Evolution of very low mass pre-main sequence stars and young brown dwarfs under accretion: A phenomenological approach
在Cool Star 15的海报中，我们分析了盘吸积对非常低质量的前主序星和年轻棕矮星演化的影响，以及由此产生的质量和年龄测定的不确定性。我们使用里昂进化的一维代码假设一个磁层吸积过程，即，材料下落覆盖辐射表面的一小部分区域，我们考虑了从吸积材料增加的内能作为自由参数$ε$。即使这个问题的方法是唯象的，我们的形式主义提供了重要的线索盘吸积的特点，这是有用的改进恒星内部的计算。使用吸积率来自观测结果表明，吸积不影响相当大的理论等时线的位置，以及与标准的非吸积模型相比，光度。更多讨论见Gallardo、Baraffe和Chabrier（2008）即将发表的论文。
2008-10-16 astro-ph
Encounter-driven accretion in young stellar clusters - A connection to FUors?
背景：FUors的亮度在一到几年内增加了几个数量级。目前对这种亮度提升的解释是，年轻恒星周围的盘状物质急剧增加。导致这种增长的机制是一个争论的焦点。目的：选择猎户座星云团作为代表，我们模拟吸积爆发驱动的遭遇在稠密的恒星环境。我们调查是否像上升和衰减时间，事件频率等属性。发言的遭遇作为一个可能的原因FUOR现象。方法：我们结合集群模拟Nbody 6 ++代码与粒子模拟，描述了一个年轻的恒星周围的光盘上的飞行的影响，以确定诱导的质量吸积。结果如下：诱导吸积率，整体的时间吸积轮廓，衰变时间，并可能的二进制率，我们得到的吸积器诱导吸积同意非常好的观察FUOR。然而，在一些FUOR中观察到的一年的上升时间在我们的模拟中很难实现，除非物质存储在靠近恒星的某个地方，然后在超过一定的质量限制后释放。反对FUOR现象是由相遇引起的最有力的论据是，大多数FUOR都是在低恒星密度的环境中发现的。我们将讨论扩展到偏心双星和引力不稳定盘，并发现这两种模型在实现必要的上升时间有类似的问题。结论：我们预测，在密集的年轻星团中，这些爆发应该主要发生在靠近星团中心的地方，并且所涉及的恒星之间的质量比很大。（节略）
2008-10-16 astro-ph
`Tail-end' Bondi-Hoyle accretion in young star clusters: Implications for disks, planets, and stars
年轻的恒星在形成星团的引力势阱中运行，穿过星团的致密分子气体，并从其各自的原恒星云核心外的储层中经历邦迪-霍伊尔吸积。在恒星形成后的几百万年里，在星团分散之前，可能会发生吸积。这种吸积主要发生在盘上，而不是恒星上。在三个年轻的模型集群包含30，300和3000颗恒星的恒星轨道的N体模拟。模拟包括分子气体的重力势，随着时间的推移平稳地分散。星团的恒星形成效率为33%，半径为0.22 pc。我们发现，在N=30的星团中，围绕太阳质量恒星的盘每百万年吸积约0.01 M sol（约1个最小质量太阳星云，MMSN）。对于质量为M的恒星，吸积速率的尺度为M^2.1。对于N=3000的星系团，吸积率要低5倍，这是因为它有更高的恒星速度和更高的温度。盘上的邦迪-霍伊尔吸积率比直接在年轻恒星上观察到的吸积率低好几倍（例如，Muzerolle et al 2005）：这两个吸积速率遵循相同的M^2行为，并且可能是相关的。吸积盘的质量足够大，它可能对盘的结构和行星系统的形成产生重大而未被重视的影响。我们讨论了这一过程的各种影响，包括它对星团恒星之间金属丰度差异的影响，恒星与其盘之间的成分差异，陆地和气体巨行星的形成，以及在我们的太阳系中观察到的同位素异常。
2008-04-03 astro-ph
UV excess measures of accretion onto young very low-mass stars and brown dwarfs
利用凯克一号卫星上的LRIS获得了3000-9000 AA的年轻低质量恒星和棕矮星的低分辨率光谱。在Balmer和Paschen连续统中产生的过量紫外和光发射产生的质量吸积率范围从2 e-12到1 e-8 Mo/yr。这些结果与{ \it HST}/STIS光谱的吸积率范围从2 e-10至5e-8 Mo/年的大致太阳质量的吸积器进行了比较。M矮星在<4000 A时的弱光球辐射导致吸积和光球辐射之间的对比度相对于更高质量的对应物更高。这里测量的质量吸积速率系统地比H-α发射线轮廓大4-7倍，差异与两种方法的不确定性一致，但不太可能解释。吸积光度与许多谱线光度相关，包括高巴耳末谱线和许多He I谱线。吸积率与H-α 10%宽度和线通量的相关性显示出大量的散射。我们的结果和以前的吸积率测量表明，金牛座分子云中的吸积率与M^（1.87+/-0.26）成正比。
2008-01-23 astro-ph
Measuring Accretion in Young Substellar Objects: Approaching the Planetary Mass Regime
我们目前的观测Halpha发射线剖面在麦哲伦天文台的39个年轻的低质量恒星和褐矮星的金牛座和Chamaeleon I恒星形成区域的样本。我们已经确定了11个新的亚恒星吸积物，是已知的具有可测量吸积活动的棕矮星数量的三倍多。这些包括迄今为止所看到的最低质量的吸积物体，质量低至~0.015 Msun。使用模型的Halpha发射产生的磁层吸积流，最广泛适用的主要校准器，现在可用的，我们确定的第一个估计质量吸积率的对象在这样的极低的质量。对于6个质量小于0.03 Msun的天体，我们发现其吸积速率约为5 × 10 ^{-12} Msun/yr，是迄今为止测量到的最小的。这些新的结果延续了质量吸积率随着恒星质量的减小而减小的趋势，这是我们以前在更大质量物体的样本中注意到的;总体相关性为Mdot \~ M^{2.1}，现在扩展到两个数量级以上的质量范围。最后，吸积率随质量的分布没有不连续性，这表明恒星和棕矮星有着相似的形成历史。
2005-02-01 astro-ph
Shaping Proto-Planetary and Young Planetary Nebulae with Collimated Fast Winds
使用二维流体动力学模拟，我们调查的相互作用的准直快风（CFW）与球形渐近巨分支（AGB）风的形成原行星状星云和年轻的行星状星云的机制。特别是，我们比较我们的模拟观察到的一个进化的PPN与多个，高度准直的叶，CRL 618。
2002-11-22 astro-ph
Probing Disk Accretion in Young Brown Dwarfs
我们目前的高分辨率光谱的15个对象接近或低于亚恒星极限的上天蝎座和$ρ$蛇夫座恒星形成区域。这些光谱是用凯克一号望远镜上的HIRES仪器获得的，用于研究年轻的极低质量天体的盘吸积、旋转和活动。我们报告检测到一个广泛的，不对称的H $α$发射线的$ρ$ Oph源GY 5也被称为港中红外过量，一致的吸积盘的存在。上斯科天体的H $α$剖面表明很少或没有正在进行的吸积。我们的研究结果意味着，如果大多数棕矮星出生的磁盘，其吸积率迅速下降，在时间尺度可比或小于金牛座T磁盘。上斯科的棕矮星似乎比金牛座的年轻棕矮星旋转得更快，这与由于磁盘解锁后的收缩而导致的自旋上升一致。H $α$的活动是可比的饱和活动水平在现场M矮星具有类似的光谱类型和旋转速率。比较我们的数据与公布的（虽然分辨率较低）光谱的一些相同的对象从其他时代表明可能的变化吸积/活动指标。
2002-09-13 astro-ph
Cooling of young stars growing by disk accretion
在最初的形成阶段，年轻的恒星必须通过在坍缩的原恒星云中心形成的拱星盘的吸积来获得相当大一部分质量。在这段时间内，通过盘的质量吸积速率可以达到10^{-6}-10 ^{-5} M_Sun/yr，导致恒星表面附近大量的能量释放。我们研究了恒星表面的热内盘产生的辐射对吸积完全对流的低质量恒星的性质的影响，也看看年轻的褐矮星和巨行星等物体。在高吸积率下，辐射使赤道区域的表面温度升高到没有吸积时恒星的光球温度T_0以上。恒星表面的高纬度（极地）部分，在那里盘辐射很弱，保持它们的温度在T_0的水平。在强辐射区域，一个几乎等温的外部辐射区形成在完全对流的内部之上，导致来自恒星收缩的局部内部冷却通量的抑制（类似的抑制发生在辐射的“热对流星”）。这个辐射区的性质可能决定了平流进入恒星对流内部的热能的数量。与非吸积的情况相比，在整个恒星表面积分的总内禀光度减少了，在某些系统中（年轻的棕矮星，类星体盘中的恒星，形成巨行星），可能导致恒星收缩的延迟。恒星和棕矮星受到其盘的辐射，倾向于主要通过其冷的极地区域损失能量，而年轻的巨行星通过盘吸积，整个表面都冷却。
2007-07-24 astro-ph
Accretion Signatures from Massive Young Stellar Objects
高分辨率（λ/Δ-λ = 50，000）K波段光谱的大规模，嵌入式，年轻的恒星物体。目前的样本包括四个大质量的年轻恒星位于新生的星系团，为银河系巨大的H II区域提供动力。观察到CO的2.3微米2- 0振动-转动带头的发射。在三个物体中看到的一系列速度加宽的轮廓与在各种倾角下看到的拱星盘所产生的发射是一致的。同样的光谱和空间分辨率的溴伽马光谱也支持吸积盘或环面模型的大质量恒星。在第四个天体中，观测到了Br辐射，暗示着一个旋转的环面，但是CO的轮廓很窄，这表明在大质量恒星中可能有不同的CO辐射机制，这与BN天体和MWC 349的早期观测结果一致。到目前为止，只有O型晚期或B型早期的年轻大质量恒星在这样的嵌入星团中被发现具有清晰的吸积盘特征。这些恒星通常是在其他质量更大的恒星存在的情况下被发现的，这些恒星的光球光谱揭示了它们的存在，但没有表现出盘的特征。这表明它们的吸积盘消散的时间尺度比质量较小的OB星要快得多，或者质量最大的恒星不是由吸积盘形成的。
2004-09-08 astro-ph
Variable accretion and outflow in young brown dwarfs
我们报告的第一个专门监测运动的光谱变化在年轻的褐矮星。在2005年1月至3月的11个夜晚，麦哲伦6.5米望远镜获得了附近恒星形成区6个目标的高分辨率光谱。我们发现显着的变化，在阿尔法和其他一些发射线相关的吸积和外流过程的各种时间尺度，从几个小时到几个星期到几年。最显著的变化见于2 M1207、2 M1101和ChaI-ISO 217。我们观察到可能的吸积率变化约一个数量级，在这些对象中的两个，在几周（2 M1207）或几小时（2 M1101）的时间尺度。在2 M1101中看到的吸积“爆发”可能是由于“团块”流动。我们还看到至少三个物体的流出率发生变化的迹象。在一种情况下（ISO 217），外流和吸积变化之间似乎有一个约1小时的时间滞后，这与风起源于内盘边缘的情况一致。我们的变异性研究支持了褐矮星LS-RCrA 1的接近边缘倾斜。事实上，在我们的样本中的所有目标吸积和/或流出指标的变化表明，年轻的褐矮星性能的研究应该是基于大样本或时间序列。作为一个例子，我们证明了最近发现的吸积率与质量关系的大分散主要可以用变异性来解释。观测到的轮廓变化意味着不对称的吸积流在棕矮星，这反过来又是大尺度磁场的证据。我们发现吸积的亚恒星天体可能具有~kG强度的磁场。
2005-10-20 astro-ph
Accretion funnels onto weakly magnetized young stars
目的：我们重新审视所需的条件，稳步偏离吸积流从拱星盘到磁层漏斗流到一个缓慢旋转的年轻形成的恒星。研究方法：由于偶极恒星磁场的存在，破坏光盘的吸积漏斗流的形成新的分析约束。通用平流代码是用来确认这些限制数值。轴对称MHD模拟进行，恒星偶极子场进入的电阻吸积盘，其结构是自洽计算。结果如下：推导出的解析判据可以从非微扰吸积盘模型中先验地预测截断半径的位置。吸积漏斗被发现是强大的功能，发生在下面的共同旋转半径，其中恒星极向磁压力成为均分与磁盘的热压力，并与磁盘极向冲压压力。我们证实了Romanova等人2002年的结果，并发现在$10^{-9} M_\odot.yr^{-1}$的低吸积速率极限中，低至140 G的恒星偶极场存在吸积漏斗。在我们目前的数值设置中，没有圆盘磁场，我们没有发现风的证据，既没有圆盘驱动的风，也没有X风，恒星只是通过与圆盘的相互作用而旋转。结论：弱偶极场，类似的规模所观察到的，导致发展的吸积漏斗流在弱吸积金牛座T星。然而，大多数金牛座T星（${\dot M} \sim 10^{-8} M_\odot.yr^{-1}$）的吸积较高，需要更大的恒星磁场强度和/或不同的磁拓扑结构，以允许磁层吸积。
2007-12-18 astro-ph
An X-ray Outburst from the Rapidly Accreting Young Star That Illuminates McNeil's Nebula
年轻的低质量恒星是明亮的X射线源，其强大的X射线耀斑可能对行星形成的过程产生深远的影响。该排放物的来源尚不确定。虽然许多或可能是最近形成的低质量恒星会因类似太阳的日冕活动而发射X射线，但也有人认为X射线发射可能是形成中的恒星质量吸积的直接结果。在这里，我们报告的X射线成像光谱观测揭示了一个年轻的恒星，目前正在经历一个壮观的光学/红外线爆发的X射线通量的50倍增加。爆发被认为是由于快速吸积阶段的突然开始。X射线亮度的激增与光学/红外爆发的巧合表明，年轻恒星的高吸积率可能会导致强烈增强的高能辐射。我们认为，这种吸积增强的X射线发射从爆发的年轻恒星可能是短暂的，因为激烈的恒星磁盘磁层相互作用迅速淬火由随后的吸积洪水。
2004-08-18 astro-ph
The influence of winds on the time-dependent behavior of self-gravitating accretion discs
由于风的存在，我们采用与半径有关的质量损失率来研究风对等温自引力吸积盘时间演化的影响。我们的相似性和半解析解描述了系统在慢吸积极限下的时间演化。无论风的存在与否，圆盘的内部和外部结构都是不同的。我们表明，风的存在将导致减少的表面密度的内部和外部的光盘相比，无风的解决方案。此外，径向速度显着增加，在外部的磁盘，然而，吸积率下降，由于减少表面密度相比，无风的解决方案。根据我们的解决方案，在圆盘的内部，由于风引起的质量损失可以忽略不计。但是，这个无风内部区域的径向尺寸随着风力的增强而变小。
2009-01-27 astro-ph
State-or-the-art Accretion and Wind Solutions Around Black Holes
我们报告所有可能的基本解决方案的平流盘模型，并用它们来解释主要的观测黑洞候选人。
2000-12-29 astro-ph
A simultaneous solution scheme for coupled transonic accretion-wind systems
我们讨论了一个{ \it非自相似分析模型}能够解释形成的吸积动力的银河系和河外喷流。
2002-12-09 astro-ph
Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
2005-10-03 astro-ph
Ubiquity: Relativistic Winds from Young Rotation-Powered Pulsars
最近对年轻的旋转动力脉冲星的X射线观测提供了一个前所未有的脉冲星风星云的详细视图。对于第一次，相干发射功能，包括小束，共同对齐的环形结构，和轴向射流完全解决在X射线的弧秒尺度。这些结构非常连贯和对称，与蟹状星云的光学特征相似。在这份报告中，我们提出了最新的高分辨率钱德拉X射线图像的六个年轻的旋转动力超新星遗迹。这些数据表明，X射线形态可能是所有年轻的旋转动力星云所共有的，并为开发下一代脉冲星风星云理论模型提供了指导。
2001-05-08 astro-ph
Spherically-symmetric Accretion onto a Black Hole at the Center of a Young Stellar Cluster
我们提出了一个自洽的，双峰稳态解的球对称流驱动的年轻大质量星团与中央超大质量黑洞。我们表明，流体动力学制度的流量取决于集群的位置在3D（星团机械光度- BH质量-星团半径）参数空间。我们发现，一个阈值机械光度（L_crit）分离从那些内部结构受到辐射冷却强烈影响的BH为主的制度演变的集群。在第一种情况下（低于阈值能量）的BH重力分离成两个不同的区域：内吸积区和外区的星团风形成。在第二种情况下（在临界光度以上），灾难性的冷却发生在星团内部。在这种情况下，注入的等离子体变得热不稳定，这抑制了完全稳定的溶液。我们将计算的吸积率和BH光度与经典的Bondi吸积理论预测的结果进行了比较，发现在低质量团簇的情况下，Bondi理论与我们的结果吻合得很好.然而，当星团机械光度L_sc接近阈值（L_sc > 0.1L_crit）时，它大大低估了吸积率和BH光度。
2008-06-18 astro-ph
Numerical Computation of Two Dimensional Wind Accretion of Isothermal Gas
本文发展了一种计算等温风吸积流的新的数值算法，并应用于二维平面对称风吸积流的流体动力学分析。极坐标用于确保物体附近的精细分辨率。结果表明，在吸积过程中，形成了一个薄的吸积柱，并呈现出波浪状的振荡。小的吸积盘在物体周围暂时形成。质量吸积率和角动量吸积率呈现准周期振荡。振荡的幅度取决于内边界的大小、网格点的数量和计算方法。当内边界尺寸越小，网格越细，数值格式越精确时，振荡的幅度越大。
1998-05-28 astro-ph
Tomographic Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables - Flickering and Wind
连续谱和发射线闪烁都是与质量吸积过程直接相关的现象。在这项工作中，我们模拟吸积盘多普勒地图，包括风和闪烁的耀斑的影响。计算了合成闪烁多普勒图，并探讨了闪烁参数对合成闪烁多普勒图的影响。喷流和风出现在许多存在吸积盘的天体中。在激变变星（CV）中通常不存在喷流，但有证据表明许多物体的质量会因风而损失。CV是研究吸积盘进而研究与这些盘相关的风的理想对象。我们还提出了模拟的吸积盘，包括存在的风与轨道相位分辨率。得到了光学区的合成H-α谱线轮廓，并计算了相应的多普勒图。并探讨了风场模拟参数对风廓线的影响。从这项研究中，我们验证了光学粗线和/或发射扩散材料进入主罗氏瓣是必要的，以产生单峰线的轮廓，经常看到的CV。这些影响的未来会计解释多普勒断层扫描重建。
2007-11-22 astro-ph
Polarization change due to fast winds from accretion disks
吸积盘产生的辐射中，有一部分可能被从吸积盘吹走的风汤姆逊散射。采用一个简单的风的平面平行模型，我们计算了散射辐射的偏振，发现它的符号取决于风速，β =v/c。在0.12 <β < 0.78的情况下，偏振平行于盘法线，即，它与预期来自吸积盘的标准的Erasekhar极化正交。电子-正电子风的速度可能在0.5阶平衡值β * 附近饱和，此时加速辐射压与康普顿阻力平衡。然后，由风引起的偏振变化最为显著。这可能有助于调和标准的吸积盘模型与光学偏振观测的非耀变体活动星系核。
1998-02-11 astro-ph
Viscosity-Driven Winds from Magnetized Accretion Disks
我们提出了一个分析模型，其中一个低效辐射的吸积盘驱动向上风从它的表面。吸积过程是同时控制的全球磁场穿透磁盘和吸积等离子体的粘度。它示出，能量径向向外输送内的吸积流，与粘性角动量运输在同一方向上，并且这种附加的能量从内部部分的磁盘部分使得后者有可能驱动一个向上的风。指定风的强度的参数根据自然引入的粘性参数唯一地确定。
2003-06-17 astro-ph
Disk Winds and the Accretion--Outflow Connection
本文综述了近年来关于年轻天体中星周吸积盘与喷流之间关系的观测和理论研究结果。然后，我们提出了一个理论框架，解释吸积动力，离心驱动的风从磁化吸积盘的射流。本文介绍了近年来这类外流的数值模拟研究进展。我们还讨论了磁化原恒星盘的结构，强调大规模的作用，开放的磁场可以发挥角动量输运。
1999-03-11 astro-ph
A radiation-driven disk wind model for massive young stellar objects
辐射驱动的盘风模型的建议，提供了很大的希望，解释极端的质量损失签名的大规模年轻恒星的对象（BN型对象和更明亮的赫比格Be星）。有人认为，与年轻的晚O/早B星相关的密集低速风是持续光学厚吸积的结果。从开普勒盘流出的气流允许风速约为200 km/s，这大大低于从恒星表面逃逸的速度。恒星本身并不需要是一个快速的旋转体。在流体动力学计算中考虑了圆盘辐照，并从观测和动力学角度确定了圆盘辐照是一个重要的问题。
1998-01-06 astro-ph
Criterion for Generation of Winds from Magnetized Accretion Disks
本文提出了一个全球磁场中非辐射吸积流的解析模型。该模型解中的物理量采用分离变量形式，其径向部分为包含一个风强度参数的简单幂律函数。得到了几种数学上等价但物理上不同的风力发电判据表达式。它还建议，风的产生是干预的结果，重新分配当地可用的引力能的一些机制，伯努利和可以是一个很好的指标，这种机制的存在。
2001-08-29 astro-ph
The Outflow-Disc Interaction in Young Stellar Objects
在这项工作中，简要回顾了恒星形成过程中发生的最壮观的现象：通过旋转的物质盘吸积和通过新恒星物体的两极流出。磁场被认为是吸积和外流这两种对立机制共存的主要原因。根据不同的模型，磁场被吸积盘扭曲或拉伸，从而形成极性通道，部分吸积物质可以通过这些通道逃逸。描述年轻星体的物理参数（如盘和中心天体的圆速度、粘性、磁场的强度和冻结等）之间的高度耦合，使得详细了解吸积盘和外流之间的相互作用非常困难。这里提出的模型只提供了这个难题的部分答案。
2000-07-12 astro-ph
Interaction of young stellar object jets with their accretion disk
我重新审视最近的观测，年轻的恒星物体吹跨喷流的速度分布，并认为这些观测不支持围绕其对称轴旋转的喷流的解释。相反，我建议的相互作用的喷流与扭曲倾斜（包裹）吸积盘可以形成观察到的不对称的喷流的视线速度剖面。所提出的设想基于两个似乎合理的假设。(1)在射流与盘的外部之间存在倾斜;射流垂直于盘的内部;即，存在扭曲倾斜（包裹）盘。(2)当喷流从盘状物中夹带质量时，盘状物与喷流的相互作用会减慢喷流的速度，并且靠近倾斜盘状物的喷流段减速幅度更大。所提出的方案可以解释所观察到的速度分布的基本特性，同时具有不需要参考任何磁射流发射模型的优点，并且不需要调用具有大量角动量的射流旋转。
2005-01-09 astro-ph
Launching jets from the boundary layer of accretion disks in young stellar objects
我们重新审视以前提出的模型在年轻的恒星物体（YSO）的准直外流的热压加速。我们的动机是从最近的X射线观测YSO的新结果。这些结果表明，在有和没有外流的情况下，YSO的X射线发射特性基本上没有区别，这对基于磁发射射流的模型施加了相当严格的限制。在我们的设想中，磁场很弱，只起到使离源很远的流出物变热的作用。我们进行时间尺度的估计和分析计算的气体加速起源于边界层（BL）的吸积盘。通过应用全局能量守恒的考虑，我们发现逃逸系统的质量与观测结果一致。该模型的一个关键要素是，吸积的物质受到强烈冲击，然后在比其从盘中喷出的时间更长的时间尺度上冷却下来。通过使用适当的性能的吸积盘边界层周围的YSO，我们表明，所提出的方案工作的条件是合理的满足。我们还发现，只有当YSO吸积盘中的吸积速率足够大且吸积盘的α参数足够小时，热加速机制才起作用，否则冷却时间太短，不会发生明显的喷射。这一结果似乎与观测结果以及理论考虑是一致的。
2003-05-22 astro-ph
The Influence of Hydrodynamical Winds on Hot Accretion Disk Solutions
研究了可能存在的流体动力风对热吸积盘解性质的影响。结果表明，在有风存在的情况下，平流主导的分支维持了圆盘结构随温度、$θ\propto 1/r$、光学厚度$τ\propto r^{P-1/2}$和吸积率$\dot m \propto r^P$的自相似解.基于全球解决方案，冷却由于风能损失和平流被发现是同样重要的。对于一个广泛的粘度和风参数，温度约为十分之一的维里值和$P \approx 0.9$，独立的质量吸积率和半径。在通过软光子的不饱和康普顿化进行冷却的背景下，也存在辐射冷却、平流和风冷却很重要的解决方案。在这种情况下，风力调节解决方案是可能的。在这里，径向依赖的临界质量吸积率以上的解决方案不存在的是不变的，从那些解决方案没有风。风/平流为主的解决方案是局部不稳定的一种新的类型的不稳定性称为“风驱动的不稳定性”，其中风的存在导致磁盘是不稳定的长波长扰动的表面密度。这种不稳定性的增长率与辐射冷却与重力能量耗散率的比率成反比，并且对于足够小的辐射冷却效率，它可以在比盘中的粘性时间尺度长得多的时间尺度上增长。
2001-02-07 astro-ph
Interaction of Infall and Winds in Young Stellar Objects
恒星风或盘风与坍缩环境的相互作用有望解释在年轻恒星周围观察到的各种外流现象。在本文中，我们提出了这些相互作用的第一个模拟。这里的重点是探索如何冲压压力平衡风和周围的气体和冲击后冷却影响的形状所产生的外流。在我们的模型中，我们探索冲压压力和冷却的作用，通过保持风速恒定，并调整流入的质量通量和风的质量通量的比率（Mdot_a/Mdot_w）假设非球形云崩溃，我们发现，相对较强的风可以雕刻出宽，锥形的外流空腔，相对较弱的风可以强烈准直成射流状结构。如果风变得足够弱，它们可以完全被下降的环境所切断。我们确定标准的扫雪机模型和这里提出的分子外流有重要意义的结果之间的差异。我们还提出了质量与速度的曲线与观测进行比较。
1999-10-14 astro-ph
Turbulence-driven Polar Winds from T Tauri Stars Energized by Magnetospheric Accretion
前主序星被观测到被吸积流和某种风或喷流包围。马特和普德里茨最近的研究表明，如果经典的金牛座T型恒星表现出质量损失率约为吸积率0.1倍的恒星风，那么恒星风可以带走足够的角动量，使恒星不会因吸积而不切实际地旋转起来。本文提出了一套初步的理论模型的吸积驱动风的极地地区的金牛座T星。这些模型是基于最近发表的太阳日冕加热和风加速的自洽模拟。除了对流驱动的MHD湍流（在太阳的情况下占主导地位），我们增加了另一个来源的波能量在光球，是由等离子体的影响，在邻近的通量管进行磁层吸积。根据MHD波产生的远场论定量确定的这一附加能量足以产生至少为吸积速率0.01倍的类金牛座T质量损失速率。虽然仍然低于有效去除角动量所需的水平一个数量级，但这些是金牛座T风的第一个自洽模型，与一系列观测质量损失约束相当吻合。最年轻的恒星风模型受到阿尔芬波压的支持，它们具有低温（“扩展色球”），并且它们可能不稳定，形成远离恒星的反向传播激波和团块。
2008-08-18 astro-ph
Supernova 1987A: A young supernova remnant in an aspherical progenitor wind
超新星1987A的喷出物与周围物质之间的相互作用正在产生稳定的增亮无线电和X射线辐射。新诞生的超新星遗迹已显着减速，这种相互作用，而其形态反映了轴对称性质的祖风。
1999-09-23 astro-ph
Radiative Transfer in Relativistic Accretion-Disk Winds
在平面平行近似下，在完全狭义相对论处理下，研究了相对论吸积盘风中的辐射转移。对于流速和源函数均为常数的平衡流，给出了出射光强的解析表达式。在这样的平衡流中，由于源函数是常数，通常的边缘变暗效应不会出现。然而，由于与风的相对论运动相关联的多普勒效应和像差效应，出射强度朝向流动方向强烈增强。这就是{ \it相对论峰效应}。因此，当我们在任意方向上观察相对论风和喷流时，我们仔细地对待和估计它们的出现。
2007-11-09 astro-ph
Orbital elements of barium stars formed through a wind accretion scenario
以总角动量守恒代替切向动量守恒，并考虑轨道偏心率e的平方项和高次项，计算了风吸积情况下双星轨道根数的变化。这些新的方程被用来定量地解释正常G、K巨星和钡星的观测（e，logP）性质。我们的结果反映了从G，K巨星双星到钡双星的演化过程，而且，具有更长轨道周期P>1600天的钡星可能是通过风吸积方案吸积了部分内禀AGB星的喷出物而形成的。
2000-11-06 astro-ph
The Disk Wind in the Young Binaries and the Origin of the Cyclic Activity of Young Stars
本文给出了具有偏心轨道和低质量二次子星的年轻双星系统周期亮度调制的数值模拟结果。一级的亮度变化是由于二级的盘风及其产生的共同包络线引起的视线上的周期性消光变化造成的。用弹道法计算了包层中的物质分布。计算表明，对于椭圆轨道的年轻双星，光度极小值的参数（它们的深度、持续时间和光变曲线的形状）不仅取决于盘风参数和双星轨道对视线的倾角，而且还取决于近星点的经度。在单次散射方法中研究了具有轨道周期相位的公共包络的散射辐射的调制。结果表明，调制的振幅是最大的系统时，看到的边缘上，也有一个非零值的双星观测极上。可能的应用理论的年轻恒星物体进行了讨论。特别是，注意支付的相似性的光变曲线在一些模型中的光变曲线的对象怀疑为候选人的FUOR。
2004-07-01 astro-ph
The heavy-element abundances of AGB stars and the angular momentum conservation model of wind accretion for barium stars
采用新的s-过程核合成方案和分支s-过程路径，计算了太阳金属丰度为3M_sun的TP-AGB星的重元素丰度和C/O比。计算结果很好地解释了AGB星从M星到S星再到C星的演化序列。然后结合风吸积的角动量守恒模型和TP-AGB星表面的重元素丰度，计算了连续脉冲吸积和混合过程中钡星的重元素过丰度。我们的结果支持了长轨道周期（P>1600天）的钡星是通过风吸积形成的。
2000-11-06 astro-ph
Spectral Signatures of Winds from Accretion Disks Around Black Holes
结果表明，在星系微类星体中，硬X射线谱指数随风/喷流活动而改变。当发生质量损失时，光谱变得更柔和，当发生质量增加时，光谱变得更硬。我们在GRS 1915 +105中给出了这种变化的例子。
2005-01-14 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics Confronts Theory: Formation of Standing Shocks in Accretion Disks and Winds Around Black Holes
本文给出了薄吸积盘和风的数值模拟结果。为此，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）技术。我们表明，模拟同意与最近的理论工作的冲击形成。最重要的结论是无粘流中的激波是极其稳定的。对于第一次，我们的工作也消除了在绝热流中的冲击的位置和稳定性方面的模糊性。
1993-10-27 astro-ph
General relativistic effects on neutrino-driven wind from young, hot neutron star and the r-process nucleosynthesis
超新星爆发形成的年轻热中子星的中子驱动风是最有希望的r过程核合成候选场所。我们研究了广义相对论的影响，这种风在史瓦西几何，以寻找合适的条件，一个成功的r-过程核合成。定量地讨论了广义相对论效应对中微子驱动风的熵增加和动力学时间尺度减小的重要作用。探索广泛的参数区域，决定风的膨胀动力学，我们发现有趣的物理条件，导致成功的r-过程核合成。我们发现的条件实现在中微子驱动的风非常短的动态时间尺度$τ_{\rm dyn} \sim 6$ ms和相对低的熵$S \sim 140$。我们利用我们的包含3000多种同位素的单网络程序对这些条件进行了$α$过程和r过程核合成计算，定量地证实了第二和第三个r过程丰度峰是在中微子驱动风中产生的。
1999-11-11 astro-ph
Accretion Disks around Young Objects. I. The Detailed Vertical Structure
讨论了具有典型金牛T星（CTTS）参数的恒星周围的吸积盘的性质，并给出了这些吸积盘的平均吸积率。假设圆盘是稳定的，几何薄的。湍流粘性系数表示使用阿尔法处方和主要的加热机制被认为是粘性耗散和辐射的中心星。能量通过辐射、湍流传导和对流传输。我们发现，来自中心恒星的辐射是主要的加热介质的磁盘，除了在最里面的区域，R小于2 AU。相对于纯粘性情况，辐射增加了外盘的温度。因此，外盘（R大于5 AU）变得不那么致密，光学上很薄，几乎垂直等温，温度分布T与R^{-1/2}成正比。外盘表面密度的减小使盘质量相对于纯粘性情况减小了4倍。此外，辐射倾向于使外盘区域相对于重力不稳定性稳定。
1998-06-04 astro-ph
Accretion-Induced Collimated Fast Wind Model for Eta Carinae
我提出了一个方案，以占快速极地外流检测到被炸毁的海山二在2000年。这种情况也说明了1998年和1999年没有这种流动的原因。这个假设是基于船底座η星的二元性质。这两颗恒星吹来的风的碰撞，特别是在近星点通道附近，减缓了大约5%的Eta Carinae吹来的风，即，大质量的主星，这样它就能与系统保持联系我假设大部分的质量是由船底座伊塔星在它的轨道速度低得多的时候，通过赤道吸积回来的。这种回流物质的质量增加率可能会变成在离星通道附近风的质量损失率的25%。如果回流物质具有足够的比角动量，它可以形成一个吸积盘，并可能导致在恒星风之上形成极向准直快风（CFW）。
2003-06-18 astro-ph
Accretion powered spherical wind in general relativity
利用完全广义相对论计算，我们研究了非旋转黑洞在球形吸积过程中产生质量外流的可能性。引入相对论性强子压力支撑的稳定、静止、球对称的Schwarzschild黑洞激波面作为可能产生球风的有效物理势垒，通过同时求解描述球对称、跨音速、多方吸积和史瓦西黑洞周围的风。我们不仅提供了一个足够合理的估计$R_{\dot m}$，我们还成功地研究了依赖性和变化的各种物理参数上的流量。我们的计算表明，独立于初始边界条件，这种冲击产生的风的重子物质含量总是与激波后的流温度。
2002-12-04 astro-ph
On the Luminosity of Young Jupiters
传统的巨行星热演化模型采用任意的初始条件，更多的是为了计算方便而不是物理精度。由于初始条件最终会被进化中的行星遗忘，这种方法即使不适用于年轻行星，也适用于成熟行星。为了探索木星质量行星在年轻时的演化，我们采用了由核心吸积机制的一个实现所创建的模型行星作为演化计算的初始条件。我们发现年轻的木星行星更小，更冷，亮度比早期模型预测的低几到100倍。此外，年轻的木星比预期的要暗的时间间隔取决于行星的质量。木星质量的行星（1 M_J）在2000万年内与传统模型的光度一致，但10个M_J行星可能需要长达10亿年才能匹配通常引用的光度，考虑到我们的核心吸积机制的实施。如果我们的假设，特别是我们对吸积激波的处理是正确的，那么年轻的木星行星在年轻的时候比现在认为的要暗淡得多。这些结果有重要的后果，无论是检测策略和分配质量的基础上观测到的光度年轻的木星行星。
2006-09-27 astro-ph
X-Ray Plasma Diagnostics of Stellar Winds in Young Massive Stars
非常年轻的大质量恒星的高分辨率X射线谱为诊断和理解恒星风等离子体的性质揭开了新的篇章。对猎户座四边形中几颗非常年轻的早期型恒星的观测表明，传统的恒星风中激波加热等离子体模型不足以解释观测到的X射线谱。详细的X射线线诊断显示，在一些候选人的极端温度以及高等离子体密度的证据。从更传统的早期类型恒星的高分辨率光谱中也可以明显看出，并非所有的恒星都表现出这种极端的特征。然而，事实上，一些恒星显示出热而致密的成分，而另一些则不需要更多地了解恒星风排放所涉及的物理过程。猎户座梯形星以其极端的年轻而与其他恒星区分开来。通过比较θ Ori A和θ Ori E与θ Ori C的不同光谱特性，我们进一步证明了非常年轻的大质量恒星的X射线光谱特性还远未被理解。
2001-10-01 astro-ph
Spectral Softening due to Winds in Accretion Disks
当吸积流具有正的比能时，它们可能产生大量的风。风消耗了圆盘内部区域的物质，并使内部区域变薄，光学上。由于这一区域的电子较少，因此更容易通过从开普勒圆盘更远处截取的软光子来康普顿化这一部分。我们提出了一个自洽的图片风从吸积盘，并显示如何的磁盘的频谱是软化由于外流风。
1998-12-06 astro-ph gr-qc
