Hydrodynamic Simulations of the Inner Accretion Flow of Sagittarius A* Fueled By Stellar Winds
我们目前雅典娜++网格为基础的，流体动力学模拟到人马座A* 吸积通过恒星风的$\sim 30$沃尔夫-拉叶星在中央秒差距的银河系中心。这些模拟跨越了$\sim$ 4个数量级的半径，一直延伸到黑洞的300个引力半径，比以前的工作多了$\sim 32$倍。我们相当好地再现了钱德拉在中央秒差距观测到的漫射热X射线发射。小半径的吸积流是两个部分的叠加：1）一个适度未束缚的、次开普勒的、厚的、压力支持的盘，它在大多数（但不是所有）时间与顺时针恒星盘对齐; 2）一个束缚的、低角动量的流入，主要沿着盘的南极进行。我们解释这种结构作为一个自然的结果，一些最里面的恒星风占主导地位的吸积，产生一个广泛分布的角动量流。在模拟中包括恒星S2对流动结构的影响可以忽略不计。外推我们的结果，从不同的内半径模拟，我们发现的吸积率$\sim$几个$\times 10^{-8} M_\odot$ /年的地平线尺度，符合约束的基础上建模观测到的排放Sgr A*。这里发现的流动结构可以用作更现实的初始条件的水平尺度模拟的Sgr A*。
2018-06-23 astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion Disks around Supermassive black Holes
利用三维辐射磁流体动力学方法研究了吸积率从$\sim 250L_{Edd}/c^2$到$1500 L_{Edd}/c^2$变化的$5\times 10^8M_{\odot}$黑洞上的吸积盘.我们形成的磁盘与环面中心的$50-80$引力半径与自洽湍流最初产生的磁旋转不稳定性。我们研究的情况下，净垂直磁通。所有盘的内部区域具有辐射压力$\sim 10^4-10^6$乘以气体压力。当气体流向黑洞时，非轴对称的密度波会形成螺旋形冲击波。在没有净垂直磁通的模拟中，螺旋激波产生的雷诺应力是传递角动量的主要机制。只有当净垂直磁通量足够大时，MRI湍流产生的麦克斯韦应力才能大于雷诺应力。流出以速度$\sim 0.1-0.4c$形成。当吸积率小于$\sim 500 L_{Edd}/c^2$时，在$10$引力半径附近开始流出，辐射效率为$\sim 5\%-7\%$。随着吸积率达到$1500 L_{Edd}/c^2$，大部分靠近旋转轴的漏斗区域变得光学厚，外流只发展到$50$引力半径之外。辐射效率降低到$1\%$。我们总是发现与外流有关的动能光度只是辐射光度的$\sim 15\%-30\%$。外流损失的质量通量是净质量吸积率的$\sim 15\%-50\%$。我们讨论了我们的模拟结果对这些磁盘的观测特性的影响。
2017-09-08 astro-ph.HE
A New Paradigm for Gamma Ray Bursts: Long Term Accretion Rate Modulation by an External Accretion Disk
我们提出了一种新的方式来看待GRB的长期演化，其中围绕着GRB喷流的假定黑洞周围的物质盘调制了质量流，因此从黑洞和内部吸积盘提取旋转能量的过程的功效。雨燕前的范例，消色差，浅到陡峭的“休息”在长期的伽玛射线暴光变曲线还没有证实详细的雨燕数据积累在过去几年。我们认为，由于最初存在的一个回退磁盘附近的祖，一个不可避免的后果将是形成一个“外部磁盘”，其外缘不断移动到更大的半径，由于角动量传输和缺乏限制扭矩。在大半径的质量库随着时间向外移动，并给出一个自然的幂律衰减的伽玛射线暴光变曲线。在这个模型中，张等和Nousek等确定的伽玛暴中不同的正则幂律衰变段代表了吸积盘的不同物理状态。我们确定一个物理磁盘状态与每个幂律段。
2009-05-25 astro-ph.HE
Spherically Symmetric Accretion onto a Compact Object through a Standing Shock: The Effects of General Relativity in the Schwarzschild Geometry
核心坍缩超新星是由冲击波穿过大质量恒星的外壳而产生的，冲击波最初是从恒星核心坍缩期间形成的中子星的“反弹”发射的。然而，对核心坍缩超新星的数值研究发现，这种激波往往在小半径（$\lesssim$ 10中子星半径）处“停滞”，恒星物质通过静止激波吸积到中心物体上，而不是成功地爆炸恒星。在这里，我们提出了时间稳定的，绝热的解决方案的密度，压力和速度的冲击流体，通过停滞的冲击吸积到紧凑的对象，我们包括广义相对论的史瓦西度规的影响。与之前在牛顿极限下进行的工作类似，我们发现气体“沉降”在失速激波内部;在这里分析的相对论区域中，速度在史瓦西半径附近渐进接近零。这些解决方案可以表示吸积到物质表面上，如果紧凑的对象的半径是其事件视界之外，如中子星，我们还讨论了这些解决方案的可能性，可以近似地表示吸积到一个新形成的黑洞的核心崩溃事件后的气体。我们的发现和解决方案在弱的和失败的超新星中特别相关，其中冲击被推到小半径，相对论效应很大。
2022-08-31 astro-ph.HE
Observable characteristics of the charged black hole surrounded by thin disk accretion in Rastall gravity
在Rastall引力下研究了被薄吸积盘包围的带电黑洞的可观测特性。我们发现直接辐射、透镜环和光子环的半径随着辐射场参数的增加而显著增加，但它们对BH电荷的依赖性很弱。考虑了辐射吸积盘相对于黑洞的三个位置，即，最里面的吸积盘接近于最里面的稳定圆形轨道、BH的光子环和BH的事件视界的半径。分别得到了三种情况下的观测图像。结果表明，总的观测通量主要是由直接辐射决定的，透镜环的贡献很小，光子环的贡献可以忽略不计。在EHT分辨率下，在模糊图像中无法观察到透镜效应和光子环。我们的结果表明，在Rastall引力中，被薄吸积盘包围的带电BH的可观测特征既取决于BH的时空结构，也取决于辐射吸积盘相对于BH的位置.这些BH图像的研究可作为探测M87 $^{*}$中类似于活动星系核的BH盘结构的一种手段。
2022-05-15 astro-ph.HE
The Structure of Radiatively Inefficient Black Hole Accretion Flows
我们运行三个长时间尺度的广义相对论磁流体动力学模拟的辐射效率低的吸积流到非旋转黑洞。我们的目标是实现大半径的稳态行为，并了解由此产生的流动结构。在绝热指数γ = 4/3、初始极向交变磁场环较小的情况下，模拟运行到440，000 GM/c^3的时间，在370 GM/c^2的半径内达到流入平衡。在较大的交变场环和伽马= 5/3的情况下，变化达到220，000 GM/c^3，达到平衡时达到170 GM/c^2和440 GM/c^2。在流入平衡的半径处没有获得普遍的自相似行为：Gamma = 5/3模拟显示了幂律指数范围从内部区域的-1到外部区域的-1/2的径向密度分布，而其他区域的幂律斜率范围从-1/2到接近-2。这两个模拟与小场循环达到一个状态与极性流入的物质，而更有序的初始字段有极性流出。然而，未结合的流出只删除一个因素的顺序统一的流入材料超过一个因素的半径约300。我们的研究结果表明，辐射效率低下的吸积流的动力学是敏感的流量是如何从更大的半径，并可能在不同的天体物理系统略有不同。适用于Sgr A* 的毫米图像在所有模拟中定性（但非定量）相似，由于多普勒增强而具有突出的不对称图像。
2020-01-28 astro-ph.HE
Bayesian parameter constraints for neutron star masses and radii using X-ray timing observations of accretion-powered millisecond pulsars
提出了一种利用吸积毫秒中子星的X射线脉冲轮廓信息来约束中子星质量和半径的贝叶斯方法。我们使用“扁史瓦西”近似模型的脉冲的形状，它考虑到变形的形状的恒星连同特殊和广义相对论的光子轨迹和角度的修正。辐射的光谱是从热板中的康普顿化的经验模型获得的，其中种子黑体光子的一部分被散射成幂律分量。通过使用仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗系综抽样方法，我们得到了不同的模型参数，特别是质量和半径的后验概率分布。为了测试我们的方法的鲁棒性，我们首先分析了具有已知模型参数的自生成的合成数据。然后对Rossi X射线定时探测器（RXTE）对SAX J1808.4-3658的观测进行了类似的分析。结果表明，我们的方法可以重现的模型参数的合成数据，并使用RXTE脉冲轮廓观测，如果质量是先验已知的，可以得到精确的约束半径。对于1.5-1.8 Msun范围内的质量，SAX J1808.4-3658中NS的半径被限制在9和13 km之间。如果质量是准确知道的，半径可以确定5%的精度（68%的可信度）。例如，对于1.7 Msun的质量，赤道半径为Req = 11.9+0.5 - 0.4 km。最后，我们表明，当X射线偏振数据从成像X射线偏振探测器将成为可用时，可以得到进一步的改进。
2018-10-29 astro-ph.HE
Accretion flow diagnostics with X-ray spectral-timing: the hard state of SWIFT J1753.5-0127
最近的XMM-牛顿研究的X射线可变性的硬态的黑洞X射线双星（BHXRB）意味着可变性产生的“标准”光学厚吸积盘。变异起源于光盘作为质量吸积波动和传播通过光盘“照亮”内部光盘区域，最终调制的幂律发射是相对集中产生的。我们提出了一个比较光谱定时研究的XMM-牛顿数据从BHXRB SWIFT J1753.5-0127在一个明亮的2009年硬态，从显着暗淡的2006年硬态，第一次显示光盘光谱定时属性的变化与全球增加的吸积率和相对贡献的光盘发射的辐射光度。我们表明，虽然有强有力的证据，内在光盘的变化在更明亮的硬态，光盘的变化幅度被抑制相对于幂律发射，这与行为在较低的光度，光盘的变化略有增强时相比，幂律的变化。在更高亮度的数据中，低于0.6 keV的圆盘变化在低于0.5 Hz的频率下与幂律和更高能量的圆盘发射变得不相干，与2006年数据中看到的相干变化形成对比。我们解释这些差异和相关的复杂滞后在2009年的数据波动盘模型。如果可变信号在盘中的小半径处产生，则盘发射的可变性可以自然地被来自较大半径的未调制盘发射的部分抑制。相干性的下降可以由在较大半径处产生的盘吸积波动产生，所述盘吸积波动是粘性阻尼的，因此不能传播到内部的幂律发射区域。
2012-08-30 astro-ph.HE
Accretion Geometry in the Hard State of the Black-Hole X-Ray Binary MAXI J1820+070
研究了吸积中的黑洞双星MAXI J1820+070的爆发上升X射线谱。我们发现，具有磁盘倾角内的任何二进制或射流的模型意味着显着的变化的吸积盘的内部半径在硬光谱状态的发光部分，该半径从$>$ 100变化到$\sim$ 10引力半径。主要趋势是随着光谱硬度的降低而降低。我们的分析需要吸积流的结构，至少有两个组件具有不同的光谱斜率。较硬的成分支配热光度，并产生强，窄，X射线反射功能。较软的组件负责底层的更广泛的反射功能。这些数据与具有大尺度高度、位于盘截断半径下游且主要从盘的远程部分反射的较硬分量兼容。较软的成分在盘的上方形成一个日冕，达到一定的过渡半径。我们的研究结果可以解释的变化的特征变化的时间尺度，发现在其他作品中，作为驱动的磁盘特征半径的变化。
2021-03-04 astro-ph.HE
Retrograde wind accretion -- an alternative mechanism for long spin-period of SFXTs
INTEGRAL发现了一类新的高质量X射线双星--超巨星快X射线瞬变星，它们与OB超巨星有关，具有长的自旋周期。观测证据表明，一些吸积中子星在HMXB显示吸积逆转。有人认为，反向扭矩可能导致非常缓慢的旋转器。根据风吸积过程中的三个特征半径，我们提出了一种反吸积方案，并将吸积阶段分为三个区域，以解释SFXTs长自旋周期的形成。某些SFXT系统的吸积状态可以由它们的自旋和轨道周期来确定。
2012-10-23 astro-ph.HE
Constraints on the Viscosity and Magnetic Field in Hot Accretion Flows around Black Holes
研究了低光度活动星系核（LLAGN）中热吸积流的粘滞系数和磁场参数的大小。理论研究表明，一个几何薄，光学厚盘截断质量吸积率小于一个临界值的质量垂直蒸发从磁盘的日冕，截断区域所取代的平流为主的吸积流（ADAF）。这种截断的临界吸积率是粘性和磁场的函数。对文献中发表的一些LLAGN的X射线光子指数和光谱拟合的观测分别提供了临界质量吸积率和截断半径的估计。通过将观测结果与理论预测进行比较，估算了热吸积流区的粘滞系数和磁场参数。具体而言，质量吸积率推断在不同的来源约束的粘度参数，而截断半径的磁盘，从光谱拟合推断，进一步约束的磁场参数。据发现，在电晕/ADAF的粘度参数的值的范围从0.17到0.5，与值聚集约0.2-0.3。磁压力所需的相对较小的截断半径的一些LLAGN和被发现是一样高的气体压力的均分值。粘度参数的推断值与恒星质量黑洞X射线瞬态非定常吸积的观测结果一致。这种一致性提供了支持的范例，一个几何薄盘截断的质量蒸发过程中，从磁盘的日冕在低质量吸积率。
2013-06-25 astro-ph.HE
Modeling the response of a standard accretion disc to stochastic viscous fluctuations
在很宽的时间尺度范围内观察到的X射线双星的变化可以理解的随机传播模型的框架中，在不同半径的粘性波动引起吸积率的变化，向内传播到X射线产生区域。该方案成功地解释了功率谱，线性均方根通量关系以及不同能量光子之间的时滞。该模型的预测已获得使用近似的解析解或经验动机的模型，考虑到这些传播的变化对复杂的吸积流的辐射过程的影响。在这里，我们使用标准几何薄、气体压力主导的$α$-圆盘（具有零扭矩边界条件）的流体动力学代码来研究由于这种粘性波动而导致的吸积率的变化。我们的研究结果证实了早期的发现，扰动和由此产生的内部吸积率变化之间的时滞取决于频率（或时间周期）的扰动。在这里，我们已经量化了时滞$t_{lag} \propto f^{-0.54}$，对于小于扰动半径的粘性时间尺度的时间周期，否则几乎是恒定的。这与辐射过程相结合，将产生观察到的不同能带之间的频率依赖性时间滞后。我们还证实，如果有随机高斯起伏的$α$参数在不同的半径，由此产生的内吸积率有一个功率谱，这是一个幂律。
2017-08-17 astro-ph.HE
On the wind-driven relaxation cycle in accretion disks
盘风可以引起扰动，通过扩散过程在整个盘中传播。在到达内部圆盘时，这些扰动可以改变圆盘的光度，这反过来又可以改变风的质量损失率$\dot{M}_w$。有人认为，这种所谓的“风驱动的弛豫周期”可以解释在一些吸积盘物体中观察到的变化。在这里，我们研究的最内层的质量吸积率$\dot{M}_a$的物质损失在不同的速率和半径的响应。我们允许风力发射半径$R_L$与$\dot{M}_a$成比例。我们计算了各种$\dot{M}_w$ - $\dot{M}_a$和$R_{L}$ - $\dot{M}_a$依赖性的时间依赖性模型的网格。我们发现，磁盘的行为显着不同的“变量$R_L$”的情况下相比，“固定$R_L$”的情况下。特别是，在前一种情况下，比后一种情况下，需要更强的风才能使盘不稳定。然而，$\dot{M}_a$振幅即使在不稳定的情况下也不会显著增长，因为振荡在低水平饱和，这是由于圆盘耗尽或由于风以非常小的半径发射，或两者兼而有之。这一结果意味着，盘风不太可能是负责状态转换，因为这些需要在内部磁盘的大变化。尽管在内部盘区域有适度的变化，但是在大半径处的盘表面密度可以以大幅度变化，即，从0到稳定状态值的几个因子。外盘的这种剧烈变化可能会产生可观察到的后果。
2020-01-11 astro-ph.HE
Discovery of a broad iron line in the black-hole candidate Swift J1753.5-0127, and the disk emission in the low/hard state revisited
我们分析了X射线双星和黑洞候选者斯威夫特J1753.5-0127的同时存档XMM-牛顿和RXTE观测。在以前对同一数据的分析中，在X射线光谱中发现了一个软热成分，并提出存在一个吸积盘，延伸到最里面的稳定圆形轨道附近。这与标准图相反，在标准图中，吸积盘在低/硬状态下在大半径处被截断。我们测试了一些光谱模型，我们发现，其中几个适合所观察到的光谱，而不需要一个软盘样组件。这一结果意味着，在低/硬态截断吸积盘的经典范例不能排除这些数据。我们进一步发现，在这些数据中的6和7千电子伏之间的宽铁发射线。从线轮廓的拟合中，我们发现了一个在~6-16个引力半径之间的内盘半径，实际上可以更大，高达~250个引力半径，这取决于用于拟合连续体和线的模型。我们讨论的背景下，完全或部分截断的吸积盘这些结果的影响。
2009-01-15 astro-ph.HE
Toward Horizon-scale Accretion Onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies
本文以M87* 为例，采用高分辨率的三维流体动力学模拟方法，研究了星系尺度上湍流介质对椭圆星系中超大质量黑洞的填充作用.模拟使用了Athena++ AMR代码的新GPU加速版本，半径跨越了6个数量级以上，达到了类似于黑洞视界的尺度。关键的物理成分是辐射冷却和唯象加热模型。我们发现，吸积流的多相气体的形式在半径小于约一个千秒差距。冷气体吸积包括两个动态不同的阶段：典型的磁盘阶段，其中冷气体驻留在旋转支撑的磁盘和相对罕见的混沌阶段（$\lesssim 10\%$的时间），其中冷气体通过混沌流流入。虽然冷气体吸积主导的时间平均吸积率在中等半径，吸积在最小半径的热维里化气体在大多数时候占主导地位。当热气体占主导地位时，吸积率随半径的变化规律为$\dot{M}\propto r^{1/2}$，我们在事件视界附近得到了$\dot{M}\simeq10^\mathrm{-4}-10^\mathrm{-3}\,M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$，这与EHT观测结果相似。冷气盘的方向在不同的空间尺度上可以有很大的不同。我们提出了一个亚网格模型的吸积在较低分辨率的模拟，其中的热气吸积率被抑制相对于邦迪率的$\sim (r_\mathrm{g}/r_{\rm Bondi})^{1/2}$。我们的结果也为在事件视界尺度上模拟黑洞吸积提供了更符合实际的初始条件。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Long timescale numerical simulations of large, super-critical accretion discs
本文通过三项长时程三维GRRMHD模拟研究快速旋转恒星质量黑洞的超临界吸积，发现外流抵消高内流质量通量，使净吸积率维持在约爱丁顿极限，并支持临界盘模型。
2025-05-13 astro-ph.HE
Thermal Spectra of Warped and Broken Accretion Disks
本研究解析计算了翘曲和破裂吸积盘的热谱，发现倾斜盘光谱偏离多色黑体，低频幂律指数随视角变化，表明软态黑洞吸积盘可能在更大半径处翘曲或破裂。
2025-01-24 astro-ph.HE
Electromagnetic vs. Lense-Thirring alignment of black hole accretion discs
吸积盘和黑洞（BH）的角动量通常彼此不对齐，这会导致吸积盘扭曲，并导致产生的任何喷流弯曲。我们考虑一个光盘，是错位在大半径和扭矩的Lense-Thirring（LT）进动和Blandford-Znajek（BZ）射流扭矩。我们考虑了各种光盘状态，包括辐射效率低的厚光盘，辐射效率高的薄光盘，和超爱丁顿吸积盘。BZ射流的磁场强度是从标准均分参数或磁制动盘（MAD）模拟中选择的。我们表明，标准的薄吸积盘可以达到自旋盘对齐到大半径之前LT将发挥作用，所造成的缓慢的下降时间，即使是一个弱的BZ喷气时间来调整光盘。我们发现，几何厚的辐射效率低下的磁盘和超爱丁顿光盘在MAD状态达到磁盘自旋对齐附近的黑洞时，密度分布是浅的磁流体动力学模拟，而BZ喷气对齐磁盘陡峭的密度分布（在对流为主的吸积流）与BH自旋到更大的半径。我们的研究结果表明，BZ喷流扭矩应影响BH自旋大小和方向的宇宙学演化，BH自旋在活动星系核和X射线双星的测量，和事件视界望远镜观测的磁盘或喷流在强场重力制度的解释。
2015-12-25 astro-ph.HE gr-qc
Formal stability analysis for the recent $γ=5/3$ power-law spherical accretion solution
最近，Hernandez等人（2023）提出了一个具有简单$ρ\propto R^{-3/2}$和$V \propto R^{-1/2}$标度的精确球对称吸积解析解。在无量纲变量的解决方案形成一个单参数家庭的解决方案，范围从一个空的自由落体解决方案的流体静力平衡配置。该幂律解的特征在于流动的恒定马赫数，其可以作为解的一个参数的函数从零变化到无穷大，并且具有在大半径处自然地变为零的吸积密度分布。Hernandez等人（2023）的研究表明，这种吸积密度分布是AGN星系样本在数百个邦迪半径范围内吸积密度分布的精确表示。所观察到的密度分布下降了许多数量级的密度超过他们的邦迪半径，这是不符合经典的邦迪模型的吸积密度分布迅速收敛到一个常数以外的邦迪半径。虽然与观测的良好协议是暗示的全局稳定性的解决方案提到，没有正式的稳定性分析，它以前已经提出。在这里，我们进行这样的稳定性分析，并显示所提到的解决方案是全局稳定的所有值的参数管理它，无论是吸积和外流模式。这一结果使$γ=5/3$幂律球吸积模型成为天体物理学中吸积问题研究和描述的一个有趣的分析补充。
2023-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Monte Carlo simulations of global Compton cooling in inner regions of hot accretion flows
热吸积流，如对流为主的吸积流，一般是光学薄的径向方向。因此，在某些半径产生的光子可以通过康普顿散射冷却或加热其他半径的电子。这种全球康普顿散射先前已被证明是重要的吸积流的动力学。在这里，我们使用精确的全球广义相对论蒙特卡罗模拟扩展这个问题的以前的治疗。我们研究了吸积流的内部区域（R < 600R_g），得到了整体自洽解。与初始的非自洽解相比，最终解在大于等于10个引力半径处的冷却速率和电子温度都显著降低。另一方面，自洽解的辐射谱具有与初始迭代的辐射谱相似的形状，除了高能量截止在低约2倍的能量处，并且测辐射光度降低约2倍。我们还比较了全球康普顿散射模型与局部模型在球形和平板几何。我们发现，平板模型近似的全球模型显着优于球形。尽管如此，两个局部模型都不能很好地近似冷却速率的径向分布，并且差异可以高达两个数量级。局部平板模型低估了外部区域的冷却速率，而高估了内部区域的冷却速率。我们比较我们的建模结果观察到的硬态光谱的黑洞双星，并找到一个整体良好的协议提供任何磁盘流出是弱的。我们发现，广义相对论效应的流动动力学修改全球康普顿化是至关重要的，在接近这一协议。
2009-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin and Accretion Rate Dependence of Black Hole X-Ray Spectra
我们提出了一个调查的黑洞X射线二元系统的光谱特征如何依赖于自旋，吸积率，视角，和Fe丰度时预测的第一性原理物理计算的基础上。幂律分量随着自旋的增加而变硬。热分量随吸积速率的增大而增强。康普顿凸点的增强是由较高的吸积率和较低的自旋。Fe K $α$等效宽度随Fe丰度呈次线性增长。引人注目的是，K $α$轮廓对吸积率比对自旋更敏感，因为其径向表面亮度轮廓相对平坦，并且较高的吸积率将产生区域扩展到较小的半径。总的辐射效率至少比Novikov-Thorne模型预测的高30- 100%。
2021-05-19 astro-ph.HE
Flares in the Galactic center I: orbiting flux tubes in Magnetically Arrested Black Hole Accretion Disks
最近通过重力仪器对SgrA* 进行的观测，在距离$\sim 10$引力半径（$r_g$）处对红外耀斑（IR）进行了天体测量跟踪。在本文中，我们研究了一个模型的耀斑的基础上的3D广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的磁逮捕吸积盘（MAD）表现出激烈的情节通量逃逸的黑洞磁层。这些事件对于耀斑建模是有吸引力的，原因有几个：i）磁主导区域可以抵抗通过磁旋转湍流和剪切而被破坏，ii）磁场的方向主要是垂直的，如重力数据所示，iii）与通量爆发相关的磁重联可以在耀斑事件期间产生粒子加热/加速的自洽手段。在这个分析中，我们追踪爆发的磁通束，并提供大小，能量和等离子体参数的分布。在我们的模拟中，轨道倾向于在$\sim 5-40 r_g$的半径范围内圆化。磁通束中包含的磁能高达$\sim10^{40}$ erg，足以为红外和X射线耀斑提供能量。我们发现，磁支持流内的运动基本上是次开普勒，在张力与推断的周期半径关系的三个重力耀斑。
2021-02-02 astro-ph.HE
On kHz oscillations and characteristic frequencies of accreting magnetospheres
当吸积恒星接近恒星磁场的偶极分量和吸积盘之间的旋转平衡时，恒星的旋转速率大约是在吸积盘内边界处的开普勒旋转速率的数量级，估计为传统的阿尔芬半径。如果吸积流被恒星磁场的更高多极引导，那么高于平衡旋转频率的频率范围自然会出现。磁场的更高多极分量将在更靠近恒星的半径处平衡吸积流的材料应力。与这些广义阿尔芬半径的开普勒频率增加的多极的顺序。其他频带，如与吸积流相关的周转频率，可能反过来高于开普勒频率。我们提出了由于这些影响而产生的更高频率的频谱的表达式。最近在球状星团Terzan 5中发现的11 Hz（P = 90 ms）X射线脉冲星IGR J17480-2446观测到的千赫兹准周期振荡频率远高于中子星的旋转速率，这可能是由于吸积流中这些模式的激发对吸积速率的调制。从软伽马中继站SGR 1806-20（P = 5.2 s）和SGR 1900+14（P = 7.5 s）观测到的非常高的QPO频率也可能对应于这些特征频率，如果SGR从它们周围的后备盘吸积的话。
2012-06-11 astro-ph.HE
The Effects of Complex Accretion Disk Geometry on Broadened Iron K$α$ Lines
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC), Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
通过广义相对论射线追踪模拟，研究吸积盘几何（如厚度、翘曲）对铁Kα线的影响，发现使用薄盘模型会低估黑洞自旋、日冕高度和倾角。
2026-06-08 astro-ph.HE
The Innermost Extremes of Black Hole Accretion
在明亮的活动星系核和恒星质量的黑洞双星的中心，围绕黑洞的内部20个引力半径现在正被常规地用X射线光谱计时技术绘制。反射光谱的光谱模糊和混响是这项工作的关键工具。在具有高黑洞自旋的活动星系核的极端情况下，当源处于低态时，观测探测的区域在事件视界的1个引力半径内。产生幂律X射线连续谱的日冕的位置、大小和运作也正在被揭示。
2015-11-27 astro-ph.HE
Time Evolution of the 3-D Accretion Flows: Effects of the Adiabatic Index and Outer Boundary Condition
利用全三维数值模拟方法研究了黑洞上的微旋转吸积流。我们考虑流体动力学的无粘流，假设球对称的密度分布在外边界和一个小的，纬度依赖的角动量。我们调查的绝热指数和气体温度的作用，以及由于非轴对称效应的流动行为。我们的3-D模拟证实了轴对称的结果：有太多的角动量被吸积的材料在赤道附近形成一个厚的环面，质量吸积率低于邦迪率。在我们以前对3-D吸积流的研究中，当γ =5/3时，我们发现即使在大半径的轴对称条件下，内环也会进动。目前的研究表明，内环面旋进也为其他值的绝热指数：伽玛=4/3，1.2和1.01。然而，岁差的时间设置随着伽玛的减少而增加。特别是，对于伽马=1.01，我们发现，取决于外边界条件，环面可能会大幅收缩，由于强流入的非旋转物质和岁差将没有足够的时间来发展。另一方面，如果圆环面是由来自外半径的旋转物质的连续流入来供应的，那么它的内部部分最终将倾斜和进动，就像较大的伽马射线一样。
2009-09-30 astro-ph.HE
The Accretion Disk Wind in the Black Hole GRS 1915+105
本文报道了黑洞GRS 1915+105的120 ksChandra/HETG谱。该观测是在2015年6月的一个扩展和明亮的软状态期间进行的。一个非常丰富的磁盘风吸收光谱的检测，类似于2007年在较低的灵敏度观察。三阶光谱的高分辨率显示了仅在Fe K波段的四个盘风分量;最快的蓝移为v = 0.03c。在一阶光谱中还检测到来自风的加宽再发射，从而产生清晰的吸积盘P天鹅座轮廓。再发射光谱的动力学模型给出了风的发射半径r ~ 10^（2-4）GM/c^2。电离参数公式要求风密度值为n ~ 10^（13-16）cm^-3。小发射半径，高密度值，并推断高质量流出率信号的磁驱动的作用。通过简单合理的假设，如果风是由圆盘内的磁流体动力学（MHD）压力驱动的，风的性质将出现的磁场的大小限制为B ~ 10^（3-4）高斯，如果风是由磁离心加速度驱动的，则为B ~ 10^（4-5）高斯。MHD的估计值低于规范α盘模型预测的上限（Shakura & Sunyaev 1973）。我们讨论了这些结果的基本盘物理和黑洞吸积模式。
2016-03-04 astro-ph.HE
Spectral Energy Distribution profiles from AGN accretion disc in multi-gap setup
本研究通过参数化吸积盘热与幂律成分变化，探讨内热流、次级黑洞及其组合导致的间隙对SED的影响，并提出通过远紫外至软X射线波段的高精度测光观测可探测间隙与中心空洞，以理解标准盘模型的偏离。
2023-06-16 astro-ph.HE
Blueshifted lines from the inner accretion disc's rotation can explain quasar absorption "forests''
University of Maryland（马里兰大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究通过内吸积盘自身运动解释类星体吸收森林，提出薄环结构在引力半径内产生观测到的吸收区位移和分离。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN cool feedback and analogy with X-ray binaries: from radiation pressure to cosmic ray driven outflows
冷外流现在在星系中很常见，但它们的物理起源和驱动机制仍然不清楚。活动星系核（AGN）反馈可能通过宇宙射线（CR）和尘埃上的辐射压力加速冷星系外流。在这里，我们调查的CR和辐射反馈的活动星系核的相对重要性，我们分析的物理条件流出发射作为一个功能的黑洞吸积流模式。我们假设从活动星系核喷流起源的CR，并考虑与银河系X射线双星的类比，从而喷流是突出的低吸积率（硬态）和淬火在高吸积率（软态）。我们发现，CR驱动的外流可以在低吸积率和大半径供电，而辐射压力驱动的外流占主导地位，在高吸积率和小半径。因此，两个AGN反馈机制-CR和辐射压力的尘埃-可能发挥互补作用，在驱动冷外流星系尺度。从辐射压力驱动的外流在较高的吸积率的CR驱动的外流在较低的吸积率的过渡可能对应于在宇宙时间的基础吸积流模式的过渡（从一个辐射有效的吸积盘辐射效率低下的射流为主的流量）。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole accretion disc impacts
提出了一个计算超大质量黑洞碰撞另一个超大质量黑洞吸积盘时耀斑光度和光谱演化的解析模型。我们的模型包括光子扩散，从光学薄区域的发射和相对论修正所观察到的光谱和时间尺度。我们测试的可观测性的影响方案与类星体托管超大质量黑洞二进制模拟人口。结果表明，对于质量比为0.3，碰撞距离为100主史瓦西半径的中等双星，吸积盘的碰撞在观测波长λ = 510 nm至z = 0.6处的亮度可以达到或超过宿主类星体。我们的结论是吸积盘碰撞可能作为一个独立的探测器的超大质量黑洞双星。我们向社区发布用于计算模型光变曲线的代码。
2016-01-02 astro-ph.HE
Influence of Accretion Flow and Magnetic Charge on the Observed Shadows and Rings of the Hayward Black Hole
天体物理学上观测到的黑洞（BH）的阴影和环的特征可能取决于它的吸积流和磁荷。我们发现，随着磁荷的增加，海沃德黑洞的阴影半径和临界碰撞参量减小。利用光线追迹方法比较了Schwarzschild BH和Hayward BH，结果表明，光的密度和偏转随磁荷的增加而增加，BH奇异性不影响阴影的产生。基于三种光学薄吸积流模型，导出了天体坐标系下的二维阴影。结果表明，下落球形吸积流包围的海沃德黑洞的阴影和光子环亮度比静止球形吸积流的暗。取吸积流停止辐射的三种内半径，我们发现被薄吸积流包围的海沃德黑洞的观测光度主要受直接辐射的影响，而光子环辐射对它的影响很小，这些结果表明观测阴影的大小与时空几何有关，阴影和光环的光度都受到吸积流性质和BH磁荷的影响。
2022-05-15 astro-ph.HE hep-th
MAXI J1820+070 X-ray spectral-timing reveals the nature of the accretion flow in black hole binaries
黑洞X射线双星在短时间尺度（0.01 - 100秒）上显示出显著的随机变化，在不同的能量带中观察到相关变化的复杂模式。这种行为通常在一个模型中解释，其中在大半径处激起的缓慢波动向下传播通过吸积流，调制在较小半径处产生的更快波动。耦合这种情况下，径向分层排放开辟了一条道路，以测量传播时间尺度的数据，允许直接测试的吸积流结构。我们以前开发了一个模型的基础上，这张照片，并表明，它可以适合NICER（0.5 - 10千电子伏）的数据，从最近最亮的黑洞瞬态，MAXI J1820 + 070。然而，在这里，我们表明，当外推到来自Insight-HXMT的更高能量变异性数据时，它失败了。我们扩展了我们的模型，使得在每个半径处发射的光谱响应于波动（旋转）而改变形状，而不仅仅是改变归一化。这给出了作为数据中所见的能量的函数的分数可变性的强抑制。推导出的传播时间尺度是慢于预测的磁制动盘（MAD），尽管该系统显示出强大的射流。我们的新模型共同拟合了高达50 keV的光谱和可变性，尽管仍然无法匹配以上的所有数据。尽管如此，3 - 40 keV的良好拟合意味着QPO可以最容易地解释为流动的外在调制，例如在Lense-Thirring进动中产生的，而不是在额外的光谱定时分量（例如射流）中产生的。
2022-12-22 astro-ph.HE
Time-resolved spectroscopy on the heartbeat state of GRS 1915+105 using AstroSat
利用截断的相对论盘模型和康普顿化成分分析了黑洞系统GRS 1915+105在心跳状态（振荡周期从150秒到100秒不等）期间的AstroSat光谱。光谱拟合长度约24秒的片段。这种振荡可以描述为吸积率、康普顿化通量和内盘半径的协调变化，后者的范围为1.235-5个引力半径。与$χ$和中间态的结果比较表明，虽然吸积率和高能光子指数相似，但这些态的内盘半径和康普顿化光子的分数大于心跳态。日冕效率$η\equiv L_{ac}/\dot M c^2$，其中$L_{ac}$是在日冕中产生的辐射光度被发现是大约$\propto \dot M^{-2/3}$为所有的观测。对于心跳状态，效率随着内径而降低，但是对于内径较大的$χ$和中间状态，效率具有类似的值。这些结果的影响进行了讨论。
2022-01-12 astro-ph.HE
Interactions of Type I X-ray Bursts with Thin Accretion Discs
我们进行了一组数值实验，研究I型X射线爆发与薄，Shakura-Sunyaev型吸积盘的相互作用。在这种爆发期间对X射线光谱的仔细观察暗示了圆盘内部区域发生的变化。我们现在清楚地展示了一些同时发生的关键效应，包括：沿着盘表面的弱辐射驱动外流的证据;显着水平的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力，导致增强吸积;和突出的加热盘，增加了高度，同时降低了密度和光学深度。PR阻力导致圆盘的内边缘从中子星表面向更大的半径撤退，然后在爆发的时间尺度上恢复。我们的结论是，丰富的相互作用的X射线爆发与周围的光盘提供了一种新的方式来研究物理吸积到紧凑的对象。
2020-01-04 astro-ph.HE
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto Star Clusters
一颗孤立的恒星以超音速运动通过均匀的气体，从它的引力诱导尾流中吸积物质。吸积的速率由恒星的吸积半径决定，并由经典的邦迪-霍伊尔-利特尔顿理论很好地描述。然而，恒星并不是孤立地诞生的。它们在星团中形成，在那里它们吸积了受到星团中所有恒星影响的物质。我们进行三维流体动力学模拟的集群嵌入在一个均匀密度的风，以研究如何由个别集群成员所经历的吸积率被改变的环境气体和集群本身的属性。我们研究吸积作为一个功能的集群成员的数量，他们之间的平均距离，和他们的个人吸积半径的大小。我们确定这些关键参数的影响的总和个人的吸积率，我们比较分析预测。我们表明，当星系团中的单个物体的吸积半径基本上重叠时，周围的气体在被吸积到单个恒星上之前被有效地吸积到星系团的集体势能中。我们发现，个别集群成员可以大大增加比他们将在隔离，特别是当流能够有效地冷却。这种效应可能会改变星团中吸积致密天体的光度，并可能导致年轻星团以及低倾角和低离心率的球状星团的年轻化。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray spectroscopy method of white dwarf mass determination in intermediate polars. External systematic uncertainties
Universität Tübingen（蒂宾根大学）
本文系统研究了中等偏振体中白矮星质量X射线光谱测定法的外部系统不确定性，引入吸积加热包层修正质量-半径关系并构建新模型网格，通过拟合47个IPs的Swift/BAT光谱验证了方法对高光度源的可靠性，同时指出低光度IPs需采用单独吸积柱模型。
2026-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inflow-Outflow Model with Conduction and Self-Consistent Feeding for Sgr A*
我们提出了一个双温度径向流入流出模型Sgr A* 附近的自洽喂养和传导。来自单个恒星的恒星风被认为可以找到质量注入和能量注入的速率。这些源项有助于部分消除流入的边界条件。电子热传导是抑制吸积的关键。能量从几个引力半径向外扩散，在几角秒内释放更多的气体，并将吸积速率限制在<1%的邦迪速率。我们成功地拟合了从广泛的钱德拉观测中发现的X射线表面亮度轮廓，并揭示了中心的X射线点源。超分辨率技术允许我们推断点源的存在并估计点源的未吸收光度$L\approx4\cdot10^{32}{\rm erg s^{-1}}$。所采用的相对论热容量和电子的直接加热自然导致黑洞附近的低电子温度$T_e\approx 4\cdot10^{10}$ K。在同一个模型中，我们拟合86 GHz的光学厚发射，并获得法拉第旋转测量的数量级协议，从而实现适合于所有半径的单一吸积模型。
2010-04-27 astro-ph.HE
Simultaneous independent measurements of a truncated inner accretion disc in the low/hard state of GX 399$-$4
我们目前的结果，从最近的三个XMM牛顿观测GX 339 $-$ 4在低/硬状态，在一个明亮的（峰值$\sim 0.05$ L $_{\rm Edd}$）失败的爆发衰变。独特的是，这是第一次使用成像模式对该源进行XMM-牛顿EPIC-pn观测，这显着提高了手头数据的质量。特别是，由于更大的可用带通，这允许对热吸积盘组件和光电吸收水平进行前所未有的约束。利用加宽的Fe K $α$谱线和吸积盘分量同时测量了吸积盘的内径。这两种方法一致，并且在三个时期内测量的半径显示出良好的一致性。我们发现，内半径是在20-30 $r_{\rm g}$，增加了越来越多的直接证据截断的内部吸积盘在低/硬状态。
2014-11-26 astro-ph.HE
Advection-dominated accretion flow for the varied transition luminosities in black hole X-ray binaries
在观测上，两个主要的光谱状态，即，在黑洞X射线双星（BH-XRBs）中识别出低/硬态和高/软态。同时，经常观察到两种状态之间的转换。本文在对流主导吸积流（ADAF）的自相似解的框架下，重新研究了跃迁光度。具体来说，我们分别研究了不同半径$r$下ADAF的临界质量吸积率$\dot m_{\rm crit}$。发现$\dot m_{\rm crit}$随着$r$的减少而减少。通过检验BH质量$m$、磁参数$β$和粘度参数$α$的影响，发现只有$α$对$\dot m_{\rm crit}-r$关系有显著影响。我们将最小$\dot m_{\rm crit}$（大致在最内侧稳定圆形轨道处）定义为硬到软转变速率$\dot m_{\rm tr: H\rightarrow S}$，高于该速率，BH将逐渐从低/硬状态转变为高/软状态，并且将$30$ Schwarzschild半径处的$\dot m_{\rm crit}$定义为软到硬转变速率$\dot m_{\rm tr: S\rightarrow H}$，低于该速率，BH将逐渐从高/软状态转变为低/硬状态。我们分别导出了$\dot m_{\rm tr: H\rightarrow S}$和$\dot m_{\rm tr: S\rightarrow H}$作为$α$函数的拟合公式。通过与观测值的比较，发现硬-软相变和软-硬相变时的PDMATHBMQ平均…
2023-03-09 astro-ph.HE
Liberation of specific angular momentum through radiation and scattering in relativistic black-hole accretion discs
解释宇宙中观测到的星系阵列的一个关键组成部分是活动星系核的反馈，每个星系核都由一个巨大的黑洞吸积盘提供动力。要使吸积发生，被吸积的物质必须损失角动量。电磁辐射必须在这方面提供一些喘息的机会，在本文中，单独使用广义相对论，薄盘制度下的贡献进行了量化。在这里，我计算极端的情况下，光子是完全负责在光盘中的能量去除，然后扩展和相关的标准相对论吸积盘概述的诺维科夫和索恩，其中包括内部角动量运输。如果圆盘受到辐射，并通过逆康普顿散射最大限度地释放角动量，那么光子的角动量去除的贡献可能大于1%，而如果圆盘本身的热辐射更强，则更有可能达到10^2史瓦西半径。在快速旋转的黑洞的视界附近，辐射/散射的影响更强，但最终，其他机制必须驱动吸积盘中的角动量释放/传输。
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Nuclear-dominated accretion and subluminous supernovae from the merger of a white dwarf with a neutron star or black hole
本文建立了由中子星（NS）或恒星质量的黑洞（BH）对白矮星（WD）的潮汐扰动所产生的吸积盘的一维稳态模型。在半径r <~ 1e8.5- 1 e9 cm时，中平面的密度和温度足够高，足以将最初的白矮星材料燃烧成半径依次变小的越来越重的元素（例如Mg、Si、S、Ca、Fe和Ni）。当核反应释放的能量与引力释放的能量相当时，我们称这个圆盘为核主导的吸积流（Nuvet）。在小半径<~ 1 e7 cm的情况下，Fe光致衰变为He，然后是自由核，中微子冷却可能是有效的。在相关的高吸积率~ 0.1- 1 e-4 Msun/s时，大部分盘的辐射效率低下，易于由粘性耗散和核燃烧提供动力的外流。外流性质的计算要求中平面的材料在边缘上被束缚（伯努利常数<~ 0），这（部分）是由于物质逸出圆盘而冷却。对于合理的假设有关的属性盘风，我们表明，一个显着的分数>50- 80%的总WD质量是未绑定的。喷出物的成分主要是O、C、Si、Mg、Ne、Fe和S [He、C、Si、S、Ar和Fe]，在C-O [He] WD的情况下，分别是少量~ 1 e-3- 1 e-2 Msun的放射性Ni 56和潜在的痕量H。我们用我们的结果来评估可能的EM对应的WD-NS/BH合并，包括光学瞬态供电的放射性衰变的Ni 56和无线电瞬态供电的喷出物与星际介质的相互作用。我们解决最近发现的亚发光I型超新星是否来自WD-NS/BH合并。我们…
2012-06-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Quantum-Mechanical Suppression of Accretion by Primordial Black Holes
针对质量6×10¹⁴至4×10¹⁹克的PBHs，本文指出其Schwarzschild半径处于原子核至原子尺度，并分析致密天体环境中物质吸积的量子力学抑制效应。
2024-10-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Analytical study of higher-order ring images of accretion disk around black hole
黑洞对光源的引力透镜效应导致光子在到达观测者之前围绕黑洞循环产生的高阶图像的出现。高阶图像被广泛研究的数字和分析，特别是使用所谓的强偏转极限的引力偏转。在最近对黑洞图像的观测之后，人们的注意力被吸引到高阶环上，高阶环是黑洞环境中吸积物质的透镜图像，可以出现在黑洞阴影的边界附近。本文利用强偏转极限技术研究了Schwarzschild黑洞周围的发光吸积盘的高阶环像。我们考虑薄盘的内外半径和一个观察员位于远离对称轴上的黑洞。对于这种配置，它成为可能找到的角半径，厚度和立体角的高阶环的形式紧凑的解析表达式。我们表明，环的大小主要是由吸积盘的内边界的位置，这使得它有可能使用它们来区分不同的吸积模型。我们的模型可能的推广到非对称图像可以帮助黑洞角动量的估计。我们还提出了从高阶图像的通量的分析估计。我们的方法使得它很容易调查$n=2$和$n=3$高阶环，在未来的项目中可能的观察，目前正在讨论。
2022-01-05 astro-ph.HE gr-qc
Star Formation in Accretion Disks and SMBH Growth
活动星系核周围的吸积盘对大半径的恒星形成具有潜在的不稳定性。我们注意到，当这些恒星中的一些形成的致密物体螺旋进入中央的超大质量黑洞，没有辐射反馈，因此吸积率不受辐射力的限制。利用一组吸积盘模型，计算了气体和致密天体对中心超大质量黑洞的吸积率。我们发现，一个超大质量黑洞的时间尺度增加一倍的质量可以减少的因素范围从$\sim0.7$到低至$\sim0.1$在极端情况下，相比单独的气体吸积。我们的研究结果表明，在高红移的超大质量黑洞的形成可能会发生没有长期的超爱丁顿气体吸积或非常巨大的种子黑洞。我们评论潜在的观测签名以及其他活动星系核观测的影响。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar and Quasar Feedback in Concert: Effects on AGN Accretion, Obscuration, and Outflows
我们研究的反馈活动星系核（AGN）和多相星际介质（ISM）的相互作用，在模拟包括明确的恒星反馈，多相冷却，吸积盘风，康普顿加热。我们研究半径约0.1-100 pc的黑洞（BH），吸积率到BH的确定和活动星系核动力的风和辐射耦合到ISM。结果表明：（1）黑洞吸积速率是由引力不稳定性中气体与恒星之间的角动量交换决定的。这产生的吸积速率约为0.03-1 Msun/yr，足以为活动星系核提供能量。(2)星系核的气体盘经历了恒星形成的初始爆发，随后是几个百万年的恒星反馈抑制了恒星形成率（SFR）。(3)在小半径注入的活动星系核风的动量通量~L/c有效地耦合到ISM，并在~100秒差距内对ISM的性质有显着的影响。活动星系核风抑制核SFR约10-30倍，BH吸积率约3-30倍。它们使从核心流出的速率增加了约10倍，这与星系尺度活动星系核驱动流出的观测证据一致。(4)在活动星系核反馈的情况下，对黑洞柱密度分布的预测与观测结果是一致的。没有活动星系核的反馈，黑洞是各向同性的模糊，没有足够的光学薄的视线来解释I型活动星系核。一个“环面状”的几何形状出现自洽AGN反馈疏散气体在极地地区。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Observational Constraints on Neutron Star Masses and Radii
精确可靠地测量各种质量的中子星的质量和半径，将为改进密度高于核物质饱和密度的冷物质性质的模型提供有价值的指导。人们尝试或提出了几种测量中子星质量和半径的方法，包括分析静止低质量X射线双星系统和热核爆发源中中子星的X射线通量和辐射谱，拟合旋转动力毫秒双星、毫秒周期爆发振荡和吸积动力毫秒双星的能量相关X射线波形，以及测量中子星质量和半径的方法。并模拟了并合双中子星和中子星-黑洞双星系统的引力辐射波形。我们描述了这些方法的优点和缺点，其中大多数目前有大量的系统误差，并讨论了减少系统误差在每种方法的前景。
2016-04-13 astro-ph.HE nucl-th
Microlensing Evidence for Super-Eddington Disc Accretion in Quasars
透镜星系中恒星星族的微透镜效应为强透镜类星体中吸积盘结构的空间解析提供了重要的机会。这种方法估计的吸积盘尺寸平均要比标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积盘模型的预测大。通过分析微透镜变化的观测数据，我们可以认为，有一部分透镜类星体（主要是小质量天体）在超爱丁顿区吸积。超爱丁顿吸积导致形成光学厚的信封散射辐射形成的光盘。这使得表观圆盘尺寸更大，并且实际上与波长无关。在我们的模型框架内，当放大校正的通量和半径都可用时，有可能对质量吸积率和黑洞质量进行自洽估计。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
A relativistic treatment of accretion disk torques on extreme mass-ratio inspirals around non-spinning black holes
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Princeton University（普林斯顿大学）
该研究通过相对论方法分析了超大质量黑洞周围极端质量比 inspirals 的 accretion 盘扭矩，揭示了相对论修正对扭矩大小和方向的影响。
2026-02-15 astro-ph.HE gr-qc
Masers and Broad-Line Mapping Favor Magnetically-Dominated AGN Accretion Disks
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stanford University（斯坦福大学）
研究通过射电放大器和宽线区观测数据，证明磁主导的吸积盘模型更符合观测约束，排除了传统热压主导模型，支持磁主导状态。
2026-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The S2 star as a probe of the accretion disk of Sgr A*
银河系中心的大质量黑洞和其他高度亚爱丁顿吸积物周围的吸积过程如何进行，仍然知之甚少。银河系中心S2恒星的轨道穿过大质量黑洞的吸积盘，任何来自这种相互作用的观测信号都可以用作吸积探测器。由于其早期的恒星类型，S2预计将拥有相当强大的风。我们在这里表明，吸积盘的冲压压力冲击相当接近恒星的恒星风。冲击流体达到~ 1 keV的温度，并通过光学薄的热韧致辐射有效地冷却。来自激波的辐射峰值出现在恒星近心点附近，其光度可能与从Sgr A* 探测到的静态发射相当。对激波辐射的探测可以将吸积盘的密度限制在距离黑洞几千个引力半径的地方。
2013-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
A tilted and warped inner accretion disc around a spinning black hole: an analytical solution
黑洞周围的内部吸积盘提供了一个罕见的，自然的探针，以了解强引力制度的基本物理。这种圆盘相对于黑洞自旋赤道的可能倾斜是很重要的。这是因为这样的倾斜会影响观测到的通过透镜-瑟林进动的圆盘X射线发射的光谱和定时特性，这可以用来测试关于强引力的理论预测。在这里，我们解析地求解了Scheurer和Feiler（1996）的稳定的、翘曲的吸积盘方程，并找到了盘倾角的径向分布的表达式。在我们的精确解中，考虑一个围绕缓慢旋转的黑洞的圆盘，我们包括了圆盘的内部，这在这个形式主义中是没有做过的。这样的解决方案是及时的，因为最近从吸积黑洞H1743-322的X射线光谱和时间特征中推断出倾斜的内部圆盘。我们的倾斜角径向轮廓表达式包括观测可测量的参数，如黑洞质量和Kerr参数，以及盘内边缘倾斜角$W_{\rm in}$，因此可以是理想的面对观测。我们的解决方案表明，在$10-100$引力半径的光盘倾斜角是一个显着的分数盘外缘倾斜角，即使是$W_{\rm in} = 0$。此外，倾斜角径向轮廓有驼峰在$\sim 10-1000$引力半径的一些参数值，这应该有所观察到的X射线功能的影响。
2017-05-04 astro-ph.HE gr-qc
The Submillimeter Bump in Sgr A* from Relativistic MHD Simulations
最近对银河系中心黑洞的高分辨率观测允许与吸积盘模拟进行直接比较。我们比较两个温度同步辐射模型从三维，广义相对论磁流体动力学模拟毫米观测的Sgr A*。适合非常长的基线干涉和光谱指数测量不利于单色面对黑洞阴影模型从我们以前的工作。倾斜角\le 20度排除为3 σ。在90%的置信度下，我们估计了该黑洞的倾角和位置角，吸积流的电子温度和吸积速率分别为i=50+35-15度，θ =-23+97-22度，T_e=（5.4 +/- 3.0）× 10 ^10 K和Mdot=（5+15-2）× 10 ^-9 M_sun / yr。黑洞阴影在所有最佳拟合模型中都是清晰的，并且可以通过在智利和加利福尼亚州、亚利桑那州或墨西哥之间的基线上的观测在1.3毫米或.87毫米处通过直接采样可见度振幅或使用闭合相位信息来检测。毫米耀斑的行为与观察一致，是目前在所有可行的模型，是由磁湍流的吸积流的内半径。在光学薄频率的变化是强烈相关的吸积率。模拟结果给出了1.3mm发射区的普遍图象，它是吸积流内径中靠近中平面的一个小区域，大致等温，ν/ν c ~ 1-20，其中ν c是热同步辐射的临界频率。
2010-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic reconnection and plasmoid formation in three-dimensional accretion flows around black holes
磁重联被认为是向黑洞附近的等离子体提供能量的主要能量耗散机制之一。事实上，通过磁重联形成的等离子体团可能在来自我们星系中心SgrA* 的黑洞的$γ$射线、X射线和近红外耀斑中发挥关键作用。我们报告的结果三维广义相对论理想和电阻磁流体力学模拟模拟磁重联吸积流周围的天体物理黑洞。作为一个重要的区别与类似的作品，我们的吸积盘有一个初始的偶极磁场配置与交替极性的环。我们表明，电流片的形成和破坏迅速的黑洞吸积的湍流环境。等离子体团是由接近事件视界的电流片形成的，在$\sim2-15$引力半径的区域内。我们进一步量化的磁耗散和能量转移到等离子体团的过程中，报告的重联率，相对于当地的磁场的相对电流密度，和等离子体团的大小。我们发现等离子体团通过重连获得能量，并加热到相对论温度，最大的等离子体团具有足够的能量离开极地附近的黑洞。在它们的演化过程中，等离子体团被拉伸和拉长，当剪切足够大时就会被破坏，尽管有些等离子体团在距离黑洞$\sim30-40$引力半径的距离上仍然存在着明显的结构。最后，我们发现在某些情况下，等离子体团获得了超开普勒的方位角速度，这是最近对Sgr~A* 耀斑的观测所提出的。
2022-05-09 astro-ph.HE gr-qc physics.plasm-ph
