Can accreting isolated neutron stars be detected?
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（列别捷夫物理研究所莫斯科国立大学分所）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）；The Raymond and Beverly Sackler School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学雷蒙德和贝弗利萨克勒物理与天文学学院）
该研究通过银河系中孤立中子星的群体合成建模，发现目前中子星在喷流阶段的自转减速速率是影响吸积孤立中子星数量的主要不确定因素，未来Gaia发现的宽低质量双星观测可能澄清这些问题。
2026-05-20 astro-ph.HE
X-ray Detectability of Accreting Isolated Black Holes in Our Galaxy
研究了从致密星际介质或分子云气体吸积产生X射线的无伴星孤立黑洞的可探测性。我们计算IBH在银河系中的轨道，以获得一个现实的空间分布的IBH，在他们的出生$\upsilon_{\rm avg}$的各种平均值的反冲速度。考虑到ISM和分子云的各个阶段，这些IBH的X射线光度计算，为广泛的吸积效率$λ$（实际吸积率的比率，邦迪率）是相当不确定的。发现可探测的IBH大多位于银河系中心附近，因此考虑银河系的结构是必要的。在硬X射线波段，从其他污染X射线源中识别IBH可能更容易，NuSTAR对GC的过去调查可检测到的IBH的预期数量最多为1。然而，FORCE未来的调查可能会检测到30- 100个IBH，并使用$\upsilon_{\rm avg} = 50 \ \mathrm{km\ s^{-1}}$和$λ= 0.1$的乐观参数集，这意味着可能会检测到IBH或约束模型参数。
2018-03-14 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission Modeling from Accretion Flows around Isolated Black Holes Including Magnetic Flux Transport
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohiku University（Tohiku大学跨学科科学前沿研究所）
通过一维多波段辐射模型，研究磁Prandtl数控制的磁通输运对孤立恒星级黑洞在分子云中可探测性的影响，发现磁停滞盘形成及X射线发射强烈依赖于Pm。
2026-09-22 astro-ph.HE
Long-term evolution of dim isolated neutron stars
暗孤立中子星（XDIN）的周期与异常X射线源（AXP）和软γ射线重复源（SGR）的周期相同。我们应用回退磁盘模型，它解释了AXP/SGR的周期聚类和其他属性，六个XDIN与测量周期和周期导数。在表面偶极磁场为$B_0 \sim 10^{12}$ G的演化情景下，得到了XDIN的当前性质。XDIN经历了一个快速自旋下降的吸积时代，并以目前的状态出现，X射线亮度由中子星冷却而不再由吸积提供。我们的研究结果表明，已知的XDIN不太可能是活跃的射电望远镜，因为低$B_0$，加上它们的长周期，使这些源明显低于“死亡谷”。
2014-08-04 astro-ph.HE
Probing the detectability of electromagnetic signatures from Galactic isolated black holes
本研究通过模拟星际介质吸积与外流过程，评估银河系孤立黑洞的多波段电磁信号可探测性，发现致密介质中可探测射电至伽马射线辐射，并可能贡献1%的PeV宇宙射线。
2025-07-01 astro-ph.HE
AGN feedback in an isolated elliptical galaxy: the effect of strong radiative feedback in the kinetic mode
基于二维高分辨率流体动力学数值模拟，研究了孤立椭圆星系的中心活动星系核对宇宙演化的力学和辐射反馈效应。物理过程，如恒星形成和超新星被认为是。模拟区域的内边界被仔细地选择，使得基准Bondi半径被解析，并且黑洞的吸积率被自洽地确定。与以前的工作类似，我们假设星系的比角动量很低。当吸积率较高和较低时，活动星系核处于冷吸积模式和热吸积模式，分别对应于辐射反馈模式和动力学反馈模式。根据先前的理论工作，热吸积流的发射光谱比冷吸积流的发射光谱更硬，这可能导致更高的康普顿温度伴随着更有效的辐射加热。这两种反馈模式之间的康普顿温度的差异，本研究的重点，在以前的工作中被忽略。动力学反馈模式的显着差异被发现作为一个结果，更强的康普顿加热和吸积变得更加混乱。更重要的是，如果我们约束模型以正确预测宇宙演化后的黑洞生长和活动星系核占空比，我们发现有利的模型参数受到约束：机械反馈效率随着亮度的减小而减小（最大效率为$\simeq 10^{-3.5}$）和X射线康普顿温度随着光度的降低而增加，尽管具有固定机械效率和康普顿温度的模型也是令人满意的。我们的结论是，在动力学模式中的辐射反馈比以前认为的更重要。
2014-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extensive population synthesis of isolated neutron stars with field decay
考虑到磁场衰变，我们对不同类型的中子星进行了粒子数合成研究。第一次，我们面对我们的结果与观测使用{ \it同时}的LogN-Log S分布附近孤立的中子星，LogN-Log L分布的磁星，和分布的$P$ - $\dot P$图中的射电天体。我们发现，我们的理论模型是一致的，所有的数据集，如果初始磁场分布函数与$<\log (B_0/[G]) > \sim 13.25$和$σ_{\log B_0}\sim 0.6$遵循对数正态律。典型的情况包括大约10%的中子星出生为磁星，在中子星生命的第一个百万年期间，显著的磁场衰减。不同亚类之间的进化联系可能存在，尽管还不可能得出可靠的结论。我们应用所得到的场分布和衰变模型研究了中子星从星际介质吸积的长期演化。结果表明，虽然亚音速螺旋桨阶段可以是相对较长的，最初高度磁化的中子星（$B_0 > \sim 10^{13}$ G）达到吸积制度的银河系的寿命内，如果他们的踢速度不是太大。事实上，在10年前进行的$>$的先前研究中，未考虑此类对象，导致与早期结论相比，吸积体分数略有增加。大多数类似于壮丽七星的中子星在经过几十亿年的演化后，预计将从星际介质中吸积出来。它们是吸积孤立中子星的主要吸积体。
2010-09-29 astro-ph.HE
The Environmental Switch in Black Hole Feeding: Bar-Driven vs. Merger-Driven Growth in IllustrisTNG50
Indian Institute of Science, Education and Research (IISER) Tirupati（印度科学教育与研究学院提鲁帕蒂分校）；Department of Space, Platenary and Astronomical Science and Engineering, Indian Institute of Technology (IIT), Kanpur（坎普尔印度理工学院空间、行星与天文学科学与工程系）
本研究通过IllustrisTNG50模拟发现，环境因素通过调节棒形成时间与合并事件的关系，影响超大质量黑洞的增长模式，揭示了合并驱动与棒驱动在不同环境下的不同作用。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Isolated Stellar-Mass Black Holes with the Magnetospheric Spark Gap as Possible GeV-TeV Gamma-ray Unidentified Sources
该研究探讨了银河系中孤立恒星级黑洞（IBH）通过磁层火花隙产生的GeV-TeV伽马射线的可探测性，指出致密ISM中的IBH可能成为未识别伽马射线源，并预计未来巡天可探测更多IBH，其还可能贡献银河弥散伽马射线。
2025-02-13 astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
The electromagnetic model of short GRBs, the nature of prompt tails, supernova-less long GRBs and highly efficient episodic accretion
许多短伽玛射线暴的瞬发拖尾持续时间长达数百秒，在最初的亚秒级尖峰上，这些拖尾在能量上占主导地位。在本文中，我们开发了一个电磁模型的短伽玛暴，解释了两个阶段的能量释放，提示尖峰和提示尾巴。该模型的关键成分是最近发现的一个孤立的黑洞可以保持其开放的磁通量的时间远远长于崩溃时间，因此可以电磁自旋，驱动相对论风。首先，合并之前有电磁前兆风。如果一小部分风力被转换成类似脉冲星的相干无线电发射，这可能会产生几毫秒的可观察到的无线电爆发。在合并的活跃阶段，两颗中子星产生一个被吸积环包围的黑洞，其中放大的磁场提取黑洞的旋转能量并驱动轴向准直的电磁风。对于几乎与轨道法线对齐的观测者来说，这被看作是经典的短伽玛暴。在环面吸积之后，孤立的黑洞保持开放的磁通量，并驱动赤道（而不是轴向）准直流出，这被中间极角的观察者视为瞬发尾。尾巴携带的能量比瞬时尖峰更多，但它的发射对沿轨道法线的观测者来说是降低的。赤道面的观测者错过了瞬发尖峰，并将瞬发尾解释为一个能量较低的长伽玛暴。我们还表明，情节吸积到BH的磁化云，携带非零磁通量可以非常有效地提取BH的自旋能量，产生的流出的功率超过平均吸积功率。
2012-03-08 astro-ph.HE
Evaluating chemically homogeneous evolution in stellar binaries: Electromagnetic implications -- Ionizing photons, SLSN-I, GRB, Ic-BL
我们调查的发生快速旋转诱导化学均匀演化（CHE）由于强潮汐和质量吸积的双星。为此，我们推广了Packet（1981）中的关系，以计算次级恒星经历吸积诱导的CHE所需的最小角动量（AM）吸积。与传统假设的初始质量（$Z \lesssim 0.004$，$M \gtrsim$ 20 M $_{\odot}$）的5- 10%吸积相反，对于有效的AM吸积，该值可以下降到$\sim$ 2%，而对于某些系统，它可以大得多。我们使用\textsc{bpass}进行了人口研究的影响下，在短周期双星的强潮汐演化的恒星，也占吸积引起的自旋的更新效果。我们发现吸积CHE（潮汐CHE相比）是生产同质恒星的主要手段，即使在10%的AM吸积效率在质量转移。与潮汐CHE不同的是，CH星由于吸积而产生，可以保留更大比例的AM，直到核心坍缩。因此，我们表明，吸积CHE可能是一个重要的形成通道的高能电磁瞬变像GRBs，IC-BL（SLSN-I，IC-BL）下的磁星（磁星）的形式主义和一个单一的CH星可能会导致在各自的形成方案下的瞬态。最后，我们表明，在目前的治疗的CHE，电离光子的发射率由这样的恒星更迅速地降低在较高的金属丰度比以前预测的。
2022-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large-Scale Poloidal Magnetic Field Dynamo Leads to Powerful Jets in GRMHD Simulations of Black Hole Accretion with Toroidal Field
吸积黑洞（BH）发射相对论准直喷流，在几十年的亮度和质量，这表明喷流发射机制是普遍的，强大的和无标度。理论模型和广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟表明，大尺度极向磁通量是形成喷流的关键因素。然而，它的起源是不确定的，也不知道它是否可以在原地产生或从周围介质中向内拖动。在这里，我们使用GPU加速GRMHD代码H-AMR研究全球三维BH吸积异常高的分辨率更典型的本地剪切盒模拟。我们证明，在径向扩展的吸积盘湍流可以产生大规模的极向磁通量原位，即使从一个纯粹的环形磁场。磁通量在黑洞周围积累，直到它变得具有动力学重要性，导致磁制动盘（MAD），并发射比吸积流更强大的相对论喷流。喷流功率超过以前的GRMHD环向场模拟的10，000倍。喷流没有表现出明显的扭结或箍缩不稳定性，在30年的距离内加速到$γ\sim 10$，并遵循与观察到的M87喷流相似的准直轮廓。
2022-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Suspicious Siblings: The Distribution of Mass and Spin Across Component Black Holes in Isolated Binary Evolution
LIGO和Virgo引力波探测器已经发现了具有确定非零自旋的双黑洞系统，以及存在于更大质量的黑洞中的具有显著自旋的系统。我们调查的能力，孤立的二进制演化形成这样的高度旋转，不对称的质量系统，通过吸积到第一个出生的黑洞和潮汐自旋的第二个出生的黑洞使用快速人口合成的方法，详细考虑自旋通过潮汐相互作用。即使是最乐观的假设，在吸积恒星从捐助者接收材料的效率，我们发现，这是很难形成系统的主要黑洞组件中具有显着的质量不对称性和中等或高自旋。假设大质量恒星内的有效角动量输运和黑洞上的Eddington限制吸积，我们发现，在我们最乐观的模型中，潜在的二元黑洞种群中的系统的$< 1.5\%$具有大于0.2的主黑洞自旋和大于2：1的质量不对称性，大多数模型发现，这一标准仅在系统的$\sim 0.01\%$中得到满足。因此，在主要的黑洞成分中产生具有显著质量不对称性和自旋的系统不太可能是孤立演化的副产品，除非调用高度超爱丁顿吸积或大质量恒星中的角动量传输比通常假设的效率低。
2022-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Masses of Isolated Neutron Stars Inferred from the Gravitational Redshift Measurements
对于双星系统中的某些中子星，质量已经得到了精确的测量。而对于孤立的中子星，还没有质量测量的报道。由于中子星内部成分探测器（NICER）的成功运行，这种情况很快就会改变，它可以同时测量孤立PSR J 0030 +0451的半径和质量。对于大多数INS，由于观测限制，不可能对NICER进行质量测量。受益于最近取得的重大进展，约束状态方程的NS，在这项工作中，我们提出了一种方法来估计的质量与测量的引力红移的INS。我们将我们的方法应用于RX J1856.5-3754，RX J0720.4-3125和RBS 1223，这三个成员是“壮丽七”（M7），并估计它们的质量分别为$1.24_{-0.29}^{+0.29}M_{\odot}$，$1.23_{-0.05}^{+0.10}M_{\odot}$和$1.08_{-0.11}^{+0.20}M_{\odot}$。这些质量是一致的，与二进制NS系统，这表明没有证据表明这些孤立的对象经历了显着的吸积。
2020-01-08 astro-ph.HE
Searching for Isolated Black Hole Candidates within 15 pc of the Solar System in Gaia DR3
Fudan University（复旦大学）；Eberhard-Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；New Uzbekistan University（新乌兹别克斯坦大学）；European Space Research and Technology Centre（欧洲空间研究与技术中心）；University of Warwick（华威大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
基于Gaia DR3数据，通过搜寻吸积星际介质的孤立黑洞候选体，识别出5个源，但分析表明它们不太可能是真实黑洞。
2026-04-30 astro-ph.HE gr-qc
A scenario of the formation of isolated X-ray pulsars with anomalously long period
孤立的X射线辐射源的形成的情况进行了讨论与应用程序的最好的研究对象之一，这类1 E 161348-5055。这颗中等亮度的脉冲星，亮度为10^33 - 10^35 erg/s，光谱相对较软，kT约为0.6-0.8 keV，与一颗孤立的中子星有关，中子星位于年轻（约2000年）致密超新星遗迹RCW 103的中心附近，并稳定旋转（|dν/dt| < 2.6 x 10^-18 Hz/s），周期为6.7 hr.我们表明，在当前的历元中，中子星处于吸积体状态.源辐射的参数可以用磁悬浮吸积的假设来解释，在这种假设中，表面磁场为10^12 G的恒星以10^14 g/s的速率从非开普勒磁性化石盘吸积物质到其表面。中子星可以在大质量X射线双星（HMXB）中演化到这种状态，HMXB在其大质量成分的核心坍缩提供动力的超新星爆炸中解体。以这种方式形成的孤立X射线脉冲星的寿命可以长达几千年。
2015-01-24 astro-ph.HE
Multi-frequency Studies of Galactic X-ray Sources Populations. Hard X-ray Galactic sources of low to intermediate Lx; A search for isolated accreting black holes
我们的银河系拥有大量的X射线源，它们具有中等至低X射线亮度（通常Lx为10^27至10^34 erg/s）。在低于2 keV的能量下，活跃的日冕完全主导X射线景观。然而，在能量> 2 keV时检测到的银河系源的性质和属性受到的限制要少得多。光学跟踪光谱观测表明，除了激变变星（CV）和非常活跃的恒星冕外，大质量恒星（碰撞风双星、静止的高质量X射线双星和伽马-Cas类似物）在中等通量（Fx > 10^-13 erg/s/cm ^2）的银河系硬X射线源中占有相当大的比例。交叉相关的2XMM-DR 3目录与2 MASS和GLIMPSE确认存在超过2千电子伏的大量日冕活动双星，可能是BY Dra和RS CVn类型，除了许多遥远的和吸收的大质量恒星。我们还报告了一个特定的光学识别活动的结果，旨在研究光学微弱的硬X射线源的性质，并在约束的表面密度的黑洞（BH），无论是孤立和吸积的星际介质或静止的双星。不令人惊讶的是，我们的14个光学微弱和X射线硬源的样本中的大多数都被确定为CV和Me星。我们只在三种情况下找不到任何可能的对应物。我们的观测还允许我们在朝向银河系中心的方向上将Fx = 1.3 10^-13 erg/s/cm^2的上限定为0.2 BH度^-2。这意味着结合了邦迪-霍伊尔和质量吸积率的黑洞吸积效率小于10^-3。
2012-02-08 astro-ph.HE
Phase transitions and He-synthesis driven winds in neutrino cooled accretion disks: prospects for late flares in short gamma-ray bursts
我们考虑了短伽马射线暴（SGRB）背景下致密星潮汐破裂后碎片的长期演化。最初的相遇冲动地创造了一个热的，致密的，中微子冷却的盘，能够为即时发射提供动力。经过长时间的延迟，我们发现强大的风从磁盘的表面发射，由自由核子重组成α粒子驱动。相关的能量释放耗尽了质量供应，并最终关闭了中央引擎的活动。因此，光度和质量吸积率偏离了早期的自相似行为预期的一个孤立的环与有效的冷却。这就使得第二次延迟活动成为一个突出的可观测的签名，当物质在潮汐尾产生的初始遭遇返回到附近的中心对象。新的吸积事件的时间尺度可以达到几十秒到几分钟，这取决于系统的细节。相关的能量和时间尺度与X射线耀斑中发生的一致。
2009-06-01 astro-ph.HE
A shared accretion instability for black holes and neutron stars
预计致密物体周围的吸积盘在高光度时将进入不稳定阶段。当吸积产生的辐射压力改变了盘的粘性时，可能会发生一种不稳定性，导致内盘在短时间尺度上的循环耗尽和再填充。然而，这种情况只在单个恒星质量的黑洞中得到了定量验证。虽然在少数孤立的例子中有这些循环的暗示，但在大多数明亮的吸积中子星和黑洞的可变发射中，它们的明显缺失一直是一个挥之不去的谜团。在这里，我们报告存在相同的多波长不稳定性周围的吸积中子星。此外，我们表明，整个电磁波谱的变化-从无线电到X-射线-在高吸积率的黑洞和中子星可以解释一致，如果吸积盘是不稳定的，在过渡期间，耗尽或重新填充内部盘产生相对论喷射。这种新的关联使我们能够确定负责快速多波长变化的高度吸积紧凑的对象的主要物理组件。
2023-02-28 astro-ph.HE
The optical/UV excess of X-ray-dim isolated neutron star II. nonuniformity of plasma on strangeon star surface
X射线暗淡的孤立中子星（XDINS），也被称为壮丽七星，具有类似普朗克的软X射线光谱。在光学/紫外（UV）带中，与从X射线光谱外推相比，存在过量的辐射。本文提出了一个奇异子星区非均匀等离子体大气的韧致辐射模型，用以解释光/紫外过剩及其光谱偏差。非均匀大气是由星际物质沿磁场线向极帽运动而吸积形成的，这些粒子可能扩散到极区之外。模拟的电子温度为$\sim100-200$ eV，辐射半径为$R_{\rm opt}^{\infty}\sim5-14$ km。从光学/UV到X射线波段的五个源（RX J0720.4--3125，RX J0806.4--4123，RX J1308.6+2127，RX J1605.3+3249，RX J1856.5--3754）的光谱可以很好地用辐射模型拟合，并且如预期的那样在$\sim 100-500$ eV处呈现高斯吸收线。此外，周围环境（即，XDINS的备用盘或尘埃带）可以通过未来的大型光学望远镜（LOT）观测进行测试。
2018-04-01 astro-ph.HE
Long-term GRMHD simulation of magnetic field in isolated neutron stars
强磁场在为中子星的发射提供动力方面起着重要作用。然而，对该领域内部结构的充分了解仍然是难以捉摸的。在这项工作中，我们提出了广义相对论磁流体动力学模拟的磁场演化的中子星持续500毫秒（5阿尔芬交叉时间）和高达0.231公里的分辨率使用雅典娜++。我们探索了两种不同的初始条件，一个是纯极向磁场，另一个是占主导地位的环向分量，并研究了极向和环向场的能量，各种不稳定性驱动的振荡模式和湍流的增长时间。我们发现，纯粹的极向设置产生一个环形场，后来指数衰减达到总磁能的1%，没有证据表明达到平衡。另一方面，最初较强的环向场设置会损失高达20%的环向能量，并保持这种状态直到我们的模拟结束。我们还探讨了假设，从以前的MHD模拟，湍流在准平衡态中起着重要的作用。然而，在我们的高分辨率设置中对光谱的分析表明，在大多数情况下，我们观察到的不是小尺度的湍流，而是恒星内部嘈杂的速度场。我们还观察到，大部分磁能以热量的形式消散，增加了恒星的内能，而一小部分则以电磁辐射的形式辐射出去。
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Formation of twin compact stars in low-mass X-ray binaries: Implications on eccentric and isolated millisecond pulsar populations
本文通过模拟低质量X射线双星中吸积诱导的中子星一阶相变，提出孪生致密星形成机制，并解释偏心及孤立毫秒脉冲星族群的起源，指出长周期双星毫秒脉冲星的偏心率分布可约束致密核物质相变。
2025-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Pathways for producing binary black holes with large misaligned spins in the isolated formation channel
双星黑洞（BBH）可以从孤立的大质量双星的坍缩核心形成。这些BBH的质量和自旋是由潮汐、风、吸积、共同包络演化（CEE）、超新星诞生踢和恒星核-包络耦合等现象的复杂相互作用决定的。在黑洞合并过程中发射的引力波依赖于黑洞的质量和自旋，因此可以约束这些现象。我们提出了一个简化的二元恒星演化模型，并确定了参数空间的区域，产生大自旋与轨道角动量不一致的BBH。在我们模型的场景A（B）中，稳定质量转移（SMT）发生在质量较大（较小）的恒星的罗氏瓣溢出（RLOF）之后，而CEE发生在质量较小（较大）的恒星的罗氏瓣溢出（RLOF）之后。每一种情况进一步分为途径1和途径2，这取决于大质量恒星的核心是在小质量恒星的RLOF之前还是之后坍塌。如果恒星核心与其包层之间的耦合较弱，那么如果从恒星祖先那里继承了大于解体值$10\%$的出生自旋，就可以产生高自旋的BBH。BBH也可以在场景A中的沃尔夫-拉叶阶段通过潮汐同步获得大自旋，或者在场景B中的SMT阶段通过吸积到最初质量更大的恒星上获得大自旋。如果反冲与轨道速度相当，BBH自旋可能会高度错位，这在路径A1中更容易实现，其中更大质量的恒星的反冲先于CEE。
2023-02-02 astro-ph.HE gr-qc
Electromagnetic signatures of black hole clusters in the center of super-Eddington galaxies
本研究提出超爱丁顿星系中心的孤立黑洞星团可通过与中心超大质量黑洞吸积盘星风作用产生的热及非热辐射，在X射线和射电波段被探测到，为验证星系中心黑洞族群提供了新的电磁观测途径。
2024-09-10 astro-ph.GA 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
Detecting and Identifying Supernovae in AGN Accretion Disks
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
本研究针对活动星系核吸积盘中超新星的探测与证认问题，采用解析激波动力学模型结合单区辐射模型，分析不同黑洞质量和爱丁顿比下盘超新星的电磁辐射特征，明确了低质量黑洞、低爱丁顿比环境下超新星更易探测，且在特定波段存在可区分于孤立超新星的独特信号。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bondi-Hoyle Accretion onto Magnetized Neutron Star
利用轴对称MHD方法研究了在星际介质中以超音速（马赫数为3）运动的孤立磁化中子星的Bondi-Hoyle吸积。假设恒星有一个与其运动方向一致的偶极磁场，磁层半径R_m小于吸积半径R_BH，因此引力聚焦是重要的。我们发现在所考虑的参数下，磁化星的吸积率小于非磁化星的吸积率。靠近恒星时，吸积物质沿着磁极落在恒星表面，质量流量较大的物质流向恒星的背风极。在恒星磁场相对较大的情况下，恒星的磁场在R_m之外的物质流方向上（朝向恒星的迎风面）被拉伸。对于较弱的磁场，我们观察到的振荡的封闭磁层的正面和背面。这些都伴随着强烈的振荡的质量吸积率的变化因素~ 3。由于星际物质的吸积，在X射线波段可以看到没有射电辐射的老的缓慢旋转的中子星。一般来说，恒星的速度、磁矩和角速度矢量可能都在不同的方向上，因此吸积光度会随着恒星的自转速率而变化。
2011-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-Induced Collapse of Neutron Stars in the Disks of Active Galactic Nuclei
活动星系核盘是恒星及其致密残骸演化的丰富环境。非常稠密的介质有利于快速吸积，而扭矩和迁移陷阱则促进了双星的形成和合并。因此，长和短的伽马射线暴（GRB）都是可以预期的。我们发现活动星系核盘是另一个有趣现象的理想环境：中子星（NS）到黑洞（BH）的吸积诱导坍缩（AIC）。致密盘中的快速吸积可以导致NS增长到超过其状态方程所允许的最大质量的点。广义相对论磁流体动力学模拟表明，如果NS在坍缩前被一个迷你盘包围，然后迅速吸积到BH上，和/或如果NS高度磁化，则预计会有电磁信号，这是由于坍缩期间磁层的重连。在这里，我们计算的AIC和他们的位置在磁盘上的孤立的NS，并为（最初稳定）NS形成的NS-NS合并。我们发现，全球AIC率为$\sim 0.07-20$ ~Gpc $^{-3}$ ~yr $^{-1}$，我们讨论了他们的可观察的前景和签名，因为他们出现在密集的磁盘环境。
2021-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Understanding the high-mass binary black hole population from stable mass transfer and super-Eddington accretion in BPASS
随着LVK联盟在探测双星黑洞合并方面取得的显著成功，利用粒子数特性来限制我们对祖星演化的理解已经成为可能。观测到的原始黑洞质量分布的最显著特征是延伸到100 M $_\odot$的尾部和在35 M $_\odot$处的过量质量。目前，孤立的二进制人口合成很难解释这些特点。使用经过良好测试的BPASS详细的恒星双星演化模型，以确定质量转移的稳定性，吸积率，和残余质量，我们假设，稳定的质量转移与超爱丁顿吸积是负责延长尾巴。此外，过量不是由于脉动对不稳定性，如先前所认为的，而是由于稳定的传质。这些系统能够在哈勃时间内合并，这是由于具有极端质量比的更稳定的质量转移，允许轨道充分收缩以允许合并。这些发现与其他人口合成代码，但在协议与其他最近的研究，使用详细的二进制进化模型。
2022-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars
众所周知，中子星的热演化取决于中子星核中超致密物质的性质。我们提出了一个统计分析孤立冷却中年中子星和老年瞬态吸积准静止中子星温暖的地壳深部加热低质量X射线双星。该方法是基于模拟不同质量的恒星的演化，并对各自的质量分布的结果进行平均。这给出了孤立的中子星在表面温度-年龄平面上的理论分布和吸积星在光子热光度-平均质量吸积率平面上的理论分布，并与观测结果进行了比较。这种方法不仅允许探索超密度物质，而且还可以探索孤立和吸积中子星的质量分布。我们发现，这些恒星的观测可以合理地解释假设存在的强大的直接Urca过程中的中微子发射的大质量恒星的内核，引入轻微扩大的直接Urca阈值（例如，质子超流），并通过调整孤立和吸积的中子星的质量分布。
2015-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
