具有有限外圆盘半径的解析MHD射流形成模型的稳定性和结构

旋转中子星的相对论性MHD风

Relativistic MHD Winds from Rotating Neutron Stars

我们解决了旋转中子星的轴对称，广义相对论磁流体动力学风的时间相关的动力学。质量损失率自洽获得的MHD方程的解决方案，在恒星表面的有限的热压力。我们考虑双极和偶极磁场的几何形状，我们探索的参数制度延伸从低磁化（低σ_o），几乎热驱动风高磁化（高σ_o），相对论坡印廷通量为主的外流。我们计算了角动量和旋转能量损失率作为sigma_o的函数，并与经典的恒星和磁化恒星风理论的分析预期进行了比较。在这种情况下，我们的高sigma_o计算渐近接近分析的无力极限。如果我们用开放的磁通量来定义自旋下降速率，我们同样可以从最近对排列偶极子的无力计算中重现自旋下降速率。然而，即使sigma_o高达~20，我们发现Y型点（r_Y）的位置（它指定了赤道平面上最后一条闭合场线的半径）并不是轻圆柱体的半径R_L = c/omega（R =圆柱体半径），这是以前在大多数估计和无力计算中所假设的。相反，虽然在中纬度的阿尔芬半径迅速接近R_L的sigma_0超过1，r_Y仍然显着小于R_L。由于r_Y < R_L，我们计算的自旋下降速率因此超过了经典的"真空偶极“速率。我们讨论了我们的研究结果的影响模型的旋转动力的磁星和磁星，无论是在他们的观察状态，并在他们假设的快速旋转的初始状态。

开普勒MHD喷流的结构与稳定性

Structure and Stability of Keplerian MHD Jets

MHD射流平衡，取决于源的属性得到使用一个简化的模型为固定的，轴对称的和旋转的磁化流出。目前的旋转定律比以前考虑的更复杂，包括开普勒圆盘。随之而来的射流有一个密集的，载流的中央核心，周围环绕着一个带有回流的外圈。射流的中间部分几乎没有电流，并且是磁性主导的。大部分动量位于致密核心的轴周围，该区域可能主导射流的动力学。我们解决的线性稳定性和非线性发展的不稳定性，我们的模型，使用分析和2.5-D数值模拟的。在模拟中看到的不稳定性发展的波长和增长时间，以及匹配的稳定性分析。在这项工作中探索的模式可能会提供一个自然的解释，在天体物理喷流中观察到的结。

通过小尺度垂直磁通量管将5分钟光球振荡发射到太阳外层大气

Channeling 5-min photospheric oscillations into the solar outer atmosphere through small-scale vertical magnetic flux tubes

我们报告的二维MHD模拟表明，光球5分钟振荡可以泄漏到色球内的小尺度垂直磁通量管。我们的数值实验结果与用Tenerife红外偏振仪（TIP）在10830 A对光球层和色球层同时进行分光偏振观测所得到的结果是一致的。我们的结论是，太阳光球层中辐射的能量交换效率可以导致截止频率的显着降低，并可能允许5分钟波垂直传播到色球层。

脉冲星风中的重联

Reconnection in pulsar winds

脉冲星的自旋下降功率被认为是在MHD风中带走的，至少在恒星附近，能量传输由坡印廷通量主导。脉冲星在这种风中驱动低频波，由交替极性的环形磁场条纹组成，在赤道平面周围的区域传播。这种配置所暗示的电流随半径的下降比可用于携带它的带电粒子的数量更慢，因此MHD图像必须在某个点上失败。最近，这种结构中的磁重联被证明可以显著地加速风。这减小了共动框架中的磁场，并因此减小了所需的电流，使得该解决方案能够延伸到更大的半径。这种情况下进行了讨论，并为蟹状星云，MHD解决方案的有效性的范围进行比较的半径，在该流量出现终止。对于足够高的粒子密度，它示出，低频熵波可以传播到终止点。在这种情况下，“终端冲击”本身必须负责消散波。

四个矮椭球星系外围的HI的计算

Searches for HI in the Outer Parts of Four Dwarf Spheroidal Galaxies

以前在我们银河系的矮球状体同伴中寻找原子气体的工作还不足以解决这些星系是否有HI的问题，特别是在它们的外部。我们提出了新的观测矮椭球六分仪，狮子座我，小熊座，天龙座，使用NRAO 140英尺的望远镜搜索更远的半径比以前做的。新的数据在所有情况下都至少是核心半径的2.5倍，在两种情况下甚至远远超过潮汐半径。这些观测结果给出HI柱密度的极限为2-6 x 10^17个原子cm^-2。除非HI离星系中心很远，否则我们可以得出结论，这些星系目前不包含大量的原子气体。我们讨论观察是否可能错过了一些原子气体。

MHD模拟“螺旋桨”状态下恒星的Bondi吸积

MHD Simulations of Bondi Accretion to a Star in the "Propeller" Regime

这项工作探讨邦迪吸积旋转磁化恒星的“螺旋桨”制度使用轴对称电阻，磁流体动力学模拟。在这种情况下，吸积物质往往会从磁层的赤道区域排出，在那里，与恒星一起旋转的物质的离心力超过了引力。当磁层半径大于共转半径且小于轻圆柱半径时，将出现这种区域。模拟显示，吸积物质从磁层的赤道区域排出，并以超音速的圆盘状流出远离恒星。在较大的径向距离上，外流速度减慢，变成亚音速。赤道物质外流最初是由离心力驱动的，但在更大的距离上，压力梯度变得显着。我们发现恒星的自旋下降主要是由其表面的磁矩引起的，角动量的损失率$\dot{L}$正比于$-Ω_*^{1.3}μ^{0.8}$，其中$Ω_*$是恒星的自转率，$μ$是它的磁矩.此外，我们发现，$\dot{L}$是近似独立的磁扩散率的等离子体$η_m$。Bondi吸积率的分数，吸积到恒星的表面被发现是$\proptoΩ_*^{-1.0}μ^{-1.7}η_m^{0.4}$。这项工作的预测是重要的孤立的老中子星的可观测性，并在X射线双星风馈星。

赝牛顿势中内吸积盘的整体MHD模拟

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。

非吸积冷中子星外壳的质量、半径和成分

Mass, radius, and composition of the outer crust of nonaccreting cold neutron stars

本文应用Baym，Pethick和Sutherland模型研究了非吸积冷中子星外壳的性质和组成。使用Audi，Wapstra和Thibault 2003年原子质量表中的最新实验核数据。各种最先进的理论核模型（有限范围液滴，相对论性核场和非相对论性Skyrme Hartree-Fock参数化）都使用了外推到滴线。比较了不同核模型对不同中子星构型的外地壳质量和半径以及外地壳核组成的影响。

Milky Way的外旋转曲线

The outer rotation curve of the Milky Way

对银河系圆周速度曲线vc（R）的直接测定表明，在太阳附近，vc开始随R近似线性上升。如果这个结果是正确的，那么银河系的质量密度在R ~> R 0时就与半径无关了。我们指出，如果真实的圆周速度曲线在R ~ 0 < R ~< 2 R ~ 0处近似恒定或平缓下降，则v_c的表观线性上升自然出现，但大多数看起来在R ~> 1.25R ~ 0处的示踪剂实际上集中在半径为~ 1.6R ~ 0的环中。

正面螺旋星系的外缘

Outer edges of face-on spiral galaxies

我们提出了深光学成像的三个面对盘星系一起使用的减少和校准方法的详细描述，以测量其外部恒星边缘的内在形状。虽然现在人们普遍认为，螺旋星系的盘不是无限指数超过银河系中心的距离约3 - 5径向标度，真正的结构的截断区还不为人所知。我们的数据定量地建立了一个平滑的截断行为的径向表面亮度分布，最好的描述是由一个双斜率模型，其特征在于由一个内部和外部的指数scalelength分离在一个相对明确的断裂半径。这一结果不同意经常假设急剧截断性质的径向表面亮度分布，并意味着恒星的存在，甚至恒星形成超出了断裂半径。此外，我们没有发现附近的伴星对破裂半径与径向标度长度之比的强烈影响。我们的研究结果表示新的观测约束的搜索这些光滑盘截断的物理解释。

银河系远外区恒星形成的径向廓线

Radial Profiles of Star Formation in the Far Outer Regions of Galaxy Disks

星系中的恒星形成是由一系列过程触发的，包括引力不稳定性、螺旋波冲击、恒星压缩和湍流压缩。其中一些持续存在于远外部区域，在那里柱密度远低于不稳定性的阈值，使得外盘截止有点渐进。我们表明，在一个星系的气体分布的单指数的恒星形成率可以有一个双指数的内部和一个陡峭的一个在外部的一个浅。这种双指数最近在旋涡星系和矮不规则星系的宽带强度剖面中被观测到。假设压缩运动的马赫数在大半径范围内保持为一阶，则在我们的模型中，破裂半径略超出不稳定性阈值。破裂半径与内部指数尺度长度的比率对于更高表面亮度的盘增加，因为不稳定部分进一步向外延伸。这也与观察一致。具有扩展的外部气体盘的星系，其下降速度比单个指数（如1/R）慢，其恒星形成率可以近似为半径的单个指数，甚至可以达到10个盘尺度长度。由于周围环境密度的迅速降低，阿尔法分布的下降速度应该比恒星形成速度快得多。

被吸积盘包围的偶极磁层长期演化的MHD模拟

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。

太阳系边缘的磁效应：MHD不稳定性、拉伐尔喷管效应和扩展喷流

Magnetic Effects at the Edge of the Solar System: MHD Instabilities, the de Laval nozzle Effect and an Extended Jet

为了模拟太阳风和星际风之间的相互作用，必须包括磁场。最近，Opher等人（2003）发现，通过在使用密歇根大学BATS-R-US代码的3D高分辨率模拟中包括太阳磁场，在太阳风终止激波之外形成喷流片结构。在这里，我们提出了一个更高分辨率的三维情况下，射流延伸为$150AU$以外的终止冲击。我们讨论了由拉伐尔喷管效应引起的射流的形成及其由磁流体动力学不稳定性引起的超大周期振荡。为了验证不稳定性的来源，我们还进行了简化的二维几何磁流体动力学计算的平面流体射流嵌入在中性片与我们的3D模拟采取的配置文件。我们发现与完整的三维进化非常一致。我们比较了模拟和时间的演变表明，蜿蜒的模式是占主导地位的模式，发展成一个速度剪切不稳定的增长率为$5 \times 10^{-9} sec^{-1}=0.027 years^{-1}$的射流。因此，日光层的外缘呈现出显著的动态，例如由喷流运动引起的湍流。进一步研究，例如，包括中性粒子和太阳自转与磁轴的倾斜，在我们能够明确地解决这个外部边界的行为之前是必需的。然而，我们已经可以说，磁场效应是这一区域的主要参与者，改变了我们以前对太阳系如何结束的看法。

M87中相对论性喷流的磁准直

Magnetic collimation of the relativistic jet in M87

本文对M87喷流采用双区MHD模型。该模型由一个内部的相对论外流，这是由一个非相对论性的外部盘风包围。外盘风通过磁自准直很好地准直，并将内相对论性喷流限制在旋转轴周围的狭窄区域内。此外，我们通过实例表明，这种模型非常准确地再现了所观察到的M87喷流的开口角在一个大范围内从千秒差距尺度下降到分秒差距尺度。

三维MHD数值模拟辐射无效吸积流

Three-dimensional MHD Simulations of Radiatively Inefficient Accretion Flows

我们提出了旋转辐射低效吸积流到黑洞的三维MHD模拟。在模拟中，我们不断地将磁化物质注入到外边界附近的计算域中，并且我们运行足够长的计算时间，以使所产生的吸积流达到准稳态。研究了注入磁场几何形状的两种极限情况：纯环向场和纯极向场。在环向场注入的情况下，吸积物质形成一个近轴对称的，几何厚度，湍流吸积盘。盘类似于在许多方面的对流为主的吸积流中发现的粘性流体动力学流动的数值和分析研究。具有极向场注入的模型通过两个不同的阶段发展。在最初的瞬态阶段，流动形成一个相对平坦的，准开普勒磁盘与热日冕和双极外流。然而，当流动后来达到稳定状态时，其性质完全改变。磁化的吸积气体变成两相，大部分体积由强偶极磁场控制，从该磁场流出热的低密度风。吸积主要是通过狭窄的缓慢旋转的径向流发生的，这些径向流借助磁重联事件通过磁场“扩散”。

关于湍流$α$盘和AGN的间歇活动

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。

在矮新星和软X射线瞬变中潮汐力矩、盘半径变化和不稳定性

Tidal torques, disc radius variations, and instabilities in dwarf novae and soft X-ray transients

研究密近双星吸积盘的外半径变化对于理解吸积盘的结构和演化具有重要意义。这些变化预测的准定常和随时间变化的光盘模型，这些预测可以面对的意见。我们认为，在激变变量和低质量的X射线二进制的这种变化的理论和观测后果。我们发现，潮汐力矩的作用，决定了光盘被截断的外半径，必须也很重要的潮汐半径内。我们的结论是，这是值得怀疑的潮汐热不稳定性负责的超爆发/超驼峰现象在矮新星，并确认它不能的原因爆发的软X射线瞬变。潮汐力矩可能在极低质量比系统的超级爆发中起作用，但它们不是超级峰的主要和唯一原因。

旋转磁化星吸积盘的二维和三维MHD模拟：变化性研究

2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability

我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。

二次成核与高速射流：电阻性MHD嵌套网格模拟

Second Core Formation and High Speed Jets: Resistive MHD Nested Grid Simulations

采用三维电阻MHD嵌套网格模拟方法，研究了恒星核的形成和由核驱动的高速喷流。从均匀磁场中旋转的Bonnor-Ebert等温云开始，我们计算了从分子云核心（n = 10^6 cm^-3，r_c = 4.6 × 10^4 AU）到恒星核心（n \simeq 10^23 cm^-3，r_c \simeq 1太阳半径）的云演化。我们解决云结构超过7个数量级的空间范围和超过17个数量级的密度对比度。为了比较，我们计算了两种模型：电阻模型和理想MHD模型。两种模型的初始条件相同，但前者包含了磁场的耗散过程，而后者没有。电阻磁流体模型中的磁通量在10^12 cm^-3 < n < 10^16 cm^-3的范围内通过欧姆耗散从第一芯提取。在电阻MHD模型中，形成的恒星核（n \simeq 10 ^20 cm^-3）磁通量密度比理想MHD模型中的小两个数量级。在电阻MHD模型中，由于磁制动的作用减弱，形成了快速旋转的星核（第二核）。恒星核心形成后，磁旋转不稳定性和恒星核心与环境介质之间的剪切运动使核心的磁场被大大放大。因此，高速（simeq 45 km，s^-1）喷流由第二个核心驱动，导致强烈的物质抛射。围绕第二个核心的茧状结构也形成了明显的弓形激波。

星系团外非平衡区的质量估计

Mass estimation in the outer non-equilibrium region of galaxy clusters

我们讨论了一个新的标准来估计质量的外部，非平衡区域的星系团，其中的星系动力学是占主导地位的整体落入运动向集群中心。在球形坍缩模型的框架下，坍缩星系在每个半径上的局部平均速度提供了积分物质过密度$δ$的信息。因此，在转向半径$r_t$处，即哈勃流平衡下落运动的半径处，期望有一个定义明确的过密度值$δ_t$。在这种情况下，我们分析了一个大的模拟集群目录的运动学特性，使用暗物质粒子和成员星系作为下落运动的示踪剂。我们还将模拟结果与球坠近似下的解析计算结果进行了比较，分析了在空间平坦宇宙中模拟结果与宇宙学的关系。如果我们通过转向质量$M_t$（即$r_t$内的质量）将簇质量分布归一化，则它们与整个非平衡区域（$0.5\la r/r_t\la 2$）中的指数分布一致。转向半径与病毒化半径（$r_t\simeq 3.5 r_v$）成比例，而转向质量与病毒化质量（即$M_t\simeq 1.7 M_v$）成比例，其中$M_v$是$r_v$内的质量。实际上，在转向半径内评估的质量是集群总质量的更详尽的评估。这些结果可以应用于对观测到的团簇的分析。

原行星盘外缘的气体和尘埃排放

Gas and Dust Emission at the Outer Edge of Protoplanetary Disks

我们研究了由原行星盘的毫米观测得出的气体和尘埃外半径之间的明显差异。使用230和345 GHz的连续和CO J=3-2的数据从亚毫米波阵列附近的四个磁盘系统（HD 163296，TW长蛇座，GM御夫座，MWC 480），我们研究模型的拱星盘结构和他们的治疗外盘边缘的影响。我们表明，对于这些磁盘，在表面密度和温度的外半径被截断的幂律所描述的模型是无法复制的气体和尘埃排放同时：来自尘埃连续排放的外半径总是显着小于由CO排放跟踪的分子气体磁盘的程度。然而，一个简单的模型的动机相似的解决方案的时间演化的吸积盘，其中包括一个锥形指数边缘的表面密度分布（和相同数量的自由参数）在再现气体和尘埃排放。虽然这种分析并不排除截断幂律模型所暗示的不同半径，但基于吸积物理学的一个现实的替代盘模型为气体和尘埃的范围提供了一致的图像。

具有共面磁场的两个无标度圆盘复合系统的全局结构

Global structures in a composite system of two scale-free discs with a coplanar magnetic field

我们研究了一个理论上的磁流体磁盘问题，涉及一个复合磁盘系统的引力耦合恒星和气体磁盘与共面磁场中存在的轴对称暗物质晕。这两个圆盘被方便地近似为剃刀薄，环状磁场，和幂律旋转曲线的半径。通过施加无标度条件，我们构建了解析稳定的全球MHD扰动配置对齐和对数螺旋图案。还考虑了在轴对称暗物质晕存在下部分圆盘复合系统中的MHD扰动位形。我们推导出解析的稳态MHD色散关系的对齐和未对齐的扰动结构和分析表面质量密度和磁场之间的相应的相位关系。与前人的结果相比，我们得到了三个解分支，分别对应于超快MHD密度波、快MHD密度波和慢MHD密度波。通过评估未对齐的$m=0$的情况下，我们确定的边际稳定性曲线，其中两个不稳定的制度，相应的金斯崩溃不稳定性和环碎裂不稳定性被确定。我们发现，对齐的$m=0$的情况下，只是径向波数$ξ\to0$的非对齐的$m=0$的情况下的限制。我们进一步表明，一个复合系统的部分光盘的行为有很大的不同，从一个复合系统的完整的光盘在某些方面。我们的形式提供了一个有用的理论框架，在研究的MHD盘星系的酒吧，螺旋和酒吧螺旋的静态全球扰动位形。

The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution

Hydro-dynamical modeling of the inner Galaxy suggest that the radius of the outer Lindblad resonance (OLR) of the Galactic bar lies in the vicinity of the Sun. How does this resonance affect the distribution function in the outer parts of a barred disk, and can we identify any effect of the resonance in the velocity distribution f(v) actually observed in the solar neighborhood? To answer these questions, detailed simulations of f(v) in the outer parts of an exponential stellar disks with nearly flat rotation curves and a rotating central bar have been performed. For a model resembling the old …

星系团的外部气体大气

Outer Regions of the Cluster Gaseous Atmospheres

我们提出了一个系统的研究，在规则星系团的外部区域的热气体分布使用ROSAT PSPC数据。在冷却流区域之外，β模型描述了所观察到的表面亮度，但并不精确。在0.3和1维里半径之间，轮廓的特征在于具有斜率的幂律，用β参数表示，在β =0.65至0.85的范围内。在此半径范围内的β值通常比从全局拟合导出的值大约0.05。有一个温和的趋势，斜率随温度的增加，从<beta>~0.68为3千电子伏集群到~0.8为10千电子伏集群;然而，即使在高温下，有集群与平坦的气体剖面，0.7。我们在大半径处的β值系统性地较高，并且β随温度的趋势比以前发现的要弱;最可能的解释是，早期的研究受到不完全排除中心冷却流区域的影响。对于我们的规则集群，在大半径的气体分布是非常接近球对称，这是不被证明是一个工件的样品选择。以团簇维里半径为单位进行比较时，气体密度分布非常相似。固定的平均气体过密度半径1000（对应于Omega=0.2时的暗物质过密度200）显示出与温度的紧密相关性，R~T**0.5，正如具有普适气体分数的星系团的维里定理所预期的那样。在给定的温度下，气体过密度半径的均方根散射仅为~7%，其转化为气体质量分数的20%散射，包括由于测量不确定性引起的统计散射。

具有恒星形成密度阈值的XUV双星系统的模拟

Simulations of XUV Disks with a Star Formation Density Threshold

盘状星系的外部区域显示出光学和Halpha发射的下降，这表明恒星形成的阈值半径，假设是由于临界表面密度低于恒星形成不会发生。在Halpha的个别星系中已经观察到了超过这个阈值半径的恒星形成的迹象，最近的GALEX调查发现，30%的盘星系的紫外线辐射达到了星系光学半径的2-3倍。我们运行光滑粒子流体动力学模拟的磁盘星系与恒定密度扩展气体盘，以测试是否过密度，由于在外盘的螺旋结构可以重现所观察到的恒星形成。我们确实发现，螺旋密度波从内部磁盘传播到外部气体盘和提高当地的气体区域以上的恒星形成密度阈值，产生类似的功能观察到的。由于恒星形成的数量很低，我们预计在观测到的外盘中几乎看不到光发射。我们的研究结果表明，XUV盘可以简单地模拟通过添加一个扩展的气体盘的表面密度接近阈值密度的孤立星系和发展它与基准恒星形成参数。

探测NGC 3610中超过一个有效半径的谱线

Probing Spectral Line Gradients Beyond One Effective Radius in NGC 3610

本文用极高信噪比的Keck谱和星系中心的补充谱研究了合并残余椭圆星系NGC 3610的外区（B波段0.75- 1.25 r_e）。恒星星族参数-年龄，[Z/H]，[ $α$ /Fe] -测量在几个孔沿狭缝。使用Proctor等人（2004）的多指标同时拟合方法，在星系的外部没有发现明显的恒星星族梯度。相对于星系中心的整体梯度与许多其他早期类型星系中发现的一致，尽管金属丰度梯度比如果NGC 3610在主要合并事件中形成的预期要陡峭得多。发现使用H $β$指数的标准分析方法产生虚假的径向可变梯度。

具有星盘边界层的吸积盘的3D- MHD模拟

3D-MHD simulations of an accretion disk with star-disk boundary layer

我们提出了全球三维磁流体模拟几何薄，但不分层的吸积盘，其中一个近开普勒盘旋转之间的两个边界区域的初始旋转配置文件是稳定的MRI。内部区域模拟了圆盘和假设的旋转更慢的中心非磁性恒星之间的边界层。我们调查这个系统的动力学演化的初始垂直和环形场施加在各种域包含在近开普勒磁盘。非零和零净磁通量的情况下被认为是和持续的发电机活动发现运行高达50个轨道周期的外边界附近开普勒磁盘。从小的径向尺度和零净通量的领域开始的模拟导致最低水平的湍流和平滑的磁盘平均状态变量的变化。对于我们的计算设置，开普勒盘中的Shakura & Sunyaev（1973）$α$参数的平均值通常是$0.004\pm 0.002.$磁场最终总是扩散到边界层中，导致环向场向内角动量传输的建立和盘材料的吸积。平均径向速度，虽然表现出大的时间波动总是亚音速。从净环向通量开始的模拟可以产生平均$α\sim 0.04.$。虽然其特征在于比平均$α$大一个数量级，但从具有大径向尺度和净通量的垂直场开始的模拟可能导致形成非常低密度的持久非均匀、非轴对称的磁主导区域。