Quasi-viscous accretion flow -- I: Equilibrium conditions and asymptotic behaviour
在一种新的方法来研究粘性吸积流，粘度已被引入作为一个扰动效应，涉及一阶修正的$α$ -粘度参数。该方法将求解二阶非线性微分方程（纳维-斯托克斯方程）的问题归结为求解一阶有效方程的问题。粘性打破了稳定流入和流出的解决方案的平衡条件的不变性，并区分风吸积。在动力系统分类下，这种“准粘性”流的唯一可行临界点是鞍点和螺旋线。一个线性化和径向传播的时间相关的扰动引起长期的不稳定性大空间尺度的光盘。此外，在这些相同的长度尺度上，准粘性流的速度演化方程已被转化为与具有排斥势的薛定谔方程形式上的接近。兼容的角动量的光盘的外部区域的运输，粘度有限的长度尺度已被定义为整个空间范围内的吸积过程将是可行的。
2008-12-28 astro-ph
Comment on Viscous Stability of Relativistic Keplerian Accretion Disks
最近Ghosh（1998）报道了开普勒吸积盘中由相对论效应引起的一种新的不稳定状态。这种不稳定性出现在气体压力占主导地位的区域时，所有的相对论修正的磁盘结构方程考虑。我们表明，他使用的稳定性判据在完全错误的方式，导致不适当的结论。我们进行了一个标准的稳定性分析表明，没有不稳定的区域时，可以找到相对论磁盘的气体压力占主导地位。
1998-10-21 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
Properties of Accretion Shocks in Viscous Flows with Cooling Effects
低角动量吸积流可以有驻波和振荡激波。我们研究的区域中的参数空间中的多个音速点发生在粘性流中存在的各种冷却效应，如韧致辐射和康普顿化。我们还量化的参数空间中的冲击是稳定的或振荡。我们发现，冷却引起的效果相反，加热粘度，即使在修改的拓扑结构的解决方案，虽然一个永远不能完全平衡，由于其不同的依赖于动力学和热力学参数。我们表明，超过一个临界值的冷却，流量不再包含冲击波。
2004-09-28 astro-ph
Thermal-viscous instabilities in the accretion disk of GRS 1915+105
我们使用RXTE上的PCA获得的数据来分析黑洞候选者和超光速源GRS 1915+105的光谱变化。我们的研究结果表明，尽管X射线光变曲线的复杂结构，在这个源中观察到的所有光谱变化可以解释为突然消失的内部的吸积盘周围的紧凑的对象，其次是一个缓慢的重新填充的空区域。事件的持续时间和消失区域的大小非常符合预期的半径依赖性的粘性时间尺度的辐射压力为主的区域的吸积盘。
1997-12-12 astro-ph
Viscous Stability of Relativistic Keplerian Accretion Disks
我们调查的粘性稳定性薄，开普勒吸积盘在广义相对论（GR）的影响是必不可少的地区。对于气体压力为主（GPD）磁盘，我们表明，牛顿的结论，这种磁盘是粘性稳定的逆转GR修改的粘性应力和表面密度的行为在一个显着大的环形区域不远处的最内稳定轨道在$r=\rms$。对于缓慢旋转的中心物体，该区域以中心物体的质量$M$为单位跨越半径$14\lo r\lo 19$的范围。对于辐射压力主导（RPD）盘，在包括上述GR修改后，牛顿关于它们粘性不稳定的结论仍然有效，但在$r\approx 14M$周围的非常小的环中除外，其影响可以忽略不计。通过罗氏瓣溢出的GR模拟，通过盘的内边缘的质量流入的稳定效应的包含在RPD盘的\rms ~周围增加了一个小的稳定区域，但GPD盘不变。我们提到这些结果可能与天体物理学有关，特别是与$Rossi$ $X-ray$ $Timing$ $Explorer$观测到的高频X射线变化有关。
1998-08-21 astro-ph
Computation of mass loss from viscous accretion disc in presence of cooling
旋转吸积流可能经历离心压力介导的激波转变，即使在存在各种耗散过程，如粘度和冷却机制。激波后气流中沿垂直方向的额外热梯度力驱动一部分吸积物质以双极流出，这被认为是相对论喷流的前兆。我们计算了在同步辐射冷却条件下粘性吸积盘的质量损失率。我们表明冷却显着影响的质量流出速率，在某种程度上，射流可能会产生较高的粘度从流动。我们讨论了我们的形式可以用来解释观测到的喷流功率的黑洞候选人夫妇。我们还表明，使用我们的形式主义，它是可能的连接光盘的光谱特性与质量损失率。
2008-02-28 astro-ph
Magnetized accretion-ejection structures IV. Magnetically-driven jets from resistive, viscous, Keplerian discs
我们提出了自相似磁化吸积盘驱动冷，绝热，非相对论喷流的稳态计算。第一次，由于射流和湍流的“粘性”扭矩的磁扭矩被考虑在内。后者的扭矩允许耗散的吸积功率作为辐射在光盘表面，而前者主要提供动力射流。这些结构的参数空间进行了探索。它的特点是四个自由参数，即磁盘的纵横比和三个MHD湍流参数，有关的反常磁扩散率和粘度。事实证明，从薄的耗散盘发射冷射流意味着各向异性的湍流耗散。渐近达到高Alfvenic马赫数的喷流仅由弱耗散盘产生。我们得到了一般的分析关系盘和射流量，必须履行任何稳态模型的冷射流，从一个大的径向延伸薄盘发射。我们还表明，这样的光盘不能有一个占主导地位的粘性扭矩。这是因为所选择的几何形状强加了阿尔芬曲面的轨迹。本文还简要讨论了这些冷磁化吸积-抛射结构的观测结果。
1999-11-25 astro-ph
Properties of Accretion Shock Waves in Viscous Flows Around Black Holes
具有低角动量和低粘度的吸积流可具有驻激波。这些激波是由于气流中存在多个音速点而产生的。我们研究的参数空间中的多个音速点发生在粘性流在没有冷却的区域。我们还分离的区域，允许稳定的冲击和振荡冲击的参数空间。我们量化的两个临界粘度分离的流动拓扑结构的性质。激波后区域更热，它发出更硬的X射线，振荡激波引起振荡X射线强度，从而产生准周期振荡。我们发现，随着粘性参数的增加，激波总是向黑洞靠近。这意味着随着粘度的增加，准周期振荡频率增强
2004-02-24 astro-ph
Numerical Models of Viscous Accretion Flows Near Black Holes
本文报道了粘性流体吸积到黑洞上的数值研究。流动是轴对称的，并使用伪牛顿势来模拟事件视界附近的相对论效应。数值方法是ZEUS代码的变体。作为我们的数值方案的测试，我们能够重现早期的结果，类似的工作由Igumenshchev和Abramowicz和Stone等人。我们考虑模型中，质量注入到网格以及模型中，初始平衡环面吸积。在每个模型中，我们测量三个“特征值”的流量：质量，角动量和能量的吸积率。我们发现，特征值是敏感的r_{in}，内部径向边界的位置。只有当内边界上的流动总是超音速时，特征值才对r_{in}的微小变化不敏感。我们还报告了结果对其他数值参数的敏感性。
2002-04-03 astro-ph
Solutions of Two Dimensional Viscous Accretion and Winds In Kerr Black Hole Geometry
我们扩展我们以前的研究薄吸积和风在伪牛顿几何的情况下，当流动是"二维“和周围的”克尔黑洞“的冲击波和无冲击的解决方案。我们提出的方程完全广义相对论粘性跨音速流动和分类的参数空间，根据是否激波形成在无粘流。我们讨论了粘性流中的剪切、角动量分布、加热和冷却行为。我们得到一个非常有意义的结果：我们发现，在弱粘性极限的存在下，驻激波是更普遍的意义上说，流远离赤道平面可以产生激波在更广泛的参数空间。当黑洞的角动量增大时，类似的结论也成立。一般来说，我们的结论有关的冲击波的形状被发现同意现有的数值模拟的二维吸积在Schwarzschild几何的结果。在一个强粘性极限中，激波可能位于更远的地方或完全消失，就像在伪牛顿几何中一样。
1996-11-04 astro-ph
New solution to viscous evolution of accretion disks in binary systems
对盘中含时吸积进行了解析研究。我们考虑一个在爆发时具有固定潮汐截断外半径的双星系统中的含时盘。考虑了盘的标准Shakura-Sunyaev模型。垂直结构的磁盘是准确地描述在两个制度的不透明度：汤姆逊和自由。完全解析解，其特征在于吸积率随时间的幂律变化。该解提供了在耀斑爆发后盘完全电离时盘演化的渐近描述。得到了α盘X射线通量的准指数变化。应用X射线新星的简要讨论有关观察到的快于功率的X射线光变曲线衰减。讨论了吸积率呈指数变化的含时平流盘的情形。
2002-09-03 astro-ph
Spectral Methods for Time-Dependent Studies of Accretion Flows. I. Two-dimensional, Viscous, Hydrodynamic Disks
本文提出了一种数值方法来研究黑洞吸积流的简正模。在这第一篇论文中，我们专注于二维，粘性，流体动力磁盘，其中的线性模式已经计算分析在以前的调查。我们使用伪谱方法和低存储Runge-Kutta方法来求解连续性方程、纳维-斯托克斯方程和能量方程。我们设计了一些测试问题来验证实现。这些试验表明，谱方法的能力，准确地处理平流问题，并正确地再现差分旋转流体动力流的稳定性标准。它们还表明，我们的实现是能够正确地处理声波与非反射边界条件，恢复标准的解决方案的粘性扩散环，并正确地产生Shakura-Sunyaev稳定盘解决方案。最后，我们已经将我们的算法应用到一个非轴对称粘性扩散环的问题，并验证了这种配置是不稳定的非反对称扰动。
2005-03-26 astro-ph
Black Holes in Bulk Viscous Cosmology
我们研究了具有非零体粘滞系数的幻影能量对Schwarzschild黑洞的吸积效应，并证明了与非粘滞情况相比，吸积粘性幻影能量的黑洞会迅速失去质量.当物质与幻影能量一起被吸收时，黑洞会遇到与大体积粘性力主导物质吸积相同的命运。如果幻影能量具有大的体粘滞性，那么黑洞的质量将比在小粘滞性情况下减小得更快。
2009-12-22 astro-ph
An alpha theory of time-dependent warped accretion discs
在较早的论文中，通过发展薄粘性盘中完全非线性弯曲波的理论，研究了翘曲吸积盘的非线性流体动力学。该分析在这里扩展到适当考虑热效应和辐射效应，通过求解包括粘性耗散和辐射输运的能量方程。这个问题被简化为简单的一维演化方程的质量和角动量，表示在物理单位和适合于直接应用。这一结果是Shakura & Sunyaev的α理论在含时翘曲吸积盘中的逻辑推广。局部热粘性稳定性这样的盘也进行了研究。
2000-05-12 astro-ph
Quasi-periodic oscillations as global hydrodynamic modes in the boundary layers of viscous accretion disks
吸积中子星的准周期振荡（QPO）的观测特征强烈地表明，吸积盘最内层的振荡模可能是QPO的来源。中子星周围的吸积盘的内部区域可以隐藏与径向周转频率$κ$相关的非常高的频率模式。具有轨道频率$Ω$的$κ$的简并在盘和致密物体之间的磁层顶附近的非开普勒边界或过渡区中被去除。通过分析粘性吸积盘边界层中长波的整体流体动力学模，我们发现增长最快的模频率与$κ$和$κ\pm Ω$附近的频带有关.在轨道频率$Ω$最大的半径附近达到最大增长率。全局流体动力学参数，如表面密度分布和径向漂移速度，决定了在边界层中，在给定的特定半径处，自由振荡的模式将增长。根据在中子星源中观测到的kHz QPO之间的峰值分离，最快增长模式的两个连续带之间的差频总是与中子星的自旋频率有关。这是由旋转磁层施加在内盘边界区域的边界条件的自然结果。
2008-07-28 astro-ph
Axisymmetric Magnetorotational Instability in Viscous Accretion Disks
通过线性分析和二维非线性模拟研究了粘性吸积盘中的轴对称磁旋转不稳定性。粘性MRI的线性增长由定义为$R_{\rm MRI} \equiv v_A^2/νΩ$的雷诺数表征，其中$v_A$是Alfv{é}n速度，$ν$是运动粘度，并且$Ω$是盘的角速度。虽然线性增长率被抑制相当大的雷诺数降低，非线性行为被发现几乎是独立的$R_{\rm MRI}$。在非线性演化阶段，即使雷诺数远小于1，双通道流动继续增长，Maxwell应力也会增加，直到计算结束。大部分注入系统的能量被转换成磁能。另一方面，发现热能的增益率远大于粘性加热率。磁共振成像的非线性行为在粘性的制度和它的区别，在高阻制度，可以通过使用的线性色散关系的特性示意性地解释。应用我们的结果的情况下，粘度和电阻率，预计的临界值的Lundquist数$S_{\rm MRI} \equiv v_A^2/ηΩ$取决于磁普朗特数$S_{{\rm MRI},c} \propto Pm^{1/2}$的制度中的$Pm \gg 1$和保持恒定时，$Pm \ll 1$，其中$Pm \equiv S_{\rm MRI}/R_{\rm MRI} = ν/η$和$η$是磁扩散率。
2008-08-18 astro-ph
The 2001 Superoutburst of WZ Sagittae: A Clue to the Dynamics of Accretion Disks
我们研究了2001年7 - 8月人马座WZ超爆发的光变曲线。在从最大亮度开始的衰减过程中，当系统从mV ~8.5衰减到mV ~10时，在~25 d超爆发的前~15 d，局部定义的衰减时间从~ 4d/mag增加到~12 d/mag。超级爆发是由~10^{24} g的气体突然吸积到白矮星上引起的，在“粘性衰变”期间，预计衰变光变曲线偏离指数性，其中储存在吸积盘中的气体消耗的主要模式是吸积到中心物体上。换句话说，当吸积盘的质量减少时，粘性时间尺度增加。我们表明，数据也是定量一致的理论粘性衰减时间，无论是通过一个简单的缩放计算，也从时间相关的计算，当一个采用标准模型参数WZ Sge。
2001-10-04 astro-ph
Inner region accretion flows onto black holes
我们在这里研究的内部区域吸积流到黑洞。提出了各种模型。我们还讨论了粘性机制在各种情况下，银河系黑洞和超大质量黑洞和热吸积盘的标准吸积盘。有关工作在这里提出的统一方面的磁盘吸积到超大质量黑洞和可能的耦合厚盘光束的内部区域。我们还探讨了其他吸积流的情况。我们的结论是，各种情况下产生高温的内流和粘度可能不高于α $\sim$ 0.01。
1999-09-29 astro-ph
An alternative approach to viscosity in an accretion disc
天体物理圆盘演化的流体动力学数值实验通常包括某种粘性，以引起吸积。在本文中，我们展示了另一种方法来实现粘性力，具有非常好的角动量守恒性质。该方法是基于改变细胞通量，而不是将粘性力。我们测试这种方法对经典的“环扩散”问题，并证明角动量守恒在$10^{-8}$水平。
2006-10-02 astro-ph
Viscous Torque and Dissipation in the Inner Region of a Thin Accretion Disk: Implications for Measuring Black Hole Spin
我们考虑一个简单的牛顿模型的稳定吸积盘周围的黑洞。该模型是基于高度集成的流体动力学方程，α-粘度，和一个伪牛顿的潜力，结果在一个最内层的稳定的圆形轨道（ISCO），非常接近GR预测的一个。我们发现，流体动力学模型表现出越来越大的偏差，从标准的磁盘模型的Shakura和Sunyaev磁盘厚度H/R或α值的增加。后者是一个分析模型，其中的粘性扭矩被假定为消失在ISCO。我们考虑的影响，试图估计黑洞自旋的标准盘模型，以适应连续谱的黑洞吸积盘的结果。我们发现，只要H/R < 0.1和α < 0.2，自旋估计的误差是相当适度的。在最坏的情况下，对于不旋转的黑洞，自旋参数的估计值误差为0.1;对于快速旋转的黑洞，误差要小得多。我们还考虑了密度和磁盘之间的气体和内部的ISCO的厚度对比。如果要通过拟合从吸积盘反射的荧光铁发射的相对论加宽的X射线线轮廓来成功地估计黑洞的自旋，则需要大的对比度。在我们的流体动力学模型中，当H/R>0.1时，密度和厚度的对比度很低，这表明在极薄的圆盘中，铁线技术可能是最可靠的。我们提醒说，这些结果已经获得了粘性流体动力学模型，并需要证实与辐射冷却薄磁盘的MHD模拟。
2007-12-07 astro-ph
Viscous diffusion and photoevaporation of stellar disks
本文研究了在粘性演化、中心源光蒸发和外部恒星光蒸发影响下恒星盘的演化。我们采用了典型的TTS参数和梯形星团条件。来自中心源的光电离通量被假定为来自静止恒星和吸积冲击，在恒星磁层柱的底部，沿该盘的材料吸积。吸积通量的计算自洽从吸积质量损失率。我们发现，磁盘不能完全删除仅使用粘性演化和光电离从磁盘-恒星吸积激波。然而，当包括外部大质量恒星的远紫外光蒸发时，盘在10^6 - 10^7年内被移除;当包括外部大质量恒星的极紫外光蒸发时，盘在10^5 - 10^6年内被移除。中央恒星光蒸发的一个有趣的特征是在盘演化的后期阶段在盘中形成一个间隙。当间隙开始形成时，粘性扩散和光蒸发共振工作。在外部大质量恒星附近的盘中没有间隙形成，因为外环很快就被占主导地位的EUV通量所移除。另一方面，在更大的，更典型的距离（d>>0.03pc），从外部恒星的流量是FUV占主导地位。因此，盘在两个不同的位置有效地蒸发;在盘演化的最后阶段形成间隙。
2002-09-26 astro-ph
The radiation properties of an accretion disk with a non-zero torque on its inner edge
如果在边缘稳定轨道内的物质与吸积盘磁连接，那么围绕黑洞的吸积盘的内缘结构就可以改变。在这种情况下，一个非零的扭矩施加在它的内边缘，吸积效率$ε$可以远远高于在标准的吸积盘模型。本文研究了吸积盘内边缘受定常力矩作用时，吸积盘在黑洞周围音速点的辐射性质。在广义相对论框架下研究了音速点吸积流的局域结构。结果表明，当附加吸积效率$δε$高达$\sim$ 10%时，在大多数情况下，吸积流在音速点处将是光学薄的。结果表明，可变扭矩可以触发不同的吸积类型之间的流动的过渡。
2002-11-11 astro-ph
Neutron-Rich Freeze-Out in Viscously Spreading Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
在黑洞-NS双星和中子星-NS双星的合并过程中，形成了质量约为0.001-0.1 Msun的吸积盘。最初，这样的超吸积盘冷却有效的中微子发射和他们的组合物是驱动的对简并条件下捕获的中子丰富。然而，随着磁盘粘性扩散和它的温度下降，冷却变得低效和磁盘成为平流。分析论证和数值模拟表明，一旦发生这种情况，强风可能会赶走大部分磁盘的剩余质量。我们用一维高度积分模拟计算了致密天体合并形成的粘性扩散吸积盘的热演化和核成分。我们表明，冻结出弱平衡必然伴随着磁盘的后期过渡到平流状态。因此，超吸积盘通常冻结出富中子（电子分数Ye ~ 0.2-0.4），并且它们的后期流出强烈合成稀有的富中子同位素。利用太阳系中这些同位素的丰度测量值，我们将银河系中致密天体的合并速率限制为<1 e-5（M_d，0/0.1 Msun）^（-1）/年，其中M_d，0是吸积盘的平均初始质量。因此，要么NS-NS合并率处于当前估计的低端，要么典型合并期间产生的平均盘质量<< 0.1 Msun。我们还指出，如果大多数短持续时间的伽马射线暴（GRB）是由致密天体并合产生的，那么它们的聚束率必须超过f_b ~ 0.13（M_d，0/0.1 Msun），对应于喷流半张角> 30（M_d，0/0.1 Msun）^（1/2）度。这与其他证据一致，即短持续时间的伽玛射线暴流出比长持续时间的伽玛射线暴流出的准直度更低。
2008-12-13 astro-ph
Horizon-Penetrating Transonic Accretion Disks around Rotating Black Holes
利用Kerr-Schild坐标，在事件视界不存在坐标奇点的情况下，给出了跨音速吸积盘和旋转黑洞绕流的定态流体动力学方程.本文采用两种因果粘性公式，给出了跨音速吸积流在音速点处的边界条件。对于一类因果粘性公式，我们还在粘性点处增加了边界条件，在粘性点处，吸积径向速度几乎等于粘性扩散速度。基于跨音速吸积盘的形式，在给出跨音速解的计算方法后，计算了几种吸积流模型的光滑通过事件视界的视界穿透跨音速解：理想等温流、理想多方流和粘性多方流、平流主导吸积流（ADAF）和相对论状态方程，绝热吸积盘，标准吸积盘，超临界吸积盘。这些解决方案得到了非旋转和旋转的黑洞。计算得到的吸积流即使事件视界或视界内也以小于光速的有限三倍速度坠入黑洞，且视界处吸积流的角速度一般不同于黑洞旋转引起的标架拖曳的角速度.这些特征与在视界处具有坐标奇异性的Boyer-Lindquist坐标所得到的结果形成对比。
2007-05-01 astro-ph
A comparison of one and two dimensional models of transonic accretion discs around collapsed objects
本文在充分考虑垂直结构的情况下，建立了跨音速绝热吸积盘内部的模型，假定吸积盘的比角动量为常数。为了比较的目的，我们构建了相应的一维粘性圆盘模型，根据垂直平均假设。在此条件下，获得一个独特的位置为临界/音速点，给出了一组适当的外部边界条件，这些模型，也进行了讨论。如果使用标准“$α$”处方，且粘性应力与角速度梯度成比例，则这不是唯一的。\\我们使用一个简单的模型来讨论可能的限制形式的粘性应力所产生的要求，粘性信息必须以有限的速度旅行。与现有文献中的结果相反，对于角动量和角速度梯度具有相反符号的流动类型，粘性应力倾向于{ \it增加}而不是减少。然而，有限的传播效应可能导致声点的唯一位置。我们发现，径向流动和特定的角动量分布在内部区域的一维模型和那些在赤道平面的相应的二维模型，可以匹配的$α$范围为0.1和10 $^{-4}$之间的良好协议。
1994-01-16 astro-ph
Causal Viscosity in Accretion Disc Boundary Layers
的结构的边界层区域之间的磁盘和一个相对缓慢的旋转的明星进行了研究，使用因果处方的粘度。垂直积分的粘性应力在松弛时间尺度$τ$上向其平衡值松弛，这自然产生粘性信息的有限传播速度。对于α在0.1-0.01范围内、粘性速度与声速之比在0.02-0.5范围内的标准α处方，边界层中的细节受到因果关系约束的强烈影响。我们研究了稳态多方模型和时间依赖模型，考虑到能量耗散和运输。稳态解总是亚粘性的，具有各种各样的$Ω$剖面，这些剖面可能表现出接近不连续性。对于α =0.01和小粘性速度，边界层调整到接近稳定状态。在外边界附近，可以观察到由粘性过稳定性引起的长波振荡。由于被限制在那里，边界层几乎保持静止。然而，对于α =0.1和大粘性速度，在整个过程中观察到短波长扰动，这可能显著影响边界层中的功率输出。这可能是潜在的重要性，在生产时间依赖的行为吸积系统，如CV和原恒星。
1997-01-14 astro-ph
Outbursts of Irradiated Accretion Discs
我解决解析的粘性演化的自辐射吸积盘，软X射线瞬变爆发期间看到的。这些解预测了陡峭的幂律X射线衰变L_X \sim（1+ t/t_visc）^{-4}，在后期变为L_X \sim（1-t/t '_visc）^{4}，其中t_visc、t'_visc是粘性时间尺度。这些形式非常类似于King和Ritter（1997）在这两个区域中推断的近似指数和线性衰减。衰减比未照射的光盘陡得多，因为粘度是一个函数的中心吸积率，而不是在光盘的局部条件。
1998-06-11 astro-ph
Brightening of an Accretion Disk Due to Viscous Dissipation of Gravitational Waves During the Coalescence of Supermassive Black Holes
超大质量黑洞双星的合并释放出峰值功率高达10^57 erg/s的引力波（GW）。当GW通过环境气体传播时，它们引起剪切，并且它们的一小部分功率通过粘性耗散。耗散的热量表现为电磁（EM）辐射，提供GW信号的即时EM对应物。对于薄的吸积盘，在距离大于10^3史瓦西半径的地方，GW的加热速率超过吸积功率，而与吸积速率和粘滞系数无关。
2008-07-01 astro-ph gr-qc hep-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
An inner disk below the ADAF: the intermediate spectral state of black hole accretion
目的：黑洞吸积的硬谱态和软谱态分别与ADAF吸积（截断盘）和标准盘吸积有关。然而，观测表明，当圆盘已经被截断在外面时，内部区域存在冷气体。我们试图阐明这些尚未理解的中间状态。研究方法：的磁盘电晕模型允许理解的光谱状态转换所造成的质量流率的变化在磁盘中，并提供了一个图片的吸积几何形状时，磁盘截断开始在软/硬过渡的时间，形成的间隙中的磁盘中的对流占主导地位的流（ADAF）填充的距离，蒸发是最大的。我们研究这样的ADAF与下面的内部薄盘的相互作用。结果如下：我们表明，当吸积率是不是远低于过渡率，一个内盘可以存在于ADAF，导致黑洞吸积的中间状态。
2006-06-09 astro-ph
Self-Similar Solutions of Viscous-Resistive ADAFs With Poloidal Magnetic Fields
本文研究了磁化致密物体周围粘阻吸积流的自相似解。我们考虑一个轴对称的，旋转的，等温的稳定吸积流，其中包含一个极向磁场的中心恒星。能量耗散的主要机制被认为是湍流粘性和磁扩散率由于中央恒星的磁场。我们探讨了在存在恒定的磁扩散率的旋转磁盘上的粘度的效果。我们发现，ADAF的动力学量是敏感的平流和粘性参数。在$α$ -处方模型中增加$α$系数会降低径向速度并增加流的密度。它也对极向磁场有相当大的影响。
2007-07-09 astro-ph
Effects of accretion flow on the chemical structure in the inner regions of protoplanetary disks
本文研究了原行星盘热（$\ga 100$ K）内区吸积流对分子丰度和谱线发射分布的影响。沿吸积流计算了由冰幔蒸发引起的尘埃颗粒上的气相反应。我们专注于甲醇，一个分子，主要是通过温暖的冰地幔蒸发形成的，显示如何丰度分布和线发射取决于吸积流。结果表明，只有当吸积速度足够大时，一些蒸发分子才能保持高丰度，甲醇可以作为吸积流的一种诊断手段，在$\la 10$ AU盘半径处进行ALMA观测。
2008-10-25 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
A New Equilibrium for Accretion Disks Around Black Holes
在黑洞周围的吸积盘中，切应力与总压成正比，吸积速率大于爱丁顿的一小部分，物质分布平稳，在其内部是热不稳定和粘滞不稳定的。这些不稳定性的非线性终态是不确定的。这里提出了一个新的非均相平衡，这是热和粘滞稳定。在这种平衡状态下，大部分物质处于致密的团块中，而少数物质达到温度$\sim 10^9$ K。动力学和热平衡的要求完全决定了这个系统的参数，这些被发现是在良好的协议来自吸积黑洞的观测参数，无论是在活动星系核和恒星双星系统。
1998-02-20 astro-ph
Accretion disk reversal and the spin-up/spin-down of accreting pulsars
我们数值研究了吸积盘反转的流体动力学，并将我们的研究结果与观测到的X射线脉冲星GX~1+4吸积盘自旋速率的变化联系起来。在这个由慢风吸积的系统中，吸积盘包含两个动力学上不同的区域。在内部，粘性力占主导地位，盘的演化发生在粘性时间尺度上。在外部，具有相反角动量的材料的动态混合更重要，并且外部施加的角动量反转时间尺度控制流动。在这个外部区域，圆盘被分裂成具有相反旋转方向的材料的同心环，这些材料不完全混合，而是保持不同，它们之间有明显的间隙。因此，我们预测，扭矩逆转所造成的吸积盘逆转将伴随着吸积光度的最小值。
1998-10-07 astro-ph
Where is the Inner Edge of an Accretion Disk Around a Black Hole?
黑洞周围吸积盘的“内缘”是什么意思，取决于定义内缘的性质。我们讨论了四个这样的定义，使用最近的高分辨率数值模拟的数据。这些是：“湍流边缘”，在这里通量冻结在确定磁场结构方面变得比湍流更重要;“应力边缘”，在这里俯冲物质与外部吸积流失去动力学接触;“反射边缘”，能够产生显著X射线反射特征的最小半径;以及“辐射边缘”，在最里面的地方，从那里出现显著的亮度。所有这些边缘都依赖于吸积速率，并且是非轴对称的和随时间变化的。虽然所有这些都位于边缘稳定轨道附近，但可能会发生显著的位移，并且将盘边缘精确地放在这一点上的数据解释可能会产生误导。如果观测结果要成功地用作强引力中吸积的诊断，那么用来解释它们的模型必须仔细考虑这些区别。
2002-03-18 astro-ph
The Highest Dynamical Frequency in the Inner Region of an Accretion Disk
在致密天体周围的吸积盘的内部区域，气体的轨道频率偏离局部开普勒值。对于在这个区域中的长波长模式，径向周转频率kappa高于方位角频率ω。这对在许多中子星源中观察到的双kHz QPO模型具有重要意义，该模型传统上确定了吸积盘中具有动态频率的两kHz QPO的频率。认识到，最高频率的过渡或边界区域的磁盘实际上是周转频率也显着修改的约束所施加的观察高频QPO的质量和半径的紧凑的对象。
2005-11-14 astro-ph
Linear dynamics of weakly viscous accretion disks: A disk analog of Tollmien-Schlichting waves
本文讨论了圆盘动力学问题的新观点和新方法，在这项研究中，我们重点关注边界效应对粘性不稳定性的影响。分析了粘性大剪切箱方程的Boussinesq近似，其中扰动的方位向长度尺度远大于径向和垂直尺度。我们研究了一个非轴对称位涡模式的稳定性，即PV异常。在一个结构中，浮力对流和平流旋转不稳定不起作用。我们考虑了一系列的边界条件，表明PV异常是不稳定的有限和半无限的径向域。我们发现这些条件导致的不稳定，这是磁盘模拟Tollmien-Schlichting波。当粘性较弱时，不稳定性的证据最明显的是在远离产生不稳定性的边界的临界层处出现涡面。对于某些边界条件，对于垂直波长是层厚度的相当大的一部分并且当粘度小时，不稳定性开始的必要标准是流的适当弗劳德数大于1。这种不稳定性仍然存在，如果应用更现实的边界条件，虽然弗劳德数的标准是更复杂的。这里研究的不稳定波的定性特征，在旋转Blasius边界层中看到的不稳定。这些结果的影响进行了讨论。一个整体的新战略，探索和解释磁盘不稳定机制也提出了建议。
2008-11-04 astro-ph
The Local Stability of Accretion Disks with Advection
考虑径向粘性力和热扩散，研究了平流作用下吸积盘的局部稳定性。对于一个几何薄，辐射冷却为主的磁盘，热扩散几乎没有影响的热和粘性模式。包括热扩散，然而，趋于稳定的声学模式，如果没有平流，是不稳定的，如果光盘是光学厚，辐射压力为主或光学薄，是稳定的，如果光盘是光学厚，气体压力为主。包含非常小的平流对两种声学模式具有显著影响。与光学厚度无关，当圆盘为气压主导时，向外传播模（O模）的不稳定性增强，向内传播模（I模）的不稳定性减弱;当圆盘为辐射压力主导时，O模的不稳定性减弱，I模的不稳定性增强。对于一个几何细长，对流为主的磁盘，无论是热和粘性模式，以及I模式，总是稳定的，如果磁盘是光学薄。包括热扩散倾向于使这些模式更稳定。然而，当$q/m$非常大时（$q$是平流耗散能与粘性耗散能之比，$m$是马赫数），即使考虑热扩散，O模式也会变得不稳定。另一方面，如果平流主导的磁盘是光学厚，我们发现有没有自洽的声学模式在我们的本地分析。热扩散对稳定的粘性模没有影响，但对增强热不稳定性有显著贡献。
1995-12-14 astro-ph
Angular momentum transport in accretion disks
Hayashi & Matsuda（2001）提出了几个简单的物理推导方法来计算准开普勒吸积盘中的粘滞力矩，这些方法基于平均自由程理论，得出的结果与公认的模型不一致。如果是正确的，Hayashi和Matsuda提出的想法将从根本上改变我们对吸积盘中角动量输运性质的理解，这是吸积盘理论的一个核心特征。然而，在本文中，我们指出了几个谬论，他们的论点，并表明，确实存在一个简单的推导平均自由程理论的基础上，产生一个表达式的粘性扭矩是成比例的径向导数的角速度在吸积盘，如预期的。推导的基础上分析的行星运动的气体包裹在相邻的涡盘。
2004-09-22 astro-ph
Advection-Dominated Accretion: Self-Similarity and Bipolar Outflows
我们考虑轴对称的粘性吸积流的粘性耗散能量的一部分f平流与吸积气体作为存储的熵和一部分1-f辐射。当f很小时（即平流很小），我们的解在许多方面类似于标准的薄盘，除了它们上面有一个热的稀薄日冕。在相反的{ \it平流主导}极限（$f\rightarrow1$），解接近近球形吸积。气体几乎处于维里温度，以远低于开普勒速率的速度旋转，并且流动更类似于邦迪吸积而不是盘吸积。我们比较我们的精确自相似的解决方案与以前获得的近似解使用高度集成系统的方程。我们的结论是高度积分近似是优秀的广泛的条件。我们发现，伯努利参数是积极的，在我们所有的解决方案，特别是接近旋转轴。这种效应是由能量从小半径到大半径以及从赤道到两极的粘性传输产生的。此外，所有的解都是对流不稳定的，并且在旋转轴附近对流是特别重要的。由于这两个原因，我们认为，双极外流将沿轴的流动，从赤道流入的表面层的材料喂养。
1994-11-15 astro-ph
Multi-Temperature Blackbody Spectra of Thin Accretion Disks With and Without a Zero-Torque Inner Boundary Condition
分析黑洞周围薄吸积盘热辐射软分量的标准谱模型是多温黑体模型。广泛使用的这个模型的实现，被称为"diskbb“，假设在吸积盘的内边缘的非零扭矩。这个假设是相反的经典和目前的文献薄盘吸积，主张使用零扭矩边界条件。因此，我们编写了零扭矩模型"ezdiskbb“的代码，通过拟合三个著名的黑洞二进制：4U 1543-47，XTE J1550-564和GRO J1655-40的RXTE光谱，将其与非零扭矩模型diskbb进行比较。我们发现的主要区别是零扭矩模型给出的内盘半径值比diskbb给出的值小2.2倍。这一结果对黑洞角动量和质量吸积率的确定具有重要意义。
2004-08-11 astro-ph
Probing the precession of the inner accretion disk in Cygnus X-1
我们表明，天鹅座X-1的内部吸积盘的方向的变化影响的形状广泛的Fe K $α$发射线从这个对象发出的，在这样一种方式，eV级的光谱分辨率观测（如将进行的{ \it ASTRO-E2}卫星）可以用来分析磁盘的动态。在这里，我们提出了一个潜在的诊断工具，数值模拟的支持下，天鹅座X-1的几个观测，在时间上分开，可以确定它的吸积盘是否真的进动，如果是这样，确定其周期和进动角。这种方法也可以用于其他微类星体系统的类似研究。
2005-03-08 astro-ph
Global solution of viscous accretion disk around rotating compact objects: a pseudo-general-relativistic study
本文研究了具有硬表面的致密/中心旋转天体（中子星、奇异星和其它高引力天体）周围粘性吸积盘的解。我们采用拟牛顿方法描述相对论性吸积盘。为此，采用了新的适用于描述恒星及其盘的相对论性质的伪牛顿势。我们知道，Hartle-Thorne度规不仅可以描述恒星的几何，也可以描述恒星外的时空，因此我们使用Hartle-Thorne度规来进行研究。这个势再现了与广义相对论完全相同的边缘稳定轨道。它还再现了边缘束缚轨道和在边缘稳定轨道处的比机械能，误差分别最多为4%和10%。利用这个势，我们研究了吸积盘的整体参数空间。从而找出了在硬表面引力物体周围形成稳定吸积盘的物理参数区。我们发现，随着旋转的中心对象的变化，有效的磁盘参数区域显着变化。我们还显示了粘度的影响的流体性质的磁盘。随后，我们给出了一个理论预测的kHz QPO，至少对一对中的一个，快速旋转的紧凑型对象为4U 1636-53。
2003-04-09 astro-ph gr-qc
Self-Similar Collapse of a Self-Gravitating Viscous Disk
在$α' \equiv α(H/r)$为空间常数的条件下（其中$α$为粘性参数，$H/r$为圆盘的半厚度与半径之比），得到了等温自引力粘性圆盘随时间演化的自相似解.这个解描述了通过自引力和粘性的圆盘的同系坍缩。盘的结构和演化在内部和外部是不同的。有一个恒定的质量流入的外部部分，使磁盘有平坦的旋转速度，恒定的吸积速度，和表面密度作为$Σ\propto r^{-1}$向外递减。相反，在内部，由于在原点没有径向速度的边界条件，质量在中心附近积聚，从而产生强烈的中心浓度;表面密度变化为$Σ\propto r^{-5/3}$。此外，分离内部和外部的过渡半径随时间线性增加。这种高度凝聚的后果简要讨论的背景下形成的类星体黑洞。
1997-01-24 astro-ph
Re-condensation from an ADAF into an inner disk - the intermediate state of black hole accretion?
内容：银河系和超大质量黑洞的吸积以不同的模式发生，这是记录在硬和软光谱状态，通常归因于对流主导流（ADAF）内截断盘和标准盘吸积，分别。在光谱跃迁的时候，观察到一个中间态，吸积流的模式仍然不清楚。目的：我们分析了吸积流的几何形状时，在磁盘的质量流率减少（软/硬过渡）和气体蒸发到日冕流导致磁盘截断。方法：我们评估的物理对流占主导地位的流动的热传导到一个凉爽的吸积盘下面的影响。我们发现再凝聚的气体从ADAF到底层的内部磁盘在距离的黑洞和速率，这取决于热ADAF的属性，并随质量吸积率。这维持了一个内部磁盘的时间比一个粘性衰变时间后发生的光谱转换，根据光谱表明，在附近的吸积黑洞冷气体。该模型使我们能够理解为什么天鹅座X-1没有表现出滞后的光谱状态转换光度，通常观察到的X射线瞬态源。结论：我们的研究结果揭示了光谱状态转变过程中复杂的质量流模式。
2006-11-15 astro-ph
Observations of T Tauri Disks at Sub-AU Radii: Implications for Magnetospheric Accretion and Planet Formation
我们使用凯克干涉仪的2.2 $μ$ m观测数据确定了四颗太阳型（1-2 M $_{\odot}$）经典金牛座T星（AS 207 A，V2508 Oph，AS 205 A和PX Vul）的内盘尺寸和温度。近红外自适应光学成像测光、光学测光和高色散光谱学几乎同时用于区分干涉观测中来自内盘和中心恒星的贡献。此外，光谱和光度数据提供了恒星性质，质量吸积率和磁盘共同旋转半径的估计。我们模型的背景下，几何平坦的吸积盘模型的内孔，并与膨胀的内壁张开盘的干涉和测光数据。模型结合膨胀的内盘壁通常提供更好的拟合数据，类似于以前的结果，更高质量的赫比格Ae星。我们测得的内部磁盘的大小大于磁盘截断半径预测磁层吸积模型，具有较大的差异源具有较高的质量吸积率。我们认为，我们测得的尺寸对应于尘埃升华半径，光学薄的气体材料可能会进一步向内延伸到磁层截断半径。最后，我们的内盘测量限制了陆地行星形成的位置，以及阻止巨行星迁移的潜在机制。
2005-01-14 astro-ph
Wormholes in Bulk Viscous Cosmology
研究了具有非零体粘滞系数的幻能吸积对Morris-Thorne虫洞的影响。我们已经发现，如果体积粘度是大的，那么虫洞的质量迅速增加相比，小或零体积粘度。
2008-12-12 astro-ph gr-qc
