Radiation pressure instability as a variability mechanism in the microquasar GRS 1915+105
吸积盘中高粘度的物理机制仍在争论之中。参数化的粘性应力$αP$被证明是一个成功的代表性，这种机制在磁盘的外部部分，解释矮新星和X射线新星爆发，由于电离不稳定性。我们表明，这种参数化也可以通过在磁盘的最里面的一部分，通过的$α$粘度法意味着存在的不稳定性的辐射压力占主导地位的区域。我们研究了这种磁盘的时间演化。结果表明，如果精确地计算$α$ -粘性盘模型（在垂直平均方程中采用适当的数值系数，并考虑平流），并在模型中补充（i）耗散50%能量的中等日冕（ii）携带与亮度相关的能量部分的喷流，则可以很好地再现GRS 1915+105的时间相关行为。这些以日冕和喷流的存在形式出现的必要的变化在观测上是合理的。该模型预测爆发的光度大于0.16 $\dot M_{Edd}$，根据需要，正确的爆发时间尺度和振幅，包括增加爆发时间尺度与平均光度的影响。这一结果强烈表明，$α$ -粘性定律是一个很好的描述的实际机制，负责角动量转移也在最里面，辐射压力占主导地位的部分磁盘周围的黑洞。
2000-08-23 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
Variability Associated with Alpha Accretion Disc Theory for Standard and Advection Dominated Discs
吸积盘的$α$湍流粘性公式必须解释为平均场论。圆盘尺度超过湍流尺度的程度决定了预测光度$L_ν$的精度。湍流假设和$\a$的使用意味着：（1）磁力线拉伸通常产生总压的磁压$\gsim \a^2/6$，当剪切不稳定性占主导地位时，$\a$与压力比之间存在1：1的关系。(2)大涡的大小和速度在典型的平流为主的吸积流（ADAF）导致较低的精度在$L_ν$比薄盘的总观测时间和中心质量。在特定频率下允许的变异性（相对精度）随着贡献区域的大小而增加（减少）。对于X射线二元型ADAF，对于$\gsim 1000$ sec的平均值，允许的变异性为$R \le 1000$ Schwarzchild半径处的$\sim 5$ %。但是对于像NGC 4258和M87这样的大星系核，即使在目前可用的观测时间内，相对精度误差也可以接近$R \le 100 R_S$的$50-100%$。然后需要更多的数据来与ADAF预测进行比较。
1998-04-28 astro-ph
Beyond the standard accretion disc model: coupled magnetic disc--corona solutions with a physically motivated viscosity law
我们提出了一个系统的，分析研究的几何薄，光学厚吸积盘磁化湍流的解决方案，与阿尔法一样的粘度处方。在唯一的假设下，（1）磁旋转不稳定性（MRI）产生湍流，产生吸积进行所需的反常粘性，以及（2）由于浮力垂直逃逸，由不稳定性放大的磁场饱和，我们能够自洽地求解盘结构方程，包括功率的分数f，其被垂直坡印廷通量带走（并且可能耗散在光学厚盘外部）。对于低粘度光盘，我们得到稳定的高f的解决方案，在低吸积率，当气体压力占主导地位，和不稳定的，低f，辐射压力占主导地位的解决方案，在高吸积率。对于高粘度盘，相反，一个新的热和粘性稳定，辐射压力占主导地位的解决方案被发现，其特征在于f~1和出现仅高于临界吸积率（的数量级的十分之几的爱丁顿一）。我们将讨论我们的假设的有效性制度，我们的解决方案的天体物理相关性。我们的结论是，我们新发现的薄盘的解决方案，可能伴随着强大的，磁主导的日冕和外流，应认真考虑作为模型的黑洞吸积在超爱丁顿率。
2003-02-05 astro-ph
Dissipation Instability in the Accretion Disk
本文考虑了外引力势中的几何薄气盘模型。研究了具有耗散效应的吸积盘平面内非轴对称小扰动的动力学性质。结果表明，光学厚吸积盘中不稳定振荡模的发展条件和参数强烈地依赖于粘性和不透明度模型。
1998-08-22 astro-ph
A Useful Approximation for Computing the Continuum Polarization of Be Stars
本文描述了一个实用的Be星偏振模型，它可以用来粗略估计光学薄拱星包层的物理参数，从宽带UBVRI偏振测量数据。分析这些参数的长期变化是一个很有前途的方法来理解Be现象。将模型与八颗Be星的观测结果进行拟合，得到了一个有趣的结果：它们都可能具有几何上薄的盘，其开口半角在10度或更小的数量级，这有助于越来越多的证据表明大多数Be盘都是几何上薄的。
2001-01-29 astro-ph
Thermal Instability of Advection-Dominated Disks against Local Perturbations
本文研究了对流控制的单温吸积盘的热不稳定性。我们考虑径向短波长的轴对称扰动。假设粘性足够小，以使垂直流体静力平衡保持在扰动状态。粘性的类型由$α$ -粘性或扩散型应力张量给出。光学厚盘一般比光学薄盘更不稳定。当存在热扩散时，光学薄盘变得稳定，但光学厚盘仍然不稳定。平流占优圆盘的不稳定性不同于无平流的几何薄圆盘。在没有平流的情况下，热模态的行为下没有明显的表面密度变化。然而，在对流占主导地位的磁盘的情况下，热模式发生没有明显的压力变化（与密度变化相比），当考虑局部扰动。与扰动相关的角动量和表面密度的变化导致热不稳定性。这种不稳定性的天体物理意义进行了简要讨论。
1995-10-17 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
Long term optical and X-ray variability of the Seyfert galaxy Markarian 79
我们提出的结果，同时X射线和光学监测的塞弗特1星系Mrk 79在一个超过五年的时间。我们发现，在短到中等的时间尺度（天到几十天）的2-10 keV的X射线和光学u和V带通量显着相关，与零天一致的带之间的延迟。我们表明，这些变化中的大多数可以很好地再现的模型，其中的短期光学变化源于再处理的X射线的光学厚吸积盘。然而，光学光变曲线也显示了数千天的长时间尺度变化，这在X射线光变曲线中不存在。这些光学变化必须起源于一个独立的可变性机制，我们表明，它们可以产生的（几何）薄盘吸积率的变化，以及通过改变后处理分数通过在X射线电晕的位置的变化。
2008-12-03 astro-ph
Frequency resolved spectroscopy of Cyg X-1: fast variability of the Fe K_alpha line
我们利用Rossi X射线定时探测器的数据研究了天鹅座X-1在标准低（硬）谱态下的频率分辨能谱。我们发现，反射特征的相对幅度-铁荧光线在~6.5 keV和涂抹的边缘以上~7 keV -随着频率的增加而减小。特别地，我们发现铁线的等效宽度在~ 1Hz以上减小，并且在~10 Hz的频率下下降两次。假设这种行为仅仅是由于反射介质的有限光穿越时间，这意味着反射器的特征尺寸约为5E 8 cm，对应于10 Msun黑洞的约150 Rg。或者，反射分量的高频振荡的缺乏可能表明，主连续体的短时间尺度（~50-100毫秒）变化出现在吸积流的几何上不同的（可能是内部的）部分中，并且产生比较长时间尺度事件明显较弱的反射发射（如果有的话）。
1999-06-11 astro-ph
Accretion discs around black holes: two dimensional, advection cooled flows
用含时流体动力学方法研究了黑洞附近的二维吸积流。我们假设流动是轴对称的，并且内能的辐射损失可以忽略，因此圆盘在几何上是厚的和热的。吸积是由于黑洞附近的有效位垒溢出而发生的，类似于双星系统中洛希瓣溢出恒星的情况。我们对流动的性质没有预先假设，相反，我们的模型从最初的非增生状态自洽地发展。粘性是由小尺度湍流引起的，用$α$ -粘性公式描述。我们证实了早先的建议，粘性吸积流对流不稳定。我们发现，不稳定性产生各种长度尺度的瞬态涡流。涡流通过重新分配角动量而有助于流动中粘性的强度。它们还引入了低振幅振荡变化，对于质量为$M$的系统，其典型频率约为$100\; \msun/M$ Hz。这可能与在银河系黑洞候选X射线源中观察到的高频（$\sim 4-10$ Hz）准周期振荡有关。
1995-09-13 astro-ph
Time-Dependent Disk Models for the Microquasar GRS1915+105
我们研究了不同的吸积盘模型和粘度处方，以提供一个基本的解释奇异的时间行为在GRS 1915+105。基于这样的事实，即总的周期时间是非常长的上升/下降的时间尺度在GRS 1915年，我们排除了ADAF的几何形状或热的准球形区域加上一个冷的外盘这个源。因此，我们集中在几何薄Shakura-Sunyaev型磁盘（Shakura & Sunyaev 1973;以下简称SS 73）。我们设计了一个修正的粘性定律，它有一个准稳定的上分支。通过数值模拟，我们表明，该模型确实考虑了GRS 1915+105的几个总体观测特征。另一方面，上升/下降时间尺度不够短，并且在时间尺度$\simlt$ 10 s上没有快速振荡自然地从模型中出现。然后，我们考虑和数值测试一个更精细的模型，包括冷盘，日冕，等离子体喷射从内部磁盘区域，并表明，该模型使我们能够重现GRS 1915+105的几个额外的观察到的功能。我们的结论是，在这个源的吸积流的最有可能的结构是一个冷盘与修改后的粘度处方，加上一个电晕，占大部分的X射线发射，和不稳定的等离子体喷射时发生的源的光度高。
1999-05-27 astro-ph
Tests for Standard Accretion Disk Models by Variability in Active Galactic Nuclei
本文利用26个观测良好的天体的光变曲线对活动星系核的标准吸积盘模型进行了检验。变化的时间尺度是由最常见的定义的变化时间尺度和零交叉时间的自相关函数的光学光变曲线为每个源估计。两种方法测得的变化时间尺度是一致的。如果采用粘度参数$α\sim 0.1$的典型值，则所测得的光变时标与标准盘的热时标最为接近。如果允许$α$的范围从$\sim 0.03$到$\sim 0.2$，则测量的时间尺度与标准磁盘的热时间尺度一致。观测到的变率时间尺度与黑洞质量之间存在线性关系，这种线性关系与标准吸积盘模型的预期定性一致。ZDCF测量的不同波段之间的时间滞后大约是几天。NGC 4151和NGC 7469的测量时间滞后与标准吸积盘模型连续热后处理情况下估计的时间滞后略有一致。然而，NGC 5548和Fairall 9的测量时间滞后不太可能是连续热后处理的情况。我们的结果不太可能与活动星系核的标准吸积盘模型不一致，也可能有条件地支持它。
2008-03-04 astro-ph
Radiation pressure instability driven variability in the accreting black holes
计算了黑洞周围吸积盘随时间的演化。采用经典的$α$ -粘性描述，因此演化是由吸积盘最里面的辐射压主导部分的不稳定性驱动的。我们假设光学厚盘总是向下延伸到边缘稳定的轨道，所以它永远不会完全排空。我们考虑了平流、日冕耗散和垂直外流的影响。我们表明，日冕和/或外流的存在下，降低了爆发的幅度。如果只有大约一半的能量耗散在圆盘中（另一半耗散在日冕中并被外流带走），则爆发的振幅和持续时间与微类星体GRS 1915+105的观测结果一致。粘性演化以一种自然的方式解释了在该源的色-色图中从状态C到状态B的直接转变的缺乏。在光学厚盘中耗散的能量的分数的进一步减少关闭了爆发，这可以解释为什么它们在所有处于非常高状态的高吸积率源中看不到。
2002-05-15 astro-ph
Transformation Properties of External Radiation Fields, Energy-Loss Rates and Scattered Spectra, and a Model for Blazar Variability
本文讨论了等离子体匀速运动时外辐射场的变换性质。在相对论外流的共动框架下，导出了各向同性和吸积盘辐射场的比谱能量密度，如黑洞喷流和伽马射线暴源附近的辐射场。非热电子和正电子对辐射场进行康普顿散射，高能质子和离子通过光生子和空气的产生与辐射场相互作用。我们重新审视与外部吸积盘辐射场相关的康普顿散射光谱的问题，并澄清作者过去的治疗。简单的能量损失率和汤姆逊散射光谱的表达式给出了环境软光子场组成的周围的外部各向同性的单色辐射场，或方位对称的，几何薄吸积盘辐射场。一个模型blazar发射显示的特征光谱和变异行为，由于存在一个直接吸积盘组件。盘状成分和明显的耀斑行为可以从具有{ \it GLAST}的平谱射电类星体中探测到。耀变体的光谱状态的特征在于吸积盘和散射辐射场的相对重要性，在扩展喷流中，吸积盘，内部喷流，和宇宙微波背景辐射场。
2002-04-17 astro-ph
Dead Zone Formation and Nonsteady Hyperaccretion in Collapsar Disks : A Possible Origin of Short-Term Variability in the Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的中心引擎被认为是一个热而致密的盘，它与一些太阳质量的黑洞发生了超吸积。我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）积极运作的超吸积盘，这可能会导致角动量输运的磁盘。超吸积盘的内部区域可以是中微子不透明的，中微子的能量和动量传输可以显著影响磁共振成像的生长。在合理的吸积盘模型和弱磁场$B \lesssim 10^{14} \rm{G}$条件下，发现在超吸积盘的内部区域，磁共振成像受到中微子粘性的强烈抑制。另一方面，磁共振成像可以驱动主动MHD湍流的中微子透明的外部区域，而不管场强。这表明重子物质被积累到内部死区，在那里MRI不活跃地生长并且角动量输运是低效的。当死区获得大量的质量，并成为引力不稳定，强烈的质量吸积到中央黑洞将发生间歇性通过引力扭矩。这一过程可能是伽玛暴瞬时发射短期变化的物理机制。最后，在我们的情节吸积情景的背景下，在X射线余辉的耀斑活动的起源进行了预测。
2007-03-16 astro-ph
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs
我们比较了三种不同的模型的clusional气体盘，并表明，在银河系中心的环核盘（CND）和一个假定的，几何厚，模糊的环面最好的解释由准稳定的，自引力云的碰撞模型。云的动能是由质量流入获得的，并在云的碰撞中耗散。碰撞产生的粘性在空间平均气体动力学的图片，这将它们连接到角动量传输和质量流入。发现CND和环面具有相同的气体物理性质，云的质量为20 - 50 M_sun，密度接近于潮汐切变破坏的极限。我们表明，透明的CND和一个模糊的环面之间的差异是气体质量和云的速度色散。气体供应的变化和动能的耗散可以将环面转变成类似于CNT的结构，反之亦然。任何大质量的环面都会自然地导致足够高的质量吸积率，以供给发光的活动星系核。对于一个几何上厚的环面，甚至需要相对于中心黑洞的超爱丁顿吸积率来模糊中心的视图。
2003-10-13 astro-ph
Accreting corona model of the X-ray variability in soft state X-ray binaries and active galactic nuclei
我们发展了一个包含局部磁旋转不稳定性效应的黑洞吸积双流模型。该流动由一个吸积盘吸积盘和一个吸积日冕组成，局部发电机影响吸积盘/日冕的质量交换。该模型的目的是解释的功率谱密度的源在其软，磁盘为主的状态。圆盘中磁场的局部扰动如King等人（2004）和Mayer和Pringle（2005）所述，但与时间相关的局部磁场被假设影响日冕物质的局部供应。由于日冕中的粘性时间尺度比圆盘中的短得多，因此日冕中的局部扰动不会被涂抹。简单的分析估计和完整的时间相关的计算的磁盘电晕系统进行。吸积日冕模型可以再现软态X射线双星和活动星系核的宽功率谱。然而，该模型预测，（i）源经历辐射压力不稳定性（GRS 1915+105）应该有系统陡峭的功率谱比其他来源，（ii）活动星系核应该有系统陡峭的功率谱比GBH，即使他们的磁盘描述使用粘度成正比的气体压力。显然需要对软态源的功率谱进行更精确的测量。
2007-02-26 astro-ph
Photometric Stellar Variability in the Galactic Center
我们报告了在过去10年中利用散斑成像技术对银河系中心5“x5”进行的衍射限制、光度变化研究的结果。M.凯克10米望远镜。在我们的极限星等mK < 16等的图像从一个单一的夜晚的数据，我们发现了至少15个K[2.2微米]波段的变星的131监测恒星。在我们的样本中，唯一的周期源是以前确定的变量IRS 16 SW，我们测量的轨道周期为19.448 +- 0.002天。与最近的结果相反，我们在IRS 16 SW上的数据显示了一个不对称的相位光变曲线，下降时间比上升时间陡得多，这可能是由于恒星在轨道上的接近引起的潮汐变形。我们还确定了一个可能的风碰撞二进制（IRS 29 N）的基础上，它的光度变化在几年的时间尺度，这可能是由于情节尘埃生产。在我们的样本中，4个LBV候选者中没有一个显示出光度的特征性大幅增加或减少，然而，我们的时间基线太短，无法排除它们是LBV。在剩下的变星中，大部分是早型星，三颗可能是由于视线消光变化而变的。对于我们视野中心的7颗OB星，它们具有明确的三维轨道，我们没有看到耀斑或它们的光变暗的证据，这限制了超大质量黑洞Sgr A* 周围存在冷的、几何上薄的不活跃吸积盘的可能性。
2007-01-04 astro-ph
Low Frequency Quasi-Periodic Oscillations in Low Mass X-Ray Binaries and Galactic Black Hole Candidates
我们考虑了黑洞和中子星周围吸积盘的内部区域，研究了热粘性不稳定性的非线性随时间演化。假设粘性应力与气体压力成正比，粘性参数用公式表示为$α=\min[α_0 (h/r)^n, α_{\max}]$，其中$h$是局部尺度高度，$r$是到中心致密物体的距离，$n$、$α_0$和$α_{\max}$是常数。发现$α$对PDMATHAMN（$n \gapprox 1.2$）足够敏感时，盘是不稳定的。的不稳定性是全球一致的，在整个不稳定区域的磁盘和，根据粘度参数，质量吸积率的时间变化表现为周期性或准周期性振荡。我们证明，最近在一些黑洞候选者（Cyg~X-1和GRO~ J 0422 +32）和一个低质量X射线双星（Rapid Burster MXB~1730- 335）中发现的低频（$\sim 0.04$ ~Hz）准周期振荡（QPO）可以用吸积盘中的热粘滞不稳定性来解释。QPO的观测结果对粘性参数提出了限制，并表明对于含有$1.4\,\msun$中子星的快速爆发，$(n,α_0)$ $\sim (1.6,30)$。在黑洞候选者的情况下，$α$对$h/r$的依赖性不太陡峭，对应于小于$10\,\msun$的黑洞的$n \sim 1.2-1.3$。
1994-02-03 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
Accretion Disc Turbulence and the X-Ray Power Spectra of Black Hole High States
黑洞候选者的高态特征在于在$kT \sim 1$ keV处的准热发射分量。此外，该状态倾向于具有非常低的可变性，这表明它是相对稳定的，至少在{ \it short}时间尺度上是如此。大多数高态的模型暗示，大部分的辐射来自于光学厚度的吸积盘;因此，这种状态可能是一个很好的实验室，用于测试我们关于吸积盘物理学的想法。在这项工作中，我们考虑的影响，假设吸积盘粘性产生某种形式的湍流。具体地说，我们考虑简单的情况下，三维流体动力学湍流。结果发现，这种湍流的耦合到光盘中的声学模式可以改变光盘的发射。我们计算了这种调制的振幅和频率，并将结果用X射线功率谱密度表示。我们比较我们的计算与观测的黑洞候选人GS 1124-683，并表明，对于某些参数，我们可以重现一些高频功率。然后，我们简要地探讨机制产生的低频功率，并注意到一个单一的可变性机制，在复制的全部范围内观察到的变化的困难。此外，我们概述了未来的航天器任务-如美国和XTE -可以进一步限制我们的模型，特别是在频率高于$\sim 10^2$ Hz。
1994-10-06 astro-ph
Advection Dominated Accretion Flows. A Toy Disk Model
本文提出了一个圆盘对黑洞进行稳态吸积的玩具模型。当半径r > r_{in}时，圆盘处于流体静力平衡，圆盘内半径位于边缘稳定轨道和边缘束缚轨道之间：r_{ms} > r_{in} > r_{mb}。物质从圆盘中流过r_{ms}处的一个狭窄的尖点，然后自由地落入黑洞，不携带任何热能。当半径大于r_{out}时，假设盘辐射掉所有局部产生的热量，因此当r > r_{out}时，盘在几何上是薄的。我们假设，在r_{out} > r > r_{in}的情况下，内圆盘中产生的热量不能被辐射出去，即圆盘是100%平流的，并且它在这个半径范围内变得几何上厚。厚盘的所有焓被用来将盘的内半径压向边缘束缚轨道，并降低了仅当r > r_{out}时吸积质量转化为辐射的效率。质量守恒定律、角动量守恒定律和能量守恒定律使得计算厚盘的内半径r_{in}成为可能，而外半径r_{out}为任意值。由于圆盘粘性的性质是未知的，在选择厚圆盘的形状时有一定的自由度，但要服从几个一般条件，其中包括r > r_{in}时处处流体静力平衡。这个玩具模型的主要目的是强调磁盘厚度对降低黑洞吸积的能量效率的影响。
1999-09-02 astro-ph
Accretion and emission processes in AGN
UV-X连续谱、X射线光谱特征以及这些谱带的变化为研究活动星系核的最内层区域提供了强有力的工具，从而使我们得以深入了解吸积过程。本章讨论的重点是发光活动星系核，即塞弗特星系和类星体。描述了标准的吸积盘模型（一个静止的几何薄盘），并给出了径向结构的垂直平均解。使用不同的近似讨论了标准盘的发射，并将其与观测结果进行了比较。这导致的结论是，需要更复杂的模型，如照射磁盘和磁盘电晕模型。最后一个模型的优点是它解释了整个UV-X光谱分布。在这些盘模型的框架下，X射线铁谱线的轮廓、强度和变化特性可以通过在非常靠近黑洞的冷盘表面的再处理来解释（“相对论盘模型”）。另一种可能性进行了讨论，其中的UV-X连续产生的致密云包围（或嵌入）热介质的准球形分布。在这样的模型中，铁谱线的轮廓可能是由于康普顿化而不是相对论效应。
2001-01-13 astro-ph
A Self-Consistent Model For The Long-Term Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
候选的黑洞天鹅座X-1的长期跃迁（在状态gamma_1、gamma_2和gamma_3之间）包括偶尔出现一个强的~ MeV隆起（gamma_1），其强度似乎与连续通量（~ 400 keV）反相关，这是由于内部热日冕对冷盘光子的康普顿上散射。我们开发了一个自洽的磁盘图片，自然占这些过渡和相应的光谱变化。我们认为，凸点是由于自康普顿的韧致辐射光子发射主要是附近的日冕本身的平面。我们的研究结果表明，约2倍的粘度参数α的减少是负责淬火这个凸点和驱动系统的gamma_2状态，而从gamma_2到gamma_3的过渡似乎是由增加约25%的吸积率Mdot诱导。鉴于在这个源中观察到的大多数跃迁似乎是γ_2到γ_3的变化，我们得出结论，天鹅座X-1的长期γ射线光谱变化大部分是由于Mdot的这些小波动。gamma_1状态的异常出现显然反映了盘中耗散过程的变化。
1993-06-19 astro-ph gr-qc
On the Structure of Advective Accretion Disks At High Luminosity
构造了黑洞周围光学厚对流吸积盘的整体解。通过数值求解对应于定常轴对称几何薄圆盘的一组常微分方程得到解。我们特别注意一致地满足方程奇点处的正则性条件。为此，我们解析地展开在奇点处的解，并在我们的迭代数值过程中使用展开系数。我们得到一致的跨音速的解决方案，在很宽的范围内的值的粘度参数α和质量acretion率。我们比较了两种不同形式的粘性：一种是采用切应力与压力成正比，而另一种是采用角速度梯度相关的应力。我们发现，有两个奇异点的解决方案对应的压力成比例的剪切应力。内奇点位于黑洞最后稳定轨道附近。这一点改变其类型从鞍节点取决于α值和吸积率。外奇点位于较大半径处，且总是鞍型的。我们认为，与以前的调查相反，一个cumal-type内奇点不引入多个解决方案。只有一个积分曲线，对应于唯一的整体解决方案，同时通过内部和外部奇点的类型无关的内部奇点。具有与角速度梯度相关的剪切应力的解具有一个奇点，该奇点总是鞍型的并且对应于唯一的整体解。对应于两种粘度的吸积盘的结构是相似的。
2000-03-04 astro-ph
An Accretion-Induced X-ray Flare in Sgr A*
钱德拉最近探测到一个来自Sgr A* 的三小时X射线耀斑，这为银河系中心这个超大质量黑洞附近存在一个紧凑的发射区提供了非常有力的证据。Sgr A* 的毫米/亚毫米光谱和偏振特性，以及它的静止态X射线通量密度，与一个模型是一致的，在这个模型中，在大半径处捕获的低角动量气体在黑洞事件视界的几十个史瓦西半径内形成一个热的磁化开普勒流。在Sgr A* 的静止状态下，X射线发射似乎是由在该区域发射的mm/sub-mm同步加速器光子的自康普顿化（SSC）产生的。在本文中，我们表明，突出的X射线耀斑看到的Sgr A* 可能是由于突然增强的吸积通过循环流。取决于异常粘度的相关响应是增加还是减少，与这种额外的质量注入串联，爆发期间的X射线光子可以通过热韧致辐射（如果粘度降低）或通过SSC（如果粘度增加）产生。然而，后者预测的X射线光谱比钱德拉所看到的要软，所以看来X射线爆发的韧致辐射起源是有利的。当耀斑X射线由SSC产生时，毫米/亚毫米和X射线通量之间预期有很强的相关性，而当轫致辐射在耀斑期间占主导地位时，亚毫米/远红外和X射线之间的相关性变化最强。此外，我们表明，未来协调的多波长观测计划为2002年和2003年的周期可能能够区分吸积和喷流的情况。
2002-01-21 astro-ph
Vertical Structure and Spectrum of Accretion Disks in Active Galactic Nuclei
大质量黑洞周围的吸积盘辐射是一个广泛讨论的紫外/软X射线过量辐射模型，在许多活动星系核的光谱中观察到。本文对活动星系核中几何薄α-吸积盘的结构和出射谱进行了自洽计算。中心对象被假定为克尔黑洞，完全相对论修正。假设引力能的局部耗散完全是由于湍流引起的。由于这些磁盘主要是由辐射压力，假设的粘性能量的生产是成比例的总压力导致发散的温度结构在磁盘的上部，其中的总光学深度是小的。因此，我们修改的湍流粘度的标准表达式，考虑到在光学薄制度的湍流元素的辐射能量损失。本文在福克-普朗克近似下用康普顿散射算子处理康普顿散射。吸收截面只包含纯氢气氛下的自由-自由过程。我们提出了几个计算的各种参数，如吸积率，粘度参数，特定的角动量的黑洞和倾斜角的观察者。由此产生的温度和密度分布表明，光盘是光学厚的康普顿散射和有效的光学薄的大多数频率。这导致光谱相对于光子数被稀释，但包含康普顿化的高能量尾部，以便携带所需的能量通量。此外，电子温度强烈偏离平衡温度。因此，该模型一般可以解释所观察到的软X射线过剩。
1996-02-01 astro-ph
Investigating a Fluctuating-accretion Model for the Spectral-timing Properties of Accreting Black Hole Systems
Lyubarskii（1997）的波动吸积模型和Kotov等人（2001）的扩展模型试图用在宽半径范围内产生的向内传播的质量吸积波动来解释吸积黑洞的X射线变化的光谱定时特性。波动调制X射线发射区域，因为它们向内移动，并可以产生时间频率依赖的能带之间的滞后，和能量依赖的功率谱密度（PSD）作为不同的发射率分布的结果，这可能是预期在不同的X射线能量。在这里，我们使用一个简单的数值实现，详细研究了该模型的X射线光谱定时特性及其与几个物理上感兴趣的参数的关系，即不同能带的发射率分布，吸积流的几何厚度和粘性参数，涨落的阻尼强度和时间相干性（由“质量因子”Q测量）在每个半径处引入的波动。我们发现，具有大粘度参数的几何厚流是有利的，并确认预测的滞后是相当强大的发射率分布的变化，吸积流的物理参数，这可能有助于解释的滞后光谱的相似性在低/硬和高/软状态的天鹅X-1。我们还证明了模型制度，在不同的能带的光变曲线是高度光谱相干的。我们将模型预测结果与窄线Seyfert~1星系NGC 4051和BHXRB Cyg X-1的高/软态X射线数据进行了比较，结果表明，该一般方案可以同时再现PSD的时间滞后和能量依赖性。
2005-12-15 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
Turbulent Convection in Thin Accretion Disks
本文给出了具有湍流对流的薄吸积盘的自洽解。圆盘的粘性和对流通量是从湍流的物理模型中推导出来的，并以圆盘的局部物理条件表示，而圆盘的局部物理条件又受前两者的控制。在气体压力区域，得到两个不同的解决方案。在一种情况下，对流通量比辐射通量大得多，并且黑体区域在整个气压区域上延伸，并且还可以向下延伸到盘的内边界。在该解决方案中，温度分布接近绝热。在另一种解中，对流通量约占总通量的三分之一，存在气压黑体区、电子散射区和辐射压力区。在辐射压力区域，温度分布非常接近绝热，即使对于超爱丁顿吸积率，盘也是几何薄的和光学厚的。的对流通量的分数，出的总通量，增加与吸积率，吸积率可比的爱丁顿极限接近1。这种变化稳定了辐射压力区域，因此盘区域是长期稳定的。
1995-01-03 astro-ph
