The Jeans Mass as a Fundamental Measure of Self-Gravitating Disc Fragmentation and Initial Fragment Mass
作为原恒星盘中的巨行星和低质量恒星（以及活动星系核盘中的恒星）等天体的形成途径，自引力盘碎片化理论需要能够预测碎片的初始质量。我们描述了一种方法，通过这种方法可以估计自引力盘的螺旋结构内的局部Jeans质量。如果这样一个自引力盘满足盘碎片的标准，这个估计提供了一个下限的初始质量的任何碎片形成。我们将这种方法应用于一系列自引力原恒星盘模型，以绘制出这种形成模式产生的碎片的典型质量。我们发现一个最小的碎片质量约3木星的质量，这是不敏感的恒星质量，并-在参数空间调查-碎片的质量之间的10和20木星质量是最常见的。我们还描述了如何让我们得到一个更一般的标准光盘碎片，占粘性加热，辐射冷却，吸积和光盘的热历史的过程。我们演示了如何可以确定这样的标准，并表明，在有限的情况下，它恢复了几个破碎的标准，已经假定在过去，包括最小冷却时间/最大应力标准。
2011-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravitational collapse of polytropic mass-losing gaseous discs: effects of outer boundary condition dictated by parent cloud
考虑到吸积盘与其母体分子云相关联的事实，我们研究了吸积盘作为一种约束对具有质量和角动量损失的粘阻多方自引力吸积流外边界的影响.
2012-10-31 astro-ph.SR
Effects of radiation transfer on the structure of self-gravitating disks, their fragmentation and evolution of the fragments
我们调查结构的自引力盘，他们的碎片和演变的碎片（团块）使用解析方法和三维辐射流体力学模拟从分子核心。模拟结果表明，非局域辐射转移决定了盘的温度。我们发现具有径向辐射转移的准稳态自引力盘的解析模型能很好地描述盘的结构。由于辐射过程不是局部的，而且来自星际介质的辐射不能被忽略，因此在低质量恒星周围的大质量盘中，局部辐射冷却与粘性加热不会平衡。在我们的模拟中，存在即使磁盘满足基于磁盘冷却时间的碎片化标准（$Q \sim 1$和$Ωt_{\rm cool}\sim 1$），磁盘也不碎片化的情况。这表明，至少该标准不是碎裂的充分条件。我们确定发生磁盘碎片的主机云核心的参数范围。此外，我们还发现，团簇中心的温度演化接近于典型的第一核，团簇的最小初始质量约为几个木星质量。
2014-10-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical study of self-gravitating protoplanetary discs
本文研究了自引力对原行星盘的影响。角动量输运和能量耗散的机制被假定为吸积盘中湍流引起的粘性。能量方程考虑了粘性耗散释放的能量与冷却过程平衡的情况。利用耗散函数和冷却函数的等价性得到粘性，并将其用于角动量方程。通过公式$d u/d t=-u/τ_{cool}$计算流的冷却速率，其中$u$和$τ_{cool}$分别是内能和冷却时标。局部冷却与动力学时间尺度之比$Ωτ_{cool}$被假定为常数，并且也是局部温度的函数。原行星盘的解表明，在$Ωτ_{cool} = constant$情形下，对于典型的质量吸积率$\dot{M} = 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}$，盘在小半径范围内不表现出任何引力不稳定性;而选择$Ωτ_{cool}$作为温度的函数，对于这个质量吸积率甚至更小的质量吸积率，盘在小半径范围内都可能出现引力不稳定性。通过对粘性参数$α$的研究，我们发现自引力原行星盘内部的湍流强度很低。这些结果与原行星盘的直接数值模拟定性一致。
2011-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Nature of Angular Momentum Transport in Radiative Self-Gravitating Protostellar Discs
自引力盘的半解析模型通常使用粘性现象来近似由引力不稳定性产生的角动量输运。这使得就业的标准粘性发展方程，并给出了有前途的结果。然而，目前尚不清楚这种近似值何时合适。本文使用高分辨率三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的自引力原恒星盘辐射转移测试这种近似。角动量输运的性质与引力不稳定性的特点是作为一个函数的恒星质量和盘星质量比。有效粘度根据圆盘中的雷诺应力和重力应力计算得出。然后将其与如果通过假设局部热力学平衡或等效地局部耗散速率与局部冷却速率相匹配来确定有效粘度时所预期的情况进行比较。一般来说，这里考虑的所有圆盘都进入了一种自我调节的状态，在这种状态下，引力不稳定性产生的加热被局部辐射冷却所调制。研究发现，只要盘的纵横比很小（H/R <0.1），低质量盘确实可以用局部α参数化表示，这通常是盘星质量比q <0.5的情况。然而，这一结果并不适用于质量接近中心物体的圆盘。这些都受到瞬态突发事件和全球波运输，并没有很好地模拟假设当地的热力学平衡的有效粘度。尽管有这些影响，它表明，大规模的（紧凑）光盘可以保持稳定，而不是碎片，迅速发展，以减少其盘星质量比通过恒星吸积和径向扩散。
2010-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discrete element simulations of self-gravitating rubble pile collisions: the effects of non-uniform particle size and rotation
本文提出软球离散元代码模拟自引力颗粒材料动力学，研究亚音速碎石堆碰撞结果，发现颗粒尺寸分布与旋转对最大幸存碎片性质有显著影响。
2025-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the relationship between circumstellar disc size and X-ray outbursts in Be/X-ray binaries
本文介绍了5个Be/X射线双星的H $α$长期监测结果，以研究Be盘的尺寸变化及其对II型（巨）X射线爆发的影响。这项工作是在粘性decretion光盘模型的上下文中进行的，该模型预测，在二进制系统中的磁盘被截断的共振扭矩引起的中子星在其轨道上。我们的观察结果表明，II型爆发是不相关的（也不反相关）与光盘的大小，因为它们被认为是发生在相对较小和较大的被盘半径。我们讨论这些意见的背景下，交替的解释是光盘的行为，如岁差，伸长率和密度的影响，并与我们的光盘大小估计的局限性认知。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Brown Dwarf Binaries from Disintegrating Triple Systems
我们已经对三个相同的恒星胚胎进行了200，000次N体模拟，这些恒星胚胎的质量来自Chabrier IMF并嵌入分子核心。该机构最初是非层次和经历混沌运动，而吸积使用邦迪-霍伊尔吸积。动力学和吸积的耦合经常导致一个或两个占主导地位的天体控制云核的中心，而将其他天体驱逐到密度较低的外围，导致生长受阻。最终，每个系统要么转变为一个绑定的层次结构，要么分解为单独的单一和二进制组件。轨道运动被跟踪了1亿年。为了说明模拟，我们引入了“三重诊断”，它绘制了两个无量纲的数字对彼此，代表二进制质量比和第三体的总系统质量的质量比。在这些模拟中形成了许多自由漂浮的BD双星。分离分布函数与观测结果吻合良好，在近距离分离处出现急剧上升，在13 AU左右达到峰值，然后下降得更平缓。未解析的BD三元系可能会显示为更宽的BD二进制。正如观察到的那样，质量比强烈地朝向1达到峰值，但这部分是由于最初的假设。由于模拟中缺乏粘性相互作用，偏心率逐渐向更高的值增加，这将缩小轨道并降低其偏心率。新诞生的三重系统的主要威胁是内部不稳定性，而不是外部扰动。新生的三重系统的恒星胚胎嵌入和吸积从云核的动力学相互作用，自然形成一个人口的自由漂浮的BD双星，这一机制可能构成一个重要的途径，形成BD双星。（摘要略）。
2015-01-09 astro-ph.SR
The evolution of ultracompact X-ray binaries
上下文超紧凑X射线双星（UCXB）通常由白矮星施主和中子星或黑洞吸积体组成。UCXB和极低质量比双星的演化一般知之甚少。目标。我们调查UCXB的演化，以了解这些系统可以存在的质量比和吸积类型，如果它们存在，它们的轨道和中子星自旋周期，质量转移速率和演化时间尺度是什么。方法.对于不同的假设吸积盘的行为，我们计算系统参数动力学不稳定性，热粘性盘不稳定性或螺旋桨效应出现。结果在质量转移开始时，UCXB的存活取决于在超爱丁顿质量转移率的情况下，吸积体喷射物质的效率。在以后的时间里，系统的演化强烈地依赖于双星将角动量从盘返回到轨道的能力。我们发现，这种反馈机制很可能仍然有效。在稳定的质量转移的情况下，螺旋桨效应可以停止吸积到回收中子星完全在一个足够低的质量转移率，基于能量的考虑。然而，质量转移可能是不稳定的，因为盘的不稳定性允许一些转移物质的吸积。螺旋桨效应和盘的不稳定性共同导致低质量比的UCXB在最多的一小部分时间内可见，从而解释了缺乏对此类系统的观测。结论.最有可能的是，UCXB避免了后期动态不稳定的质量转移，并在宇宙年龄允许的情况下继续演化。这意味着存在大量的低质量比双星，轨道周期约为70 - 80分钟，除非有其他机制破坏了这些双星。
2011-11-25 astro-ph.SR
The applicability of the viscous α-parameterization of gravitational instability in circumstellar disks
本文用数值方法研究了有效粘性方法在模拟不同盘星质量比的年轻天体盘中引力不稳定性（GI）效应时的适用性。我们采用Lin & Pringle（1990）和Kratter等人（2008）的两种α$参数化方法计算有效粘度，并将由此得到的盘结构、盘和恒星质量以及质量吸积率与直接从低质量（M_ \ast ~ 1.0 M_sun）原恒星周围自引力盘的数值模拟得到的结果进行比较。我们发现，在α <= 0.2-0.3的恒星系统中，有效粘滞系数原则上可以模拟GI的影响，从而证实了Lodato & Rice（2004）基于不同α参数化的类似结论。特别是Kratter等人的α参数化方法已被证明优于Lin & Pringle的方法，因为后者的成功关键取决于α参数的正确选择。然而，α参数化通常在β>= 0.3的恒星系统中失败，特别是在恒星演化的0类和I类阶段，产生太小的恒星质量和太大的盘星质量比。α参数化在大质量盘中的失效是由于大质量盘中低阶螺旋模的强度增加引起的。
2009-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Truncation of Inclined Circumstellar and Circumbinary Discs in Young Stellar Binaries
最近的观测表明，在年轻的恒星双星中，星周盘和星周双星盘往往与双星轨道平面不重合。我们分析了潮汐截断这种错位光盘由于扭矩施加到光盘的Lindblad共振从潮汐强迫的二进制。我们考虑具有任意双星盘倾角的偏心双星。我们确定的潮汐强迫强度的二元参数的依赖关系，并表明它们是复杂的偏心率和倾角的非单调函数。采用由共振力矩和粘性力矩平衡确定的截断准则，计算了环星盘的外半径和环双星盘的内半径。未对准的拱星盘比对准的盘具有系统性的更大的外半径，并且如果倾斜超过$45^\circ - 90^\circ$，则可能填充它们的罗氏瓣，这取决于二元质量比和盘的粘度参数。未对齐的环双星盘通常比对齐的盘具有更小的内半径，但是细节敏感地取决于双星和盘的参数。
2015-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Formation of Low-Mass Binary Star Systems Via Turbulent Fragmentation
我们描述了在自引力辐射流体动力学模拟中形成的原恒星系统的坠落率。利用两个无量纲参数来确定盘对引力碎裂的可接受性，我们推断了原恒星系统多重性的极限和双星的形成机制。我们表明，这些参数给出了强大的预测，即使在边缘解决原恒星盘的情况下。我们发现，辐射反馈的原恒星系统主要通过湍流碎片形成双星，而不是磁盘不稳定性，我们预测湍流碎片是低质量恒星形成双星的主要渠道。我们清楚地表明，系统形成的模拟，包括辐射反馈有根本不同的参数比那些纯粹的流体动力学模拟。
2010-10-18 astro-ph.SR
Excitation of Spin-Orbit Misalignments in Stellar Binaries with Circumbinary Disks: Application to DI Herculis
武仙座DI双星系统中的大的自旋-轨道错位解决了数十年来令人不安的缓慢拱点岁差速率的难题，但提出了关于拱点起源的新问题。本文研究了具有适度倾斜的环双星盘的恒星双星系统的演化。当盘轴和双星轴相互岁差时，每颗扁圆星都会受到来自伴星的扭矩，因此自转轴和轨道轴会相互岁差。当盘在风和吸积的作用下失去质量时，系统可能会被捕获到高密度的卡西尼状态（自旋轨道共振）。最终的一致性取决于磁盘分散的细节。我们构建了一个简单的磁盘模型来模拟磁盘分散由于粘性吸积和光蒸发，并确定必要的磁盘属性，生产所观察到的DI武仙座。盘必须是巨大的（至少是双星质量的$10 \%$）。如果双星的吸积被抑制，观测到的高恒星质量会以双星盘的倾角$\sim 5^\circ - 10^\circ$再现，但如果大量的吸积发生，倾角必须更大，$\sim 20^\circ - 30^\circ$。如果发生适度的吸积，最初盘必须缓慢地失去质量，但最终会突然失去剩余的质量，类似于观察到的金牛座T星周围盘的两个时间尺度行为。双星轨道上的自旋反馈导致双星盘的倾角随着双星度的变化而衰减，这是标准卡西尼状态处理所没有的特征。
2020-11-24 astro-ph.SR
A two-step gravitational cascade for the fragmentation of self-gravitating discs
自引力盘被认为在天体物理学中起着重要作用，特别是在恒星和行星形成过程中。在这种情况下，已经广泛地研究了经受理想化冷却过程的盘，该理想化冷却过程的特征在于以轨道时间尺度为单位表示的冷却时间尺度$β$。我们利用黎曼解算器和3D Goddom计划中实施的代码拉美西斯进行高分辨率的模拟，补充以前的研究，使用平滑粒子流体动力学（SPH）或二维网格代码。我们观察到，临界值的$β$的光盘碎片是与大多数以前的结果是一致的，并没有很好地收敛与分辨率。通过研究柱密度波动的概率密度函数（$Σ$ -PDF），我们认为，有没有严格的分离之间的碎片和未碎片的制度，而是一个平稳的过渡，随着冷却变得不那么有效的片段的出现的概率稳步下降。我们发现$Σ$ -PDF的高柱密度部分遵循简单的幂律，其斜率与$β$成比例，并且我们提出了一种基于重力应力冷却和加热之间平衡的解释。我们的解释表明，一个更有效的冷却需要更多的加热意味着一个更大的部分致密的材料，在没有特征尺度，导致在一个较浅的无标度幂律。我们认为引力级联过程分两步进行，首先是通过一系列由角动量的粘性输运触发的准静力平衡形成致密的螺旋状结构，其次是沿着这些细丝坍缩，最终导致形成有界碎片。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumbinary Accretion from Finite and Infinite Disks
利用{ \footnotesize AREPO}对环双星盘吸积过程进行了二维粘性流体动力学模拟。我们解决了吸积流从一个大规模的CBD到流光和磁盘周围的个别二进制组件。扩展我们最近的研究\citep{mun19}，我们认为圆形双星与各种质量比（$0.1\leq q_{\rm{b}}\leq1$）和研究吸积从"无限“，稳定供应盘和有限大小，粘性传播环面。对于"无限“盘，可以达到全局稳定状态，并且吸积可变性对于$q_{\rm{b}}>0.5$具有主频率${\sim}0.2Ω_{\rm{b}}$，对于$q_{\rm{b}}<0.5$具有主频率$Ω_{\rm{b}}$，（$Ω_{\rm{b}}$是二进制角频率）。我们发现吸积“本征值”$l_0$ --每单位吸积质量从盘到双星的净角动量转移--总是正值，并且落在范围（$0.65$ - $0.85)a_{\rm b}^2Ω_{\rm{b}}$（其中$a_{\rm{b}}$为双星分离））内，对质量比和粘度的依赖很弱。当$q_{\rm{b}}\gtrsim0.3$ .从一个有限的环面的吸积可以分为两个阶段：一个初始的瞬态阶段，对应于填充的二进制腔，其次是一个粘性的伪稳定阶段，在此期间的环面粘性扩展和吸积到二进制。在粘性阶段，二元系每单位吸积质量的净扭矩接近$l_0$，即针对“无限”圆盘推导出的值。我们的结论是，从CBD吸积的类似质量的双星获得角动量和…
2019-12-17 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Young pre-Low-Mass X-ray Binaries in propeller phase : Nature of the 6.7-hour periodic X-ray source 1E 161348-5055 in RCW 103
在RCW 103的X射线源1 E 161348-5055中发现的6.7小时周期性导致了对这种周期性性质的研究。我们探讨了一个模型1 E 161348-5055，其中一个快速旋转的中子星与磁场$\sim 10^{12}$ G在一个年轻的前低质量X射线二进制（前LMXB）的偏心轨道周期为6.7小时的“螺旋桨”阶段的操作。1 E 161348-5055的6.7小时光变曲线可以用通过粘性吸积盘的轨道调制质量转移和随后的螺旋桨发射模型（包括Illarionov-Sunyaev型和Romanova-Lovelace等人型）定量地解释，光谱和其他性质也是一致的。模型系统的形成和演化都符合标准理论。
2009-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital evolution of close binary systems: comparing viscous and wind-driven circumbinary disc models
本文利用 Athena++ 二维模拟比较粘性与风驱动环双星盘，发现风驱动盘会使等质量圆轨道双星以快数倍的速度收缩，并在 Class I/II 阶段产生约百万至千万年的旋入时标。
2024-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining white dwarf viscosity through tidal heating in detached binary systems
虽然白矮星的内部结构被认为是普遍很好的理解，粘度的来源和实体仍然是非常不确定的。我们建议利用短周期（< 1小时）分离的白矮星双星，如新发现的~12.8分系统来研究白矮星的粘性性质。这些双星足够宽，质量转移还没有开始，但足够近，质量最小的组成部分受到可测量的潮汐变形。相关的潮汐扭矩转移轨道能量，通过变形恒星内的粘性作用部分转化为热量。结果，它的外部非简并层膨胀，恒星膨胀起来。我们自洽地计算了半径的分数变化，以及作为粘性时间函数的旋转度（恒星与轨道自旋的比率）。我们对J 0651的计算表明，如果粘性时间尺度为~2 × 10^5年或~10^4年，则测量到的次级星半径与He白矮星模型预测值之间的差异可以解释为潮汐膨胀。这样的值指向非微观粘度，可能由潮汐诱导的湍流或由具有10-100高斯的磁场强度的磁场应力给出。幸运的是，这两个时间尺度产生了非常不同程度的同步性，其中最短的一个使系统更接近同步。因此，恒星自旋的测量可以明确地确定平均粘度。外推次级恒星的径向膨胀，我们预测该恒星将在比目前小1.2-1.3的距离处填充罗氏瓣。将这种方法应用于未来的系统样本可以使我们了解粘度是否随质量和/或核组成而变化。
2013-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Outer disc edge: properties of low frequency aperiodic variability in ultracompact interacting binaries
闪烁，更具体地说，非周期性宽带变化，是一个重要的现象，用于理解的几何形状和动力学的吸积流。虽然内部区域的吸积流是已知的，以产生相对较快的时间尺度上的可变性，在外部区域产生的宽带可变性大多仍然难以捉摸，由于其长的内在可变性的时间尺度。超紧凑的AM CVn系统相对较小，相比其他吸积双星，非常适合搜索和探测低频变化。在这里，我们提出的第一个低频功率谱分析的超紧凑吸积白矮星系统SDSS J1908 $+$ 3940。分析揭示了在时间平均功率谱中在$\sim 6.8 \times 10^{-7} $ Hz处的低频突变以及具有$\sim 1.3 \times 10^{-4} $ Hz的特征频率的第二较高频率分量。我们将这两个组件的粘性时间尺度内的光盘，通过经验拟合的功率谱，以及分析拟合波动的吸积盘模型。我们的研究结果表明，低频突变可以关联到一个几何薄吸积流的磁盘外部区域。在SDSS J1908 $+$ 3940中检测到低频突变，为进一步检测其他超致密吸积系统中的类似特征提供了先例。更重要的是，它提供了一个新的观察，可以帮助限制吸积流的模拟。
2022-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs: III. The Effects of Viscosity
本文通过二维粘性流体模拟研究AGN盘中双黑洞轨道演化，发现粘性提高吸积率并改变力矩与角动量传递，影响顺行与逆行双星的硬化、衰减和偏心率阻尼，揭示该过程的多因素复杂性。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Viscous Hydrodynamics Simulations of Circumbinary Accretion Discs: Variability, Quasi-Steady State, and Angular Momentum Transfer
我们进行了数值模拟的circumbinary光盘，解决了粘性流体动力学方程的极网格覆盖扩展盘以外的二进制共轨区域。我们使用精心控制的外边界条件和长期的积分，以确保光盘达到准稳态，其中的时间平均质量吸积率到二进制，$\langle\dot{M}\rangle$，匹配的质量供应率在外盘。我们专注于具有可比质量和广泛的偏心率（$e_\mathrm{B}$）的双星。对于$e_\mathrm{B} \lesssim 0.05$，双星的质量吸积速率大约以双星周期的$5$倍进行调制;否则，它以双星周期进行调制。环双星盘（$r \lesssim 6 a_\mathrm{B}$）的内部通常变得相干偏心。对于低和高$e_\mathrm{B}$来说，星盘的拱点线会围绕着双星进动，但是对于中间的$e_\mathrm{B}$（$0.2 - 0.4$）来说，它会与双星的拱点线锁定。通过考虑通过平流，粘性应力和重力扭矩的盘的角动量传输的平衡，我们确定的时间平均净角动量传输率的二进制，$\langle\dot{J}\rangle$。比角动量$l_0 = \langle\dot{J}\rangle/\langle\dot{M}\rangle$非单调地依赖于$e_\mathrm{B}$。与先前的说法相反，我们发现，$l_0$是积极的大多数$e_\mathrm{B}$，这意味着该二进制接收净角动量，这可能会导致其分离随…
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar multiplicity affects the correlation between proto-planetary disc masses and accretion rates: binaries explain high-accretors in Upper Sco
近年来，在附近的年轻恒星形成区发现了新生恒星的质量吸积率与其原行星盘质量之间的相关性。虽然这样的相关性可以解释为由于粘性扩散过程中的磁盘，高度吸积源低盘质量在更发达的地区仍然令人费解。在本文中，我们假设存在一个恒星同伴截断光盘可以解释这些离群值。首先，我们搜索了有关狼疮，Chamaeleon~I和Upper Sco的恒星多重性的文献，发现大约20%的相关盘是在双星或高阶多恒星系统中。我们证明了高的统计意义，在任何光盘质量这些来源有系统地比那些在单星更高的吸积率，与大部分的二进制人口被聚集在$M_\mathrm{disc}/\dot{M}_\mathrm{acc}\approx0.1\,\mathrm{Myr}$。然后，我们运行耦合的气体和尘埃一维演化模型的潮汐截断盘的数据进行比较。我们发现，这些模型是能够很好地再现大部分人口的观察光盘在狼疮和上斯科，即使未知的偏心率，每个二进制防止对象的对象比较。在后一个区域，协议改善，如果晶粒凝聚效率降低，可以预期在光盘周围的密切的双星。最后，我们提到，热风和子结构可以是重要的，在解释一些外围来源。
2022-03-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
