Stationary accretion disks launching super fast-magnetosonic MHD jets
我们提出了自相似模型的电阻粘性开普勒磁盘驱动非相对论磁流体动力学（MHD）射流成为超快磁声。我们表明，为了获得这样的解决方案，热压力必须是一个相当大的分数的极向磁压力在阿尔芬表面。这些稳定的解决方案，经历了一个reclimation冲击因果断开的驱动引擎，占结构与高温等离子体在亚Alfvenic区域。我们认为，只有非定常流出的几个磁盘动力学时间尺度的典型时间尺度可以产生，如果不满足适当的压力条件。
2003-12-05 astro-ph
The Acceleration Mechanism of Resistive MHD Jets Launched from Accretion Disks
本文分析了非线性电阻性磁流体动力学（MHD）模拟射流形成的结果，研究了轴对称电阻性MHD射流的加速机制。初始状态是一个恒定的角动量，多变的环面通过弱均匀的垂直磁场。应用扩展到电阻MHD方程的CIP-MOCCT格式模拟了圆环的时间演化。我们进行了模拟高达50个旋转周期的最内半径的磁盘从环面吸积。通过计算拉格朗日试验粒子的受力，研究了阻力射流的加速力和特性。由于在电阻模型中圆盘的旋转轴与磁场线之间的夹角比在理想MHD模型中的小，因此磁离心加速度较小。在电阻模型中，沿磁场线的有效电势在$z \sim 0.5r_0$附近具有最大值，其中$r_0$是初始圆环密度最大的半径。在圆盘材料被压力梯度力提升到这个高度之后，喷射被发射。即使在这种情况下，围绕慢磁声点的主要加速力是磁离心力。阻力MHD喷流的功率与圆盘中通过质量吸积释放的机械能相当。焦耳加热对于射流的形成不是必不可少的。
2004-11-26 astro-ph
Unstable magnetohydrodynamical continuous spectrum of accretion disks. A new route to magnetohydrodynamical turbulence in accretion disks
本文详细研究了二维磁化吸积盘中的局部磁流体动力学（MHD）不稳定性。我们模拟了轴对称磁流体盘环，并求解了二维磁化吸积盘平衡和关于该平衡的线性波模的方程。我们表明，在这些二维平衡中存在新的MHD不稳定性，而在圆柱极限的吸积盘中不存在这种不稳定性。用FINESSE程序对圆盘平衡进行了数值计算。通过解析和数值方法研究了吸积盘的稳定性。我们使用PHOENIX代码来计算所有的波和不稳定性可访问的计算磁盘平衡。我们集中在强磁化磁盘和次开普勒旋转的大部分磁盘。这些盘平衡表明，如果有一个强引力势，盘的热压力只能向外减小。我们的理论稳定性分析表明，对流连续不稳定性只能出现在密度等值线与极向磁通量等值线重合。我们的数值结果证实并补充了这一理论分析。此外，这些结果表明，重力的影响可以是稳定或失稳的这种新的MHD不稳定性。在可能的情况下，一个非恒定的密度，高度的磁盘应超过阈值之前，这种类型的不稳定性可以发挥作用。这种局部的MHD不稳定性提供了一个理想的，线性的路线MHD湍流在强磁化吸积盘环面。
2007-03-22 astro-ph
Unstable Disk Accretion to Magnetized Stars: First Global 3D MHD Simulations
我们报告的第一个全球性的三维（3D）磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的磁化星通过瑞利-泰勒不稳定性。这颗恒星有一个偶极场，相对于旋转轴偏离了一个小角度θ。模拟表明，根据吸积率的不同，恒星可能处于稳定或不稳定的吸积状态。在不稳定状态下，物质通过几个细长的“舌头”深入磁层，这些舌头将物质沉积在恒星表面的随机位置，导致随机的光变曲线。在稳定区，物质以有序的漏斗流形式吸积，光变曲线几乎是周期性的。一颗恒星可能会根据吸积率在这两种状态之间切换，因此可能会交替出现有序脉动和随机光变曲线。在中间政权，随机和有序脉动观察。对于θ> 30度，不稳定性被抑制，并且通过漏斗流的稳定吸积占主导地位。
2007-12-10 astro-ph
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”。
2003-04-09 astro-ph
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。
2002-11-27 astro-ph
Three-dimensional MHD Simulations of Jets from Accretion Disks
本文报道了吸积盘与大尺度磁场相互作用形成喷流的三维磁流体动力学（MHD）模拟结果。圆盘不作为边界条件处理，而是自洽求解。为了研究磁流体喷流的稳定性，吸积盘受到非轴对称正弦或随机扰动。喷流速度$(v_z)$、质量流出率$(\dot{M}_w)$和质量吸积率$(\dot{M}_a)$对初始磁场强度的依赖关系在两种非轴对称情况下与轴对称情况下相似。即，$v_z \propto B_0^{1/3}$、$\dot{M}_w \propto B_0$和$\dot{M}_a \propto B_0^{1.4}$，其中$B_0$是初始磁场强度。前两种关系与Michel定常解$v_z \propto (B_0^2/\dot{M}_w)^{1/3}$是一致的，尽管喷流和吸积没有达到定常状态。在这两种扰动情况下，一个非轴对称结构与$m=2$出现在射流中，其中$m$意味着方位波数。这种结构不能用Kelvin-Helmholtz不稳定性来解释，似乎起源于吸积盘。喷流中的非轴对称模式在吸积盘的约1.5个轨道周期后达到几乎恒定的水平，而吸积盘中的所有模式都随着振荡而增长。对于由麦克斯韦应力引起的角动量输运，在较宽的初始磁场强度范围内，垂直分量$<B_ϕB_z/4π>$与径向分量$<B_ϕB_r/4π>$相当。
2005-08-18 astro-ph
On angular momentum transport in convection-dominated accretion flows
对流主导吸积流是解释X射线双星和星系核中暗吸积黑洞的一个很有前途的模型。我讨论了角动量输运在粘性流体力学和MHD CDAF的影响。在流体动力学CDAF中，对流向内传输角动量，并且这与热能的向外对流传输一起确定流的径向结构。在MHD CDAF中，对流可以向内或向外传输角动量，这取决于旋转磁化等离子体中湍流的性质，这一点尚未完全了解。对流角动量输运方向会影响磁流体CDAF的旋转规律。
2002-08-12 astro-ph
Diffusion coefficient of a passive contaminant in a local MHD model of a turbulent accretion disc
本文计算了被动污染物在吸积盘中的径向扩散系数。数值MHD模拟是用来遵循的局部补丁的光盘使用剪切盒形式主义的演变。一个单独的连续性方程的质量分数的污染物是集成随着MHD系统，并获得作为时间的函数的径向轮廓。线性扩散方程的解被拟合到污染物的数值测量轮廓，将扩散系数D作为拟合参数。在早期，发现D的值变化，但是一旦污染物扩散到与盒子大小相当的尺度上，它就会在一个稳定的值饱和。由于剪切应力，D与角动量输运系数的比值很小。如果用D代替湍流磁扩散率，则有效磁普朗特数P_eff=ν/D（其中ν是与剪切应力有关的“有效粘性”系数）将很大。
2005-01-21 astro-ph
MHD tidal waves on a spinning magnetic compact star
在X射线双星系统中，伴星通过吸积向致密的中子星输送等离子体物质。旋转的中子星可能被一层薄薄的“磁化海洋”所覆盖，并可能支持{ \it磁流体动力学（MHD）潮汐波}。在调制海洋的热特性的同时，MHD潮汐波周期性地震动恒星磁层的底部，捕获高能粒子，包括辐射相对论电子。对于射电脉冲星，恒星表层的MHD潮汐波可以调制射电发射过程，并在不同于自转周期的时间尺度上留下不可磨灭的特征。吸积活动能够激发这些波，但同时也可能阻碍或掩盖它们的检测。在偶然的条件下，磁流体潮汐波可能是可探测的，并为探测潜在的中子星的性质提供了有价值的手段。类似的情况也可能发生在激变变星--一个包含旋转磁性白矮星的吸积双星系统。这封信提出了旋转简并恒星磁化海洋中MHD潮汐波的理论，并强调了它们在X射线和无线电发射中的潜在诊断。
2004-10-19 astro-ph
Standing Shocks in Trans-Magnetosonic Accretion Flows onto a Black Hole
研究了黑洞上稳态和轴对称磁流体动力学（MHD）吸积流的快、慢磁声激波的形成。受冲击的黑洞吸积解必须通过在冲击位置内外某些位置的磁声点。我们分析了临界条件下的磁声点和冲击条件。然后，我们展示了强冲击的流动参数的限制。我们还表明，一个非常热的冲击等离子体是获得一个非常高的能量流入与小的数密度。这样的磁流体动力冲击可以出现在非常接近事件视界的地方，并且可以预期是一种高能发射源。在Schwarzschild情况下给出了冲击MHD吸积流的例子。
2005-12-02 astro-ph
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 astro-ph
MHD simulations of jet acceleration from Keplerian accretion disks: the effects of disk resistivity
吸积盘和天体物理喷流被用来模拟许多活动的天体物理物体，即，年轻恒星、相对论恒星和活动星系核。在本文中，我们提出了自洽的时间相关的模拟从磁化吸积盘发射的超音速喷流，使用高分辨率的数值技术。特别是，我们研究的磁盘磁电阻率的影响，参数化通过一个阿尔法处方，在确定的流入流出系统的属性。此外，我们分析了在何种条件下的自相似模型的Blandford和Payne提出的类型的稳态解可以达到和保持在一个自洽的非线性阶段。我们使用的电阻MHD FLASH代码与自适应网格细化，使我们能够按照足够长的时间尺度，以达到稳定状态的结构的演变。给出了初始配置状态的详细分析。我们在轴对称（2.5D）极限下得到了预期的解。假设一个磁场与磁盘的热压力均分，我们展示了磁盘喷射系统的特性，如喷射效率和能量，是如何受到磁盘内部的异常电阻率的影响。
2007-03-05 astro-ph
Accretion-Ejection Instability, MHD Rossby Wave Instability, diskoseismology, and the high-frequency QPO of microquasars
我们提出了一个可能的解释高频准周期振荡的微类星体的MHD不稳定性相结合的物理开发，在不同的背景下，吸积-喷射不稳定性，Rossby波不稳定性，和正常模式的diskoseismic模型（依赖于相对论旋转曲线的性质在附近的边缘稳定轨道）。这种不稳定性可以表现为方位波数m=2，3，.具有非常相似的模式速度ω/m，而m=1模式（作为该离散谱的基本模式）不太不稳定。这很容易解释在这些QPO之间观察到的2：3（有时更高）的频率比。这些不稳定性形成本征模，即在盘中以恒定频率的驻波图案;它们是非常不稳定的，因此不需要外部激励机制来达到高振幅。此外，它们具有一部分吸积能量可以向日冕发射的性质：这可以解释这些QPO是在日冕的康普顿化发射总是存在的光谱状态下看到的。它们的存在主要取决于在吸积过程中极向通量平流形成的磁结构的存在，该磁结构位于圆盘和黑洞之间的中心区域。
2006-08-04 astro-ph
Radiatively inefficient MHD accretion-ejection structures
我们提出了磁流体动力学模拟的电阻吸积盘连续发射transmagnetosonic，准直射流。我们的时间演变的全套磁流体动力学方程，但忽略能量辐射损失（辐射效率低下）。我们的计算表明，喷流是由一个开放的，最初弯曲的大尺度磁场的相互作用的吸积盘自洽产生的。一个恒定比例的加热磁盘材料发射在内部均分磁盘区域，导致形成一个热日冕和明亮的准直，superfastmagnetosonic射流。我们说明了完整的动态的“热”近稳态流出（其中热压力$\simeq$磁压力），通过显示力平衡，能量预算和电流电路。这个近稳态的演化进行了分析控制能量的吸积盘的能量通量的时间变化。我们发现，不同于平流主导的吸积流，吸积释放的能量主要是发送到喷流，而不是转化为磁盘焓。这些磁化的，辐射效率低下的吸积-喷射结构可以解释支持明亮的快速准直喷流的发光薄盘，如在许多显示喷流的系统中所看到的（例如M87）。
2003-10-12 astro-ph
A turbulent MHD model for molecular clouds and a new method of accretion on to star-forming cores
我们描述了一系列的模拟结果的引力坍缩在一个动荡的磁化区域。选择的参数是分子云材料的代表。我们发现形成了几个密度高于平均密度的原恒星核心和纤维结构。细丝将高密度芯相互连接。此外，发现磁场强度与密度正相关，与最近的观测结果一致。我们的模拟合成通道地图，并表明，材料吸积到核心是沿着磁化的间接结构。这与S106最近的观测结果进行了比较，并与这些数据相一致。我们假设，这种沿着细丝吸积的机制可能为分子云核心提供了一种手段，使其增长到引力不稳定并坍塌形成恒星的程度。
2001-05-18 astro-ph
MHD Jets, Flares, and Gamma Ray Bursts
简要回顾了最近对吸积盘MHD喷流的数值模拟，重点讨论了喷流速度的标度律和磁重联在吸积盘、喷流和耀斑中与时间变化的关系。在此基础上，对伽马射线暴（对数正态分布）的峰值强度、峰值间隔和峰值持续时间的统计特性不同于太阳耀斑和黑洞吸积盘（幂律分布）的原因给出了可能的解释。基于这些考虑，本文提出了一个新的伽马射线暴中心引擎模型--“磁化等离子体团模型”。(see http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~shibata/grb_final/grb.pdf下载PDF文件，包括文本和数字）
2003-03-12 astro-ph
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。
2006-04-05 astro-ph
Towards a New Standard Theory for Astrophysical Disk Accretion
本文简要回顾了黑洞吸积盘理论的最新进展，着重讨论了磁流体力学（MHD）应力在角动量输运中所起的重要作用。与吸积相关的外流现象的明显普遍性是一个强有力的指标，即大规模MHD扭矩的角动量的垂直运输是重要的，甚至可能主导小规模MHD湍流的径向运输。这导致角动量传输的整体速率增强，并允许物质以有趣的速率进行吸积。此外，我们认为，当垂直输运是重要的，径向结构的吸积盘被修改，这会影响磁盘发射光谱。我们提出了一个简单的模型，证明了充满活力的，磁驱动的外流引起的磁盘频谱，是暗淡和红色比标准的吸积盘吸积在相同的速度。我们简要地讨论了这一关键结果在不同的天体物理系统吸积黑洞的影响。
2007-07-13 astro-ph
Application of MHD Disk Wind Solutions to Planetary/Protoplanetary Nebulae
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在本文中，我们解决的适用性MHD磁盘风模型PNe和pPNe。我们首先回顾Pelletier和Pudritz（1992）的非自相似方法磁离心盘风。然后，我们讨论的条件可能发生在PNe和PNe吸积盘，形成通过二元相互作用。最后，检查磁离心盘风模型所需的无量纲参数的条件，我们表明，这样的风可以恢复所观察到的动量和能量输入率PNe和PNe。在后一种情况下，可能需要高吸积速率（$M_a \approx 10^{-4}$ \mdot）。我们发现，所观察到的{ \it总}的能量和动量在pPNe可以恢复与磁盘风模型使用现有的磁盘形成的情况。当结合现有的情况下，吸积盘的形成从破坏恒星同伴，我们的模型可能会提供一个解释的存在下观察到的高速极结（FLIERS）在一些PNE。
2004-02-04 astro-ph
3D Relativistic MHD Simulation of a Tilted Accretion Disk Around a Rapidly Rotating Black Hole
我们认为，吸积致密天体，包括恒星质量黑洞和中子星以及超大质量黑洞，可能会经历长时间的吸积，在此期间，在大尺度上的磁盘的角动量是不一致的紧凑对象。在这种情况下，由旋转的致密物体引起的Lense-Thirring进动可以显著地影响磁盘。在这份报告中，我们描述的结果从一个三维的相对论磁流体动力学模拟的MRI湍流盘吸积到一个倾斜的快速旋转的黑洞。在这种情况下，盘没有达到通常描述的巴丁-彼得森配置;相反，它仍然几乎是平面的，经历着缓慢的全球进动。吸积从磁盘上的孔主要发生通过两个相反的暴跌流，从高纬度的黑洞和磁盘的中平面。这是黑洞的引力时空的非球形的结果。
2007-01-09 astro-ph
MHD disc winds
这是一个关于吸积盘驱动磁性自约束射流的物理学博士学位讲座，通常在文献中称为盘风。我将首先回顾磁流体动力学方程，然后讨论其物理内容。在这个层次上，驱动开普勒吸积盘喷流的必要条件已经可以推导出来。这些条件与吸积-喷射结构的自相似计算进行了验证。在第二部分中，我将批判性地讨论使用自相似性时引入的偏见以及其他一些问题，例如：这些系统真的不稳定吗？一个标准的吸积盘能在其最里面的部分提供发射喷流的条件吗？X-winds和D-winds有什么区别？最后，将讨论原恒星和它的拱星盘之间的磁相互作用，重点是恒星自旋下降。
2006-07-11 astro-ph
Photon Damping of Waves in Accretion Disks
一般认为，MHD湍流在吸积盘中有两个重要的功能：它向外传输角动量，并且在其最短波长模式中的能量被耗散成盘辐射的热量。在本文中，我们研究了一对机制，可能发挥重要作用，在调节这种湍流的振幅和频谱：光子扩散和粘性。我们表明，在辐射压力占主导地位的磁盘，压缩MHD波的光子阻尼是如此之快，它可能主导所有其他耗散机制。
1998-05-28 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
Spherically Symmetric Accretion Flows: Minimal Model with MHD Turbulence
第一个球形吸积模型是在55年前提出的，但这个理论还远没有完成。真实的吸积流被发现是随时间变化的湍流。本文提出了分别处理湍流的最小MHD球吸积模型。湍流的处理是基于对碰撞MHD的几种状态的模拟。冻结放大，耗散，发电机行动，各向同性，和恒定的磁螺旋度的影响是自洽包括在内。解除了均质和磁场各向同性的假设。正确的磁化流的动力学计算。扩散、对流和辐射都没有考虑在内。发现了两种不同类型的辐射低效吸积流：跨音速非旋转流（I），角动量向外有效输运的流（II）。非旋转流的吸积速率比邦迪速率小几倍，因为湍流会抑制吸积。具有角动量输运的流动的吸积速率比Bondi速率小约10-100倍。高度螺旋湍流，外磁化状态，和不同的状态方程的影响进行了讨论。流动被发现是对流稳定的平均，尽管气体熵增加向内。所提出的模型具有少量的自由参数和以下吸引人的性质。在非旋转磁化流的内部密度被发现是几倍低于密度在非磁化吸积。仍然需要几倍的低密度来解释观测到的低红外光度和低法拉第旋转测量到Sgr A* 上的吸积。
2008-03-27 astro-ph physics.flu-dyn
2:3 Twin Quasi-Periodic Oscillations in Magnetohydrodynamic Accretion Flows
研究了黑洞周围三维磁流体动力学（MHD）吸积流的径向和垂直振荡。采用伪牛顿势，考虑了广义相对论效应。我们发现在$3.8 r_{\rm s}\leq r\leq 6.3 r_{\rm s}$处MHD流的结构发生了变化，并在该区域激发出两对准周期振荡（孪生QPO）。功率谱密度（PSD）的时间演化表明，这两个双量子点最有可能是由开普勒频率$ν_{\rm K}$和周转频率$ν_κ$之间的共振产生的. PSD示出了下峰值频率$ν_{\rm l}$对应于$ν_{\rm K}$，而上峰值频率$ν_{\rm u}$对应于$ν_{\rm K} + ν_κ$。两个峰值频率之比接近2：3。结果为磁流体吸积流中圆盘共振振荡的激发提供了第一个直接证据。
2004-08-02 astro-ph
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。
2002-01-29 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds. I. Ideal MHD accretion flow
本文研究了理想磁流体力学（MHD）体系中等温磁化旋转云的自相似坍缩。在距离吸积原恒星很小的范围内，我们找到了一个解析解，它对应于自由落体到中心质点上。密度分布不是球对称的，而是取决于磁场线的质量负载，这可以通过将我们的内部解与Allen，Shu和Li先前计算的外部塌缩解相匹配来获得。在场冻结下，由中心质点捕获的磁场的集中，独立于起始状态的细节，产生分裂的磁场配置，其中磁场强度随着距中心的距离的平方的倒数而增加。在这样的条件下，流入最终成为subalfvenic和向外转移的角动量的磁制动非常有效，从而防止形成一个离心支撑盘。相反，下落气体的方位角速度在中心处降低到零，气体螺旋进入恒星。因此，重要的动态磁场水平的消散是年轻恒星周围形成原行星盘的基本条件。
2006-04-27 astro-ph
MHD Disk Winds in PNe and pPNe
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在这里，我们应用MHD磁盘风模型PNe和pPNe分别估计渐近MHD风速和质量损失率。我们表明，由此产生的风可以恢复观测到的动量和能量输入率PNe和pPNe。
2003-10-19 astro-ph
Nonaxisymmetric patterns in the linear theory of MHD Taylor-Couette instability
本文研究了在不同磁普朗特数Pm下，垂直无限延伸的MHD泰勒-库埃特流的线性稳定性。计算是针对\hat η=0.5的宽间隙容器，在轴向均匀磁场作用下进行的，不包括反向旋转的圆柱体。对于流体动力学稳定和不稳定的流动，磁旋转不稳定性产生特定（低）磁场振幅和Pm> 0.01的雷诺数的特征最小值。当Pm <~ 1时，存在一个特征磁场幅值，超过该幅值，不稳定性以方位角数m=1的非轴对称螺旋的形式出现。显然，磁场能够激发非轴对称的配置，尽管从发电机理论已知的差异旋转的倾向，有利于轴对称的磁场。然而，如果Pm太大或太小，m=0的轴对称模式似乎是最不稳定的模式，具有最低的雷诺数-因为它也是真实的流体动力泰勒-库埃特流或非常弱的领域。最不稳定的模式，为温和的Pm证明是非轴对称的，必须考虑作为一个强有力的迹象，发电机过程的可能性与磁旋转不稳定性。
2002-07-16 astro-ph
Magnetic Fields in Paradigms of Planetary Nebulae and Related MHD Frontiers
许多（如果不是全部的话）后AGB恒星系统迅速从球形过渡到强大的非球形行星前星云（pPNE）流出阶段，然后逐渐减弱为PNE。pPNe流出物需要发动机旋转能量和将该能量提取到准直流出物中的机构。仅仅辐射和旋转是不够的，但是旋转、差动旋转和大尺度磁场之间的共生仍然是有希望的。目前演化恒星中磁场的观测证据暗示了动态重要的磁场，但理论和观测都充满了研究机会。我讨论如何磁流体动力学外流可能会出现在pPNe和PNe和区分不同的方法，解决塑造与那些解决发射和塑造。不能排除涉及单星发电机、双星驱动发电机或吸积发动机的情况。一个吸引人的范例涉及吸积到主要的后AGB白矮星核心从一个低质量的同伴，其衰减吸积供应率owers第一次的pPNe，然后较低的光度PNe。确定不同MHD发动机的观测特征是一项正在进行的工作。吸积盘理论和大规模发电机提出了许多他们自己的基本挑战，其中一些我在更广泛的背景下讨论。
2008-12-14 astro-ph
On the viability of the shearing box approximation for numerical studies of MHD turbulence in accretion disks
我们对磁转动不稳定性（MRI）的非线性发展的大部分认识依赖于采用剪切盒（SB）近似的数值模拟结果。最近在文献中指出了这种方法所引起的一些困难。我们彻底检查的影响，在SB模拟的假设和数值技术。这样做是为了澄清和更好地了解这些困难以及在此首次提出的其他一些严重问题及其对结果的影响。分析推导和估计，以及比较分析的方法中使用的湍流的数值研究。数值实验进行支持我们的一些索赔和approtures。以下问题，由（几乎独家）使用SB模拟作为一种工具的理解和量化的非线性MRI发展的磁盘，进行了分析和讨论：（i）不一致的应用SB近似本身;（ii）有限的空间尺度的SB;（iii）缺乏收敛的最理想的MHD模拟;（iv）SB对称性的副作用和线性MRI的非平凡性质;（v）由于周期性边界条件而在太小的盒子尺度上产生的物理伪影。在吸积盘中的MHD湍流问题所带来的计算和理论挑战不能通过SB近似来满足，因为它迄今为止一直被使用。基于广泛用于湍流数值研究的技术，提出了一种应对这一挑战的新策略--发展（例如，在局部数值研究的帮助下）的亚网格湍流模型，并在全球计算中实施。
2008-02-28 astro-ph
Spectral Methods for Time-Dependent Studies of Accretion Flows. III. Three-Dimensional, Self-gravitating, Magnetohydrodynamic Disks
吸积盘是三维的、湍流的、通常是自重力的磁流体动力学流动，其可以用数值模拟详细地建模。在本文中，我们提出了一种新的算法，是基于谱分解方法来模拟这样的流量。由于该方法的高阶性，我们可以用磁势来求解感应方程，从而可以很容易地保证数值解中的磁场是无发散的。谱方法也遭受最低限度的数值耗散，并允许一个容易实现的模型，子网格物理。这两个属性使我们的方法理想的研究磁流体湍流，如那些发现在吸积盘周围紧凑的对象。我们验证了我们的算法与一系列的标准测试，并使用它来显示在一个吸积盘的模拟MHD的发展。最后，我们研究了由磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流功率谱的演化和饱和。
2006-12-27 astro-ph
On the time variability of geometrically-thin black hole accretion disks I : the search for modes in simulated disks
本文对一组几何薄（h/r~0.05）黑洞吸积盘的流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟进行了详细的时间分析。黑洞势近似为Paczynski-Wiita伪牛顿势。特别是，我们使用我们的模拟，严格评估两个广泛讨论的模型，高频准周期振荡，全球振荡模式（diskoseismology）和参数共振不稳定性。我们发现，初始扰动流体动力盘清楚地显示捕获的全球g-模式振荡线性微扰理论预测。与此相反，在模拟的磁流体磁盘的磁旋转不稳定性产生的持续湍流不激发这些捕获的g模式。目前我们还不能说MHD湍流是否对流体动力学g模有积极的阻尼作用。我们的模拟磁流体磁盘也未能显示任何迹象之间的垂直和径向周转频率的参数共振不稳定性。另一方面，我们确实看到了圆盘中任何给定半径处的特征频率对应于局部声波。我们还进行了盲目的搜索代理光变曲线的基础上的瞬时质量吸积率的黑洞的任何准周期振荡，并放置在任何这样的功能的总功率的上限为2%。我们强调的重要性，在模拟吸积盘进行时间分析时，长期的变化进行校正。
2008-11-19 astro-ph
Spectral properties of Three-dimensional Magneto-hydrodynamical Accretion Flows
尽管大量的全球三维（3D）磁流体动力学（MHD）的吸积流和喷流的模拟最近，他们的天体物理现实情况的相关性是不为人所知。为了检验模拟的磁流体流在多大程度上能解释观测到的人马座A*（Sgr A*）的光谱能量分布（SED），我们首次通过求解三维辐射转移方程，计算了从射电到X射线的宽波长范围内的三维磁流体流的出射光谱。我们使用Kato，Mineshige和Shibata（2004）的模拟数据，并进行Monte Carlo辐射转移模拟，其中考虑了同步辐射/吸收，自由-自由辐射/吸收和康普顿/逆康普顿散射。我们假设两个温度的等离子体和计算电子温度通过求解电子能量方程。只考虑热电子。结果表明，三维MHD流场在大半径区域产生的韧致辐射一般会产生过量的X射线。一个平坦的密度分布，r^{-a}，a<1，比平流主导吸积流（ADAF），r^{-3/2}，是这一点的主要原因。如果我们把发射区的大小限制在10r_s（其中r_s是Schwarzschild半径）以内，MHD模型就能再现Sgr A ~* 耀斑期间所观测到的SED的基本特征。然而，静止状态下的光谱仍有待理解。我们还计算了随时间变化的光谱变化，发现通量波动在一个很宽的范围内的频率和通量在每个波长并不总是相干变化。
2005-03-31 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
Three Dimensional MHD Simulations of Accretion to an Inclined Rotator: The "Cubed Sphere" Method
我们描述了一个三维的，Godunov型的数值磁流体动力学（MHD）的方法，旨在研究磁盘吸积旋转磁化恒星在一般情况下，恒星的旋转轴，它的磁矩，和正常的磁盘都有不同的方向。数值方法采用了一种“立方球”坐标系，它兼有笛卡尔坐标系和球坐标系的优点，但没有球坐标系的奇异轴。网格由一系列半径为$R_j \propto q^j$的同心球形成，其中$j=1..N_R$和$q={\rm const}>1$。球面上的网格由六个扇区组成，每个扇区上的网格在拓扑上等价于立方体表面上的等距网格。模拟结果进行了讨论的漏斗流（FF）的偶极矩$\rvecmu$在一个角度$Θ=30^\circ$的明星的旋转轴${\bf Ω}$这是与正常的磁盘对齐的明星。在这些模拟中发现了两个重要的新的三维特征：（1）到恒星表面的漏斗流主要是两股从相反方向接近恒星的流。(2)在包含$\rvecmu$和${\bf Ω}$的流的$x-z$横截面中，漏斗流通常沿着磁力线到达恒星表面。随后的论文将详细描述在不同倾角$Θ$的三维漏斗流的方法和结果。
2002-09-30 astro-ph
MHD Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport
利用磁流体动力学（MHD）模拟研究了具有排列偶极矩的旋转磁化星的吸积盘。静止的初始条件，以避免早期研究中看到的快速初始演变。对不同的恒星磁矩和自转速率进行了一组模拟。模拟结果表明，磁盘结构显着改变indea半径r_{br}磁制动是显着的。在这个区域，圆盘是强不均匀的。物质的径向吸积随着接近强磁场区域而减慢，并且在磁层半径r_m处形成致密的环和漏斗流，在那里磁压等于物质的总的动压加热压。
2002-09-20 astro-ph
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。
2002-09-25 astro-ph
X-ray Emissions from Three-dimensional Magnetohydrodynamic Coronal Accretion Flows
基于三维磁流体动力学模拟计算了黑洞吸积盘-日冕系统的辐射谱及其时变特性。在解释活动星系核（AGN）的光谱特性时，通常假设它们由一个薄的光学厚盘和围绕在薄盘周围的热的光学薄日冕组成。对于日冕模型，我们采用Kato等人计算的三维无辐射MHD吸积流的模拟数据，而对于薄盘，我们假设一个标准型盘。我们进行Monte Carlo辐射转移模拟的电晕，考虑到康普顿散射的软光子从薄盘由热的热电子和日冕辐射加热的薄盘，发射黑体辐射。通过调节MHD冕流的密度参数，我们可以得到与典型Seyfert星系一致的出射光谱。此外，我们发现快速的时间变化的X射线发射光谱，起源于磁流体日冕的磁旋转不稳定性产生的密度波动。并简要讨论了包括铁荧光线发射在内的反射分量的特征。
2008-01-30 astro-ph
Generalized Grad-Shafranov equation for gravitational Hall-MHD equilibria
引力Hall-MHD（G-Hall-MHD）平衡的一致性理论描述对于理解致密天体（黑洞、中子星等）周围的吸积盘（AD）现象具有重要意义。这些平衡的存在实际上是由观测结果提出的，观测结果表明，在致密星附近存在静止的、基本上非相对论性的AD等离子体，从而表明吸积盘的特征可能是缓慢变化的电磁场和流场。这些（EM）场，特别是电场，可以局部地非常强，使得AD等离子体可能是局部非中性的，并且因此以霍尔电流的存在为特征。因此，这表明这种平衡应该在霍尔-磁流体力学理论的框架内描述。扩展以前的方法，持有非旋转等离子体或专门的单物种模型平衡，忽略时空曲率的影响的基础上，这项工作的目的是制定一个广义的格拉德-Shafranov（GGS）方程适用于调查的G-Hall-MHD平衡在AD的非相对论性等离子体存在。为此目的的平衡被假定为产生一个强大的轴对称恒星磁场和由引力等离子体的AD特征。
2008-06-27 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
Magnetic Stresses at the Inner Edges of Accretion Disks Around Black Holes
在过去的25年里，几乎所有对吸积盘动力学的分析都假定，吸积盘内部的应力与压力成局部比例（“阿尔法模型”），并且这种应力在边缘稳定的轨道上趋于零。最近，已经证明，MHD湍流占内部磁盘应力的大部分。与传统观点相反的是，来自这种MHD湍流的应力在边缘稳定轨道附近并没有减小，并且磁应力与压力的比率在那里急剧上升。结果的例子包括：吸积效率的增加，这也可能是时间和环境依赖的;吸积导致的黑洞自旋速度的降低;以及盘光度波动的产生。数值模拟的初步结果支持这些影响的分析估计。
2001-03-04 astro-ph
Towards a New Standard Model for Black Hole Accretion
简要回顾了黑洞吸积盘理论的最新进展，强调了磁流体动力学（MHD）应力在角动量输运中的重要作用。与吸积有关的外流现象的明显普遍性是一个强有力的指标，表明大尺度MHD扭矩有利于角动量的垂直传输。这导致角动量传输的整体速率增强，并允许物质以有趣的速率进行吸积。此外，我们认为，当垂直运输是重要的，径向结构的吸积盘修改在小半径，这会影响磁盘发射光谱。我们提出了一个简单的模型，展示了如何充满活力，磁驱动的外流修改相对于标准的吸积盘理论预测的紧急磁盘发射光谱。预测的光谱与观测的类星体光谱能量分布的比较表明，使用标准盘模型推断的质量吸积率可能会严重低估其真实值。
2007-05-06 astro-ph
Light Curves from an MHD Simulation of a Black Hole Accretion Disk
我们使用相对论光线追迹程序计算了从广义相对论磁流体动力学模拟到Schwarzschild黑洞的吸积流中观察到的光变曲线。我们应用三种基本的辐射模型来模拟含时吸积盘的不同性质。这些模型之一，假设热黑体发射和自由-自由吸收，我们可以预测定性特征的高频功率谱从恒星质量的黑洞在“热主导”状态。模拟的功率谱的特征在于指数Gamma ~ 3的幂律和总均方根分数方差<~ 2%以上10 Hz。对于每一个排放模式，我们发现，变化幅度应增加与倾斜角。基于一种新开发的量化模拟数据中准周期振荡（QPO）的重要性的形式主义，我们发现这些模拟能够识别任何这样的特征，其（均方根/平均值）幅度>~ 1%，接近最内部稳定轨道的轨道频率。初步结果表明，在99.9%的置信限下，存在频率比接近2：3的瞬态QPO峰，但它们不是一般的特征，因为在任何给定的时间，它们只能从某些观察者方向看到。此外，我们提出了详细的分析的方位角结构的吸积盘和密度扰动的演化在内部磁盘。这些“热点”结构在盘半径范围内似乎是大致自相似的，具有单一的特征尺寸δ r =25 deg，δr/r=0.3，典型的寿命T_1 ~ 0.3T_orb。
2006-06-25 astro-ph
On Self-Sustained Dynamo Cycles in Accretion Discs
已知在净磁通量为零或非零的剪切盒中存在MHD湍流。然而，湍流在零净通量情况下的生存方式不能用线性理论来解释，而是作为纯粹的数值结果出现。目的：我们寻找一个非线性机制，能够解释的持续性MHD湍流剪切盒与零净磁通量，并可能导致大规模的发电机行动。方法：谱非线性模拟的磁旋转不稳定性表现出大规模的轴对称磁场，保持了几个轨道。利用模拟结果和非齐次线性方法研究了该场的产生过程。结果如下：湍流持续在零净通量剪切盒的机制被证明是有关的存在一个大规模的方位场，生存几个轨道。特别是，它表明，剪切盒中的MHD湍流可以被看作是一个发电机过程耦合到一个magnetorotational-type的不稳定性。
2008-07-10 astro-ph
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。
2003-11-01 astro-ph
Angular Momentum Transport by MHD Turbulence in Accretion Disks: Gas Pressure Dependence of the Saturation Level of the Magnetorotational Instability
利用三维MHD模拟研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和程度。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量，使磁共振成像的演变是在一个小的局部磁盘的一部分。我们专注于依赖的饱和水平的压力的气体压力，这是一个关键的假设，在标准的α盘模型。从我们的数值实验中发现，有一个弱的幂律关系之间的饱和水平的麦克斯韦应力和气体压力的非线性制度，气体压力越高，更大的应力。虽然幂律指数略有依赖于初始场的几何形状，应力和气体压力之间的关系是独立的初始场强，并不受欧姆耗散，如果磁雷诺数至少为10。在绝热计算中，压力随时间增加，而在近等温计算中，压力随时间变化很小，这种关系是相同的。我们的数值结果是定性一致的想法，即MRI的饱和度是由MRI的增长和通过重连的场耗散之间的平衡决定的。然而，压力-应力关系的定量解释可能需要在非稳态磁重联的理论理解方面取得进展。
2003-12-18 astro-ph
Constraints on the Evolution of Black Hole Spin due to Magnetohydrodynamic Accretion
解析地研究了黑洞对稳态和轴对称理想磁流体动力学（MHD）的吸积。从低速等离子体源中喷出的吸积等离子体在通过事件视界之前必须是超快磁声的。在不详细分析磁声点处的正则性条件的情况下，通过引入磁场的环向分量与极向分量之比即磁场线的弯曲角$β$，导出并应用了一种跨快磁声解。对于吸积到黑洞上，跨磁声解对$β$有一定的限制，这些限制与磁流体流的场向参数有关。其中一个限制给出了磁场线倾斜的事件视界边界条件。我们发现这种倾斜度与向黑洞的能量和角动量输运有关。然后，我们讨论了在长期演化时间尺度下，冷MHD流入对旋转黑洞自旋上/下的影响。自旋演化有两个渐近态。一是黑洞的角速度接近于磁场线的角速度，二是正的角动量内流引起的自旋上升效应和能量内流（即质能内流）引起的自旋下降效应被抵消。我们还表明，MHD流入阻止演化到最大旋转的黑洞。
2008-05-28 astro-ph
MHD simulations of disk-star interaction
我们讨论了一些主题相关的磁盘磁层相互作用，以及如何数值模拟照亮他们。这些主题包括：（1）盘-磁层相互作用和盘闭锁问题;（2）风问题;（3）磁层流的结构、恒星表面的热点和内部盘区域;（4）三维漏斗流的光谱模拟;（5）具有复杂磁场的恒星的吸积;（6）通过三维不稳定性的吸积;（7）磁层间隙与原行星的生存。2D和3D模拟的结果进行了讨论。
2008-03-19 astro-ph
Global General Relativistic MHD Simulation of a Tilted Black-Hole Accretion Disk
本文是我们数值研究相对于克尔黑洞旋转轴倾斜的吸积盘的工作的继续。在这里，我们提出了一个全球性的数值模拟，充分结合了黑洞时空的影响，以及磁旋转湍流的角动量输运的主要来源在流的结果。这个模拟显示了与未倾斜磁盘的类似模拟的巨大差异。黑洞的吸积主要是通过两个相对的俯冲流发生的，这两个俯冲流从相对于黑洞和盘中平面的高纬度开始。这是由于旋转黑洞周围的引力时空的非球面性质。这些俯冲流的起始半径比非倾斜圆盘的半径要大。在这方面，倾斜的黑洞实际上就像旋转较小的非倾斜黑洞一样。在整个模拟过程中，圆盘的主体相对于黑洞的对称平面保持倾斜，因此没有迹象表明圆盘中存在巴丁-彼得森效应。相反，黑洞的扭矩主要导致主盘体的整体进动。在该模拟中，进动的频率为$3 (M_\odot/M)$ Hz，该值与许多观察到的低频准周期振荡一致。然而，该值强烈依赖于磁盘的大小，因此该频率可能会在很大范围内变化。
2007-06-28 astro-ph
Modeling of Disk-Star Interaction: Different Regimes of Accretion and Variability
吸积毫秒X射线天体（以下简称AMXPs，例如Wijnands & van der Klis 1998）的出现和时间变化强烈依赖于吸积速率、盘-磁层边界的有效粘性和有效磁扩散率。吸积率是决定恒星磁层半径位置的主要参数，对于给定的恒星磁场。我们介绍了吸积中子星的吸积率的函数的分类，并显示相应的阶段，从我们的全球三维磁流体动力学（MHD）模拟和我们的轴对称MHD模拟。我们讨论了预期的变化功能在每个阶段的吸积，周期性和准周期性（QPO）。我们的结论是，在很高和很低的吸积率的周期性可能会受到抑制。此外，当有序漏斗流吸积通过交换不稳定性被无序吸积所取代时，周期性可能消失。
2008-12-15 astro-ph
Spin, Accretion and the Cosmological Growth of Supermassive Black Holes
如果超大质量黑洞（SMBH）是类星体和活动星系核的能量来源，那么类星体SDSS 1148+5251，具有最高红移（z_QSO=6.43）的类星体，拥有一个在大爆炸后0.9 Gyr内形成的超大质量黑洞。这一要求限制了SMBH的宇宙学形成，SMBH被认为是通过吸积和合并的组合从较小的初始种子中生长出来的。我们专注于气体吸积到种子产生的崩溃的Pop III星在高红移。我们将最近的相对论，磁流体动力学模拟盘吸积到克尔黑洞跟踪耦合演化的质量和自旋的孔。由于合并，我们允许一个典型种子的质量额外放大~10^4，这与最近的蒙特卡罗模拟对包含黑洞种子的冷暗物质晕的分层合并的模拟一致。我们发现，在z_QSO = 6.43的条件下，Pop III黑洞种子生长到~10^9 M_sun时，比标准薄盘更有利于MHD吸积盘。MHD盘倾向于将空穴驱动到次最大平衡自旋速率a/M ~ 0.95和辐射效率λ_M ~ 0.2，而标准薄盘将它们驱动到最大自旋（a/M = 1）和效率（λ_M = 0.42）。这种效率上的微小差异导致了在爱丁顿极限下通过吸积进行的质量放大的巨大差异。MHD平衡效率与观测到的类星体加活动星系核光度密度与局部SMBH质量密度的比值一致。我们的原型分析的目的是刺激纳入相对论恒星坍缩和MHD吸积模拟的结果在未来的蒙特卡罗模拟的层次结构的形成，以更好地确定宇宙学的作用SMBHs和他们的质量和自旋分布。
2004-11-05 astro-ph gr-qc
Kinetic Effects on Turbulence Driven by the Magnetorotational Instability in Black Hole Accretion
磁旋转不稳定性（MRI）是在吸积盘中引起湍流输运的不稳定性，本文在动力学区域进行了研究。辐射低效吸积流（RIAF），就像我们银河系中心的超大质量黑洞周围的那种，被认为是无碰撞的。动力学MHD形式主义，基于弗拉索夫方程的时刻，用于线性分析和非线性模拟。修改ZEUS MHD程序，使其包含关键的动力学MHD项：各向异性压力张量和各向异性热传导。模拟使用局部剪切盒近似。由于绝热不变性（$μ=p_\perp/B$），当MRI放大磁场时，产生压力各向异性。拉莫尔半径尺度的不稳定性-镜，离子回旋加速器，消防水龙带-在大的压力各向异性激发。压力各向同性，由于这些不稳定性的俯仰角散射包括作为一个亚网格模型。动力学MHD模拟的一个关键结果是，各向异性（粘性）应力可以与麦克斯韦应力一样大。提出了一种新的数值模拟大温度梯度下各向异性热传导的方法。简单的实验表明，各向异性热传导的中心差分可以导致热量从较低温度流向较高温度，从而产生负温度。横向温度梯度的限制不会加重温度极值。
2007-03-20 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
