Magnetized Accretion Inside the Marginally Stable Orbit around a Black Hole
定性参数表明，磁场的能量密度的物质吸积到一个黑洞内的边缘稳定轨道的吸积流的静止质量能量密度自动可比。以下是几个后果：磁效应在动力学上必须是显著的，但不能强到占主导地位;阿尔芬波中向外的能量传输可能改变能量释放的有效效率;该区域的垂直磁应力可能有助于“日冕”活动。
1999-02-18 astro-ph
Making black holes visible: accretion, radiation, and jets
随着吸积盘的基本应力机制-由磁旋转不稳定性驱动的相关MHD湍流-的确定，已经有可能在充分理解的物理学基础上对吸积盘动力学进行数值模拟。本文报告了牛顿三维剪切箱和广义相对论全球圆盘MHD模拟结果的抽样。除其他外，这些模拟表明：与长期持有的假设相反，应力在黑洞周围的边缘稳定和暴跌区域是连续的，因此旋转的黑洞可以通过电磁方式向周围物质提供大量的角动量;吸积盘的上层主要由磁压支撑，可能导致有趣的偏离当地的黑体发射光谱;和最初的本地磁场吸积流可以，在某些情况下，自发地产生大规模的领域，连接旋转黑洞到无穷大，并调解强相对论射流。
2007-09-10 astro-ph
Where is the Radiation Edge in Magnetized Black Hole Accretion discs?
对黑洞吸积的广义相对论（GR）磁流体动力学（MHD）模拟发现，在最内层稳定圆形轨道（ISCO）附近和内部存在显著的磁应力，这表明这种流的辐射方式可能与标准模型的预测明显不同，标准模型假设该区域没有应力。我们提供的估计如何现象学有趣的参数，如“辐射边缘”，光盘的最内环，大量的热辐射逃逸到无穷远，可能会改变应力附近的ISCO。这些估计是基于大量的三维GRMHD模拟结合GR射线追踪的数据。对于缓慢旋转的黑洞（$a/M<0.9$），辐射边缘位于标准模型预测的范围内，特别是当系统以高倾角观察时。对于旋转更快的黑洞，对比度更小。在固定的总光度下，吸积流的特征温度比标准模型预测的增加了$1.2-2.4$倍，而在固定的质量吸积率下，吸积光度也相应地增加，增加幅度从百分之几十到一阶。当所有这些考虑结合在一起时，我们发现，对于固定的黑洞质量、光度和倾角，由于耗散轮廓的不确定性，我们对到达遥远观测者的辐射的特征温度的不确定性（大约是3倍）是{ \it更大}的不确定性，由于完全缺乏知识的黑洞的自旋（约为2倍），而且基于无应力内边界条件的尾旋估算值为$a/M$提供了一个上限。
2008-07-08 astro-ph
On the limit cycle instability in magnetized accretion discs
在过去十年中积累的观测证据表明，X射线双星中的吸积盘是粘性稳定的，除非它们的吸积非常接近爱丁顿极限。这与最基本的标准吸积盘理论是不一致的，但可以通过使吸积盘更冷从而不受辐射压力支配来解释，或者通过更复杂的粘性定律来解释。在这里，我们认为，后者是发生在实践中，稳定性分析的基础上，假设磁旋转不稳定性（MRI）负责产生的磁盘内的湍流应力也是一个磁主导的电晕源。我们表明，观测稳定盘在高/软态的黑洞双星，一方面，和强可变微类星体GRS 1915+105的其他，如果圆盘内的磁湍流应力与气体和总压的几何平均值成比例，（粘度参数）具有几倍于10^{-2}的值。对亮活动星系核的意义也作了简要的讨论
2006-07-27 astro-ph
Evolution of self-gravitating magnetized disks. II- Interaction between MHD turbulence and gravitational instabilities
本文采用绝热状态方程对自引力弱磁化圆盘的三维磁流体动力学（MHD）演化进行了数值模拟。这样的圆盘受到磁旋转和引力不稳定性的发展，向外传输角动量。在以前的研究中，我们的流体动力学模拟显示了强大的m=2螺旋结构的增长。这种螺旋扰动驱使物质向中心物体移动，当图姆雷参数Q增加到大于1时，这种螺旋扰动就消失了。当也存在弱磁场时，磁旋转不稳定性增长并导致湍流。在这种情况下，重力应力张量的强度与流体动力学运行相比降低了约2倍，并周期性地振荡，在其最小值时达到非常小的值。我们将这种行为归因于第二螺旋模式的存在，该模式具有比在流体动力学模拟中占主导地位的模式更高的模式速度。它显然是由与MHD湍流有关的高频运动激发的。这两个螺旋模式之间的非线性耦合产生应力张量，该应力张量以每个模式的频率的组合的频率振荡。因此，MHD湍流和引力不稳定性之间的这种相互作用导致中心物体上的质量吸积率较小。
2004-09-16 astro-ph
The fundamental difference between shear alpha viscosity and turbulent magnetorotational stresses
数值模拟的湍流，磁化，差分旋转的磁旋转不稳定性驱动的流动通常被用来计算的有效值的α粘度的吸积盘的分析模型中调用。在本文中，我们使用各种动力学模型的湍流磁流体力学应力，以及剪切盒的数值模拟，表明在MRI驱动的吸积盘的角动量输运不能描述的剪切粘度的标准模型。特别是，我们证明了湍流磁旋转应力不是线性比例的本地剪切和消失相同的角速度配置文件，向外增加。
2008-02-18 astro-ph
An Accretion-Ejection Instability in magnetized disks
我们提出了一个不稳定性发生在磁盘的内部由一个中等强度的垂直（极向）磁场线程。它的机制是这样的，盘中的螺旋密度波，由磁应力驱动（而不是像银河螺旋那样的自引力），通过与它在其共转半径处产生的罗斯比涡旋交换角动量而变得不稳定。这种角动量然后可以作为阿尔芬波向盘的日冕发射，从而作为吸积过程的一个要素，为风或喷流提供能量源。作为星系螺旋，这种不稳定性形成低方位波数，站立的螺旋图案，这可能提供了一个解释低质量X射线双星低频QPO。
1999-07-20 astro-ph
Anisotropic Pressures in Very Dense Magnetized Matter
讨论了量子系统中由于外加磁场引起的空间对称性破缺所引起的各向异性压力问题。考虑了外场的能量守恒和动量守恒以及在量子统计中提供边界条件的系统的作用。本文证明了在朗道基态中，正负电子系统的平均横动量为零，这意味着系统的横压为零。对中子情况和奇异夸克物质（SQM）在$β$ -平衡中的情况也作了简要的讨论.本文还讨论了外场中的热力学关系以及量子相对论介质中应力张量的形式。简要讨论了铁磁对称性破缺。
2007-11-06 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
Deformation of relativistic magnetized stars
考虑球形恒星对磁场的扰动，我们用公式表示了相对论性恒星在磁场应力作用下的形变。计算了一些恒星模型的偶极磁场椭圆率。我们发现，在磁能与引力能的能量比相同的情况下，随着相对论因子的增加，椭圆率变大。
1999-10-12 astro-ph gr-qc
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
Global MHD Simulation of the Inner Accretion Disk in a Pseudo-Newtonian Potential
我们提出了一个详细的三维磁流体动力学（MHD）模拟描述吸积到一个黑洞盘的内部区域。为了避免广义相对论技术上的复杂性，动力学被处理在牛顿的方式使用伪牛顿Paczenski-Wiita势。由于角动量输运，这是由磁旋转不稳定性产生的MHD湍流自然产生的磁盘的演变。我们发现，由此产生的应力是连续的边缘稳定的轨道，在矛盾的广泛持有的假设，应力应该为零。因此，吸积到黑洞中的物质的比角动量小于在边缘稳定轨道上的比角动量。圆盘在空间和时间上几乎在每一个量上都表现出巨大的波动。特别是，应力压力比（当地模拟的Shakura-Sunyaev $α$参数）表现出系统的梯度和大的波动;从$\sim 10^{-2}$在磁盘中平面在大半径，它上升到$\sim 10$都在几个气体密度scaleheights以上的平面在大半径，以及近中平面内的暴跌区域。驱动部分由大振幅波激发附近的边缘稳定的轨道，无论是质量吸积率和综合应力表现出大的波动，其傅立叶功率谱是平滑的“红色”幂律伸展在几个数量级的时间尺度。
2000-09-28 astro-ph
Extending the Shakura-Sunyaev approach to a strongly magnetized accretion disc model
我们发展了一个由湍流磁场的磁压支撑的薄湍流吸积盘模型。当盘中的湍流动能和磁能密度大于热能密度时，这适用。这种光盘是否在自然界中生存或不仍然有待确定，但在这里，我们只是证明了自洽的解决方案存在时，α处方的粘性应力，类似于原来的Shakura-Sunyaev模型，使用。我们表明，α \sim 1的强磁化的情况下，我们计算的径向结构和发射光谱时，它是光学厚的制度。强磁化光学厚盘可以适用于爱丁顿光度< 10^{-2}的天体的整个盘半径范围，也可以适用于更高光度源的盘外部。在磁压等于热压或辐射压的极限下，强磁化圆盘模型转化为α=1的Shakura-Sunyaev模型.我们的模型产生的光谱与标准的Shakura-Sunyaev模型非常相似。在我们的比较研究中，我们还发现了Shakura和Sunyaev（1973）的光谱计算中的一个小差异。
2003-06-16 astro-ph
Evolution of Unmagnetized and Magnetized Shear Layers
我们提出了数值模拟的Kelvin-Helmholtz不稳定性的增长和饱和的可压缩流体层与弱磁场。在没有磁场的情况下，不稳定性会产生单个涡流，使速度分布变平，从而使其稳定，免受进一步的扰动。添加弱磁场-弱的意义上说，它几乎没有对线性不稳定性的影响-导致由MHD力驱动的复杂的流动形态，并由于Maxwell应力而增强层的加宽。我们证实了早期的研究表明，磁场破坏的大规模的涡流结构，通过周期性循环的windup和电阻衰减，但我们表明，衰减率随等离子体电阻率降低，至少在我们的模拟访问的电阻率范围内。磁化增加了动量传输的效率，并且传输随着电阻率的降低而增加。
2008-02-18 astro-ph
The Parker-Shearing instability in azimuthaly magnetized discs
为了研究Parker不稳定性和剪切不稳定性的演化和相互作用，我们描述了磁浮力和差动旋转对嵌入在纯方位磁场中的等温气体圆盘的影响。这两种不稳定性都发生在色散关系的慢MHD分支上，并且可以影响相同的波。我们把重点放在慢磁流体力学波的自然偏振特性，以获得更好的理解所涉及的物理。对剪切失稳的机理进行了详细的描述。波的垂直波长短于盘的刻度高度的帕克和瞬态剪切不稳定性。它们出现在不同的径向波数范围内，\ie出现在剪切演化的不同时间;这些范围可以重叠，或者相反，根据差异旋转的强度，被波状振荡的相位分开。我们的结果可以应用于银河系和吸积盘。
1995-02-08 astro-ph
Viscous Shear Instability in Weakly Magnetized, Dilute Plasmas
当离子平均自由程大大超过等离子体中的拉莫尔半径时，粘性应力张量会发生显著变化，并且仅取决于沿场线测量的量。这种状态对应于星系和原星系中典型的星际介质条件，即使磁场非常弱，在所有感兴趣的尺度上都具有可忽略的洛伦兹力。在这项工作中，磁场的唯一作用是引导角动量沿其力线传输。我们表明，在这样的气体中的差分旋转是非常不稳定的，最大的增长率超过了磁旋转不稳定性。感兴趣的制度已被处理先前通过等离子体动力学方法。在有重叠的地方，我们的工作似乎与动力学结果一致。这种不稳定性的非线性结果很可能是一个湍流过程，显着增强磁旋转的不稳定性，重要的初始阶段的小银河磁场的放大。
2004-08-12 astro-ph
Magnetar giant flares and afterglows as relativistic magnetized explosions
我们认为软伽马射线中继站上的巨型耀斑产生相对论性的、强磁化的、弱重子负载的磁云，有点类似于太阳日冕物质抛射（CME）事件。耀斑是由内部非势能磁场的解旋驱动的，这导致了中子星外部磁能的缓慢积累。对于大磁层电流，对应于外部磁场的大扭曲，磁层变得动态不稳定的内磁层的\Alfven交叉时间尺度，$t_A \sim R_{NS}/c \sim 30 μ$秒。释放的磁能导致形成一个强磁化的、成对加载的、准球形膨胀的通量绳，在瞬发耀斑发射期间通过磁场拓扑连接到中子星。磁应力的束缚磁通绳导致晚准直的膨胀，在时间尺度上长于巨大的耀斑持续时间。膨胀磁云的相对论性整体运动与视线（远离观测者）成一个角度$θ\sim 135^\circ$，在爆发后大约一周的第一次射电观测中，导致了一个强烈的非球形前向激波，并具有观测到的非相对论性表观膨胀和整体运动速度$β_{app} \sim \cot θ/2 \sim 0.4 $。与风冲击ISM壳层的相互作用，然后与未受冲击的ISM壳层的相互作用导致在耀斑发生后约一个月减速到非相对论速度。
2005-11-25 astro-ph
Simulations of accretion flows crossing the last stable orbit
我们使用三维磁流体动力学模拟，在一个伪牛顿势，研究几何薄吸积盘流穿越边缘稳定的圆形轨道周围的黑洞。我们专注于垂直非分层和等温磁盘模型，但也考虑一个模型，包括分层。在所有的情况下，我们发现，声波点就在最后一个稳定的轨道内，相对于热能，观测到的磁场能量的重要性略有增加。的时间平均梯度的特定的角动量的流量，（dl/dr），是接近于零的边缘稳定的轨道内，尽管存在大的波动和持续的磁应力的暴跌区域。比角动量在最后稳定轨道内为常数的结果与传统的圆盘模型在最后稳定轨道上使用零力矩边界条件计算的结果基本一致。
2000-10-11 astro-ph
Where is the Inner Edge of an Accretion Disk Around a Black Hole?
黑洞周围吸积盘的“内缘”是什么意思，取决于定义内缘的性质。我们讨论了四个这样的定义，使用最近的高分辨率数值模拟的数据。这些是：“湍流边缘”，在这里通量冻结在确定磁场结构方面变得比湍流更重要;“应力边缘”，在这里俯冲物质与外部吸积流失去动力学接触;“反射边缘”，能够产生显著X射线反射特征的最小半径;以及“辐射边缘”，在最里面的地方，从那里出现显著的亮度。所有这些边缘都依赖于吸积速率，并且是非轴对称的和随时间变化的。虽然所有这些都位于边缘稳定轨道附近，但可能会发生显著的位移，并且将盘边缘精确地放在这一点上的数据解释可能会产生误导。如果观测结果要成功地用作强引力中吸积的诊断，那么用来解释它们的模型必须仔细考虑这些区别。
2002-03-18 astro-ph
Kinetic and Structural Evolution of Self-gravitating, Magnetized Clouds: 2.5-Dimensional Simulations of Decaying Turbulence
银河系的分子组成部分是由湍流的磁化云组成的，其中许多云是自引力的，并形成恒星。为了了解这些云的演变可能取决于它们的湍流水平，平均磁化强度和自引力程度，我们进行了2.5维直接数值MHD模拟的调查。我们的两个独立的调查参数使我们能够模拟云，无论是满足或失败的条件，磁牛仔裤的稳定性和磁临界。我们的第三个测量参数允许我们启动亚阿尔夫文振幅或超阿尔夫文振幅的湍流。我们评估每个云模型成为引力约束的时间，并测量每个模型的动能损失超过流体流交叉时间。我们比较密度和磁场结构形态的演变，并量化的内部应力产生的密度对比度的差异，不同的平均磁化模型。我们发现，（c_s/v_A）^2和L/L_Jeans的值，而不是初始的马赫数v/c_s，决定了云的引力束缚和坍缩的时间。我们发现，与以前的一些预期相反，小于两个不同的磁场强度模型的湍流衰减时间之间的差异的一个因素。在所有模型中，我们发现湍流放大的磁场强度，与湍流的磁场能量之间的25-60%的湍流动能后，一个流交叉时间。我们发现，对于非自引力演化阶段，质量平均密度对比幅度<log（ρ/ \bar ρ）>在0.2-0.5的范围内;我们注意到，只有更强磁化的模型似乎与银河系GMC中推断的团/团间密度对比的估计一致。
1998-10-20 astro-ph
Quaking Neutron Stars
引力、磁力和超流力会对演化中的中子星的外壳产生压力。地壳在这些应力下的破裂可能会影响恒星的自旋演化并产生高能辐射。我们研究了自旋下降的磁化中子星地壳中应变的增长，并研究了地壳破裂（{ \em星震}）的起源。在前期工作中（Link，Franco & Epstein 1998），我们研究了一个中子星的均匀模型。在这里，我们扩展这项工作，考虑一个更现实的模型，一个固体，均匀的地壳漂浮在液体核心。在天体物理学的兴趣的限制，我们的新结果定性同意从更简单的模型：在旋转赤道剪切应力下的恒星地壳断裂，物质移动到更高的纬度和恒星的扁率降低。磁应力有利于指向磁极的断层。因此，我们之前关于恒星自旋响应的结论仍然成立;即，物质的不对称再分配激发阻尼进动，最终可能导致自旋下降扭矩的增加。与故障相关的星震可以解释在至少三个恒星中观测到的周期导数中的永久{ \em偏移}。
1999-11-06 astro-ph
The Propagation of Magneto-Centrifugally Launched Jets: I
我们提出了模拟的磁化射流的传播。这项工作不同于以往的研究中，来自磁离心发射的分析模型的射流的状态变量的横截面分布。源是一个磁化的转子，其属性被指定为边界条件。这些模拟中的射流比以前工作中使用的“顶帽”等密度剖面复杂得多。我们发现，密度和磁场分层（半径）的射流导致新的行为，包括从低密度衣领的内部射流核心的分离。我们发现这种{ \it射流内的射流}结构，以及磁应力，导致在以前的模拟研究中没有观察到的传播行为。我们的方法使我们能够比较MHD射流从不同类型的来源，其属性最终可以从传播射流的行为。
2000-03-03 astro-ph
The variability of accretion onto Schwarzschild black holes from turbulent magnetized discs
我们使用全球磁流体动力学模拟，在一个伪牛顿的潜力，调查周围的史瓦西黑洞吸积盘的时间变化。我们使用的垂直平均磁应力在模拟光盘作为代理的休息帧耗散，并计算观察到的发射折叠通过传递函数描述的相对论光束，光弯曲和非旋转黑洞附近的时间延迟。预测的来自盘中各个环的发射的时间功率谱由破幂定律描述，高频指数为-3.5，低频指数为0至-1。在圆盘上积分，功率谱近似为指数为-2的单一幂律。增加倾角会提高相对功率，其频率约为边缘稳定轨道的轨道频率的0.3倍，但没有证据表明光变曲线中存在尖锐的准周期振荡。假设荧光铁线发射局部跟踪的连续通量，我们计算模拟宽铁线配置文件。我们发现，相对论光束的非轴对称的发射轮廓，诱导的湍流，产生高振幅的变化，在铁线的轮廓。我们表明，这种子结构内的广泛的铁线轮廓可以生存平均超过一些轨道周期，并讨论了异常的X射线光谱特征的起源，最近报道的Turner等。（2002年）的塞弗特星系NGC 3516，在湍流盘模型的背景下。
2003-02-13 astro-ph
Black Hole Accretion Disks On The Edge
本文研究了非旋转黑洞周围流体动力磁化近开普勒气体吸积盘在经典边缘稳定轨道附近（半径~ R_ms）的局部轴对称稳定性。采用近似的Paczynski-Wiita拟牛顿势。由于有限压力和径向分层效应，流体动力盘在一个与经典R_ms值略有不同的半径内是线性不稳定的。与不稳定流体动力学模式相关的线性应力在边缘稳定性半径处恰好消失，并且在该半径内通常为正。然而，当引入磁场时，由于到处都存在线性不稳定的磁旋转模式，所以边缘稳定性半径的概念在很大程度上变得无关紧要。相关的线性应力是积极的和连续的整个区域的流体动力学的边缘稳定性，即使是大规模的“类水”模式仅受弱磁张力。这一结论适用于任意薄的圆盘（在理想磁流体力学中），并且不需要大尺度的“径向连接”磁场。在深相对论势阱中捕获的流体动力盘震模式的结果应加以修正，以解释磁化盘中惯性重力波的短波长Alfven-like行为。
2003-06-20 astro-ph gr-qc
Magnetorotational collapse of massive stellar cores to neutron stars: Simulations in full general relativity
我们研究了磁化、旋转的大质量恒星核坍缩成原中子星过程中的磁流体动力学（MHD）效应。我们在完全广义相对论中用混合状态方程进行轴对称数值模拟。PNS的形成和早期演化之后是2500 x 2500区域的网格，这提供了比以前（牛顿）研究更好的分辨率。我们证实，显着的差分旋转结果，即使当旋转的祖先最初是均匀的。因此，磁场被磁绕组和磁旋转不稳定性（MRI）放大。即使在PNS形成时磁能E_EM远小于旋转动能T_rot，通过磁绕组，比值E_EM/T_rot也增加到0.1-0.2。在PNS形成之后，MHD流出导致系统的静止质量、能量和角动量的损失。最早的流出主要是由磁绕组引起的磁应力增加而产生的。MRI放大了极向场并增加了磁应力，导致进一步的角动量传输并有助于驱动外流。当磁场饱和后，在旋转轴附近形成一个近似稳定的平行磁场，并沿磁力线发展出Blandford-Payne型外流。这些流出以由\dot{J} \sim ηE_EM C_B给出的速率从PNS去除角动量，其中η是0.1阶常数，C_B是极向场与环向场强度的典型比率。结果，对于强磁化的PNS，旋转周期迅速增加，直到差旋转的程度减小。我们的模拟表明，快速旋转，磁化的PNS可能不会引起快速旋转的中子星。
2006-10-27 astro-ph gr-qc
Formation of a Proto-Quasar from Accretion Flows in a Halo
我们提出了一个详细的模型，在星系中心的大质量物体的形成。超新星加热的影响和气体损失的条件进行了重新审视。气体的逃逸时间与冷却时间进行比较，这提供了先前未考虑的附加条件。它的后果允许的质量范围内的晕计算。它表明，足够的气体被保留，形成大规模的暗天体和类星体，即使是中等质量的晕，但预计在低红移下降。随后，一个气体盘形成的径向范围为一个~kpc，旋转的潮汐扭矩和磁场强度为$10-100 μG$的超新星场磁化。在一个模型中的自相似吸积流在最初占主导地位的晕，它示出，对于典型的晕参数，约$10^8 M_\odot$吸积通过小磁应力（或者由自引力引起的不稳定性或α粘度）在$10^8$年到一个紧凑的区域。一个模型的自引力演化的紧凑的磁化磁盘，这是相关的磁盘质量的一个显着的分数下降时，提出，它有一个快速崩溃的时间尺度为一百万年。两个磁盘的解决方案，一个吸积在施加晕势和其他自引力盘，在这里得到的，具有普遍的效用，并可以适应其他情况下，如原恒星盘以及。
2001-10-28 astro-ph
Accretion disks around black holes with account of magnetic fields
吸积盘是在年轻恒星、激变变星、双星X射线源等天体中观测到的。吸积盘理论最初是作为一种局部热平衡理论发展起来的，其中粘性加热产生的全部能量都发射到盘的侧面。这一理论的重要部分是湍流粘性的唯象处理，称为“α”处方，其中应力张量的$(r ϕ)$分量与压力联系为$αP$。讨论了吸积盘中湍流的来源，包括流体动力学湍流、对流和磁场的作用。光学薄的解决方案和平流盘被认为是。本文讨论了磁化吸积盘的质量喷射和喷流形成的有关问题。
2004-06-21 astro-ph
Mean-Field Magnetohydrodynamics of Accretion Disks
我们考虑了磁场被星际介质的引力坍缩所吸引的圆盘中的吸积过程。在系统中有两个扩散过程：（1）由湍流和磁应力产生的“粘性”力矩，以及（2）由电流的不完全传导引起的相对于磁通量的质量的“电阻性”重新分布。在稳定状态下，两种漂移率之间的自洽性要求湍流粘性系数和湍流电阻率之间存在关系。忽略任何与恒星磁层的相互作用，我们解决了一个磁化磁盘下的质点的引力和线程的磁通量与计算一致的恒星形成磁化引力坍缩的稳态方程。我们的模型平均场方程有一个精确的解析解，对应于磁稀释开普勒旋转的中心质点。该解决方案产生的磁场的强度和表面密度的径向位置的函数，在磁盘和它们的连接与偏离纯开普勒旋转的代表性情况。我们比较的预测理论与现有的观测有关金牛座T星，FU猎户座恒星，低质量和高质量的原恒星。最后，我们推测了年轻恒星周围的吸积盘的高态和低态的物理原因。本研究的一个重要结果是湍流粘性和湍流电阻率的解析表达式的物理推导。
2007-05-03 astro-ph
Disk-Jet Coupling in Black Hole Accretion Systems II: Force-Free Electrodynamical Models
在第一篇论文中，我们表明，时间相关的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）的吸积盘的数值模型，虽然是高度湍流，有令人惊讶的简单的电磁特性。特别地，盘中的环形电流密度采用$dI_ϕ/dr \propto r^{-5/4}$的形式。在这种简单性的指导下，我们使用时间相关的广义相对论无力电动力学（GRFFE）代码来研究一个理想化的问题，其中的吸积盘被替换为一个无限薄的旋转赤道电流片。我们考虑了$r^{-5/4}$电流分布和$r^{-1}$分布，后者对应于Blandford & Znajek（1977）的抛物面模型。我们用$r^{-5/4}$电流片获得的无力磁层与GRMHD数值模型中看到的坡印廷主导喷流非常匹配。通过比较，非旋转的无力模型研究论文I，旋转被认为是导致轻微的decallimation的射流表明，环向应力几乎抵消离心力。为了研究GRMHD数值模式中日冕和盘风的产生以及破坏日冕中有序场的过程，将具有$r^{-5/4}$电流分布的无力场嵌入吸积盘中，并进行GRMHD模拟.重联和磁应力有助于磁化，热风没有一个有序的援助领域线程磁盘。
2006-11-14 astro-ph
The Dynamical Structure of Nonradiative Black Hole Accretion Flows
我们分析了三维磁流体动力学（MHD）模拟的无辐射吸积流周围的黑洞使用的伪牛顿势。流动起源于最初以100重力（史瓦西）半径为中心的环面。吸积是由磁旋转不稳定性自洽产生的湍流应力驱动的。由此产生的流动有三个明确的动力学组成部分：一个热，厚，旋转为主的开普勒磁盘;周围的磁化日冕与有力的流通和流出;和磁约束射流沿离心漏斗壁。在10个引力半径内，盘变得非常热，更环形，并且高度间歇。这些结果与准球形，自相似粘性模型形成鲜明对比。包括电阻加热的模拟和不包括电阻加热的模拟之间没有显著的动态差异。最后，我们推导出我们的解决方案的一些简单的辐射性质，并将结果应用到吸积动力银河系中心源Sgr A*。
2002-03-19 astro-ph
ROTATING NEUTRON STAR MODELS WITH MAGNETIC FIELD
我们给出了描述具有磁场的快速旋转中子星的耦合爱因斯坦-麦克斯韦方程组的第一个数值解。这些解是完全相对论性和自洽的，所有的电磁场对恒星平衡的影响（洛伦兹力，电磁应力-能量产生的时空曲率）都被考虑在内。磁场是轴对称和极向的。采用了五个稠密物质状态方程。偏微分方程系统集成的伪谱方法。给出了数字编码通过的各种测试。然后研究了磁场对中子星结构的影响，特别是对重子数相同的磁化和非磁化组态进行了比较。由磁场引起的恒星变形只有在B值很大（B>10^{10} T）时才重要。最大质量以及最大旋转速度被发现与磁场增加。最大允许极向磁场是10^{14} T（10^{18} G）的数量级，当磁压力与恒星中心的流体压力相当时达到。对于这样的值，发现中子星的最大质量相对于非磁化星的最大质量增加了13%至29%（取决于状态方程）。
1995-03-25 astro-ph gr-qc
Precession of Magnetically Driven Warped Disks and Low-Frequency QPOs in Low-Mass X-Ray Binaries
旋转磁化恒星周围的吸积盘受到磁转矩的作用，引起盘的翘曲和进动。这些扭矩来自恒星场和圆盘上的感应表面电流之间的相互作用。将这些新效应应用于低质量X射线双星中的弱磁化（$B\sim 10^7-10^9$ G）中子星，研究了相对论标架拖曳、中子星扁率引起的经典旋进和磁矩共同影响下的盘的整体流体动力学翘曲/旋进模式.在相当一般的条件下，磁翘曲力矩可以克服“Bardeen-Petterson”粘性阻尼，使模态增长。这些模式被限制在磁盘的内部区域，并具有接近于Lense-Thirring频率、经典进动频率和在磁盘内半径$r_{in}$处评估的磁驱动进动频率之和的频率。随着$\dot M$增加，模式频率相对于$r_{in}$处的总进动频率减小，因为模式由于与大的$\dot M$相关的粘性应力增加而较少集中在$r_{in}$周围。由于这一点，并且由于磁驱动进动是逆行的并且强烈地依赖于$\dot M$，模式频率可以具有对$\dot M$的非单调依赖性。这可以解释在低质量X射线双星中低频（10- 60 Hz）准周期振荡（LQPO）的几个观察到的特征，否则难以解释，例如LQPO频率- $\dot M$相关性或LQPO频率-kHz QPO频率相关性中的平坦化/翻转（例如，在GX 17+2中可以清楚地看到）。
2001-09-05 astro-ph
Eddington limit and radiative transfer in highly inhomogeneous atmospheres
辐射主导的吸积盘很可能受到"光子泡“不稳定性的影响，这可能导致在比盘尺度高度短得多的尺度上的强密度不均匀性。这样的磁盘-以及磁化的，辐射占主导地位的大气-可以辐射远高于爱丁顿极限而不被破坏。当密度对比度在光子平均自由程的量级上变得很大时，辐射转移不能用标准扩散近似或现有的通量限制扩散公式来充分描述。使用分析和蒙特卡罗技术，我们认为辐射和散射为主的大气层内的强密度梯度的影响。我们发现辐射粘性--也就是说，辐射应力张量的非对角元素对这种条件下的辐射转移有重要影响。我们比较分析和数值计算结果在一个平面平行的密度波结构的特定情况下，并计算由于大气的孔隙度爱丁顿增强因子。我们的结果可用于研究二维或三维辐射主导的吸积盘中辐射力与密度不均匀性之间的动力学耦合。
2002-11-25 astro-ph
Magnetorotationally-Driven Galactic Turbulence and the Formation of Giant Molecular Clouds
使用本地的三维MHD模拟，我们调查的方式与磁旋转不稳定性（MRI）的星系湍流可能会影响GMCs的形成和属性。我们的圆盘模型是垂直分层的，并受到均匀剪切。初始磁场很弱，而且是纯垂直的。为了简单起见，我们采用等温状态方程。我们发现MRI驱动的湍流发展迅速，饱和态的Shakura & Sunyaev参数α ~（0.15-0.3）主要由Maxwell应力控制。湍流的许多无量纲特征（例如麦克斯韦与雷诺应力的比值）与以前对吸积盘的MRI研究结果相似，因此对垂直盘压缩、剪切速率和自重力的存在程度不敏感。在非自引力盘和弱自引力盘中，密度加权速度弥散分别为sigma_x ~ sigma_y ~（0.4-0.6）cs和sigma_z~（0.2-0.3）cs，表明磁共振成像对观测到的星系湍流水平有重要贡献。饱和态磁场强度B ~ 2 μG与典型的银河值相近。当自引力足够强时，MRI驱动的高振幅密度扰动会被摆动放大，形成琼斯质量（~10^7 Msun）束缚云。与以前的未磁化或强磁化磁盘模型相比，在本模型中的非线性不稳定性的阈值发生的表面密度至少低50%，对应于Toomre参数Q_th~1.6。我们提出的证据表明，在类似于我们的模型的条件下形成的自引力云，如GMCs，可以通过磁制动，优先通过接近垂直于其自旋轴的磁场，失去大部分原始自旋角动量。
2003-09-02 astro-ph
Magnetically Driven Warping, Precession and Resonances in Accretion Disks
旋转的磁化中心星（中子星、白矮星或金牛T星）上的吸积盘的内部区域受到磁转矩的作用，引起盘的翘曲和进动。这些力矩的来源在于磁盘上的（感应）表面电流和倾斜磁偶极子产生的水平磁场（平行于磁盘）之间的相互作用。在相当一般的条件下，存在磁翘曲不稳定性，其中磁矩驱动盘平面远离恒星的赤道面，朝向盘法向量垂直于自旋轴的状态。在大半径处，粘性应力倾向于抑制翘曲不稳定性，但当盘接近磁层边界时，磁矩总是占主导地位。磁力矩也驱使倾斜的内盘绕恒星自转轴逆行进动。此外，可能发生盘上的共振磁力，这可能影响盘的动力学。磁驱动的翘曲不稳定性和岁差可能与许多观测难题有关，包括：（1）吸积X射线双星的自旋演化（扭矩反转）;（2）低质量X射线双星的准周期振荡;（3）X射线双星的超轨道周期;（4）金牛T星的光度周期变化。
1999-12-27 astro-ph
Magnetically Torqued Thin Accretion Disks
我们计算一个几何薄，稳定的吸积盘周围的中心旋转，磁化星的属性。假设磁层在很宽的半径范围内夹带盘。该模型被简化，我们采用两个（交替）特设的，但似是而非的，表达式的方位角分量的磁场作为径向距离的函数。我们找到了一个解决方案的角速度的配置文件趋向于共转接近中心的恒星，并顺利匹配开普勒曲线的半径处的粘性应力消失。对于我们采用的两种B场模型，这个"过渡"半径的值几乎相同。然后，我们解析地解决了中央恒星的扭矩和磁盘光度由于重力和磁力矩。当以无量纲形式表示时，所得到的量仅取决于一个参数，即过渡半径与共转半径之比。对于快速旋转的恒星，吸积盘的动力可能主要来自于中心恒星的自旋下降。这些结果与盘中的粘度处方无关。我们还解决了特殊情况下的光学厚α盘的磁盘结构。我们的结果适用于一系列的天体物理系统，包括吸积中子星，中间极性激变变量，金牛座T系统。
2007-10-01 astro-ph
Steady Models of Optically Thin, Magnetically Supported Black Hole Accretion Disks
在热韧致辐射冷却条件下，我们得到了光学薄、单温、磁化黑洞吸积盘的稳定解。基于对吸积盘的三维MHD模拟结果，我们假设吸积盘内部的磁场是湍流的，并且由方位角分量控制。我们将磁场分解为方位平均场和起伏场。我们还假设方位平均麦克斯韦应力与总压力成正比。方位磁通量$\dot Φ$的径向平流速率被规定为与$\varpi^{- ζ}$成比例，其中$\varpi$是径向坐标，而$ζ$是参数化$\dot Φ$的径向变化的参数。我们发现，当吸积率$\dot M$超过热不稳定性开始的阈值时，磁压主导的新分支出现。因此，光学薄盘的热平衡曲线在表面密度和温度的平面内呈“Z”形。这表明，随着质量吸积率的增加，气体压力占主导地位的光学薄热吸积盘经历了一个过渡到磁压力占主导地位，光学薄冷盘。这个盘对应于X射线硬，发光盘在黑洞候选人期间观察到的过渡从低/硬状态到高/软状态。我们还得到了包含这种过渡层的整体定常跨音速解。
2007-01-23 astro-ph
Evolution of Angular Momentum Distribution during Star Formation
如果分子云核心的角动量在恒星形成过程中是守恒的，那么新生恒星的旋转速度将远远超过其裂变速度。这就构成了新生恒星的角动量问题。本文用轴对称磁流体力学方法研究了旋转磁化云团收缩过程中的角动量转移。由于嵌套网格方法覆盖的动态范围大，云的结构范围从10 AU到0.1 pc的探索。首先，云发生逃逸坍缩，在垂直于磁场的方向上形成一个圆盘，圆盘的中心密度在有限的时间尺度内大大增加。在这个阶段，盘的比角动量j减小到初始云的$\simeq 1/3$。当圆盘的中心密度超过$\sim 10^{10}{\rm cm}^{-3}$时，就形成了对中心物体的撞击。在这个吸积阶段，旋转运动和因此的环形磁场驱动外流。中心物体的角动量通过外流以及磁应力的作用有效地传递。在地核形成后7000年，中心$0.17M_\odot$的比角动量从初始值减小了10^{-4}倍（即从$10^{20}{\rm cm^2 s^{-1}}$减小到$10^{16}{\rm cm^2 s^{-1}}$）。
1999-11-10 astro-ph
Magnetic Reconnection in Astrophysical Systems
我演讲的主要主题是这样一个问题：在什么样的天体物理系统中，磁重联是有趣的和/或重要的？为了解决这个问题，我首先提出了选择相关天体物理环境的三个一般标准。也就是说，重联应该是：快速的;能量上重要的;和可观察的。从这一点，我推断，气体密度应该是低的，使等离子体：碰撞;力免费;和光学薄。因此，举例来说，要求重联是快速的意味着Petschek的重联机制必须运作，这是可能的，显然，只有在无碰撞的制度。接下来，我认为，无力条件意味着磁场产生，并锚定，附近的致密大质量的物体，例如，一颗恒星或一个圆盘，被引力强烈分层。然后，我强调场线开放的重要性（例如，通过差动旋转）作为形成重新连接电流片的手段。相应地，我建议Y点头盔流光作为一个通用的原型磁配置有关的大规模重联在天体物理学。最后，我讨论了几个具体的天体物理系统，满足上述标准：恒星日冕，磁相互作用的恒星-磁盘系统，和磁化日冕以上的湍流吸积盘。在附录中，我将在这次演讲中提出的想法应用于太阳日冕加热问题。
2006-07-28 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
