Supermassive Black Holes with High Accretion Rates in Active Galactic Nuclei. IV. H$β$ Time Lags and Implications for Super-Eddington Accretion
我们已经完成了两年的光度和光谱监测的大量活动星系核（AGN）的吸积率非常高。在本文中，我们报告的结果的第二阶段的运动，在2013- 2014年，和测量的五个新的H $β$时间滞后的8个监测活动星系核。这五个物体都被确认为超级爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBHs）。在这次活动中测得的最高吸积率的物体是$\dot{\mathscr{M}}\gtrsim 200$，其中$\dot{\mathscr{M}}= \dot{M}_{\bullet}/L_{\rm Edd}c^{-2}$，$\dot{M}_{\bullet}$是质量吸积率，$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，$c$是光速。我们发现，在SEAMBHs的H $β$时间滞后是显着短于亚爱丁顿活动星系核的测量，并增加吸积率增加的偏差。因此，宽线区尺寸（$R_{_{\rm Hβ}}$）和5100埃光学光度（$R_{_{\rm Hβ}}-L_{5100}$）之间的关系需要吸积率作为附加参数。我们建议，很大程度上的效果可能是由于强烈的各向异性的细长盘辐射。用黑洞的引力半径标度$R_{_{\rm Hβ}}$，定义了一个新的半径-质量参数（$Y$），并证明了它在临界吸积率$\dot{\mathscr{M}}_c=6\sim 30$处饱和，表明吸积盘从薄向薄过渡，薄吸积盘的光度达到饱和.参数$Y$是一个非常有用的探针，用于理解大质量黑洞的各种吸…
2015-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sustained super-Eddington accretion around neutron stars & black holes
本文通过半解析计算平流主导流的速度表达式，推导出中子星和黑洞周围细吸积盘实现持续超爱丁顿吸积的条件，并考虑磁场截断对中子星情形的影响，表明此类吸积几乎总是可能发生。
2023-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-critical accretion of medium-weight seed black holes in gaseous proto-galactic nuclei
以持续或偶发性的超爱丁顿（SE）速率的吸积被认为是有效生长由Pop-III恒星产生的光种子的途径。我们研究了在$z=15$的富气原星系中心，SE吸积是否能维持到具有$M_{\odot} \sim 10^3$ ~M $_{\odot}$的黑洞（BH）上。我们进行高分辨率的光滑粒子流体动力学模拟，包括两种不同的亚网格模型SE吸积，一个基于超薄盘范例，一个受到Jiang及其合作者最近的辐射磁流体动力学模拟的启发。辐射反馈具有对周围气体粒子的热转储的形式，其中辐射效率根据不同的SE吸积模型来设置。我们发现，在所有的模拟中，恒星形成，BH反馈，团块和BH之间的相互作用迅速淬火吸积后，$\sim$ 1百万年，无论用于吸积的子网格模型。基于Jiang及其合作者的模拟，相对于细长圆盘模型，淬火更强，因为它具有更高的辐射效率。SE生长期总是很短暂的，持续几百万年。在最乐观的情况下，BH达到$\sim$ 10 $^4$ ~M $_{\odot}$的质量。我们推断最终BH质量从$z=15$到$z\sim6$，假设随后的星系合并将补充气体库，并触发新的SE吸积周期。我们发现BH种子最多会成长到$\sim$ 10 $^6$ ~M $_{\odot}$，与螺旋星系（如银河系）中大质量BH的质量相当，但低于高红移类星体的质量。
2022-12-09 astro-ph.GA
Testing Super-Eddington Accretion onto a Supermassive Black Hole: Reverberation Mapping of PG 1119+120
本研究通过光谱和测光监测对类星体PG 1119+120进行反响映射，测得黑洞质量并分析其吸积流光变，发现其吸积呈超爱丁顿特征，观测结果与slim disc模型高度一致。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shining in the Dark: the Spectral Evolution of the First Black Holes
大质量黑洞（MBH）在红移$z \gtrsim 10$的种子现在被认为是解释大爆炸后在$ < 1 \, \mathrm{Gyr}$位置出现超大质量（$10^{9-10} \, \mathrm{M_{\odot}}$）黑洞的关键因素。一旦形成，大量的种子生长并通过吸积剩余的晕气体释放出大量的辐射;它们的光谱可以提供关于它们演化的关键信息。通过结合辐射流体动力学和光谱合成代码，我们模拟的时间演变的频谱出现从主机晕的MBH种子与初始质量$10^5 \, \mathrm{M_{\odot}}$，假设两个标准的爱丁顿有限的吸积，或超薄吸积盘，适合于超爱丁顿流。发射主要发生在观测到的红外亚毫米（$1-1000 \, \mathrm{μm}$）和X射线（$0.1 - 100 \, \mathrm{keV}$）波段。这样的信号应该容易通过JWST在$\sim 1 \, \mathrm{μm}$周围直到$z \sim 25$检测，并且通过ATHENA（在$0.1$和$10 \, \mathrm{keV}$之间，直到$z \sim 15$）检测。像钱德拉深场南方这样的超深X射线探测可能已经探测到了这些系统，直到$z \sim 15$。在此基础上，我们提供了一个上限的$z \gtrsim 6$ MBH质量密度的$ρ_{\bullet} \lesssim 2.5 \times 10^{2} \, \mat…
2015-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington accretion; flow regimes and conditions in high-z galaxies
我们回顾和讨论的理论研究解决气体吸积到黑洞发生的速度超过爱丁顿限制的可能性。我们的重点是在高红移黑洞种子生长中的应用。首先介绍了超爱丁顿吸积的一般概念，然后总结了研究这种机制的不同模型和数值模拟。我们认为光学厚流在吸积盘以及在球对称信封，并特别注意广泛采用的模型的基础上SLIM盘解决方案。虽然SLIM磁盘解决方案的吸引力，其简单性，是由最新一代的三维辐射（磁）流体动力学模拟，其中辐射损失可以是一个数量级更高的挑战，和辐射传输的机制是更复杂的比直平流，因为它发生在一个复杂的湍流制度。然后，我们讨论了气体供应率的次pc尺度吸积盘或信封从更大的尺度，重温气体流入率在各种条件下的原星系。我们的结论是，在致密的气体核的高Z星系的超爱丁顿吸积制度，如高光学深度和高气体供应率从大尺度的发病所需的条件，应该自然满足。根据吸积盘中超临界流的辐射磁流体动力学模拟结果，来自生长中的BH种子的反馈不应显著改变这种条件。此外，基于所需的核气体流入率和恒星反馈的趋势，以有效地消除气体在低质量的晕，我们认为，超临界吸积将更容易实现相对较大的晕，维里质量$M_{\rm vir} > 10^{10}$ M $_{\odot}$，这变得更常见的$z < 15$。
2018-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Variability of the H-beta line profiles as an indicator of orbiting bright spots in accretion disks of quasars: a case study of 3C 390.3
在这里，我们表明，在这种情况下，双峰发射线起源于外部的吸积盘，它们的变化可能是由扰动造成的磁盘发射率。为了验证这一假设，我们引入了一个模型的磁盘扰动区的形式，一个单一的亮点（或耀斑）通过修改的幂律盘发射率以适当的方式。然后利用克尔度规中的射线追踪方法进行数值模拟，分析了圆盘发射，得到了相应的模拟谱线轮廓。我们将此模型应用于3C 390.3的H-β谱线剖面（1995-1999年观测），估算了吸积盘和扰动区的参数。我们的研究结果表明，在3C 390.3中观察到的两次大振幅H-β线爆发可以用两个连续出现的亮斑来解释。这些亮点要么是移动的，起源于磁盘的内部区域，并在几年的时间内通过跨越小距离向外螺旋，要么是静止的。在这两种情况下，它们的宽度都随着时间的推移而增加，这表明它们很可能会衰减。
2010-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating black hole accretion disks as potential polluter sources for the formation of enriched stars in globular clusters
本研究通过132种反应网络和slim disk模型探讨黑洞吸积盘中N14、Na23、Al27和K39核合成的可行性，发现该过程仅在极低质量、极低粘度的原初黑洞条件下有限发生，总体概率极低。
2024-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The case for super-critical accretion onto massive black holes at high redshift
超临界（super-Eddington）增长的短暂间歇阶段，加上通过正反馈形成的恒星，可以解释大质量黑洞（MBH）的早期增长及其与宿主球体的共同进化。我们估计可能的增长率和占空比，这些情节，既假设苗条的吸积盘的解决方案，并采用最近的数值模拟的结果。加入吸积盘的气体的角动量决定了吸积事件的长度，以及MBH可以达到的最终质量。后者可能与气体的速度色散有关，并且在具有低角动量气体的星系中，MBH可以达到更高的质量。当宿主星系能够维持1-100 msunyr的流入速率时，补充和循环导致一系列短的（~ 1 e4 - 1 e7年），严重模糊的吸积事件，增加了增长率，相对于爱丁顿有限的情况下，几个数量级。我们的模型预测，MBH吸积率的恒星形成率的比例是1 e 2或更高，导致，在早期的时代，MBH恒星质量的比例高于“规范”值~ 1 e-3，与目前的观测结果一致。我们的模型作出了具体的预测，长寿命的超临界吸积只发生在星系丰富的低角动量气体，在这种情况下，MBH是更大的固定速度色散。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Phenomenological Study of the Accretion Disk in the Super-Eddington AGN I Zw 1
University of Southampton（南安普顿大学）；University of St. Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；Wayne State University（韦恩州立大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope Foundation（南部非洲大型望远镜基金会）；University of Leicester（莱斯特大学）；Tel-Aviv University（特拉维夫大学）；Durham University（杜伦大学）；Universidad de Chile（智利大学）
I Zw 1的吸积盘研究发现其大小与Eddington比相关，通过回声测绘和光谱分析，揭示了不同变化时间尺度下盘大小差异及可能的次级再处理器存在。
2026-01-09 astro-ph.GA
Modelling the spectral energy distribution of super-Eddington quasars
我们发展了一个宽带谱模型agnsli}来描述超爱丁顿黑洞吸积盘谱。这是基于薄圆盘发射率，其中径向平流使表面光度保持在局部爱丁顿极限，导致L（r）~ r^{-2}而不是Novikov-Thorne（标准，次爱丁顿）圆盘发射率预期的r^{-3}。风损失也很重要，但预计这些损失会产生类似的辐射发射率。我们假设流动是径向分层的，具有外部标准盘、内部热Comptonising区域和中间暖Comptonising区域以产生软X射线过量。这使模型具有足够的灵活性来拟合观测数据，但需要额外的能量守恒要求来给出物理约束。我们用它来拟合最极端的活动星系核之一窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的宽带光谱。窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的黑洞质量是由H_β线宽导出的10^6太阳质量的（6~9）倍。这不能与标准的圆盘发射率在这个质量，因为即使零自旋模型过度生产所观察到的光度。相反，我们证明了薄盘模型能很好地再现谱，给出了约（5~10）倍爱丁顿极限的质量吸积率。由于平流降低了效率，因此对黑洞的自旋没有约束。这种极端的吸积率应该是第一类类星体的特征，我们通过拟合最近发现的超级爱丁顿类星体PSO J 006 +39的光谱来证明这一点，z=6.6。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Zooming in on supermassive black holes: how resolving their gas cloud host renders their accretion episodic
超大质量黑洞（SMBH）诞生于宇宙最初10亿年期间迅速演变的迷你晕中，从它们嵌入的宇宙网到它们的事件视界，从跨越许多数量级的气体流中获得能量。因此，吸积到SMBHs构成了一个巨大的挑战，以解决数字，目前需要使用的子网格模型来处理小，未解决的尺度上的流动。在本文中，我们研究的吸积模式的SMBHs最初插入在致密的星系气体云的心脏分辨率的影响，使用自定义的超拉格朗日细化方案来解决的黑洞（BH）的引力影响区。我们发现，一旦自引力的气体云主机是足够好的解决，吸积到BH的驱动下的云的内部结构，独立的BH种子质量，提供动力学摩擦是存在于云坍缩的早期阶段。对于氢和氦的原始气体混合物，在次秒差距尺度上围绕BH发展出一个细长的圆盘，将原本混乱的BH吸积占空比变成一个情节性的，对BH反馈具有潜在的重要影响。在这样的核盘的存在下，BH质量增长主要发生在下落的致密团块触发盘的不稳定性，燃料激烈，虽然短暂的气体吸积事件。
2018-10-03 astro-ph.GA
Growing massive black holes through super-critical accretion of stellar-mass seeds
在$z \sim 6-7$观测到的发光类星体中，大质量黑洞的快速聚集仍然是一个谜。各种直接坍缩模型已经被提出来，从质量为$\sim 10^5\,\rm M_\odot$的初始种子开始黑洞的生长，然后可以达到10亿太阳质量，同时在爱丁顿极限吸积。在这里，我们提出了一个替代方案的基础上，辐射效率低的超临界吸积的恒星质量的孔嵌入在气体环核盘（CND）预计存在于高红移星系的核心。我们的次pc分辨率流体动力学模拟表明，恒星质量的孔内的中央100 pc的CND绑定到非常高密度的气体团，产生的周围气体的碎片。由于有大量的致密冷气体，一个恒星质量的黑洞可以按照“薄盘”解以超爱丁顿速率增长，在几百万年内其质量可以增加3个数量级。这些研究结果支持模拟运行两个不同的水电代码，RAMSES的基础上的自适应网格细化技术和GIZMO的基础上一个新的拉格朗日Godunov型方法，并与类似的，但不相同，子网格食谱恒星形成，超新星反馈，黑洞吸积和反馈。超临界吸积流的低辐射效率有助于我们的黑洞的快速质量增长，因为它们意味着周围核环境的适度辐射加热。
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterising SMSS J2157--3602, the most luminous known quasar, with accretion disc models
我们开发了一种吸积盘（AD）拟合方法，利用薄盘模型和马尔可夫链蒙特卡罗方法的贝叶斯推断，在红移处的已知最明亮的类星体SMSS J215728.21-360215.1上进行测试$z=4.692$。AD模型利用近红外光谱和宽波段光度学构造的光谱能量分布，发现黑洞质量为$\log(M_{\rm{AD}}/M_{\odot}) = 10.31^{+0.17}_{-0.14}$，各向异性校正后的热光度为$\log{(L_{\rm{bol}}/\rm{erg\,s^{-1}})} = 47.87 \pm 0.10$，得到爱丁顿比为$0.29^{+0.11}_{-0.10}$，辐射效率为$0.09^{+0.05}_{-0.03}$。使用近红外光谱，我们估计单历元维里黑洞的质量估计为$\log(M_{\rm{SE}}/M_{\odot}) = 10.33 \pm 0.08$，在3000 $\log{(L(\rm{3000\textÅ})/\rm{erg\,s^{-1}})} = 47.66 \pm 0.01$的单色光度。作为一种独立的方法，AD拟合有可能补充单历元维里质量方法，在获得更强的约束性质的大质量类星体黑洞在广泛的红移。
2023-02-21 astro-ph.GA
The information content of stellar halos: Stellar population gradients and accretion histories in early-type Illustris galaxies
星系外围的长动力学时间尺度保存了它们吸积历史的信息内容，例如以恒星星族梯度的形式。我们提出了一个详细的分析的统计上有代表性的样本的早期类型的星系从Illustris模拟的恒星晕属性，并表明，恒星星族梯度在大半径确实可以用来推断星系吸积历史的基本属性。我们测量的金属丰度，年龄和表面亮度分布在静止的插图星系范围从$\mathrm{M}_\star = 10^{10} - 2\times 10^{12}\;\mathrm{M}_\odot$，并表明，他们是在合理的协议与观测。在固定的质量，星系吸积很少的恒星晕材料往往有陡峭的金属丰度和表面亮度轮廓之间的2 - 4有效半径（R $_e$）比那些吸积分数较大。从z = 1到现在，恒星晕中的金属丰度和表面亮度的轮廓通常变平。这表明，恒星吸积到恒星晕往往会使金属丰度和表面亮度轮廓变平，这是由恒星晕中两个梯度之间的紧密相关支持的。我们发现没有统计证据的附加信息内容有关的吸积历史恒星晕金属丰度轮廓以外的表面亮度配置文件。恒星晕中的年龄梯度似乎对星系吸积历史不敏感，并且所研究的恒星星族梯度都与平均合并质量比没有强相关性。未来的观测，达到星系外的大半径将有最好的潜力来约束星系吸积的历史。
2016-09-30 astro-ph.GA
Generalized Bondi Accretion Flow with and without Outflow
Kyungpook National University（庆北国立大学）
研究了具有和不具有流出的广义Bondi吸积流，发现角动量对质量吸积率的影响取决于Bondi半径，并探讨了流出对吸积过程的影响。
2026-01-10 astro-ph.GA
AGN jet power and feedback characterised by Bondi accretion in brightest cluster galaxies
本文提出了一种新的方法来估算椭圆星系中心超大质量黑洞的Bondi（热气）吸积率\dot M_B。即使在X射线观测中Bondi半径不能很好地分辨，它也可以应用。这种方法基于两个简单的假设：（1）Bondi半径以外的热气体几乎处于流体静力平衡，（2）星系中心附近的气体温度接近维里温度。我们将这种方法应用于附近星系团中的28个明亮的椭圆星系（其中27个是最亮的星系团星系; BCGs）。我们发现在\dot M_B中，Bondi吸积率和与SMBH相关的喷流功率之间存在着四个数量级的相关性。对于大多数星系来说，吸积率大到足以解释喷流的能量。我们的结果表明，来自活动星系核（AGN）的反馈与SMBH周围热气的性质相关。我们还发现，更大规模的SMBH在BCGs往往有更大的特定增长率。这可以解释一些SMBH的超质量（~ 10^10 M_sun）。吸积率和活动星系核的X射线光度之间的比较表明，活动星系核的BCGs是非常低的辐射与银河系中的X射线双星相比，即使它们的爱丁顿吸积比，\dot M_B/ \dot M_Edd，超过0.01。最后，我们发现了一个紧密的相关性之间的邦迪吸积率和冷核的X射线光度。它们的关系是线性的，并且由邦迪吸积产生的功率足够大，以补偿冷核的辐射冷却。虽然“经典”的邦迪吸积模型是一个大大简化的，我们在这里发现的相关性表明，吸积到SMBHs广泛地反映了邦迪吸积的属性。
2016-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Radio Universe at Low Surface Brightness: Feedback & accretion in the circumgalactic medium
已知高z的大质量星系与它们的环星系介质（CGM）共同演化。如果我们想真正理解CGM在星系和星系团早期演化中的作用，我们需要充分探索CGM的多相性。我们提出了两个新的科学案例，利用低表面亮度观测无线电制度，以更好地了解遥远星系周围的CGM。在最低温度下，对广泛分布的分子气体的观测为形成大质量星系的冷重子循环提供了证据。在最高温度下，对Sunyaev-Zeldovich效应的观测开始揭示类星体反馈对CGM中热气体的影响。我们讨论的关键作用，无线电干涉仪与紧凑的配置在毫米政权将在未来十年中发挥理解的关键作用的多相CGM在星系演化。
2019-05-14 astro-ph.GA
Mass Accretion Rate of Rotating Viscous Accretion Flow
跨音速球形吸积流在致密物体（如黑洞）上的质量吸积率称为邦迪吸积率（Mdot_B），它只由外边界气体的密度和温度决定。但大多数关于吸积盘的工作都把质量通量看作是一个给定的参数，而这个参数与外界条件之间的关系是不确定的。在细长的α盘的框架内，我们构造了旋转的粘性热吸积流的全局解，并确定了其质量吸积率作为外边界处气体的密度、温度和角动量的函数。我们发现，低角动量流类似于球形Bondi流，其质量吸积率接近外边界处相同密度和温度下的Bondi吸积率。另一方面，高角动量流是具有平流的常规热吸积盘，但其质量吸积速率可以显著小于具有相同边界条件的Bondi吸积速率。我们还发现，当外边界温度等于维里温度时，当α =0.01时，只有0.05 ~< mdot ~< 1存在解，其中mdot==Mdot/Mdot_B.无量纲质量吸积率与外边界半径基本无关，与外边界角动量成反比，与粘性参数成正比，当0.1 <mdot < 1时，mdot = 9.0 α/λ，其中无量纲角动量测量值λ == l_out/l_B是以l_B == GM/ c_{s,out}为单位的外边界处气体的比角动量l_out，以及$c_{s,out}$是外边界处的等温声速。
2009-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Formation of the First Quasars. I. The Black Hole Seeds, Accretion and Feedback Models
$\sim 10^9\, M_\odot$的超大质量黑洞（SMBH）通常被认为是在$z\gtrsim6$观测到的发光类星体的中心引擎，但它们的天体物理起源仍然难以捉摸。$z\gtrsim$类星体存在于罕见的密度峰值中，这对均匀的流体动力学模拟提出了一些挑战。为了研究这些遥远的类星体的形成，我们对一个有利的晕进行了一系列放大模拟，该晕在$z = 6$上的质量为$\sim 10^{13}\, M_\odot$，并且有多次重大合并的历史，非常适合BH的生长。我们测试BH种子的$10 - 10^6\, M_\odot$，和各种吸积和反馈模型，包括薄盘和薄盘吸积。我们发现，与以前的研究相反，即使在超临界吸积下，$\lesssim 10^3\, M_\odot$的光种子也不能通过$z\sim 6$生长到$10^8\, M_\odot$;由于更强的反馈，超爱丁顿模式导致比爱丁顿限制情况更低的吸积速率，导致BH显著小两个数量级;并且，虽然超临界模型促进了低自旋BH的生长，但对于高自旋BH，由于增加的辐射反馈，质量可能会减少。我们的模拟表明，第一个$10^8 - 10^9\, M_\odot$ SMBH可能是从$\gtrsim 10^4\, M_\odot$的重种子通过爱丁顿有限或温和的超临界吸积，由富含气体的合并和反馈的自我调节促进，它们与它们的宿主星系共同进化，产生明亮的类星体，如$z\sim$…
2020-12-02 astro-ph.GA
Linking the brightest stellar streams with the accretion history of Milky Way-like galaxies
根据目前的星系形成范式，合并和相互作用在塑造今天的星系中发挥着重要作用。这种合并活动的残余可以用来限制星系形成模型。在这项工作中，我们使用的样本30银河系质量晕的流体动力学模拟，从AURIGA项目，生成表面亮度图和搜索最亮的流在每个光环作为一个功能的不同的限制幅度。我们发现，没有一个模型显示在$μ_{r}^{lim} \leq 25$等角秒$^{-2}$的恒星流的签名。在$^{-2}$为27和28 mag arcsec之间，流检测显著增加。尽管如此，即使在30磁角秒的$^{-2}$，我们的模型中仍有13%没有显示出可检测的流。我们研究了最亮流祖先（BSP）的性质。我们发现，BSPs吸积在一个广泛的范围内的落入时间，从1.6至10 Gyr前，只有25%的吸积在过去的5 Gyr，因此大多数BSPs对应于相对早期的吸积事件。我们还发现，37%的BSP存活到今天。存活和破坏的BSP的中位下落时间分别为5.6和6.7 Gyr。我们发现了一个明确的关系，在BSPs的降落时间和降落质量，这样，更大的祖细胞往往会在以后的时间被吸积。然而，我们发现，在大多数情况下，BSPs不是每个星系吸积恒星晕的主要贡献者。
2022-06-09 astro-ph.GA
A physical model for radiative, convective dusty disk in AGN
活动星系核（AGN）中的吸积盘庇护着尘埃，并使其免受外部光照的影响：在$M_{\rm BH}=10^{7}M_{\odot}$黑洞周围的吸积盘中，尘埃可以存在于距离黑洞$0.1$ pc的地方，而在吸积盘之外则为0.5pc。我们构建了一个物理模型的磁盘区域近似位于尘埃升华的半径在磁盘中平面和尘埃升华的半径在磁盘表面之间。我们的主要结论是，对于广泛的模型参数，如本地吸积率和/或不透明度，吸积盘自己的辐射压力尘埃显着影响其垂直结构。除了具有高度对流性之外，这样的圆盘还可以从几何形状上的薄转变为薄。我们的模型符合Czerny & Hryniewicz（2011）的“失败的风”场景和Baskin & Laor（2018）的“紧凑环面”模型的叙述，将它们作为辐射尘埃盘模型的变体。
2020-07-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bright ring features and polarization structures in Kerr-Sen black hole images illuminated by radiatively inefficient accretion flows
Hunan Normal University（湖南师范大学）；Yangzhou University（扬州大学）
本文通过广义相对论辐射传输模拟，研究了与Sgr A*相关的Kerr-Sen黑洞图像中明亮环特征和偏振结构，探讨了辐射效率低的吸积流对这些特征的影响，并揭示了稀释子参数和盘厚度对参数空间的约束作用。
2026-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The UV/optical peak and X-ray brightening in TDE candidate AT2019azh: A case of stream-stream collision and delayed accretion
本文分析了TDE候选体AT2019azh的观测数据，提出其紫外/光学峰值和X射线增亮分别源于碎片流-流碰撞和延迟吸积，揭示了双过程物理机制。
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
A supercritical accretion disk with radiation-driven outflows
如果黑洞（BH）引力的垂直分量不能抵抗辐射力，则不可避免地会从圆盘中流出。我们推导出的质量损失率的外流通过求解动力学方程的垂直气体运动的磁盘。计算了考虑径向能量平流的超临界吸积盘的结构。我们发现，大多数流入的气体被驱动到外流，如果磁盘是在一个中等的爱丁顿标度的速度（高达$\sim 100$）在其外缘，即，只有一小部分气体被BH吸积，BH以几个爱丁顿光度辐射，而对于极高吸积率的情况（$\dot{m}\equiv\dot{M}/\dot{M}_{\rm Edd}\sim 1000$），它达到大约10。与正常的细长盘相比，盘的亮度基本上被抑制，由于在流出的质量损失。我们将该模型应用于潮汐破裂事件的光变曲线，发现即使在盘的外缘假设一个典型的吸积率$\dot{m}\propto t^{-5/3}$，盘的光度也随时间缓慢下降，这与某些潮汐破裂事件中观测到的光变曲线定性一致，有助于理解潮汐破裂事件中观测到的能量不足现象.超大质量黑洞周围的超临界吸积盘的强外流对宿主星系可能起着至关重要的作用，这可以作为机械反馈模型的一个组成部分。本文还讨论了这些结果对超大质量黑洞生长的影响。
2022-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The accretion histories of brightest cluster galaxies from their stellar population gradients
分析了VIMOS在IFU模式下观测到的9个局域（$z<0.1$）Brilliant星团星系团（BCGs）的空间分辨星族。我们的样品由7个慢转和2个快转的BCGs组成。在这个小样本中，我们没有发现恒星运动学和恒星种群之间的联系。BCGs具有浅的金属丰度梯度（中值$Δ$ [Fe/H] $= -0.11\pm0.1$），高的中心金属丰度（中值$[$ Fe/H] $_{[α/Fe]=0} = 0.13\pm0.07$）和广泛的中心年龄（从5到15 Gyr）。我们认为，这是不同的进化路径在BCGs的原因。67%的样本（6/9）显示出$\sim 7$ Gyr古老的中心年龄，这反映了一个活跃的吸积历史，33%的样本（3/9）的中心年龄大于11 Gyr，这表明自$z=2$以来没有恒星形成。BCG显示了与ATLAS $^{3D}$巡天（中值[Z/H] $= 0.04\pm0.07$，$Δ$ [Z/H] $= -0.19\pm0.1$）中质量相似的早型星系（M $_{dyn}> 10^{11.3}$ M $_{\odot}$）相似的中心恒星种群和恒星星族梯度。然而，来自ATLAS $^{3D}$的大质量早型星系具有一致的年龄（中位年龄$=12.0\pm3.8$ Gyr）。我们还分析了两个BCGs的近距离大质量伴星系。这些星系与它们各自的BCGs有相似的恒星群。
2015-03-04 astro-ph.GA
Directly tracking the re-brightening of a supermassive black hole accretion disk
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理系河外星系研究中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文系）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Roma “Tor Vergata”（罗马第二大学物理系）；Dipartimento di Matematica e Fisica, Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学数学与物理系）；Quasar Science Resources SL for ESA, (ESAC), Science Operations Department（欧洲空间局科学操作部门夸克科学资源有限公司）；NASA（美国国家航空航天局）
研究通过六年同时监测近邻活跃星系ESO 511-G030的紫外和X射线数据，发现吸积盘辐射的显著变化，揭示了高吸积率下紫外和X射线数据之间的非线性相关性，以及低吸积率下吸积盘可能蒸发为几何厚、光学薄热流的机制，提示超大质量黑洞吸积状态的转变。
2026-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing Hernquist dark matter through the optical appearance of black holes: A comprehensive study of various accretions
East China University of Science and Technology（华东理工大学）；The Shanghai Key Laboratory of Astrophysics（上海天文台）
研究通过分析黑洞的光学外观，探讨Hernquist暗物质的影响，比较不同吸积场景下Schwarzschild黑洞的观测特征，发现暗物质参数对光子环和透镜效应的敏感性，以及吸积模型对亮度抑制的影响。
2026-03-28 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Bright X-ray Pulsars: how outflows influence beaming, pulsations and pulse phase lags
在X射线吸积盘（XRP）中，极端的吸积导致从吸积盘内部发射出辐射驱动的外流。外流通过几何光束影响XRP的表观光度及其脉动。我们使用蒙特卡罗模拟模拟几何波束和脉冲形成过程。我们证实了我们先前的陈述，即由于X射线光子的准直而引起的亮度的强放大与大的脉冲分数不一致。考虑到可能的高流出速度（$\sim 0.2c$）引起的相对论性像差并不影响这一结论。我们证明了光束的原因，相位滞后的脉动。在由外流形成的吸积腔的开口角内，相位滞后往往对观察者的视角敏感。外流几何形状的变化和相位滞后的相应变化可能会影响明亮的X射线谱仪和ULX中脉动的可探测性。我们推测这种强的几何聚束现象与多光子反射对吸积腔腔壁产生的大的辐射压力有关。我们预计，质量损失率限制几何光束：强光束成为可能，只有在足够大的分数质量损失率从光盘。
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supermassive black holes with high accretion rates in active galactic nuclei. XI. Accretion disk reverberation mapping of Mrk 142
我们在2019年初对高吸积率的活动星系核Mrk 142进行了密集的吸积盘混响映射活动。Mrk 142由尼尔·盖勒斯·斯威夫特天文台在X射线和6个紫外/光学过滤器中监测了4个月。从Las Cumbres天文台、利物浦望远镜和Dan Zowada纪念天文台获得的陆基光度监测使用ugriz滤光片，云南天文台使用V. Mrk 142进行，始终变化很大，显示所有波长的相关变化。我们测量不同波长光变曲线之间的显着的时间滞后，发现通过UV和光学的波长相关的滞后，$τ(λ)$，一般遵循关系$τ(λ) \propto λ^{4/3}$，如预期的$T\propto R^{-3/4}$配置文件的稳态光学厚，几何薄吸积盘，虽然也可以适合$τ(λ) \propto λ^{2}$，如预期的薄盘。例外的是u和U带，在那里观察到一个多余的滞后，已经在其他活动星系核中观察到，并归因于宽线区域产生的连续辐射。此外，我们进行了通量通量分析分离的光谱能量分布的恒定和可变的组件，发现通量依赖的可变组件是一致的$f_ν\proptoν^{1/3}$光谱预期的几何薄吸积盘。此外，X射线到紫外线的滞后从紫外线/光学趋势的外推中显著抵消，X射线与紫外线的相关性比紫外线与光学的相关性差。的紫外/光学滞后的幅度是一致的高度超爱丁顿吸积率。
2020-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bright X-ray pulsars as sources of MeV neutrinos in the sky
本文利用吸积强磁化中子星的中微子光度模型，估算六颗ULX脉冲星和三颗最亮Be X射线暂现源的MeV中微子通量，发现后者占优但仍低于背景至少两个数量级，目前无法直接探测。
2023-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
