
当初始内核与黑洞质量比为$\gsim 50$时，在活动星系核的内部$\siml 10$ pc核中可以形成一个减小的差旋环面，导致密度增强，这可以解释塞弗茨星系中X射线的遮蔽。同样的密度增强和差分旋转的减少也可以导致极向场的发电机增长，当吸积到中央发动机上时，极向场达到$\sim 10^4$ G级。由于射电喷流模型经常采用极向场作为提取动力的喷流亮度的代理人，我们建议，喷射活动星系核可能需要这种极向场生产。虽然极向场最初会产生在模糊环面中，但喷射物体不太可能有模糊环面：极向场只会在它与环面物质附积到中央引擎后才有助于为喷流发射提供动力。因此，只有在相对较短的环面吸积时间尺度内，才可能同时存在喷流和环面。
1996-01-24 astro-ph
Molecular gas structure around an AGN with nuclear starburst: 3-D Non-LTE calculations of CO lines
我们已经进行了三维，非LTE辐射转移计算12 CO和13 CO线，将它们应用到我们的高分辨率流体动力学模型的“环面”周围的SMBH在活动星系核。流体动力学模拟揭示了在亚pc尺度上的环核星暴区的不均匀和湍流气体结构。由于超新星的能量反馈、气体的自引力、星系旋转和辐射冷却之间的相互作用，自然形成了由细丝、团块和洞交织而成的厚盘。环核盘分子谱线的强度图显示了团簇结构，反映了气体盘的内在不均匀性和湍流运动。利用ALMA可以分辨出附近活动星系中的“环面”的精细结构。我们还发现，X-因子是不均匀分布在中央100 pc区域。对于12 CO（J=1-0）强度导出的X因子强烈地依赖于强度，而对于12 CO（3-2）的X在强度的两个数量级上几乎是恒定的。建议的气体分子质量换算因子为X_CO（3-2）~ 0.27 x 10^{20} cm^{-2}（K km s^{-1}）^{-1}。
2004-10-11 astro-ph
Formation of Turbulent Cones in Accretion Disk Outflows and Application to Broad Line Regions of Active Galactic Nuclei
本文研究了受中心辐射力作用时，从吸积盘风到云形成的稳定性。对于Keplerian或更平坦的垂直发射速度剖面并且存在显着的辐射压力，风流流线在锥形层中交叉。我们认为，这些地区是高度不稳定的，是自然的超音速湍流，因此，密度压缩的网站。我们认为，结合热不稳定性，这些都将合谋产生云。这样的云可以在动态平衡中存在，不断地消散和重组。只要存在风的内截断半径，我们的模型就呈现出与Elvis（2000）对活动星系核（AGN）宽线区（BLR）所推断的类似的双锥结构。我们的结果也适用于其他盘风系统。
2002-01-24 astro-ph
Three-dimensional radiative transfer models of clumpy tori in Seyfert galaxies
活动星系核的环面是由冷热气体和尘埃的混合物组成的。为了保护尘埃颗粒不被热气体和吸积盘的高能辐射破坏，通常假定尘埃分布在云中。在我们新的活动星系核尘埃环的三维模型中，通过考虑相应连续模型的尘埃密度分布，将环模拟为楔形盘，其中尘埃云随机分布。我们特别集中在clusified和连续模型之间的差异，在温度分布，表面亮度分布和干涉vibrations，以及光谱能量分布。为此，我们采用辐射转移计算的帮助下，三维蒙特卡罗代码MC 3D。在第二步中，从模拟的表面亮度分布计算出干涉测量的亮度，这可以直接与使用干涉测量仪器的观测结果进行比较。团簇模型的径向温度分布具有显着增强的分散性相比，连续的情况下。即使在很远的地方，云也能被中心的吸积盘直接加热。硅酸盐10微米特征在吸收或发射中的存在敏感地取决于圆环最内部的云的分布、大小和光学深度，这是由于那里的云的阴影效应。这就解释了clujetori以前的建模工作的失败和成功。在我们的clusius标准模型的参数适应的情况下，Seyfert 2 Circinus星系，它可以定性地解释最近的中红外干涉观测进行的ESTA，以及高分辨率的光谱数据。
2008-02-19 astro-ph
Three-Dimensional Relativistic MHD Simulations of the Kelvin-Helmholtz Instability: Magnetic Field Amplification by a Turbulent Dynamo
相对论外流（包括伽马射线暴（GRB）和活动星系核（AGN））的磁场强度比天真地预期的要大几个数量级。我们提出了三维相对论磁流体力学（MHD）模拟演示放大和饱和的磁场的宏观湍流发电机触发的开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性。我们发现，由于不稳定性的非线性发展导致的湍流速度场的场线的拉伸和折叠，电磁能量的快速增长。利用伽玛暴内震和余辉晚期的相关条件，我们得到了电磁能部分对$ε_B \sim 5 \times 10^{-3}$的放大。该值在剪切消散后缓慢衰减，并且似乎在很大程度上与初始场强无关。发电机运行所需的条件是存在速度剪切和一些种子磁化，这两者都是常见的。我们还发现，湍流动能频谱的情况下研究服从Kolmogorov的5/3定律，电磁能谱基本上是平坦的，在小尺度的电磁能量的大部分。
2009-01-05 astro-ph
