The Minimum Gap-opening Planet Mass in an Irradiated Circumstellar Accretion Disk
我们考虑的最小质量的行星，作为半径的函数，这是能够打开一个$α$-吸积盘的差距。我们估计，一个半木星质量的行星可以打开一个缺口，吸积率$\dot M \la 10^{-8} M_\odot$/年的粘度参数$α=0.01$，太阳的质量和光度的磁盘。最小质量与$\dot M^{0.48} α^{0.8} M_*^{0.42} L_*^{-0.08}$大致成比例。这个估计可以用来排除无间隙吸积盘中存在大质量行星的可能性。我们确定了两个半径，向内迁移的行星可能成为能够打开一个缺口，使其迁移速度减慢;在该半径从粘性耗散加热是类似的恒星辐射在一个耀斑盘，并在该盘的半径具有光学深度为1在一个自阴影盘。如果一个缺口开放的行星切断了盘吸积，允许在盘中形成一个中心洞或清理，那么我们可以估计清理半径将近似与恒星质量成正比。
2007-08-02 astro-ph
Dynamics of Accretion Flows Irradiated by a Quasar
本文给出了类星体中受黑洞引力影响的气体流动的轴对称含时HD计算结果。我们假设流动是非旋转的，并暴露于类星体辐射。我们考虑到X射线加热和辐射力，由于电子散射和谱线。为了计算辐射场，我们考虑一个标准的吸积盘作为紫外光子源和一个球形中心物体作为X射线源。由中心物体的光电离和加热率自洽地计算了流中气体的温度和电离状态。我们发现，对于一个吸积光度为爱丁顿光度0.6的10 e ~ 8 MSUN黑洞，流进入一个稳定状态，并有两个分量：（1）赤道流入和（2）双极流入/流出，流出沿盘旋转轴离开系统。内流是一种类似邦迪的吸积流的实现。第二个分量是非径向吸积流的一个例子，一旦它被推到旋转轴附近，在旋转轴处，热膨胀和辐射压力使它向外加速，它就变成流出。我们的主要结果是，上述两个流分量的存在是鲁棒的外边界条件和辐射场的几何形状和光谱能量分布。然而，流动特性并不稳健。特别地，对于由UV/盘发射主导的辐射，流出功率和准直比对于由X射线/中央发动机发射主导的辐射更高。我们最有趣的结果是，一个非常狭窄的流出驱动的辐射压力线可以携带更多的能量和质量比广泛的流出驱动的热膨胀。
2007-02-21 astro-ph
Accretion rates and accretion efficiency in AGNs
利用标准的几何薄吸积理论计算了Seyfert 1星系和类星体的吸积率。结合吸积率和测热光度，我们得到了吸积效率。发现大多数Seyfert 1星系和射电宁静类星体的吸积效率较低，而大多数射电大声类星体的吸积效率较高。这一发现进一步暗示了大多数射电强类星体都具有克尔黑洞，而塞弗特1星系和射电静类星体可能不具有克尔黑洞。考虑到吸积效率的不同，我们发现以爱丁顿吸积率为单位的吸积率与H $β$发射线的宽度之间存在很强的相关性，并且大多数活动星系核在超爱丁顿吸积率下不吸积。
2003-05-07 astro-ph
Observational signatures of X-ray irradiated accretion disks
从黑洞周围的冷物质反射X射线是对吸积流几何的少数观测诊断之一。这种反射光谱的模型通常假设吸积盘可以用处于单一电离态的物质来表征。然而，一些作者最近强调了经典电离不稳定性的重要性，X射线辐照气体的流体静力平衡。这种不稳定性导致了盘的垂直结构的不连续过渡，导致在更冷的材料上方形成热的电离皮肤。如果皮肤的康普顿温度很高，那么即使是铁也会被完全电离，并且皮肤不会产生任何光谱特征。这些新的模型，其中的电离结构的磁盘计算自洽，需要大量的计算能力，因此很难用于直接拟合观察到的X射线光谱。相反，我们通过模拟由新的反射模型产生的X射线光谱来反转问题，然后将这些与旧的单区域反射模型拟合，以评估所导出的吸积几何形状依赖于所使用的反射模型的程度。我们发现，单区电离模型可以严重低估的覆盖率的“冷”的材料，从X射线源，如果在电离皮肤的光学深度是统一的顺序，这可能会产生一个明显的相关性之间的覆盖率和X射线光谱指数类似的Zdziarski，Lubinski和Smith（1999）报道的性质。
2000-08-18 astro-ph
On the Role of Irradiation and Evaporation in Strongly Irradiated Accretion Disks in the Black Hole X-ray Binaries: Toward an Understanding of FREDs and Secondary Maxima
我们研究了一个新的范例来解释在一些明亮的X射线新星的光变曲线中看到的指数衰减。这些系统在软X射线中表现出指数衰减，e折叠时间常数为~30 d。我们调查的情况下，物质蒸发成日冕是占主导地位的质量去除机制的吸积盘。我们利用的热蒸发的不稳定性发现的Szerov和Wehrse。首先，我们参数化本地质量损失率从磁盘（安装到垂直结构计算的光学薄结构使用光电离代码云），然后我们利用我们的数值时间依赖模型的衰变的缩放。通过调节蒸发的强度，可以产生衰变的~30 d e折叠时标和X射线nova光变曲线中出现的~1-3 d快速上升的次极大值。
2000-04-12 astro-ph
An accretion model for the growth of the central black hole associated with ionization instability in quasars
提出了一个与类星体盘电离不稳定性相关的吸积模型，讨论了宿主星系中心黑洞的生长，其中黑洞与宿主星系核球的质量比是该模型的自然结果.
2002-11-19 astro-ph
Continuum Spectra of Quasar Accretion Disk Models
我们计算了一个标准薄吸积盘的光谱和偏振，其参数与亮类星体的参数相适应。该模型改进了以前的工作，包括紫外线金属线不透明，假设现在是在LTE。虽然还不是完全自洽的，我们的计算表明，金属线可以改变光谱的斜率，减少偏振，并减少在吸积盘光谱的莱曼边缘功能。类星体光谱和吸积盘模型之间的一些观测差异可能与金属线的包含相协调。
1997-12-11 astro-ph
Do NLS1s and ultrasoft AGN have irradiated, warped accretion disks?
当Beppo-SAX测量RE J1034+396的0.1- 12 keV光谱时，也在几周内进行了光学、UV和EUV的观测。这种多波长光谱对它异常热的大蓝色凸起分量施加了非常强的限制，这归因于围绕低质量黑洞的盘上的高（几乎是爱丁顿）吸积率。然而，虽然一个简单的，几何上薄的吸积盘提供了一个很好的适合紫外线到X射线连续谱，它留下了一个残留的平坦和无特征的组成部分，在光学。我们提出，磁盘实际上是张开或扭曲，中央电离EUV/X射线连续辐射的磁盘的外部和提高光学/UV连续通量。相对较窄的允许线可能是由于所产生的盘风。这种物理解释可以解释超软X射线过剩和AGN类中的宽线速度之间的联系。它也可能对超软活动星系核和银河系黑洞之间的可能关系产生影响。
2002-02-01 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Inflows Irradiated by a Precessing Accretion Disk in Active Galactic Nuclei: Formation of Outflows
本文对由旋进吸积盘驱动的活动星系核附近的气体流动进行了三维流体动力学模拟。我们考虑的影响，从这样的磁盘上的环境辐射力在一个相对较大的规模（高达~10 pc。我们隐含地包括旋进磁盘强迫磁盘辐射场进动周围的对称轴与一个给定的周期（$P$）和倾斜角（$Θ$）。我们研究的时间演化的磁盘照射的流动，并调查的基本依赖性的流动形态，质量通量，角动量的不同组合的$Θ$和$P$。我们发现气体流进入一个有两个组成部分的结构，（1）赤道流入和（2）双极流入/流出，流出沿着两极（圆盘法线的方向）离开系统。然而，流动并不总是达到稳定状态。我们发现随着$Θ$的增加，外边界处的最大出流速度和动能出流功率可以显著减小。我们还发现，通过内边界的质量流入率不随$Θ$的增加而显著变化。（略）
2007-10-24 astro-ph
Tracing Quasar Accretion Rates at Higher Redshifts
在这项工作中，我们将CIV 1549发射线的一些可测量性质与类星体吸积率（埃丁顿比）联系起来。一个紧密的相关性被发现为一个样本的100多个附近的对象，建议一个相对准确的估计的爱丁顿比的高红移类星体，至少是无线电安静的一个可能的方法。本文进一步证实了现有的概念，即CIV的变化（移位）主要是由吸积率。
2006-06-26 astro-ph
Stability of helium accretion discs in ultracompact binaries
超致密X射线双星（UCXB）中吸积中子星的伴星是缺氢的。它们的氦或C/O吸积盘受到强烈的X射线照射。化学成分和辐照都决定了盘在热和粘性扰动下的稳定性。在较短的周期，UCXB是持久的，而较长周期的系统大多是瞬态的。为了理解这种行为，必须推导出X射线辐照贫氢吸积盘的稳定性准则。我们使用修改和更新版本的Dubus等。代码描述时间依赖的照射吸积盘周围紧凑的对象。我们得到了相关的稳定性标准，并将结果与观察到的UCXB性质进行了比较。虽然UCXB的稳定性行为的一般趋势与盘不稳定性模型的预测一致，但在少数情况下，理论预测与系统观测特性的不一致性很弱，足以归因于观测和/或理论的不确定性。两个系统可能需要在施主星中存在一定量的氢。
2008-05-23 astro-ph
X-ray irradiation in low mass binary systems
计算了密近双星系统中X射线辐照吸积盘的自洽模型。我们表明，一个点X射线源的吸积和位于盘平面不能修改盘的结构，主要是因为其外部区域的光盘的自屏蔽。由于观测表明，在低质量X射线双星的外盘区域的发射是由再处理的X射线通量，在这些系统中的吸积盘必须是翘曲或照射源以上的盘平面，或两者兼而有之。本文分析了辐照吸积盘的热粘性稳定性，导出了这类系统的稳定性判据。我们发现，与通常的假设相反，临界吸积率低于光盘是不稳定的，是相当不确定的，因为正确的公式描述照射是不为人所知的。
1998-09-03 astro-ph
On the Cosmological Evolution of the Luminosity Function and the Accretion Rate of Quasars
我们考虑一类红移演化模型（介于$0\lsim z \lsim 4$之间）的观测到的光学和X射线类星体光度函数（LF），具有以下假设：（i）暗物质晕的质量函数遵循Press-Schechter理论，（ii）黑洞（BH）质量与晕质量成线性比例，（iii）类星体具有恒定的宇宙寿命，以及（iv）薄的吸积盘提供类星体的光学光度，而X射线/光通量比是从观测到的类星体样本校准的。类星体黑洞的质量吸积率$\dot{M}$是模型的一个自由参数，我们用观测到的低频来约束。在这些假设下，从光学或X射线数据推断出的吸积率$\dot M$通常作为宇宙时间的函数从$z \simeq 4$减小到$z \simeq 0$。我们发现，一个可比的吸积率推断从X射线和光学LF只有当X射线/光通量比与BH质量降低。在$z\simeq 0$附近，$\dot M$下降到基本上亚爱丁顿值，在该值处存在对流主导的吸积流（ADAF）。$\dot M$的这种衰落，可能随后会过渡到辐射效率低下的ADAF，可以解释局部宇宙中不存在明亮的类星体以及附近星系中心吸积黑洞的模糊性。我们认为，下降的类星体人口的吸积率确实是预期在宇宙结构形成模型。
1999-10-12 astro-ph
Accretion Driven Evolution of Quasars and Black Holes: Theoretical Models
我们提出了一个灵活的框架，用于构建类星体演化的物理模型，可以将各种观测约束，如多波长光度函数，估计的质量和吸积率的活动黑洞，类星体主机的空间密度，和本地黑洞质量函数。我们着重研究了吸积率分布p（mdot| M，z），一个质量为M，红移为z的黑洞以爱丁顿单位的速率mdot吸积的概率。给定辐射效率作为mdot的函数，类星体光度函数（QLF）由p（mdot）的卷积确定|M，z）与黑洞质量函数n（M，z）。在没有合并的情况下，|M，z）也决定了n（M，z）的完全演化，给定了n（M）在某个红移处的“边界值”。与观测到的在z<2时QLF破裂光度的下降相匹配，需要向较低的特征吸积速率转变，或者需要p（mdot）的演化质量依赖性，这优先关闭了对高质量黑洞的吸积。这两种情况对活动黑洞的质量和吸积率做出了不同的预测。如果第一种机制占主导地位，那么QLF在z=2和z=0之间改变特征，从黑洞质量序列向L/Ledd序列转移。我们构建和比较五个模型，说明不同的假设类星体人口：短寿命和长寿命的模型为主的清晰的薄盘吸积，一个模型与一个高比例的模糊类星体，并在合并或ADAF吸积产生大量的黑洞增长在低红移的模型。我们讨论的观测进展，这将是最有价值的区分这种模式，并牵制物理驱动黑洞和类星体的演化。（节录）
2003-11-13 astro-ph
XMM-Newton Detection of a Comptonized Accretion Disc in the Quasar PKS0558-504
我们提出了明亮的类星体PKS 0558 -504的XMM-牛顿观测。0.2-10 keV的光谱主要是由一个大的，可变的软X射线过剩。最快的通量变化意味着克尔黑洞的吸积。XMM-牛顿数据表明，在PKS 0558 -504中存在一个从光学波段延伸到~3 keV的“蓝色大凸起”。软X射线光谱显示没有明显的吸收或发射线特征的证据。对于这个巨大的蓝色热凸点，最可能的解释是由一个以高吸积率运行的热吸积盘的多温度日冕引起的康普顿化。
2000-10-19 astro-ph
Accretion Disc Structure and Orientation in the Lensed and Microlensed Q0957+561 Quasar
由于类星体在光学成像中是无法分辨的，因此目前必须推断它们的结构。引力微透镜提供了产生发光结构信息的可能性，前提是微透镜粒子的爱因斯坦环直径与辐射类星体组件相当或更小。Q 0957类星体测量的长亮度历史先前已经分析了关于微透镜粒子的信息，并且已经报道了行星质量粒子的宇宙学重要人口存在的证据。微透镜效应的结果也直接决定了类星体中紫外光发射表面的大小，对同一亮度记录的自相关分析为类星体的复杂结构提供了证据;如果类星体今天突然变亮，它很可能在129、190、540和620天后再次变亮。我们将这些滞后解释为类星体周围发光结构的结果，特别是我们在类星体结构的Elvis（2000）模型的背景下解释它们。我们发现，自相关峰意味着在吸积盘明亮的内边缘之外，Elvis模型的双锥结构必须位于距离黑洞2 × 10^17 cm的径向距离处，以及吸积盘平面上方和下方2 × 10^16 cm处。这颗类星体显然与视线成55度角。第二个可能的解决方案，具有较低的倾角和较大的结构也表明，但统计上不太可能。
2005-04-18 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk
我们提出了我们的引力透镜类星体2237+0305的长期光谱监测的延续。我们研究了在类星体图像A和B的紫外/光学连续谱中观察到的色变，并将它们与数值模拟进行比较，以推断类星体吸积盘的能量分布。我们的程序相结合的微透镜射线拍摄技术与贝叶斯分析，并推导出作为波长的函数的源大小的概率分布。我们发现，有效的苛性交叉时间尺度为4.0+/-1.0个月。使用一个强大的有效横向速度的先验，我们发现，负责的UV/光学连续谱的源有一个能量分布以及再现的幂律R λ ^{zeta}与zeta=1.2+/-0.3，其中R是负责在波长λ的发射源的大小。这是第一次在如此小的尺度上精确地、独立于模型地确定类星体吸积盘的能量分布。
2008-11-12 astro-ph
Restoration of Brightness Distributions across Quasar's Accretion Disk from Observations of High Magnification Events in Components of Gravitational Lens QSO 2237+0305
通过对引力透镜产生的多个类星体图像中观测到的高放大率事件的分析，提出了一种连续恢复类星体吸积盘上一维带状亮度分布分支的方法。假设这些事件与微透镜由一个折叠焦散，亮度分布的分支上的非负的，单调非增加的，凸向下的函数的紧凑集搜索。数值模拟结果表明，所得到的解对随机噪声是稳定的。分析了OGLE和GLITP小组观测到的引力透镜类星体2237+0305的C和A分量的高倍率事件的光变曲线，得到了透镜类星体吸积盘上的条带亮度分布形式。由此得到的吸积盘的大小与先前通过模型拟合得到的结果一致。亮度分布的形式与围绕超大质量黑洞旋转的吸积盘的预期外观一致。
2005-02-01 astro-ph
A Physical Model for the Origin of Quasar Lifetimes
我们提出了一个类星体的寿命模型，其中观测类星体的寿命和快速吸积的固有寿命强烈区分周围的气体和尘埃的物理遮蔽。类星体的能量来源于流入星系中心的气体，但在吸积过程中，大部分的生命周期都被吸积过程中的大量气体密度所掩盖。在这一阶段，恒星爆发和黑洞的增长得到了推动，但类星体被掩埋了。最终，来自吸积能量的反馈分散了周围的气体，创造了一个窗口，在这个窗口中，黑洞可以作为类星体被光学观察到，直到吸积速率下降到维持类星体光度所需的速率以下。我们模拟这一过程，并在一个主要的星系合并的流体动力学模拟测量的unobscured和内在类星体的寿命。源光度由黑洞吸积率确定，而吸积率是由局部气体性质计算的。我们计算了沿多条视线到源的氢的柱密度，并使用这些柱密度和气体金属丰度来确定源的B波段衰减。将可观测的类星体寿命定义为观测到的B带光度高于某个极限L_B，min的总时间，我们发现，当L_B，min=10^11 L_sun（M_B=-23）时，类星体的寿命约为10-20百万年，这与观测确定的类星体寿命非常吻合。这是显着小于本征寿命约100万年，如果衰减被忽略。观察到的固有寿命的比率也是极限光度和观察到的频率的强函数。
2005-02-11 astro-ph
A microlensing study of the accretion disc in the quasar MG 0414+0534
多重成像类星体中引力微透镜的观测是目前唯一能直接探测类星体发射区亚微弧秒尺度结构的方法。微透镜可变性的分析在观测上是昂贵的，需要长期监测透镜系统。在这里，我们展示了一种技术，用于约束类星体连续发射区的大小作为波长的函数，使用单历元多波段成像。我们已经获得了透镜类星体MG 0414+0534的图像，在五个波段使用麦哲伦6.5米巴德望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，智利。这些数据，结合现有的两个时代的哈勃太空望远镜的数据，被用来模拟连续发射区$σ$的波长，$σ\proptoλ^ν$的幂律的大小。我们把上限的高斯宽度的$r^\prime$带发射区域的$1.80 \times 10^{16} h_{70}^{-1/2} (<M>/\rmn{M}_{\odot})^{1/2}$厘米，并限制幂律指数为$0.77\leqν\leq2.67$（95%的置信范围）。这些结果可用于约束类星体吸积盘模型。作为一个例子，我们发现在MG 0414+0534的吸积盘是统计上符合Shakura-Sunyaev薄盘模型。
2008-10-07 astro-ph
The Quasar Accretion Disk Size - Black Hole Mass Relation
我们利用对9个引力透镜类星体观测到的微透镜变率，证明了在2500埃时吸积盘的大小与黑洞质量的关系为log（R_2500/cm）=（15.6+-0.2）+（0.54+-0.28）log（M_BH/10^9 M_sun）。这个比例与薄盘理论（R ~ M_BH^（2/3））的预期一致，但它意味着黑洞的辐射效率相对较低，log（eta）= -1.29+-0.44 + log（L/L_E）其中eta=L/（Mdot c^2）。这些尺寸也比从具有相同T ~ R^（-3/4）温度分布的薄圆盘通过热辐射产生所观测到的0.8微米类星体通量所需的尺寸大约3倍。更复杂的磁盘模型显然是必要的，特别是因为我们的持续观测提高了测量的精度和产量的缩放与波长和吸积率的估计。
2007-07-02 astro-ph
Do the central engines of quasars evolve by accretion ?
根据目前流行的范式，类星体的核活动是通过物质吸积到位于类星体核的超大质量黑洞上来维持的。在这样的中心黑洞附近，引力场的一种有用的示踪剂是在$\sim 1~$秒差距尺度的宽发射线区域（BLR）内以极其稠密的气体云的形式存在的。同样地，叶瓣主导的射电源的射电源大小被认为提供了一个有用的统计指标，他们的年龄。利用两组均匀观测（和处理）的瓣状射电强类星体，我们发现类星体的射电大小与其宽$Hβ$发射线宽度之间存在正相关，并且这种相关性明显强于其他已知的射电大小相关性。这种统计相关性被证明是一致的最大的（因此，很可能是最古老的）无线电源窝藏通常一个数量级更大规模的中央引擎，相比之下，物理上较小，因此，可能更年轻的无线电源。这一推论与射电噪类星体的“吸积中心引擎”图景基本一致。
1998-03-16 astro-ph
An accretion disc model for quasar optical variability
发现光紫外变率与类星体的光度、黑洞质量和静止坐标波长等性质之间存在着不同的相关性。Wold等人首先发现了光紫外变化幅度与黑洞质量之间的正相关性，我们认为，只要吸积率的变化触发了光-紫外光的变化，吸积盘模型就可以解释这种关联.吸积盘的温度随黑洞质量的增加而降低，即使黑洞以相同的吸积速率m_dot（m_dot = M_dot / M_dotEdd）吸积，吸积盘的温度也会随黑洞质量的增加而降低，从而导致系统的谱形差异.当平均吸积率m_dot 0 ~ 0.1，变化量m_delta ~ 0.4 - 0.5 m_dot 0时，观测到的光-紫外光变率与黑洞质量之间的正相关关系可以被我们的模型计算很好地再现.我们还发现，所观察到的光-紫外光变幅度与光度或静止帧波长的相关性可以用这个吸积盘模型定性地解释。
2008-05-03 astro-ph
Deriving the Quasar Luminosity Function from Accretion Disk Instabilities
假设类星体活动是由围绕超大质量黑洞的热粘不稳定吸积盘驱动的，我们导出了类星体的光度函数。不稳定性产生大振幅，长期变化的一个单一的来源。我们取一个光源的光变曲线，并根据它在每个亮度上所花费的时间的函数来计算亮度函数。卷积这与一个假设的质量分布，我们很好地拟合观测到的光学光度函数的类星体在四个红移。作为结果，我们得到的红移2.5和0.5之间的质量分布的演变。活动黑洞质量函数的最大值在低红移处向低质量移动约10倍。高质量源的数量迅速减少，因此低质量源在较低的红移处占主导地位。主要结论如下：1）盘热粘滞不稳定性引起的类星体长期光变为观测到的类星体光度函数提供了一个自然的解释。2)质量函数的峰值在较低的红移处向较低的黑洞质量演化，其系数约为10。3)当红移变小时，高质量源随之消亡。4)高质量源的数量迅速减少，因此低质量源在较低的红移处占主导地位。5)只要物质被供给到吸积盘，就会出现周期性的活动爆发。6)由于时间平均的吸积率很低，残余源（或处于低活动阶段的源）不会成长为非常大质量的黑洞。7)在整个类星体群体的生命周期中，需要以相对较低的吸积率（~0.01 - 0.1 \dot M_{Edd} $）为每个单一源提供连续的燃料供应。
1997-03-14 astro-ph
Signatures of Accretion Disks in Quasar Microlensing
我们提出，透镜类星体的多个图像的短时间尺度上的相对变化，去除时间延迟后，可能是由热点或其他移动结构的吸积盘交叉微透镜焦散引起的恒星质量的物体在透镜星系。在0957+561的两张图像中报告了这种变化。短的持续时间可能是由于圆盘的高转速（v/c ~ 0.1），而不是行星质量的物体在缓慢移动（v/c ~ 0.001）的镜头。这种解释可以通过发现周期性，或相关的光谱和通量的变化，由于多普勒效应在磁盘中得到证实。我们还提出了静止吸积盘的另一个特征（没有内在的变化）：在吸积盘的放大率的梯度应引起图像之间的相对颜色变化，其符号和幅度与图像之间的通量差的时间导数相关。由圆盘颜色的径向变化引起的其他颜色项在放大率梯度中是二阶的。本文提出的方法可以首先验证超大质量黑洞附近的吸积盘是类星体连续辐射的来源，然后再进行研究。
1996-12-14 astro-ph
Quasar spectral energy distribution in EUV restored from associated absorbers: indications to the HeII opacity of the quasar accretion disk wind
（略）目的。通过对类星体相关系统窄吸收线（NAL）的分析，重建类星体电离辐射在极紫外波段（1 Ryd <= E <10 Ryd）的光谱形状。方法.逆光谱问题的计算技术-通过光谱形状恢复和修改以解释光源的不完全覆盖的过程来增强蒙特卡罗反演。结果在E > 4 Ryd处，由于HeII-Lyman连续谱的不透明度（τ ^HeII_c ~ 1），导致了电离谱的强度降低，从而决定了NAL系统的电离结构。这种不透明度最可能的来源是类星体的吸积盘风。风中HI的相应柱密度估计为10^16 cm^-2的几倍。这个量的中性氢应该在Lamb <= 912 A（静止坐标系）处引起弱的连续谱降低，并且在HI Ly-alpha中引起宽而浅的吸收。如果风的金属含量足够高，OVI，NeVI-NeVIII等的其他共振线是可以预期的。在分析的类星体光谱中，我们确实观察到HI Ly-alpha和OVI 1031，1037 A的宽（拉伸超过1000 s km/s）和浅（τ << 1）吸收槽。
2008-02-06 astro-ph
Evaporation of ion-irradiated disks
我们计算了一个冷的吸积盘周围的黑洞由于离子轰击的离子支持的吸积流（这里ISAF，或光学薄ADAF）的蒸发。正如Spruit & Deufel（2002）首先提出的，这种蒸发分两个阶段进行：离子轰击冷盘（Shakura-Sunyaev盘：SSD）在盘的顶部产生一个中间温度层（“暖层”），在SSD的两侧构成一个独立的吸积流。当这种温暖的物质在固态硬盘的内部半径内吸积时，由于缺乏光子的冷却，它变得热不稳定，并蒸发到ISAF中，从而为后者提供能量。角动量守恒迫使一定比例的ISAF材料向外移动，在那里它可以用其热离子轰击SSD。通过计算三个组成部分（ISAF，温暖的流动和SSD）的连续性和角动量方程的固定解推导出流动的几何形状。总的辐射输出主要是硬X射线。它们主要由温暖部分而不是安援部队生产。预期的时间依赖性和稳定性的流量，这里不计算，简要讨论。
2005-01-21 astro-ph
High redshift radio quiet quasars - exploring the parameter space of accretion models. Part I: hot semi-spherical flow
目前有两类模型被用来描述黑洞上的吸积流和观测到的X射线辐射的产生：（1）一个标准的冷吸积盘，其上有一个热日冕;（2）一个外部截断的吸积盘，其内有一个热的半球形流。我们计算的方案与热的内流包围的截断吸积盘覆盖的热日冕和测试的结果的高红移（z > 4）类星体的样品上观察到的钱德拉。我们发现，为了再现光通量与X射线通量的比值（$α_{\rm ox}$参数），康普顿化等离子体的光学深度必须相当低（在热的内流中，$τ= 0.02 - 0.15 in the corona above the disk, and $ τ= 0.15 - 0.70）。这与观测到的X射线光子指数一起，意味着热等离子体中的高温（$kT_{\rm e} = 90 - 500 keV), or a nonthermal electron distribution in the plasma. We put an upper limit on the disk truncation radius, $ r_{\rm tr} \leq 40 R_{\rm S} $. The modeled accretion rate is high, $ \dot{m} > 0.2爱丁顿速率），这可能表明高z射电宁静类星体是高或非常高状态X射线双星的类似物。
2004-10-07 astro-ph
On Black Hole Spins and Dichotomy of Quasars
大多数类星体被认为是无线电安静的，根据"自旋范式“，它将它们的无线电响度与黑洞自旋的值联系起来，它们必须拥有非常缓慢旋转的黑洞。另一方面，类星体是由吸积提供动力的，吸积往往会增加黑洞的自旋。我们表明，Blandford-Znajek机制是不够有效的抵消旋转的黑洞的吸积盘，无论吸积率。我们建立的条件下，它是可能的，以获得较低的值的黑洞自旋，在涉及一系列的许多吸积事件与随机角动量的情况下。我们的研究结果被用来选择可能的进化方案，可以解释无线电双峰类星体的“自旋范式”。
1997-08-21 astro-ph
Imaging a Quasar Accretion Disk with Microlensing
我们展示了如何分析类星体的高放大率微透镜事件可以用来构建一个地图的类星体吸积盘的表面亮度的频率依赖。同样的过程也可以用来确定圆盘的倾角、黑洞的质量（以焦散速度为模），以及可能的黑洞的自旋。这种方法依赖于一个假设的有效性：类星体的光学和紫外连续谱产生于一个方位角对称的平坦赤道盘的表面，其气体在克尔时空中遵循椭圆轨道（并陷入边缘稳定轨道）。鉴于这一假设，我们主张使用一阶线性正则化的一个变体来反转多频微透镜光变曲线，以获得作为半径和频率的函数的磁盘表面亮度。其他参数可以通过以与表面亮度的正则化解决方案一致的方式最小化卡方来找到。我们提出了一个适合于爱因斯坦十字类星体，一个对象，非常适合这种方法的磁盘模型的模拟。这些模拟证实了表面亮度在其峰值附近可以很好地重建，并且在确定其他模型参数时没有系统误差。我们还讨论了成功实施这项技术的观测要求。
1999-05-10 astro-ph
Rapidly Spinning Black Holes in Quasars: An Open Question
Wang等人（2006）估计中等红移的类星体的平均辐射效率为30% - 35%。我们发现，他们的方法是不独立的类星体的寿命，因此，类星体不一定有这么高的效率。尽管如此，我们还是有可能推导出类星体寿命、爱丁顿比和超大质量黑洞辐射效率的相关约束条件。我们使用统计上完整的类星体样本推导出这样的约束条件，其中类星体的黑洞质量估计来自广泛的Mg II，在有和没有Marconi等人（2008）的辐射压力校正的情况下进行。我们的结论是，对于类星体与L/LEdd > 0.02，寿命可以从140至750万年的史瓦西黑洞。再加上观测到的黑洞质量，类星体的寿命小于1.4亿年，这意味着辐射效率低下的吸积或BH合并在类星体的吸积历史中一定很重要。假设类星体的平均寿命小于1 Gyr，并且辐射效率低的吸积不重要，那么没有多少爱丁顿比小于0.2的黑洞可以快速旋转。
2008-09-30 astro-ph
Accretion Disk Instabilities, CDM models and their role in Quasar Evolution
我们发展了一个一致的分析模型来描述观测到的类星体光度函数的演化。我们的模型结合了基于宇宙结构形成的Press-Schechter理论的黑洞质量分布和基于物理的发射模型的类星体光度函数，该模型考虑了发生在吸积盘中与时间相关的现象。类星体演化和CDM模型是相互制约的，因此我们的模型给出了功率谱P（k）的指数n的估计，发现它是-1.8 < n <-1.6。我们能够拒绝一个普遍假定的假设，即暗物质晕和黑洞质量之间的比例是恒定的，因为观测数据不能在这个假设下拟合。我们发现暗物质晕和黑洞质量之间的关系可以用M_{BH} = M_{DMH} ^{0.668}更好地描述。这个模型提供了一个合理的拟合观测到的类星体的光度函数在红移高于2.0。我们认为，在较低的红移的分歧是由于合并。基于在高红移时的一致性，我们估计了在较低红移时的合并率，并认为该合并率应该依赖于红移，如（1+z）^3。
2000-09-07 astro-ph
The symbiotic system in quasars: black hole, accretion disk and jet
类星体和活动星系核的紫外连续光谱被假定起源于围绕着大质量旋转黑洞的吸积盘。我们讨论的结构和发射光谱的磁盘驱动一个强大的射流。由于从靠近大质量物体的圆盘内部的吸积物质中提取能量的效率很高，因此满足了形成喷流的所有能量条件。进入喷流的总能量强烈地依赖于克尔黑洞参数、盘的特征以及喷流的质量流量和厚度。活动星系核紫外光谱的形状可以用一个亚爱丁顿吸积盘来解释。
1996-02-19 astro-ph
Luminous quasars and their hosts: Accretion at the limit?
我们提出了我们最近的哈勃太空望远镜成像研究的结果，在其中我们已经成功地去卷积主机和核通量的一些最明亮的类星体在宇宙中。我们的17个强样本中的每一个都恢复了宿主形态。从这些拟合，我们估计黑洞质量通过外推的黑洞-球体质量关系，并开始解决复杂的问题，燃料与黑洞质量在确定类星体的亮度：我们发现，数量级的亮度增加是由于增加黑洞的大小，并增加燃料的效率，在大致相等的措施。最明亮的天体被发现在爱丁顿极限或附近辐射。
2003-03-03 astro-ph
Accretion onto Supermassive Black Holes in Quasars: Learning from Optical/UV Observations
类星体和活动星系核的吸积过程仍然知之甚少，特别是就观测到的光谱特性和物理参数之间的联系而言。与恒星相比，类星体显示出额外的复杂程度，这与影响大多数光谱范围内观测到的属性的各向异性发射/遮蔽有关。这个复杂的因素阻碍了定义类星体的赫兹-罗素图的努力。即使它最近已成为可能的估计黑洞质量和爱丁顿比的来源，使用光学和紫外线宽发射线，结果仍然是困扰着很大的不确定性。然而，强大的趋势正在出现从多变量分析的大型光谱数据集的类星体。一个坚实的观测基础正在奠定了广泛的发射线属性的精确测量，特别是当源静止帧是已知的。我们认为最广泛讨论的相关性（即所谓的“特征向量1参数空间”和“鲍德温效应”），并分析它们如何可以解释吸积性质，宽线区域结构，和源演化。我们严格审查最近的估计黑洞质量，吸积率，自旋和可能的方向指标，强调在这些参数的任何改进将提供一个更好地了解该地区的物理和动力学产生的光学和紫外线宽发射线。对爱丁顿比和黑洞质量的更精确测量可能会对我们关于类星体性质随红移和光度的演化以及更广泛的宇宙学问题的想法产生重大影响。
2006-06-28 astro-ph
High redshift radio quiet quasars -- exploring parameter space of accretion models. Part II: patchy corona model
我们模拟了高红移射电宁静类星体的光谱能量分布。我们计算的光谱在一个补丁的日冕几何形状的吸积盘延伸到最后的稳定轨道和康普顿活动区（热云）分布在磁盘。我们探索了模型参数空间，以找到理论参数，给出光谱与光学/UV光度，X射线响度，和X射线光子指数与钱德拉观察到的高z RQQs兼容。我们发现一系列的解决方案是可能的，从高- $kT_{\rm e}$低- $τ$到低- $kT_{\rm e}$高- $τ$模型.这些解决方案要求热云中的低水平能量耗散和低的盘覆盖因子。模型的质量为$10^{10}$太阳质量的数量级，吸积速率为$\dot{M} > 0.2$爱丁顿速率。我们比较我们的结果，以前获得的热内流几何形状。
2004-10-07 astro-ph
VV Pup in a low state: secondary-star irradiation or stellar activity?
目标。在极地的发射线显示复杂的配置文件，具有多个组件，通常归因于吸积流，线程区，吸积点，和照射的次级恒星。在低态极化中，吸积流和吸积斑的贡献率大大降低，这为研究次级星辐射或恒星活动的影响提供了机会。我们观察VV Pup在一个特殊的低状态，研究和限制的线形成区域的属性，并寻找色球活动和/或辐射的证据。方法.我们在ESO VLT+ FORS 1获得了相位分辨光谱，目的是分析发射线轮廓和径向速度作为轨道周期的函数。我们还量身定制的辐照次级恒星模型，比较预测和观察到的发射线，并建立线形成区域的性质。结果我们的观察和数据分析，当与模型相结合的辐照的二次星，表明，虽然弱的低电离金属线（FeI和MgI）可能是一致的辐照过程，占主导地位的巴耳末H的发射线，以及NaI和HeI，不能再现的辐照的二次星模型。我们赞成作为主要的形成区域和观测到的H，碘化钠，和他的发射线的原因，虽然一个线程区域非常接近L1点不能被排除。
2008-09-29 astro-ph
The Rise and Fall of the Quasars
类星体人口的相干上升和下降进行了讨论的气体吸积到大质量的黑洞，由分层增长的环境。上升与宿主星系聚集期间的大量吸积有关;下降与群中的同伴相互作用时的间歇性吸积有关。LF计算出z=6，并与在本地星系中发现的残留BH的质量分布。的QS和星光的历史进行了比较。
1998-02-26 astro-ph
Tomography of Polars
我们正在审查的权力，多普勒层析成像的详细调查极（磁激变双星没有吸积盘）。使用高分辨率光谱学结合层析成像作为分析工具，可以揭示双星中吸积流和吸积幕的结构和范围，并可以看到质量捐赠二级恒星的辐照和非辐照部分。此外，我们展示了如何基本的系统参数，如二进制的倾角和质量比，可以解决断层扫描。
1998-10-05 astro-ph
Accretion around supermassive black holes: the detection of the Balmer edge signature from quasars
类星体的紫外/光学连续谱被认为是来自于围绕超大质量黑洞的吸积流，并且它支配着类星体的辐射输出。然而，这种发射的性质，通常被称为蓝色大颠簸，还没有得到很好的理解。强有力的证据，其热性质将是一个连续不透明的边缘功能固有的这一组成部分，但这还没有得到明确的证实，尽管许多模型的预测。我们现在正在开发和利用一种新的方法来检测氢不透明度的巴耳末边缘。该方法通过获取偏振通量谱，克服了对某些物体核外辐射严重污染的主要障碍。如果我们对偏振通量的解释是正确的，我们的数据表明，大蓝色凸块发射在吸收中具有巴耳末边缘，这表明发射确实是热的，并且发射器是光学厚的。
2004-02-26 astro-ph
Star Captures by Quasar Accretion Disks: A Possible Explanation of the M-sigma Relation
提出了一种新的类星体理论，其中围绕黑洞的薄吸积盘的物质由穿过吸积盘的恒星提供。在主星系中心的恒星被随机扰动到高度径向的轨道上，当它们反复穿过圆盘时，它们会因阻力而失去轨道能量，最终合并到圆盘中。要求恒星质量捕获率等于黑洞质量吸积率，则黑洞质量与恒星速度色散之间的关系被预测为M_{BH} \propto sigma_*^{30/7}的形式。标准化依赖于各种不确定的参数，如磁盘的粘度，但与观测的合理假设是一致的。我们表明，在一个新形成的恒星系统中，种子中心黑洞可以通过吸积盘捕获恒星，以爱丁顿速率增长到这个预测的质量。一旦达到这个质量，恒星捕获不足以维持爱丁顿吸积率，当吸积切换到低效率平流模式时，类星体可能会自然关闭。该模型提供了一种向小半径吸积盘输送质量的机制，可能解决大半径吸积盘中恒星形成的引力不稳定性问题。我们注意到，被纳入磁盘的恒星的物质具有平均特定的角动量，是非常小的或相反的磁盘，并讨论如何旋转的磁盘可以保持，因为它捕获这个问题，如果一小部分的吸积质量来自恒星风，形成一个磁盘延伸到更大的半径。我们提出了几个观测测试和这个理论的后果。
2004-09-01 astro-ph
Fuelling quasars with hot gas
我们考虑了一个类星体形成的模型，其中大质量黑洞的形成和燃料主要是由在星系形成过程中的热气体吸积。在标准的分级坍缩模型中，与正常星系大小相当或更大的物体在坍缩时会形成稠密的热大气。我们表明，如果这样的大气形成了一个接近“最大”的冷却流，那么中央黑洞可以在接近其爱丁顿极限吸积。这导致种子黑洞的指数增长，在某些情况下导致类星体。在这个模型中，第一个类星体在第一个坍缩产生热气体后不久形成。随着时间的推移，热气体被耗尽，主要是通过冷却，因此吸积速率最终下降到平流主导的吸积阈值以下，在此阶段，辐射效率骤降，任何类星体都关闭了。这个模型的一个简单的实现，纳入一个半分析模型的星系形成，过度生产类星体相比，观测到的光度函数，但与模型的X射线背景，这表明大多数吸积是模糊的。由于缺乏生长大质量黑洞所需的时间，它几乎不产生高红移的类星体。类星体的热气体燃料提供了一个最低水平，足以为大多数红移在1到2之间的类星体提供动力，其他燃料源可以添加到其中。结果对反馈效应很敏感，例如可能是由于无线电喷流和其他外流。
1999-08-25 astro-ph
Relation between blue/UV continuum shape and the ratio of radio to optical emission for B3-VLA quasars
低频射电光度被认为是喷流能量的指标，而光学/紫外辐射可能来自陡谱射电类星体核中的吸积盘。我们提出了一个相关性之间的比率的无线电光学光度和连续光谱指数在蓝色/紫外波段，这可能表明，连续的形状在蓝色/紫外波段的喷流吸积功率的比率。结果表明，吸积盘的光谱和结构可能受到喷流与吸积盘相互作用的影响。
2000-09-20 astro-ph
Supermassive Stars in Quasar Disks
我们提出超大质量恒星可能形成于类星体吸积盘中，并讨论了可能的观测结果。综述了超大质量恒星的结构和稳定性。由于高吸积率，类星体盘是巨大的，它们的光学发光部分的边缘很容易破碎。从几百个太阳质量开始，一个占主导地位的碎片将增长到孤立质量，这是盘质量的一个重要部分，比碎片收缩到恒星主序星更快。一个缺口将形成在磁盘和恒星将向内迁移的吸积时标，这是可比的恒星的主序星的寿命。通过中断对内部圆盘的气体供应，间隙可能会暂时使类星体变暗和变红。恒星迁移的最后阶段将是低频引力波的强源。
2004-02-20 astro-ph
Correlation between radio and broad-line emissions in radio-loud quasars
射电发射是射电噪类星体喷流功率的良好指标，而宽线发射则可以很好地代表类星体中的吸积盘辐射。我们编制了一个样本的所有来源的宽线通量可从1 Jy，S4和S5的射电源目录。无线电和宽线发射之间的相关性，这是有利于吸积过程和相对论性喷流之间的密切联系的射电响亮类星体的样本。BL Lac天体似乎遵循类星体的统计行为，但具有较弱的宽线发射。
1999-04-23 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
PDS 456: an Extreme Accretion Rate Quasar?
我们提出了准同步ASCA和RXTE观测的最明亮的AGN在本地（z <0.3）宇宙，最近发现的类星体PDS 456。多波长观测表明PDS 456的辐射热光度为10^47 erg/s，峰值出现在光谱的紫外部分。在X射线波段，2 - 10 keV（静止坐标系）的光度为10^45 erg/s。用ASCA和RXTE获得的宽带X射线谱包含相当大的复杂性。观测到的最显著的特征是一个非常深的电离铁K边缘，在类星体静止框架中以8.7 keV观测到。我们发现，这些功能是一致的，从高度电离的物质，可能是内部的吸积盘的再处理。PDS 456似乎在17千秒内就出现了一次强烈的爆发（系数为2.1），尽管不能完全排除非本征源。如果得到证实，对于这样一个高光度的光源来说，这将是一个不寻常的事件，光穿越时间对应于2个史瓦西半径。这意味着，耀斑发生在非常中心的区域，否则PDS 456是一个"超爱丁顿"或相对论性光束系统。总的来说，我们得出结论的基础上，极端的蓝色/紫外线光度，快速的X射线变化和高度电离的物质在X射线光谱上的印记，PDS 456是一个类星体具有异常高的吸积率。
1999-11-25 astro-ph
The Central Engines of Radio-Loud Quasars
我们收集了37个用HST成像的RLQ样本，以研究它们的黑洞质量、吸积率和它们的吸积盘结构。根据宿主星系的光度估计黑洞质量，并根据发射线光度外推吸积功率。大多数类星体的质量在$M_{\rm BH} \approx 10^8-10^9$太阳质量范围内。它们的吸积速率（$\dot M \approx 0.01-1$乘以爱丁顿速率）表明，大多数天体都具有标准的光学厚度，几何厚度薄的吸积盘，在某些情况下，可能伴随着光学厚度薄的平流主导分量。强射电辐射和标准盘的共存与最近的喷流形成模型相冲突。我们讨论修改的标准模型，可以解决这个矛盾。我们发现吸积率和扩展射电光度之间有很强的相关性。这支持了这样一种观点，即扩展的射电辐射与吸积盘有某种联系。最后，我们结合目前的射电噪类星体样本和BL Lac天体的样本，重新评估射电噪活动星系核的统一图像。与当前统一射电强源的想法一致，我们发现平谱射电类星体和FR II射电星系似乎确实属于同一个群体，就像BL Lacs和FR I射电星系在光度谱的另一端一样。然而，一些成员的低频峰值BL湖对象可能更密切地与FR II，而不是FR I射电星系。我们描述了无线电大声源的各种子类可以被看作是一个连续的序列不同的吸积率。
2003-08-04 astro-ph
Gravitational Microlensing Influence on X-ray Radiation from Accretion Disk of Active Galaxies
微引力透镜是研究透镜类星体内部的一个非常有用的工具，特别是研究类星体中心大质量黑洞周围的相对论性吸积盘。在这里，我们提出了一个简短的概述，我们最近在这一领域的调查。
2006-02-02 astro-ph
X-rays from the radio-quiet quasar PG 1407+265: relativistic jet or accretion disc emission?
我们提出了两个XMM-牛顿观测的发光（L_x > 10^46 erg/s），射电安静类星体，PG 1407+265，相隔11个月。数据表明两种不同的状态：一种是高度可变的明亮状态（第一个时期）;另一种是静止的低通量状态（第二个时期）。在低通量状态下，光谱符合单一的未吸收的幂律。然而，在更亮的状态期间，统计上需要高度可变的陡峭分量。来自光学监测器的同期紫外数据允许估计光学到X射线光谱指数（alpha_ox），这在低通量状态下是典型的无线电安静类星体，但在高通量状态下非常平坦。XMM-牛顿数据可以被描述为起源于喷流和吸积盘过程的组合，其中（相对论性）X射线喷流只是间歇性地工作。这种情况可以帮助描述PG 1407+265的宽带光谱能量分布中的一些复杂性，例如弱的高电离发射线，强的Fe II，unbeamed连续谱，以及相对于光学的弱无线电发射。
2005-10-27 astro-ph
On the spin paradigm and the radio dichotomy of quasars
我们调查是否模型的基础上的假设，在类星体的喷流是由旋转的黑洞可以解释观察到的无线电类星体的二分法。我们表明，在"自旋范式“的模型，射电响亮类星体可能是对象中的黑洞的旋转速率对应于自旋吸积和自旋由布兰德福德Znajek机制之间的平衡。射电宁静类星体可能拥有平均自旋比平衡自旋小得多的黑洞。我们讨论了可能的吸积方案，可以导致这样一个双峰分布的黑洞自旋。
1998-04-14 astro-ph
Testing models of X-ray reflection from irradiated disks
我们模拟了电离吸积盘上方局部磁耀斑的反射光谱。我们集中在一个标准的吸积盘延伸到最后的稳定轨道上方的非常明亮的磁耀斑的情况下，并使用一个简单的参数化，以允许一个X射线驱动风。计算了包括相对论拖尾在内的全圆盘谱。当与常密度反射模型拟合时，这些光谱给出了一个低的反射分数和一个小的线宽，从银河系黑洞双星和活动星系核的硬光谱中看到。我们将计算出的光谱与Nova Muscae和Cyg X-1的低/硬状态的真实数据进行了拟合，并表明这些模型给出的$χ^2$与从恒定密度反射模型获得的$χ^2$相当，该模型暗示了截头圆盘。这明确地表明，数据是一致的，无论是在电离磁盘上的磁耀斑延伸到围绕黑洞的最后一个稳定的轨道，或与非电离，截断磁盘。
2001-08-22 astro-ph
Forced accretion in stochastically fed AGN and quasars
已知大于~ 0.01-0.1 pc的稳态吸积盘对于解释超大质量黑洞（SMBH）活动所需的吸积率是引力不稳定的。我们建议，SMBH是由一系列的质量沉积事件与随机定向角动量。由于角动量的不完全抵消，在内部几秒差距内形成了一个翘曲的吸积盘。圆盘的方向执行随机游走。新物质的沉积促进SMBH吸积的速率比粘性快得多。这幅图像的观测意义包括：（i）更轻的吸积盘可以为活动星系核和类星体提供燃料，但在R >> 0.1 pc时避免恒星形成;（ii）盘内的恒星形成不仅仅是质量吸积率的函数。它可以在高或低的吸积速率下发生，例如，当太少的云到达内部区域时。这方面的一个例子可能是我们银河系的中央秒差距。(iii)盘可以形成康普顿厚的遮蔽结构的秒差距大小的活动星系核统一模型所需的;（iv）更快的黑洞增长所造成的不对准的磁盘和黑洞在早期宇宙的自旋;（v）各向同性沉积SMBH的能量和动量反馈的星系凸起。这可能有助于解释它似乎在宇宙中运作的高效率。(vi)SMBH活动和存在的千秒差距的比例尺或气体盘在银河系的凸起之间没有相关性;（七）身体合并星系的气体成分之间的碰撞促进生产的气体流喂养的合并星系的中心。因此，合并应该是SMBH增长的催化剂。（viii）相反，经历较少合并的星系更有可能形成大质量的核星团，而不是喂养它们的SMBH。
2007-05-11 astro-ph
Quasars with a Kick -- Black Hole Recoil in Quasars
旋转黑洞的合并可以使引力辐射的反冲速度达到几千公里/秒。活动星系核中反冲的超大质量黑洞可以保留其吸积盘的内部，为活动星系核的持续活动提供燃料。利用斯隆数字巡天（SDSS）中AGN的宽发射线相对于窄发射线的速度变化，我们对AGN中高速反冲的发生率设置了上限。当束缚物质落回运动的吸积盘时，在软X射线中可能会出现短暂但强烈的耀斑。
2007-07-24 astro-ph
