Exact potential-density pairs for flattened dark haloes
宇宙学模拟表明，暗物质晕不是球形的，而是典型的中强三轴系统。我们研究的方法，将球势-密度对转换成轴对称的，其中的密度分布的基本特征（如在小和大半径的斜率）被保留。我们通过在引力势的表达式中用扁圆半径m代替球面半径r来达到这个目的。我们扩展并形式化了Miyamoto & Nagai（1975）开创的方法，使其适用于任意的势-密度对。不幸的是，一项渐近研究表明，在大半径下，这样的模型总是显示出一个叠加在光滑的近似球形密度分布上的R^（-3）圆盘。因此，这种方法不能用来为诸如暗物质晕之类的动力系统构造简单的平坦势-密度对。因此，我们对原始配方进行了修改，以解决discy行为的问题。渐近分析表明，密度分布在大半径处具有所需的渐近行为（如果密度下降的速度小于r^（-4））。我们还表明，平坦化过程不会改变在小半径的密度分布的形状：而内部的密度轮廓被平坦化，密度分布的斜率不变。基于Dehnen & McLaughlin（2005）的真实球形晕模型，我们应用这个方法构造了一组扁平的暗物质晕。该示例说明该方法对于适度的平坦化值工作良好，而较强的平坦化值导致花生形密度分布。
2008-10-30 astro-ph
Local Axisymmetric Instability Criterion in the Thin, Rotating, Multicomponent Disk
在由几个气体和恒星组成的薄旋转盘中考虑了Pingeros引力摄动。得到了轴对称密度波在圆盘中传播时的色散关系，并给出了整个系统局部轴对称稳定性的判据。在两组分气体的适当极限下，我们证实了Jog和Solomon（1984）的发现，并将考虑扩展到一个组分无碰撞的情况。本文利用依巴谷卫星观测到的局部银盘的恒星组成和运动学数据，探讨了基于多分量不稳定性条件的太阳附近银盘的引力稳定性。
2000-07-05 astro-ph
Accurate numerical potential and field in razor-thin axisymmetric discs
我们证明了密度分裂方法在计算极薄的轴对称圆盘平面上的引力势和引力场时的高精度，正如Pierens & Hure（2004）中初步概述的那样。由于泊松积分中的剩余核不是C^无穷类函数，我们使用动态空间映射来提高高级求积方法的效率。在精度方面，结果是更好的数量级比经典的FFT方法。
2005-01-11 astro-ph
Non-Axisymmetric g-Mode and p-Mode Instability in a Hydrodynamic Thin Accretion Disk
有人认为，吸积X射线源的准周期振荡可能与标题中提到的模式有关。本文考虑等熵、等温、非磁化薄吸积盘的非轴对称线性扰动。径向波动方程中，垂直节点数（n）是一个分离常数，除了在某些情况下，在共转时，波作用流是守恒的。没有垂直波节的波在被接近共转的障碍物反射时会放大。他们的行动是保守的。如前所述，这种放大允许n=0模式在适当的边界条件下不稳定。相比之下，我们发现n >0的波在共转时被强烈吸收而不是放大;它们的作用不守恒。因此，非轴对称p模和g模（n>0）即使在无粘圆盘中也是阻尼和稳定的。这就排除了对中子星和黑洞X射线双星准周期振荡的一个有希望的解释。
2003-03-11 astro-ph
Hydrodynamical stability of thin accretion discs: transient growth of global axisymmetric perturbations
本文的目的是探讨吸积盘如何在全球范围内表现出瞬时增长的现象。我们解析地研究了薄吸积盘对特殊轴对称扰动的时间响应。为了便于分析处理，我们用一般的多方假设代替能量方程。Kluenniak & Kita（2000）的渐近展开式将Regev（1983）的方法推广到全定常多变圆盘（使用$n=3/2$），并进一步发展和实现了定常（对于任何多变指数）和时间相关问题。详细研究了选定的动力学扰动的空间形式和时间行为。我们确定的扰动空间，导致瞬态增长，并提供分析解决方案，体现了预期的瞬态增长行为。三个术语（物理原因）负责的外观短暂的增长被确定。两个明确地取决于粘度，而第三个也是相关的无粘光盘。我们得出的主要结论是，在全球范围内的光盘中存在的瞬态增长现象。
2005-02-20 astro-ph
An efficient algorithm for two-dimensional radiative transfer in axisymmetric circumstellar envelopes and disks
本文提出了一种轴对称星周介质二维辐射转移的计算方法。通过将短特征线法推广到球坐标系，对传递方程进行了形式积分。加速的Lambda迭代（ALI）和Ng的算法被用来收敛到一个解决方案。通过采用几何上间隔的径向坐标网格，该方法具有处理半径跨越几十年的问题的自然能力，在最极端的情况下，从恒星半径到秒差距尺度。在球坐标系中，通过对离散光子方向的特殊选择和对近径向向外传播辐射的特殊处理来保证通量守恒。该算法从零到非常高的光学深度都能很好地工作，并且可以用于各种各样的传输问题，包括非LTE线形成，尘埃连续传输和高温过程，如康普顿散射。在本文中，我们专注于多次散射尘埃颗粒和非LTE传输的分子和原子线。线转移处理根据ALI计划的多能级原子/分子，包括随机和系统的速度场。该算法是在一个多用途的用户友好的辐射转移程序名为自由基。我们提出了两个例子计算：一个在蛋星云的尘埃散射，和一个非LTE线形成的旋转过渡的HCO $^{+}$在一个扁平的原恒星坍缩云。
2000-03-30 astro-ph
Why there are no elliptical galaxies more flattened than E7: thirty years later
椭圆星系被模拟为等轴条纹雅可比椭球，其中特有的速度分布是各向异性的，或等效为它们的伴随配置，即等质量和轴的经典雅可比椭球，在实旋转或虚旋转。从轴对称到三轴配置在这两个序列中的分叉点重合的原因，相反，早期的研究结果，提出和讨论。简要地概述了赤道主轴两端的离心支承效应。在处理一些限制的情况下，椭圆星系的扁平化的下限的存在进行了研究。更具体地说，（i）椭圆星系被认为是孤立系，在椭圆体域中存在一个允许的区域，它与椭圆形到梨形构型的分叉点的出现有关，这与观测结果是一致的;（ii）椭圆星系被认为嵌入在暗物质晕中，在合理的假设下，结果表明，宿主晕的潮汐效应对上述结果影响不大;（iii）暗物质晕和嵌入的椭圆星系，理想化为一个单一的等轴条纹雅可比椭球体，被认为是与宇宙学的过渡，从膨胀到松弛，通过推广较早的模型，并建立了一个下限的松弛（扁圆状）配置的扁平化。另一方面，没有发现较低的限制，以延长松弛（长轴状）配置，并观察到缺乏椭圆星系更延长比E7需要一个不同的物理解释，如充分调查弯曲不稳定性。
2007-04-24 astro-ph
The flattening and the orbital structure of early-type galaxies and collisionless N-body binary disk mergers
我们使用包含暗晕的扁圆轴对称动力学模型来确定中等质量到大质量后发座早型星系的轨道结构。我们发现了各种各样的轨道组成。平均所有样本星系的无序恒星动能在方位角和径向方向是相同的顺序，但他们可以在个别系统的差异高达40%。相反，无论是旋转星系还是非旋转星系，垂直方向的动能平均都小于其他两个方向。这意味着，即使是大多数的旋转椭圆是平坦的恒星速度色散的各向异性。使用三个积分轴对称玩具模型，我们表明，扁平恒星各向异性最大化的熵为一个给定的密度分布。无碰撞的盘合并残留物是径向各向异性的。在观测到的早期型星系中明显缺乏强径向各向异性，这意味着它们可能不是由盘的合并形成的，除非耗散过程的影响很大。
2008-11-13 astro-ph
Rossby Wave Instability of Thin Accretion Disks -- II. Detailed Linear Theory
在早期的工作中，我们确定了一个全球性的，非轴对称的不稳定性与存在的极端的径向配置文件中的关键功能${\cal L}(r) \equiv (ΣΩ/κ^2) S^{2/Γ}$在薄，无粘，非磁化吸积盘。这里，$Σ(r)$是盘的表面质量密度，$Ω(r)$是角旋转速率，$S(r)$是比熵，$Γ$是绝热指数，以及$κ(r)$是径向周转频率。不稳定性的色散关系与行星大气中的Rossby波的色散关系相似。在本文中，我们提出了详细的线性理论，这Rossby波不稳定性，并表明它存在于一个更广泛的条件下，特别是，对于有一个“跳”的情况下，在某些范围内的$r$在$Σ(r)$或在压力$P(r)$。我们阐明了这种不稳定性的物理机制及其对各种参数的依赖性，包括“颠簸”或“跳跃”的幅度，方位角模式数，以及磁盘中的声速。我们发现大的参数范围内的磁盘是稳定的轴对称扰动，但不稳定的非轴对称Rossby波。我们发现Rossby波不稳定性的增长率可以很高，$\sim 0.2 Ω_{\rm K}$对于相对小的"跳跃“或"颠簸”。我们讨论可能导致这种不稳定性的条件和后果的不稳定性。
1999-07-20 astro-ph
Scale-Free Thin Discs with an Isopedic Magnetic Field
在轴对称薄无标度气体盘背景中解析地构造了具有线性和对数螺旋MHD扰动的全局定常位形，该气体盘嵌入暗物质晕的轴对称引力势中，并包含一个几乎垂直穿过盘平面的等序磁场。盘旋转速度$v_θ\propto R^{-β}$的无标度指数$β$落在$(-1/2 , 1/2)$的范围内，其中$R$是圆柱半径。在深背景暗物质晕势的阻挡下，等序磁场可能足够强，使磁张力超过盘的自引力，从而显著影响全球静止磁流体扰动组态和无标度盘系统的稳定性。只有在具有扰动无标度指数$β_1=1/4$的定常对数螺线MHD扰动下或在定常MHD扰动下，MHD盘才能保持恒定的角动量径向通量。在径向上的角动量的可变径向通量对应于复杂的色散关系。作为一个特例，本文还研究了轴对称MHD扰动的边缘不稳定性。当磁张力超过圆盘的自重时，无标度圆盘在所有波长的轴对称MHD扰动下都是完全稳定的。我们预测可能存在的isopedicallymagnetized气体盘系统的旋转主要局限于一个巨大的暗物质晕势。
2006-07-16 astro-ph
Three-integral models for axisymmetric galactic discs
我们提出了新的平衡分量分布函数，依赖于三个解析积分的Stackel潜在的，并可用于模拟恒星盘的星系。这些分量是二积分分量的推广，因此可以在二积分近似中提供薄圆盘。它们最重要的性质是它们的矩的部分解析表达式、它们的位形空间密度的盘状特征（在银道面上呈指数下降，在垂直方向上有限）和它们的速度色散的各向异性。我们进一步表明，这样的组件的线性组合可以适合一个范德克鲁特盘。
2002-05-21 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
Axisymmetric and triaxial MOND density-potential pairs
我们提出了一种简单的方法，球对称势的变形的基础上，构造明确的轴对称和三轴MOND密度势对。一般准则选择合适的变形，使所得的密度分布是无处负，提出。这种灵活的方法提供了第一次的可能性，研究MOND引力场足够普遍和现实的密度分布，而不诉诸复杂的数值代码。该技术是通过构建一个三轴星系模型，在没有变形的情况下，减少到赫恩奎斯特球的MOND密度势对说明。这种解析解也与测试和验证数值代码有关。在这里，我们提出了一个新的数值势求解器，旨在解决任意密度分布的MOND场方程：代码进行了测试，对解析MOND三轴Hernquist模型和MOND剃刀薄Kuzmin磁盘的优秀结果，并最终提出了一个简单的应用程序。
2005-12-02 astro-ph
Jeans and Boltzmann Solutions for Oblate Galaxies with Flat Rotation Curves
本文给出了扁无标度对数势的Jeans方程的一般解。这就提供了所有可能的二阶速度矩，使恒星星族的无标度密度变平，抵抗重力场。详细研究了宾尼模型自洽密度的二阶矩的两参数子集。这些解决方案具有理想的性质，可观察到的分散体的径向和自行可以明确地给出。在球形极限下，这些模型的势退化为奇异等温球的势。确定了可以对应于物理三积分分布函数的任意平坦化的无标度密度的Jeans解。然后研究了宾尼模型在平坦无标度对数势中寻找与Jeans解相关的分布函数的问题。无碰撞玻尔兹曼方程的近似解被发现，它提供了薄和近薄管轨道的第三（部分）积分的良好精度。它是对总角动量的修正。这使得能够构造许多简单的三积分分布函数。这些近似的DF的运动学性质示出同意的一个子集的Jeans解决方案-从而确认作为良好的近似物理解决方案。
1995-12-13 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
Two evolutional paths of an axisymmetric gravitational instability in the dust layer of a protoplanetary disk
利用非线性数值模拟方法研究了引力不稳定性和尘埃向中平面沉降对原行星盘尘埃层密度演化的影响。我们假设的区域中的径向压力梯度在平衡时可以忽略不计，使剪切引起的不稳定性是避免的，也限制到轴对称扰动的非线性数值模拟的引力不稳定性的第一步。我们发现引力不稳定性有两条不同的演化路径，这取决于无量纲气体摩擦时间，摩擦时间定义为气体摩擦时间与开普勒角速度的乘积。如果无量纲气体摩擦时间等于0.01，引力不稳定性的增长速度比尘埃沉降。另一方面，如果无量纲气体摩擦时间等于0.1，尘埃聚集体在引力不稳定性增长之前就已经充分沉降。在后一种情况下，一个近似的分析计算表明，尘埃沉降的速度比重力不稳定性的增长，无论在中平面的尘埃密度。因此，尘埃层变得非常薄，可能达到尘埃物质密度的十分之几，然后引力不稳定性增长。
2006-05-08 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in Axisymmetrically Deformed Type II Supernovae
利用二维流体动力学计算方法研究了II型超新星轴对称爆炸下的爆炸核合成。并与SN 1987A的观测结果进行了比较。我们的主要发现如下：（1）合成了$^{44}Ti$，从而解释了SN 1987 A辐射热光变曲线的尾部。我们认为这是因为在轴对称爆炸下，富α粒子的冻结发生得更活跃。(2)与观察结果相比，$^{57}Ni$和$^{58}Ni$往往会过度产生。然而，这种倾向强烈依赖于祖先的模型。我们还比较了质量数范围$A= 16-73$内各元素的丰度与太阳值。我们发现了三个突出的特点。(1)对于$A=16-40$范围内的核，它们的丰度对激波的初始形式不敏感。这种不敏感性是有利的，因为迄今为止的球面计算可以解释太阳系在这个质量范围内的丰度。(2)与球形爆炸相比，轴对称爆炸在A=45附近有相当好的增强。特别是，$^{44}Ca$，这是生产不足，在目前的球面计算，是显着增强。(3)此外，在A=65附近存在增强。这种趋势不依赖于质量切割的形式，而是依赖于初始冲击波的形式。这种增强可能是这个质量范围内的生产过剩的问题，尽管这种影响相对较小，因为I型超新星主要负责这个质量数范围。
1997-09-16 astro-ph
On the non-linear hydrodynamic stability of thin Keplerian disks
本文采用高精度谱方法，在二维可压缩大尺度下研究了薄可压缩开普勒圆盘的非线性流体动力稳定性。我们表明，纯粹的流体动力学扰动，而最初发展成剪切扰动或相干涡，不演变成一个自我维持的湍流。这与Balbus和Hawley（1998）的结论完全一致。我们证明，暂时，能量被转移到最大规模的模式（消散前）。在内反射边界条件下，发现最内层盘对非轴对称模态是全局不稳定的，这种非轴对称模态可以演化为湍流。然而，预计这种湍流不会在盘中的角动量传输中发挥重要作用。
1999-03-29 astro-ph
Asymptotic models of meridional flows in thin viscous accretion disks
本文给出了轴对称薄粘性吸积盘模型中的数值积分结果，给出了吸积盘的结构和涡旋流。通过简化和近似的方程，在小参数$ε$中使用系统渐近展开，测量相对盘厚度，获得的解决方案。在扩散近似下，考虑了辐射转移，求解了垂直结构。在$ε$中进行二阶展开，对于足够低的粘度参数$α$，我们得到含有{ \em回流}的解。这些解与Urpin（1984）首次发现的结果相似，Urpin使用了仅对大半径有效的近似，以及Kluenniak & Kita（1997）的渐近解析解，仅对多变圆盘有效。我们的结果对于吸积盘理论中的一些悬而未决的问题可能是重要的。
2002-10-14 astro-ph
First MHD Simulation of Collapse and Fragmentation of Magnetized Molecular Cloud Cores
这是第一篇用三维MHD嵌套网格模拟分子云碎裂和质量外流的论文。研究了双星的形成过程，特别注意旋转磁化分子云的碎裂。我们假设一个等温旋转和磁化的圆柱形云在流体静力平衡。非轴对称以及轴对称扰动被添加到初始状态和随后的演变进行了研究。演化的特征在于三个参数：非轴对称扰动的幅度，旋转速度，和磁场强度。结果发现，非轴对称在早期阶段几乎不演化，而是在气体收缩并形成薄盘后开始生长。旋转速度和磁场强度强烈地促进盘的形成。有两种类型的碎片化：来自环的碎片化和来自棒的碎片化。如果厚度小于半径的1/4，则薄的绝热芯会碎裂。为了使碎片存活下来，它们应该形成一个严重拉长的棒状核心或一个扁平的圆盘。在模型中显示碎裂，流出的各个片段被发现，以及那些驱动的旋转杆或磁盘。
2003-11-16 astro-ph
From kinematics to dynamics in thin galactic disk
我们提出了一种方法，用于恢复的分布函数的边缘上薄的轴对称磁盘直接从他们的可观察的运动学性质。这种恒星系统最普遍可观测的性质是恒星在星系不同投影半径处的视线速度分布。如果引力势是已知的，那么一般的二积分分布函数可以使用这些视线分布的高速尾部的形状来重建。如果采用了错误的引力势，那么仍然可以使用这种技术来构造分布函数，但是所观测到的速度分布的低速部分将不能由导出的动力学模型再现。因此，引力势也受到观测到的运动学的严格约束。
2000-07-17 astro-ph
Axisymmetric bending oscillations of stellar disks
随机运动的自引力恒星盘支持指数增长，在某些情况下，纯粹的振荡轴对称弯曲模式，不像他们的冷盘同行。一个极薄的圆盘，即使在平面内有很小程度的随机运动，也是不稳定的，并且具有中性模式的离散谱，而与边缘的尖锐度无关。垂直于圆盘平面的随机运动具有稳定效果，但同时允许弯曲波耦合到颗粒的内部振动，这导致以前的中性模式通过朗道阻尼衰减。首先集中在不稳定性，我在这里确定的程度，随机运动的正常需要抑制全球性的，轴对称的，弯曲的不稳定性在一个家庭的自引力盘的平面。正如前面所发现的，只有当厚度超过一个朴素的局部准则所期望的厚度时，弯曲不稳定性才被抑制，此时盘平面内的压力支承程度与旋转支承相当或超过旋转支承。对于大多数盘星系来说，适度的盘厚度就足以维持弯曲稳定性，除了靠近中心的部分。零厚度圆盘中中性谱的离散化是由于在暖圆盘中弯曲波存在一个转折点，而当圆盘是冷的时，这个转折点是不存在的。当圆盘具有有限厚度时，离散的中性模通常通过波粒相互作用而被强烈阻尼。因此，令人惊讶的是，我发现一些温暖的模拟，稳定的磁盘可以支持（准）中性，大规模的弯曲模式，衰减非常缓慢，如果在所有。
1996-04-21 astro-ph
Magneto-Centrifugal Launching of Jets from Accretion Disks. I: Cold Axisymmetric Flows
射流形成的磁离心模型研究了随时间变化的模拟达到稳定状态的冷气体与流体压力可以忽略不计，在轴对称的几何形状，使用修改的Zeus3D代码适用于并行计算机。在冠状基底处施加的边界条件的数量考虑了快速和Alfvenic临界表面的存在，避免了流动的过度确定。计算框的大小和形状被选择为包括这些临界表面，以减少外边界条件的影响。由于在原点附近有一个区域，磁力线与轴的倾角太小，无法驱动离心风，我们注入一个薄的轴向喷流，预计在黑洞附近形成电磁。加速度和准直出现广泛的一般条件。详细示出了参考运行，其中风在轴向方向上离开计算体积，其极向速度等于极向阿尔芬速度的4倍，在11度内准直。最后，临界表面，磁力线，推力，能量，扭矩和质量放电的出风的模拟与各种档案的质量和磁通量在基地的电晕。
1999-07-29 astro-ph
Relativistic Self-similar Disks
我们制定和解决的半解析手段的轴对称平衡的相对论性自相似磁盘的无穷小的垂直厚度。这些圆盘在水平方向上由等温（二维）压力和平坦的旋转曲线的组合来抵抗它们的自重。惯性系的拖曳将可能的解限制在总小于光速的0.438倍的旋转速度，这是林登-贝尔和皮诺特在1978年首次获得的冷盘结果。我们发现，大量的测试粒子的逆行圆形轨道存在，并为我们所有的模型磁盘是稳定的，但逆行圆形轨道不能维持粒子速度小于光速，一旦磁盘开发一个ergoregion。我们还计算光子轨迹，平面和非平面，在由此产生的时空，磁盘和没有ergoregions。我们发现，所有的光子轨道，除了一组措施零，往往是集中的引力的扁平的质量-能量分布的平面的磁盘。这一结果表明，强相对论性、快速旋转、紧凑的物体可能很难沿着旋转轴喷射出准直的物质束或光束，直到流动远远超过相对论性质量分布的平坦部分（这在本文考虑的自相似模型中不会发生）。
2001-11-17 astro-ph gr-qc
Stellar Structure of Irregular Galaxies. Edge-On Galaxies
利用哈勃空间望远镜获得的恒星光度学资料，研究了12个不规则和矮旋涡星系中不同年龄恒星的数密度分布。在所有星系中，可以区分出两个子系统：一个是由年轻恒星组成的薄盘，另一个是包含大部分老恒星（主要是红巨星）的厚盘。在垂直于星系平面的Z方向上，薄盘和厚盘中的恒星数密度的变化遵循指数规律。薄盘的大小对应于星系在μ = 25 m/arcsec ^2时的可见大小，而厚盘的大小是其2 ~ 3倍。除了一个厚的圆盘，大质量的不规则星系M82还有一个更长的恒星晕，在星系的两极是扁平的。利用我们以前对12个正面星系的研究结果，结合本文的新结果，建立了一个不规则星系恒星结构的经验模型。
2006-10-17 astro-ph
Ballooning Modes in Thin Accretion Disks: Limits for their Excitation
本文讨论了在薄吸积盘中可能激发理想磁流体轴对称气球模的条件。如Coppi和Coppi（2001）先前所示，这些模式在垂直方向上很好地局部化，但在径向方向上具有特征振荡和非局部化轮廓。它们激发的一个必要条件是磁能要比热能低得多。即使当这是满意的，仍然存在的问题，确定可能的物理因素，可以使所考虑的模式径向本地化。给出了描述模式的简正模方程的通解，表明它具有本征解的离散谱特征。的增长率降低，并有一个不同的缩放相对于那些“长柱”模式，通常被称为磁旋转不稳定性，以前已经研究过。
2003-06-17 astro-ph
Stability of Toomre-Hayashi Disk
研究了自引力旋转气体圆盘的Toomre-Hayashi模型的稳定性。旋转速度$ v_ϕ$和声速$ c _{\rm s} $在模型中是空间恒定的。我们证明了该模型对轴对称扰动是不稳定的，与$ v_ϕ$和$ c_{\rm s} $的值无关。当比率$ v_ϕ/ c_{\rm s} $大时，模型盘在几何上薄并且对具有短径向波长的轴对称扰动不稳定，即，不稳定的碎片。当$ v_ϕ/ c_{\rm s} $小于1.20时，它对完全崩溃是不稳定的。在早期的研究中，只考虑径向运动，认为$ 1.7 \la v_ϕ/ c_{\rm s} \la 3 $的Toomre-Hayashi模型对轴对称扰动是稳定的。因此，具有介质$ v_ϕ/ c_{\rm s} $的Toomre-Hayashi模型的不稳定性不是由于表面密度的变化，而是由于圆盘高度的变化。我们还发现，奇异的等温扰动是稳定的非球形扰动。
2000-10-04 astro-ph
The effects of vertical outflows on disk dynamos
我们考虑了薄圆盘中垂直外流对平均场发电机的影响。这些外流可能是由于风或磁浮力。我们分析两个二维有限差分数值解的轴对称发电机方程和自由衰减模式扩展使用薄盘近似。与预期相反，垂直速度可以增强发电机的作用，只要它不是太强。在非线性状态下，这可导致磁场的超指数增长。
2001-02-26 astro-ph
Galactic structure studies with BATC star counts
我们报告的第一个结果进行的恒星计数与国家天文台（NAOC）60/90厘米施密特望远镜在15个中间带滤波器从3000至10000毫米的BATC调查。我们分析了超过1400颗主序星（$14\le$ V $\le21$）的样本，这些恒星位于中心坐标为R.A.= $09^h53^m13^s.30$和DEC=47 $^\circ49^{\prime}00^{\prime\prime}.0$（J2000）。视场为0.95度$^{2}$，空间尺度为$1\arcsec.67$。在我们的模型中，垂直于银河系平面的恒星分布由两个指数盘（薄盘加厚盘）和一个de Vaucouleurs晕给出。基于星计数，我们分别导出了薄盘和厚盘的标度高度分别为$320^{+14}_{-15}$ pc和$640^{+30}_{-32}$ pc，薄盘的局部密度为$7.0\pm1%$.我们发现，所观察到的计数支持的轴比$c/a\le0.6$的德Vaucouleurs $r^{1/4}$法律，这意味着更扁平的晕。我们还导出了薄盘的恒星光度函数，它与依巴谷光度函数部分一致。
2003-04-24 astro-ph
Oscillations of the Inner Regions of Viscous Accretion Disks
虽然在不同的X射线源中发现了准周期振荡（QPO），但它们的起源仍然是一个有争议的问题。对流体动力学吸积盘的分析研究表明了三种类型的被捕获的全局模，其性质似乎与观测结果一致。然而，这些研究只考虑线性效应，没有解决模式激发和衰减的问题。此外，观察表明，模式之间的共振起着至关重要的作用。因此，需要对这个问题进行系统的数值研究。在本文中，我们使用伪谱算法进行参数研究的内部区域的流体动力盘。通过假设α-粘度，我们表明，稳态解决方案很少存在。圆盘的内边缘振荡并激发轴对称波。此外，内边缘内的流动有时对非轴对称扰动是不稳定的。单臂，甚至双臂，螺旋的发展，这提供了一个合理的解释，从吸积黑洞观察到的高频QPO。当雷诺数大于一定的临界值时，内盘会经历一些以强尾涡为特征的瞬态湍流状态，而外盘则会发展出大尺度的尾涡。我们比较了我们的数值结果与标准薄盘振荡模型。虽然非轴对称特征有其解析对应物，但需要更仔细的研究来解释轴对称振荡。
2008-12-11 astro-ph
