Temperature Profiles of Accretion Disks around Rapidly Rotating Neutron Stars in General Relativity and Implications for Cygnus X-2
考虑到广义相对论的全部效应，我们计算了快速旋转中子星（具有低表面磁场）周围（薄）吸积盘的温度分布。然后，我们考虑一个模型的光谱的X射线发射的磁盘，参数化的质量吸积率，色温和旋转速率的中子星。我们推导出的X射线源天鹅座X-2使用的最高温度在磁盘以及磁盘和边界层光度的估计，使用从EXOSAT数据推断的光谱对这些参数的约束。我们的计算表明，天鹅座X-2中的中子星的旋转接近离心质量脱落极限。讨论了中子星状态方程的可能约束条件。
2000-11-28 astro-ph
Black hole accretion: theoretical limits and observational implications
最近，爱丁顿极限在吸积盘中的作用成为一个争论的问题。虽然经典的（球形）爱丁顿极限肯定是一个过度简化，但如何在像吸积盘这样的扁平结构中处理它并不清楚。我们计算的临界吸积率和由此产生的光盘光度对应于经典爱丁顿极限的各种光盘模型，通过相等的吸引力和排斥力本地。我们还讨论了观测的外观，这样的高度吸积系统通过分析它们的光谱能量分布。我们的计算表明，所允许的质量吸积率有很大的不同，从人们所期望的应用爱丁顿极限在其经典形式，而光度只有微弱超过其经典等效。根据光盘相对于观察者的方向，温和的相对论性光束对光盘光谱有重要影响。因此，可能的超级爱丁顿吸积，结合温和的相对论性光束，支持超亮X射线源宿主恒星质量的黑洞的想法，并部分解释了这些物体观察到的高温。
2006-10-18 astro-ph
Super-Keplerian Frequencies in Accretion Disks. Implications for Mass and Spin Measurements of Compact Objects from X-ray Variability Studies
从吸积黑洞和中子星中检测到的快准周期变化已经被用来限制它们的质量、半径和自旋。如果观察到的振荡是吸积盘中的线性模式，那么可以通过假设这些模式是局部亚克卜勒模式来对中心物体的性质进行限制。另一方面，如果观察到的振荡对应于圆盘模式之间的非线性共振，则可以通过假设共振模式在圆盘中的相同径向环处被激发来测量中心物体的性质。在本文中，我们使用的垂直集成，轴对称流体动力学吸积盘的数值模拟提供的情况下，隐含在这两种方法的假设不满足的例子。然后，我们讨论了我们的结果的稳健性的质量和自旋测量的致密物体的可变性研究。
2008-05-05 astro-ph
Observations of T Tauri Disks at Sub-AU Radii: Implications for Magnetospheric Accretion and Planet Formation
我们使用凯克干涉仪的2.2 $μ$ m观测数据确定了四颗太阳型（1-2 M $_{\odot}$）经典金牛座T星（AS 207 A，V2508 Oph，AS 205 A和PX Vul）的内盘尺寸和温度。近红外自适应光学成像测光、光学测光和高色散光谱学几乎同时用于区分干涉观测中来自内盘和中心恒星的贡献。此外，光谱和光度数据提供了恒星性质，质量吸积率和磁盘共同旋转半径的估计。我们模型的背景下，几何平坦的吸积盘模型的内孔，并与膨胀的内壁张开盘的干涉和测光数据。模型结合膨胀的内盘壁通常提供更好的拟合数据，类似于以前的结果，更高质量的赫比格Ae星。我们测得的内部磁盘的大小大于磁盘截断半径预测磁层吸积模型，具有较大的差异源具有较高的质量吸积率。我们认为，我们测得的尺寸对应于尘埃升华半径，光学薄的气体材料可能会进一步向内延伸到磁层截断半径。最后，我们的内盘测量限制了陆地行星形成的位置，以及阻止巨行星迁移的潜在机制。
2005-01-14 astro-ph
Possible Implications of Mass Accretion in Eta Carinae
我们应用先前提出的吸积模型的超大质量双星系统船底座伊塔靠近近星通道的行为。在该模型中，假设在近星点通道附近的约10周内，一颗恒星从另一颗恒星吹来的缓慢密集风中吸积质量。我们发现，第二颗质量较小的恒星吸积了~ 2 × 10 ^{-6}Mo。这个质量拥有足够的角动量，可以在次级粒子周围形成一个圆盘或带。粘性时间对于建立平衡来说太长，并且带必须在其质量在重新建立的二次风中被吹动时消散。这一过程需要大约半年的时间，我们认为这是Eta Carinae的恢复阶段。我们表明，辐射压力，称为辐射制动，不能防止吸积。除了使用通常假设的二进制模型的船底座伊塔，我们还研究替代模型的恒星质量较大，和/或质量较小的二次风慢密风，而主要的风稀薄快风和吸积质量约10周附近的近星通道。最后，我们对下一次事件（2009年1月至3月）进行了一些预测。
2008-04-18 astro-ph
Implications of mean field accretion disc theory for vorticity and magnetic field growth
除了在简单的分析吸积盘模型中使用的标量Shakura-Sunyaev $α_{ss}$湍流粘性输运项外，还出现了赝标量输运项。这个术语的本质甚至可以在简单的模型中被捕捉到，对于这些模型，垂直平均被解释为在半厚度上的积分，并且一个单独地研究每个半球。附加项突出了平均场磁发电机理论和作为平均场论处理的吸积盘理论之间的互补性。这种赝标项已经被研究过，它能导致大尺度磁场和涡度的增长。在这里，它表明，涡量可以增长，即使在最简单的方位角和半高度集成盘模型，其平均数量只依赖于半径。最简单的涡度增长解似乎具有与促进行星形成所需的尺度和涡生存时间一致的尺度和涡生存时间。当磁反作用被包含到最低阶时，驱动磁场增长和驱动涡量增长的赝标量在剪切流和非剪切流中表现不同：前者在两种情况下可以反转符号，而后者将具有相同的符号。
2000-11-01 astro-ph
Formation and accretion history of terrestrial planets from runaway growth through to late time: implications for orbital eccentricity
残留的星子可能在类地行星通过巨大撞击形成后降低其轨道偏心率方面发挥了重要作用。然而，在大撞击阶段期间和之后的残留微行星的数量和大小分布是未知的，因为在失控增长和大撞击阶段的行星吸积模拟是独立进行的。在这里，我们报告的结果，直接N体模拟的形成类地行星开始与一个紧凑的星子盘。初始的微行星盘具有与类地行星相同的总质量和角动量，我们改变了微行星盘的宽度（0.3和0.5AU）和微行星盘的数量（1000-5000）。这个初始的配置通常会产生三颗大小相似的行星，有时第四颗小行星会在火星附近形成。由于仍有足够数量的微行星，即使在大撞击阶段之后，最终的轨道偏心率也与地球和金星一样小。
2008-06-10 astro-ph
Angular Momentum Transport in Accretion Disks and its Implications for Spin Estimates in Black Hole Binaries
在黑洞双星的盘主导态中，吸积流具有峰值温度和亮度，它们一起变化，表明一个近似恒定的发射面积。当黑洞的质量已知时，将其与最后稳定轨道联系起来，就可以提供为数不多的估算自旋的方法之一。然而，推导出这个半径需要知道圆盘光谱是如何通过圆盘的垂直结构被辐射转移改变的，以及对这种辐射传播的特殊和广义相对论效应。在这里，我们调查在何种程度上垂直结构的差异改变衍生磁盘光谱计算这些不同的应力处方的范围。我们发现，在给定的质量吸积率下，当吸积率L/LEdd <~ 0.1时，谱几乎是相同的。只要应力在有效光球层上方耗散的引力能量不超过约10%，即使在所考虑的最高光度（L/L_Edd ~ 0.6）下，光谱也是非常相似的。只有α>~ 0.1的经典α盘超过了这一点，但这些模型给出的光谱变化与现有数据不兼容。因此，我们的结论是，磁盘频谱模型可以放置有趣的角动量输运的限制，但仍然提供了一个强大的估计的自旋的黑洞。
2008-06-06 astro-ph
The Formation of the First Stars II. Radiative Feedback Processes and Implications for the Initial Mass Function
我们考虑了第一批恒星形成过程中的辐射反馈过程，包括H_2的光离解、Ly-alpha辐射压、HII区的形成和膨胀以及星盘的光蒸发。一旦恒星质量达到临界值，这些过程可能会抑制持续的吸积，我们分别评估每个过程的质量。光解的H_2在本地暗物质minihalo发生相对较早的原恒星的生长，但我们认为这并不影响随后的吸积，因为到这个时候的深度的潜力是大到足以吸积介导的原子冷却。然而，邻近的无星小晕可能会受到影响。电离在吸积盘的上方和下方的下落包层中产生了一个HII区。当恒星达到20- 30 Msun时，作用在HII区边界的Ly-alpha辐射压可以有效地逆转从窄极方向的入轨，但不能阻止从其他方向的入轨。HII区的膨胀超过电离气体的引力逃逸半径，发生在质量约为50- 100 Msun，这取决于吸积速率和流入的角动量。然而，同样，来自赤道区域的吸积可以继续，因为中性吸积盘具有有限的厚度，并且屏蔽了吸积包层的相当大一部分，使其不受直接电离通量的影响。在较高的恒星质量下，在基准情况下约为140 Msun，吸积率下降和光蒸发驱动的质量损失增加的组合有效地阻止了原恒星质量的增加。我们认为这个过程是终止第三星族恒星生长的机制。（节略）
2008-07-03 astro-ph
Silicon and Nickel Enrichment in Planet-Host Stars: Observations and Implications for the Core-Accretion Theory of Planet Formation
我们提出的证据表明，恒星与行星表现出统计上显着的硅和镍富集在一般的金属丰富的人口。我们还提出了模拟预测硅增强的背景下，巨大的行星形成的核心吸积假说的行星主机。由于硅和氧都是α元素，[Si/Fe]跟踪[O/Fe]，因此行星宿主中的硅增强预测这些恒星也富含氧。我们提出了新的数值模拟的核心吸积行星形成，建立了时间尺度上的木星行星达到快速气体吸积，t_rga，作为固体表面密度sigma_solid的函数：（t_rga / 1百万年）=（sigma_solid / 25.0 g cm^{-2}）^{-1.44}。这种关系使我们能够构建蒙特卡罗模拟，预测恒星-磁盘系统形成行星的比例作为[Fe/H]，[Si/Fe]，磁盘质量，外磁盘半径和磁盘寿命的函数。我们的模拟再现了已知的行星金属丰度相关性和本文报道的行星硅相关性。模拟预测，16%的太阳型恒星会形成100亿颗行星，与根据观测到的行星频率-半长轴分布外推预测的12%一致。虽然一个简单的解释核心吸积预测，行星硅的相关性应该比行星镍的相关性强得多，我们观察到相同程度的硅和镍增强行星主机。如果这个结果在更多的行星被发现后仍然存在，它可能表明行星形成的化学过程的复杂性，而不仅仅是核心吸积理论中固体的简单积累。
2006-01-27 astro-ph
On time-dependent X-ray reflection by photoionized accretion disks: implication for Fe K-alpha line reverberation studies of AGN
本文首次研究了光电离吸积盘中随时间变化的X射线反射。我们假设在X射线通量的阶跃函数的变化，并使用一个简化的处方来描述响应于通量的变化的照射气体密度分布的时间演化。我们发现，重新调整的流体静力平衡的动力学时间是一个重要的弛豫时间尺度的问题，因为它影响的电离状态的反射器的演变。因此，Fe K-α线发射率取决于先前时间的照射通量的形状和强度，因此它不是瞬时照射光谱的函数。此外，在过渡期间，可能会出现Fe K-α线的突出的类氦成分。因此，在比动力学时间短的时间尺度上，线通量可能看起来与X射线连续通量完全不相关。此外，照明通量的时间依赖性甚至可以在时间平均的线光谱上留下印记，这可以用作吸积盘几何形状的附加测试。我们的研究结果似乎是重要的建议铁K-α线混响的研究在灯柱状的几何形状的吸积率超过约$\sim 1%$的爱丁顿值。然而，大多数活动星系核没有显示出在这些模型中突出的类氦线，这可能表明这些模型不适用于真实的源。
2001-06-25 astro-ph
Viscous Torque and Dissipation in the Inner Region of a Thin Accretion Disk: Implications for Measuring Black Hole Spin
我们考虑一个简单的牛顿模型的稳定吸积盘周围的黑洞。该模型是基于高度集成的流体动力学方程，α-粘度，和一个伪牛顿的潜力，结果在一个最内层的稳定的圆形轨道（ISCO），非常接近GR预测的一个。我们发现，流体动力学模型表现出越来越大的偏差，从标准的磁盘模型的Shakura和Sunyaev磁盘厚度H/R或α值的增加。后者是一个分析模型，其中的粘性扭矩被假定为消失在ISCO。我们考虑的影响，试图估计黑洞自旋的标准盘模型，以适应连续谱的黑洞吸积盘的结果。我们发现，只要H/R < 0.1和α < 0.2，自旋估计的误差是相当适度的。在最坏的情况下，对于不旋转的黑洞，自旋参数的估计值误差为0.1;对于快速旋转的黑洞，误差要小得多。我们还考虑了密度和磁盘之间的气体和内部的ISCO的厚度对比。如果要通过拟合从吸积盘反射的荧光铁发射的相对论加宽的X射线线轮廓来成功地估计黑洞的自旋，则需要大的对比度。在我们的流体动力学模型中，当H/R>0.1时，密度和厚度的对比度很低，这表明在极薄的圆盘中，铁线技术可能是最可靠的。我们提醒说，这些结果已经获得了粘性流体动力学模型，并需要证实与辐射冷却薄磁盘的MHD模拟。
2007-12-07 astro-ph
Peak Luminosities of the Hard States of GX 339-4: Implications for the Accretion Geometry, Disk Mass, and Black Hole Mass
我们分析了康普顿伽玛射线天文台（CGRO）的{ \it Rossi} X射线计时探测器（RXTE）和爆发和瞬变源实验（BATSE）对黑洞瞬变{GX 339 $-$ 4}的观测。我们已经发现，在低/硬（LH）的状态，发生在爆发的开始和时间，因为在以前的爆发中确定的最新LH状态的通量峰值的峰值之间的近线性关系。假设在这些峰值之间，质量在吸积盘中积累的速率是恒定的，并且在爆发之后留在吸积盘中的任何质量对下一次爆发的影响可以忽略不计，这种近似线性的关系表明，在爆发开始时发生的LH状态期间的峰值通量与吸积盘中的质量有关，因此，整个磁盘可能都参与了这些LH状态的供电。我们还发现{GX 339 $-$ 4}最近三次爆发中LH态的峰值亮度与随后HS态的峰值亮度之间存在正相关。该相关性类似于先前针对{Aql X $-$ 1}、{4U 1705 $-$ 44}和{XTE J1550 $-$ 564}报道的相关性，提供了进一步支持，即为LH状态供能的吸积流与为随后的HS状态供能的吸积流相关。虽然LH到HS跃迁的光度变化高达一个数量级，但中子星和黑洞在状态跃迁光度上是可以区分的。我们讨论了超亮X射线源（ULXs）中的致密星的质量测定的影响。
2007-06-19 astro-ph
Seismic Test of Solar Models, Solar Neutrinos and Implications for Metal-Rich Accretion
太阳被认为在其演化过程中接受了大量富含金属的物质，特别是在太阳系的早期阶段。由于扩散时间较长，大多数吸积物质应该仍然存在于太阳对流区，提高了其观测到的表面丰度，并意味着一个较低丰度的核心。虽然日震学排除了金属丰度核心接近零的太阳模型，但一些在对流区金属丰度增强的太阳模型可能是可行的，因为对标准模型的小扰动。由于内部不透明度和核心温度的降低，这些模型预测的中微子通量低于标准太阳模型预测的中微子通量。本文探讨如何兼容的非均匀太阳模型，这种与观测到的低，中度p-模振荡数据，并与太阳中微子数据从SNO合作。我们设定了一个上限，在太阳早期演化过程中，大约2个地球质量的铁（或大约40个地球质量的流星物质）发生了多少富含金属的吸积。
2002-05-29 astro-ph
X-ray Reflection from Inhomogeneous Accretion Disks: II. Emission Line Variability and Implications for Reverberation Mapping
即将进行的星座-X飞行任务的主要科学目标之一是试图通过对铁-钾荧光线的反射测绘来测绘塞弗特星系中黑洞周围的吸积盘的内部区域。盘的这个区域很可能是辐射压占主导地位，并受到各种动力学不稳定性的影响。在这里，我们表明，密度不均匀性在磁盘大气中造成的光子泡不稳定性（PBI）可以导致快速变化的X射线反射功能，即使当照明通量是恒定的。通过模拟PBI的发展，我们发现，对于所选择的盘参数，Fe K和O VIII Lyα线在短至轨道时间的百分之几的时间尺度上变化。随着吸积盘结构的变化，Fe K等效宽度（EW）的变化可达~100 eV。变化的幅度和方向（正或负）取决于大气的电离状态。最大的变化时，发现磁盘是中度电离。O VIII EW变化数十eV，并表现出大量的快速，低幅度的变化。这种效应为一些观察到的短时间尺度Fe K变化的实例提供了自然的解释，这些变化与连续体无关（例如，Mrk 841）。新的预测Fe K混响映射应包括这种吸积盘驱动线的变化和可变的电离状态的影响。在2-10 keV区域的恒定密度模型的反射谱平均的不稳定性的演变是很好的拟合。
2004-10-08 astro-ph
Accretion-Induced Conversion of High-Velocity Neutron Stars to Strange Stars in Supernovae and Implications for Gamma-Ray Bursts
我们提出了一个新的伽马射线暴（GRB）模型，它不仅与超新星有关，而且具有小的重子污染。在这个模型中，我们假设一个新生的中子星在超新星喷出物中以$\sim 10^3 {\rm km} {\rm s}^{-1}$的反冲速度向外运动。我们发现这样的中子星仍然超临界地吸积其周围的超新星物质。一旦恒星质量增加到某个临界质量，中子星将经历相变成为一颗奇异星，导致几个$10^{52}$尔格的能量释放。这种相变，如果可能发生在超新星前沿附近，将首先导致一个超相对论火球，然后是伽玛射线暴。这为GRB-超新星关联提供了一个合理的解释。我们估计爆发率为每个星系每年$\sim 10^{-6}$。我们的模型还预测了其他可能性。例如，如果所产生的火球具有几个数量级的洛伦兹因子，它们将产生BeppoSAX观测到的X射线伽马射线暴。我们发现这种爆发的速率是每个星系每年$\sim 10^{-5}$。
2001-05-10 astro-ph
Implications of the PSR 1257+12 Planetary System for Isolated Millisecond Pulsars
第一颗太阳系外行星是在1992年围绕毫秒脉冲星PSR 1257+12发现的。我们表明，最近的发展在吸积到磁化恒星的研究，再加上最里面的存在，月球大小的行星在PSR 1257+12系统，表明脉冲星出生大约其当前的旋转频率和磁矩。如果是这样的话，这对中子星磁场的形成和演化以及中子星周围行星的形成都有重要的意义。特别是，它表明，一些，也许是所有孤立的毫秒双星可能已经出生的高自旋率和低磁场，而不是通过吸积回收。
2000-12-02 astro-ph
X-ray States of Black-Hole Binaries and Implications for the Mechanism of Steady Jets
黑洞双星中活跃吸积的三种X射线状态已被重新定义，以将注意力集中在可能产生辐射的不同物理元素上：吸积盘、喷流和致密且无线电安静的日冕。状态演变的例子显示在时间线上，并在硬度强度图。后一种格式允许用Fender，Belloni，& Gallo（2004）的“黑洞二元喷流的统一模型”综合这些状态。正如Corbel（2004）所建议的，“喷流线”似乎与SPL状态的硬极限相一致。在GX 339 -4中，PDS中的宽功率峰值仅限于存在射流的中间和硬态。这表明，这些傅立叶分量是与喷流机制有关的非热过程的时间特征，而不是标准吸积盘固有的特性。
2005-04-05 astro-ph
Faraday Rotation in Global Accretion Disk Simulations: Implications for Sgr A*
这些法拉第旋转计算的热，厚吸积流的动机所测得的稳态旋转措施（RM）的$\approx -6 \times 10^5$ rad m $^{-2}$从Sgr A*。在我们的数值模拟中，吸积流的准稳态结构，以及它产生的RM，取决于初始磁场。尽管有这种依赖性，我们可以得出几个关于几何厚吸积盘产生的法拉第旋转的可靠结论：i）时间平均RM不敏感地依赖于视角，但RM的稳定性可以。赤道视角显示RM的显著变化（包括符号反转），而如果存在以大半径穿过盘的大尺度磁场，则极视角相对稳定。ii）大部分RM在极视角的小半径处产生，而所有半径在盘的中平面附近都有显著贡献。我们的模拟证实了以前的分析论点，到Sgr A* 的吸积率必须满足$\dot M_{\rm in} \ll \dot M_{\rm Bondi} \sim 10^{-5} \mpy$，以不过度产生测量RM。我们认为，从Sgr A* 得到的定常RM $\approx -6 \times 10^5$ rad m $^{-2}$有两种可能的解释：1）它是在$\sim 100$ Schwarzschild半径处产生的，需要$\dot{M}_{\rm in} \approx 3 \times 10^{-8} M_\odot$ yr $^{-1}$，我们以相对于圆盘旋转轴的$\sim 30^\circ$角观察流动;在我们的模拟中，在有限大小的源上RM的变化足…
2007-09-18 astro-ph
Implications of the HST/FGS parallax of SS Cygni on the disc instability model
我们分析了最近测量的SS天鹅座（哈里森等1999年）的吸积盘极限环模型的视差的后果。利用观测到的SS Cyg和d=166 pc的长期光变曲线，我们得到平均传质速率为4.2*10^（17）g/s。此外，我们计算的垂直结构的吸积盘考虑到加热的外盘流的影响。通过比较由观测得到的平均吸积速率与计算得到的临界传质速率，发现当平均传质速率大于或接近临界传质速率时，圆盘不稳定性模型与观测到的天鹅座SS的长期光变曲线不一致。这个结果所表明的模型的失败可以通过考虑下降开始时的吸积速率应该正好等于稳定性的临界值来证实。与此模型的预测相反，我们发现，解释观测到的视觉幅度在下降的开始所需的吸积率必须显着高于临界传质速率。我们的研究结果强烈表明，要么通常假设的温度依赖性的粘度参数α是不是一个现实的描述光盘粘度，在SS Cyg的传质速率显着增加在爆发过程中，或者，最后，HST距离166 pc，是太高了。
2001-11-14 astro-ph
Radio-Loudness of Active Galactic Nuclei: Observational Facts and Theoretical Implications
我们研究了活动星系核驱动的射电源的总射电光度如何依赖于它们的吸积光度和中心黑洞质量。我们的研究涵盖了大约七个数量级的吸积光度和活动星系核黑洞质量的全部范围。我们发现活动星系核在射电响度-爱丁顿比平面上形成两个截然不同的序列。“上层”序列由射电选择活动星系核组成，“下层”序列主要包含光学选择天体。而一个明显的“差距”之间的两个序列可能是一个人工制品的选择效果，序列本身标志着真正的上限无线电响度的两个不同的人口活动星系核：那些主办分别由椭圆星系和盘星系。这两个序列显示了相同的依赖性的无线电响度的爱丁顿比（增加减少爱丁顿比），这表明，这种依赖性的归一化是由黑洞自旋。这意味着巨大椭圆星系中的中心黑洞（平均而言）比螺旋/盘星系中的黑洞具有更大的自旋。这种与星系形态有关的射电二分法在高吸积率下破裂，其中椭圆星系所承载的发光类星体的主要部分是射电宁静的。这导致了文献中的推测，即在高吸积率下形成强大的喷流是间歇性的，与两种盘吸积模式之间的切换有关，正如在一些BH X射线双星中直接观察到的那样。我们认为，这种不稳定性可以与自旋范式，提供成功的形成相对论性喷流的旋转黑洞需要准直的MHD流出的吸积盘。
2006-12-19 astro-ph
The Ocean and Crust of a Rapidly Accreting Neutron Star: Implications for Magnetic Field Evolution and Thermonuclear Flashes
我们调查大气，海洋和中子星的地壳吸积足够高的速度（通常超过当地爱丁顿限制），以稳定燃烧的吸积氢和氦。对于每年超过10^-8太阳质量的全球富氢吸积（典型的是少数中子星），我们讨论了深海和地壳的热状态及其与中子星核心的耦合，中子星核心通过传导（来自地壳）加热，通过中微子发射冷却。我们估计了热的深地壳中的欧姆扩散时间，发现它比缓慢吸积的中子星中较冷地壳的特征值明显缩短（小于10^8年）。我们推测这些计算的影响磁场演化的明亮吸积X射线源。我们还探讨了当地吸积率超过十倍爱丁顿率的快速压缩的后果。这种快速的吸积将大气/海洋加热到10^9 K量级，但密度相对较低;对于吸积纯氦的恒星，这会导致稳定的氦燃烧导致灰烬（主要是碳）的不稳定燃烧。这种不稳定的燃烧可以在短至数小时至数天的时间尺度内再次发生，并且可能是某些氦吸积星，特别是4U~1626- 67上耀斑的原因。这种快速的局部吸积速率在吸积X射线天体上很常见，在那里，磁场将吸积流集中在恒星区域的一小部分上。
1998-02-03 astro-ph
Hydrodynamical activity in thin accretion disks
本文将Kluenniak & Kita（2000）对定态吸积盘流提出的薄吸积盘的渐近处理方法推广到含时问题。轴对称扰动的瞬态增长分析表明，发生在全球磁盘规模。本文还讨论了这一结果对流体动力学薄吸积盘理论的影响以及未来的展望。
2008-01-10 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
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
Radiation drag driven mass accretion in clumpy interstellar medium: implications for the supermassive black hole-to-bulge relation
我们定量地研究了辐射拖曳的影响所产生的辐射场在银河系的隆起，以检查的可能性，辐射拖曳可能是一个有效的机制，提取角动量在一个球状系统，如一个隆起，并允许大量的气体吸积到银河系的中心。为此，我们数值求解耦合精确辐射转移的相对论辐射流体动力学方程，并定量评估辐射阻力效率。结果表明，在光学厚区，辐射拖曳效率敏感地依赖于星际介质（ISM）的密度分布。在光学厚的{ \it均匀} ISM中，效率根据$τ_{\rm T}^{-2}$下降，其中$τ_{\rm T}$是灰尘ISM的总光学深度，而如果ISM是{ \it均匀}，则效率几乎保持在高水平恒定。因此，如果球核的形成是从一个恒星形成事件开始的，那么辐射拖曳将有效地消除角动量，吸积的气体可能形成一个超大质量黑洞。作为一个自然的结果，这种机制再现了一个假定的线性关系之间的质量的超大质量黑洞和质量的星系隆起，虽然进一步详细的恒星演化模型需要更精确的预测。
2001-11-22 astro-ph
Turbulent Angular Momentum Transport in Weakly-Ionized Accretion Disks
理解吸积的驱动机制一直是吸积盘理论的主要挑战。湍流提供了一种自然的耗散和去除角动量的方法，但多年来证明在圆盘中牢固地建立它的存在是困难的。20世纪90年代，人们认识到弱磁场会使磁盘不稳定，并导致角动量的剧烈湍流传输，这一认识使该领域发生了革命性的变化。现在，对吸积盘的研究主要集中在了解这种机制对天体物理观测的意义上。同时，这种机制的成功取决于盘中足够的电离水平，以使流与磁场良好耦合。许多盘，例如年轻恒星周围的盘和处于静止状态的双星系统中的盘，太冷而无法充分电离，因此在这些盘中建立湍流存在的努力仍在继续。本论文主要研究了弱电离吸积盘中角动量湍流输运的几种可能机制：引力不稳定性、径向对流和涡旋驱动压缩运动。看来，这些机制都不是非常强大的驱动吸积。给出了一个讨论，根据这些结果，最有前途的方向采取在搜索中的湍流传输机制，不需要磁场。还讨论了假设弱电离盘不存在湍流输运机制的影响。
2005-09-13 astro-ph
The implications of disc instabilities on cataclysmic variable structure and evolution
应用热粘性盘不稳定性模型到各类激变变星时，常常需要截断吸积盘。我认为，在大多数情况下，这种内部截断必须是由于白矮星的磁场。
2004-02-09 astro-ph
Implications of Binary Properties for Theories of Star Formation
双星系统的整体频率和其他统计特性表明，恒星的形成本质上是一个复杂和混乱的过程，大多数双星和单星实际上是由多个系统的衰变产生的。相互靠近的恒星之间的相互作用可能在恒星形成过程中发挥重要作用，例如通过潮汐诱导的吸积盘。一些新形成的恒星的高能活动可能是由于与亲密同伴的相互作用引发的快速吸积爆发。
2000-06-20 astro-ph
Radiation fields of disk, BLR and torus in quasars and blazars: implications for gamma-ray absorption
本文讨论了喷流外部的辐射场，这些辐射场来自黑洞几秒差距内。它们是来自与喷流共生的吸积盘的直接辐射、来自围绕吸积盘的宽线区（BLR）的辐射场和来自尘埃环的红外辐射。喷流/圆盘共生改变了活动星系核中央秒差距的能量，使得对于给定的吸积速率，一个强大的喷流会以圆盘的光度为代价发生，因此圆盘会降低BRL云的效率或加热环面中的尘埃，从而影响伽马射线、加速电子和质子沿喷流相互作用的潜在重要目标光子场。受活动星系核统一方案的启发，我们简要回顾了BL Lacs和Fanaroff-Riley I类（FR-I）射电星系中宽线区和小尺度尘埃环面存在的证据。我们建议，现有的喷流-吸积盘共生可以外推到提供一个大规模的blazar/FR-I家族的其他重要的尘埃成分之间的共生。在本文中，我们讨论的背景下，这种共生的相互作用的GeV和TeV的伽马射线产生的喷流与各种辐射场的外部的喷流在类星体和耀变体，考虑到各向异性的辐射。
2002-02-04 astro-ph
Disk mass accretion rate and infrared flares in GRS 1915+105
我们详细分析了一组罗西X射线定时探测器（RXTE）的银河系微类星体GRS 1915+105的观测对应的时间时，准周期振荡的红外线已报告。从时间分辨谱分析，我们估计了通过吸积盘（可变）内缘的质量吸积率。我们比较这个吸积率的质量/能量流出率在射流的估计。我们讨论了这些结果在磁盘不稳定性和喷射喷射方面的可能影响，特别注意到吸积和喷射率之间的明显的反相关性，这意味着喷射中排出的气体必须离开吸积盘到达其最里面的半径。
2000-05-15 astro-ph
Quasi-periodic variability and the inner radii of thin accretion disks in galactic black-hole systems
通过将星系黑洞系统中几何薄的吸积盘的快速变率特性与中子星的快速变率特性联系起来，计算了它们的内径上界。我们推断，内部磁盘半径不表现出不同的光谱状态之间的大的偏移，在相反的概念，磁盘的软到硬的状态过渡过程中显着后退。我们发现，在硬态下，吸积盘向下延伸到半径小于6-25 GM/c^2，并讨论了我们的结果对黑洞X射线谱模型的意义。
1999-10-06 astro-ph
Magnetohydrodynamic Turbulence in Accretion Disks
最近的工作在湍流介质中的磁场的结构给出了预测的磁通量管的性能作为一个函数的马赫数和规模的湍流，和电阻率和粘度的流体。在这里，我将讨论这项工作对吸积盘的影响。我表明，虽然吸积盘通量管通常几乎完全抽空，但它们的浮力比以前的估计建议。我还注意到，垂直的磁通量往往是从吸积盘的外缘喷出的，因此，在这种系统中持续的磁活动的证据应该被解释为支持发电机活动的存在。
1995-08-18 astro-ph
Radio/X-Ray Luminosity Relation for X-Ray Bright Galactic Nuclei: Implications on Weighing Supermassive Black Hole
光学薄和几何厚的吸积流是已知的负责观测到的无线电/X射线光度关系的X射线明亮的星系核。也有人建议，超大质量黑洞质量可以通过测量的核心射电光度和X射线光度使用对流主导吸积流（ADAF）模型估计。在这项研究中，我们增加了可用的数据的数量，通过编译的无线电/X射线通量和质量在已发表的文献中，并比较观测到的光度与预测从各种模型的光学薄吸积流的比率。半解析推导的光度关系的情况下，标准的ADAF模型和修改的ADAF模型，其中包括截断的内部部分的流和风造成的下降的物质。我们发现，所观察到的关系确实可以用来估计超大质量黑洞的质量，提供这种吸积流的属性是已知的。在研究了该方法对"标准" ADAF模型修改的敏感性后，我们发现，"标准" ADAF、截断ADAF和"多风" ADAF模型预测的总体趋势有些难以区分。然而，我们也发现，风模型的极端情况下，是不符合目前可用的观测数据，除非微物理参数要大大改变。然而，需要高分辨率的射电观测，以避免污染的非盘组件，如喷流组件，否则，在高估SMBH质量的结果。
2002-07-08 astro-ph
On the lack of X-ray iron line reverberation in MCG-6-30-15: Implications for the black hole mass and accretion disk structure
我们使用Press，Rybicki和Hewitt（1992）的方法来搜索MCG-6-30-15的RXTE数据的不同能带之间的时间滞后和时间超前。我们调整我们的搜索，以探测荧光铁K α线，被认为是从黑洞吸积盘的内部区域产生的任何混响签名。本质上，将最佳重建算法应用于连续带（2-4keV）光变曲线，其平滑噪声并跨数据间隙进行内插。重建的连续谱带光变曲线可以通过尝试传递函数折叠，试图找到连续谱带和铁谱带（5- 7 keV）之间的滞后或超前。我们发现减少分数变化的线条。李等人（1999）的光谱分析表明，这是由于明显恒定的铁谱线通量（至少在几× 10^4秒的时间尺度上）和与通量相关的光子指数变化的共同作用。我们也没有发现铁线混响的证据，并排除混响延迟范围为0.5- 50千秒。这扩展了李等人的结论，并表明磁力线通量在短至0.5 ksec的时间尺度上保持恒定。由铁线通量的恒定性天真地提出的大黑洞质量（> 10^8兆太阳）被其他理由拒绝。我们认为，MCG-6-30-15中的黑洞的质量为M_BH~10^6- 10^7 Msun，盘的电离态的变化可能产生令人困惑的光谱变化。最后发现8- 15 keV波段比2-4keV波段滞后50- 100 s。这一结果被用来放置在这个活动星系核的硬X射线幂律的康普顿化介质的大小和几何形状的约束。
1999-12-01 astro-ph
The Highest Dynamical Frequency in the Inner Region of an Accretion Disk
在致密天体周围的吸积盘的内部区域，气体的轨道频率偏离局部开普勒值。对于在这个区域中的长波长模式，径向周转频率kappa高于方位角频率ω。这对在许多中子星源中观察到的双kHz QPO模型具有重要意义，该模型传统上确定了吸积盘中具有动态频率的两kHz QPO的频率。认识到，最高频率的过渡或边界区域的磁盘实际上是周转频率也显着修改的约束所施加的观察高频QPO的质量和半径的紧凑的对象。
2005-11-14 astro-ph
On the nature of the hydrodynamic stability of accretion disks
重新讨论了吸积盘的线性稳定性。控制方程渐近展开，并求解到一阶的扩展参数$ε$定义的磁盘的垂直厚度的比率，其径向范围。代数增长的解决方案被发现的全球扰动的径向吸积流薄无粘可压缩开普勒磁盘。在垂直速度和热力学变量中表现出代数时间行为，并在圆盘中局部具有$t\sinΩ_0 t$的形式，其中$Ω_0$是开普勒旋转速率。的物理意义和关系的Solberg-Hoiland稳定性准则进行了讨论。
2005-01-30 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
Ionization, Magneto-rotational, and Gravitational Instabilities in Thin Accretion Disks Around Supermassive Black Holes
本文研究了热电离、磁转动和引力不稳定性在超大质量黑洞周围薄吸积盘中的综合作用。我们发现，在盘的电离不稳定性不稳定的部分中，即使在热极限循环的冷中性分支上，气体也保持与磁场的良好耦合。这表明电离不稳定性不是活动星系核中大幅度含时吸积的重要来源。我们还认为，对于大于10^{-2}太阳质量/年的吸积率，吸积盘的引力不稳定区和磁旋转不稳定区重叠;对于较低的吸积率，它们可能不重叠。因此，一些低光度活动星系核，例如NGC 4258，可能处于一个瞬态阶段，在这个阶段中，质量在一个非吸积的引力和磁旋转稳定的“死区”中积累。我们对这些发现的可能影响发表评论。
2000-11-28 astro-ph
Rayleigh-Taylor-Unstable Accretion and Variability of Magnetized Stars: Global Three-Dimensional Simulations
本文给出了吸积盘-磁层边界MHD不稳定性的三维模拟结果。这种不稳定性是瑞利-泰勒不稳定性，并在相当宽的吸积率、恒星自转率和磁场范围内发展。它会产生高而薄的等离子体舌状物，穿透赤道平面的磁层。在内盘动力学时间尺度上，舌的形状和数量随时间变化。与漏斗流不同，漏斗流主要在极地地区沉积物质，而舌状流则在更靠近恒星赤道的地方沉积物质。这种不稳定性出现在恒星自转轴和磁轴之间相对较小的错位角$Θ\lesssim30^\circ$时，并且与较高的吸积率有关。通过不稳定性吸积过程中的热点和光变曲线通常比稳定吸积过程中更混乱。吸积的不稳定状态可能对吸积系统的准周期振荡和间歇性脉动产生影响。
2008-12-11 astro-ph
Accretion disks in interacting binaries: Simulations of the stream-disk impact
利用三维光滑粒子流体动力学方法研究了相互作用双星系统中来自内拉格朗日点的气流与吸积盘的碰撞。我们发现，流材料的一个显着的部分可以跳弹盘边缘和溢出朝向较小的半径，这产生了显着的非轴对称结构的吸收柱朝向中心对象。我们讨论的影响，我们的结果的观测和时间依赖的模型的低质量X射线双星，激变变量和超软X射线源。
1996-06-06 astro-ph
Theory of Protostellar Accretion
本文回顾了目前的理论工作的各个阶段的吸积在原恒星，这些理想的阶段的关系，观测到的原恒星系统的光谱类。我讨论的缩放关系，已获得的模型的前恒星的核心，因为它们的双极扩散向中央奇点的发展，并期望的动态演变的核心径向崩溃，形成一个旋转的磁盘。我总结的工作表明，在金牛座T系统的吸积可能是有限的磁盘表面层的电离，并影响磁盘吸积率随半径的变化。最后，我描述了模型的渐近结构的自由磁离心风，并表明，在这些风中的恒定密度的表面可能是强烈的准直，即使流线不。
1997-12-29 astro-ph
A radio-emitting outflow in the quiescent state of A0620-00: implications for modelling low-luminosity black hole binaries
2005年8月，利用A0620-00甚大阵列进行的深度观测，首次探测到了一个黑洞双星的射电辐射，其X射线亮度低至爱丁顿极限的10^{-8.5}倍。测得的无线电通量密度，51 \pm 7微焦耳在8.5 GHz，是迄今为止报道的X射线二元系统的最低，并解释部分自吸收的同步辐射从流出的等离子体。利用A0620-00静止时的外吸积率，我们证明了外流动能功率必须与该速率下的总吸积功率在能量上相当，如果它以10%的标准辐射效率到达黑洞，这有利于一个静止模型，在这个模型中，辐射效率低下的外流占了失踪的相当大的一部分。能量，并进而显著影响吸积流的整体动力学。同时观测在X射线波段，与钱德拉，确认的有效性的非线性无线电/X射线相关的硬态黑洞二进制低静态光度，从而违背了一些理论的预期。考虑到质量项，A0620-00数据依赖于所谓的黑洞活动基本面的外推，因此在射电和X射线光度方面扩展了2个数量级以上。随着A0620-00点的加入，平面关系为吸积黑洞中喷注-吸积耦合在当前仪器可观测的整个参数空间上的标度不变性提供了经验证明.
2006-05-16 astro-ph
Orbits, forces and accretion dynamics near spinning black holes
本文分析了一般轴对称静止引力场中开普勒和非开普勒圆轨道的相对论动力学性质，讨论了它们对围绕旋转黑洞的同向和反向吸积盘和环面稳定性的影响.在视界附近有一些轨道特性，这些特性看起来似乎是违反直觉的，但可以通过用一个本地零角动量观测者实际测量的轨道速度来阐明动力学。
1995-05-16 astro-ph gr-qc
