A Parameterized YSO Accretion Disk Model with Increasing Accretion Rate: Predicted Outburst Lightcurves
Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Harvard University（哈佛大学）
本文提出了一种参数化模型，用于研究FU Ori型年轻恒星对象在爆发期间不同组件对光变曲线的贡献，通过模拟多波段光变曲线和颜色曲线，揭示了吸积盘、磁层和恒星之间的相互作用。
2026-05-19 astro-ph.SR
Accretion, disks, and magnetic activity in the TW Hya association
我们提出了新的光度和光谱数据的M型成员TW Hya协会的吸积，磁盘和磁活动的综合研究的目的在10万年的临界年龄，拱星物质消失。
2015-09-01 astro-ph.SR
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto a Protoplanetary Disk
年轻的恒星系统在其诞生星团的势能中运行，在恒星诞生和星团气体扩散之间的时期，可以从致密的分子星际介质中吸积。在这段可能跨越数百万年的时间里，吸积的物质数量可以与最初的原行星盘中的数量相媲美; Throop和Bally（2008）最近强调了这种“尾端”吸积对行星形成的潜在重要性。虽然吸积到一个质点是成功地模拟了经典的邦迪-霍伊尔-利特尔顿解决方案，吸积到一个星盘系统的更复杂的情况下，无法解析解。在本文中，我们通过直接的流体动力学模拟研究了致密的星际物质吸积到一个恒星与相关的气体原行星盘。我们讨论的吸积流的结构所造成的磁盘的变化，反之亦然。我们发现，沉浸在一个密集的吸积流可以重新分配磁盘材料，使外盘向内迁移，增加内盘表面密度，减少外半径。吸积流也触发了螺旋密度特征的发展，并改变了盘的倾角。在有和没有圆盘的情况下，恒星的平均吸积率大致相同。我们讨论了这一过程对行星形成的潜在影响，包括引发引力不稳定的可能性;磁盘和恒星之间的倾角差异;以及在引力稳定系统中出现螺旋结构。
2009-10-20 astro-ph.SR
Accretion onto young stars: the key to disk evolution
在主序前（PMS）演化的早期阶段，年轻恒星的特征是中心恒星和周围的盘之间存在大量的相互作用。在发生的过程中，物质从盘到恒星的吸积是一个关键的过程，因为它跟踪盘的演变，反过来又影响行星如何形成和在盘中演变。即使吸积已经被研究了很多年，它仍然是大量工作的焦点，因为我们不完全理解它是如何发生的。
2017-12-27 astro-ph.SR
Morphology of the Interaction Between the Stream and Cool Accretion Disk in a Semi-detached Binary Systems
我们分析了双星系统中吸积盘的加热和冷却过程。对于密近双星中吸积盘的实际参数（吸积率为1 e-12 ~ 1 e-7 Msun/年，α为0.1 ~ 0.01），盘外部气体温度为1 e 4 ~ 1 e 6 K。我们以前对密近双星质量传递的气体动力学研究表明，对于热盘（盘的外部温度为几十万K），来自内拉格朗日点的流与盘之间的相互作用是无激波的。为了研究该流与冷吸积盘相互作用的形态，我们对形成盘外部气体温度不超过13600 K的双星中的流结构进行了三维模拟。流态表明，相互作用又是无激波的.计算提供的证据表明，是热磁盘的情况下，区域的增强能量释放（“热线”）位于磁盘之外，并起源于由于环盘晕和流之间的相互作用。
2012-10-11 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects: accretion, disks, outflows and magnetic activity
本文对年轻天体的光变特性作了简要的回顾。光变是年轻恒星的一个重要特性。两个主要的起源可以区分：在主序星上看到的磁活动的放大版本和与星周盘，吸积和流出有关的各种过程。
2015-04-24 astro-ph.SR
Accretion Disk Magnetic Braking
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Centre for Astrophysics and Super Computing, Swinburne University of Technology（斯威本大学天体物理学与超级计算中心）
研究吸积盘磁制动机制，推导吸积速度、质量吸积率及能量耗散等参数的解析方程，为原恒星形成计算模型提供验证依据。
2026-02-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lecture notes on accretion disk physics
这些笔记介绍和审查的天体物理吸积理论的基础物理原理，强调角动量输运，角动量损失和辐射冷却在确定吸积流的结构和演化的核心作用。额外的主题包括薄磁盘的有效粘性理论，经典的磁盘结构的不稳定性，翘曲或偏心磁盘的演变，以及磁盘内的波的基本特性。
2022-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino oscillations above black hole accretion disks: disks with electron-flavor emission
黑洞吸积盘可以通过旋转的大质量恒星的坍缩形成。这些圆盘产生大量的电子味的中微子和反中微子，可以影响能量学和核合成。中微子产生的数量足够多，在它们被发射后，它们可以通过中微子自相互作用进行味道转换。我们发现吸积盘的中微子味转变现象与超新星的情况相似，但也发现吸积盘的几何形状导致不同的转变行为。这些转变强烈影响盘风的核合成结果。
2012-11-20 astro-ph.SR hep-ph
Measuring Protoplanetary Disk Accretion with H I Pf-beta
在这项工作中，我们介绍了使用H I Pfund-β（4.6538微米）作为一个示踪剂的质量吸积从原行星盘到年轻的恒星。Pf-β是在NIRSPEC和CRIRES的CO基本发射调查中偶然发现的，样本量为120颗年轻恒星，检测到Pf-β发射。使用一个子样本的磁盘与先前测得的吸积光度，我们表明，Pf-beta线光度是很好的相关吸积光度在至少三个数量级的范围内。我们使用这种相关性，以获得吸积光度为所有120个目标，其中65个是以前未报道的文献。我们还报告了67个目标的吸积率，其中16个以前未测量过。我们的大样本量和探测高消光值的能力允许在不同类型的磁盘之间进行相对公正的比较。我们发现，在我们的样本中的过渡盘具有低于平均的Pf-beta线光度，因此吸积光度，在一个轻微的显着水平。我们还表明，高的Pf-beta等效宽度是一个签名的过渡磁盘与高内部磁盘的气体/尘埃比。相比之下，我们发现，磁盘的签名缓慢的磁盘风的PF-β光度相媲美的其他磁盘在我们的样本。最后，我们调查吸积率阶段I磁盘，包括显着嵌入的目标。我们发现，第一阶段和第二阶段磁盘具有统计上难以区分的Pf-β线光度，这意味着类似的吸积率，和阶段I磁盘的吸积率太低，是一致的静态吸积。相反，我们的研究结果是一致的观测和理论证据表明，第一阶段的对象经历情节，而不是静止，吸积。
2013-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of the Asymmetric Accretion Disk from Stellar Wind Accretion in an S-type Symbiotic Star
利用三维流体动力学模拟软件FLASH研究了一颗典型的S型共生星天龙座AG的吸积过程。无论巨星的风速如何，总是会形成一个围绕着白矮星的吸积盘。在快于白矮星轨道速度的风模型中，吸积盘的大小和吸积速率与Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）条件下的预言一致。在慢风模型中，与BHL的预测不同，盘的大小不会增长，吸积率会增加到相当高的水平，达到巨星质量损失率的$>20\%$。在我们的基准模型中，吸积盘的特征是半径为0. 16 au，标度高度为0. 03 au的张开盘。$\sim 5 \times 10^{-8} M_\odot$的盘质量是不对称分布的，密度峰值朝向巨星，大约$50\%$高于盘中的密度最小值。两个流入的螺旋功能清楚地确定，并指出其相关的磁盘的方位角不对称性。吸积盘中的流动被发现是亚开普勒的开普勒速度约$90\%$的开普勒，这表明从拉曼散射的OVI特征的光谱在6825和7082高估的OVI发射区域的警告。
2022-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion in giant planet circumplanetary disks
在巨行星的最后生长阶段，吸积被认为是由周围的环行星盘控制的。目前的天体物理学吸积盘模型依赖于磁流体湍流或重力湍流作为盘内有效粘性的来源。然而，在这些模型中的磁耦合吸积区域是如此有限，磁盘可能无法支持在所有半径的流入，或在所需的速度。在这里，我们研究自洽吸积所需的条件，其中磁盘容易吸积驱动的磁场或引力不稳定性。我们模拟的磁盘作为一个Shakura-Sunyaev $α$磁盘和计算电离的水平，磁场和磁盘之间的耦合强度使用欧姆，霍尔和双极扩散的MRI和垂直场，和重力不稳定的强度。我们发现，标准常数- $α$磁盘仅耦合到该领域的热电离内$30\,R_J$具有强磁扩散性，禁止吸积通过大部分的中平面。鉴于常数$α$盘不能产生与其粘性一致的吸积，我们放弃了常数$α$的假设，提出了另一种模型，其中$α$随水平磁湍流或重力湍流径向变化。我们发现，一个垂直的领域可能会驱动整个磁盘吸积，而MRI可以驱动吸积到$\sim200\,R_J$，超过Toomre的$Q=1$和gravitoturbulence占主导地位。盘相对较热（$T\gtrsim800\,$ K），因此质量较大（$M_{\text{disk}}\sim0.5\,M_J$）。
2014-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
2-D MHD Configurations for Accretion Disks Around Magnetized Stars
讨论了磁化致密天体周围稳定吸积盘形态的基本特征。比较了基于粘阻MHD的吸积标准模型与由极低电阻率触发的等离子体不稳定性，如气球模式。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Kanagawa University（神奈川大学）
该研究通过三维磁流体动力学模拟，展示了恒星盘中因磁场扭曲导致的非对称质量吸积现象，揭示了无需外部扰动即可形成复杂吸积结构的自然过程。
2026-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk-mediated accretion burst in a high-mass young stellar object
太阳质量的恒星通过星周盘吸积（盘介导吸积）形成。最近的研究结果表明，这一过程可能是以吸积爆发的形式出现的，可能是由磁盘碎片造成的。虽然不能排除高质量的年轻恒星天体（HMYSO; $M>$ 8 M $_\odot$，$L_{bol}>$ 5 $\times$ 10 $^3$ L $_\odot$）是由它们的低质量兄弟合并而成，但最新的结果表明它们更可能是通过盘形成的。因此，盘介导的吸积爆发应该发生。在这里，我们报告的第一个磁盘介导的吸积爆发的$\sim$ 20 M $_\odot$ HMYSO的发现。我们的近红外图像显示了中央源及其流出空腔的增亮。近红外线光谱揭示了低质量原恒星吸积爆发的典型发射线，但数量级更明亮。此外，释放的能量和推断的质量吸积率也大了几个数量级。我们的研究结果确定磁盘吸积作为恒星形成的共同机制，在整个恒星质量谱。
2017-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Signature of a Re-established Accretion Disk in Symbiotic-like Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文提出了一种新的方法，它可以确定吸积盘在经历新星破裂后重新建立的时间。该方法是基于再电离的喷出物的光电离从释放的辐射在边界层从吸积。
2023-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global 3-D Radiation Magnetohydrodynamic Simulations for FU Ori's Accretion Disk and Observational Signatures of Magnetic Fields
FU猎户座是FU猎户座系统的原型，它是爆发的原行星盘。FU Ori的吸积盘中的磁场先前已经使用塞曼效应的分光偏振观测来检测。本文用全局辐射理想MHD方法研究了FU Ori的内吸积盘。我们发现：（1）当盘被垂直磁场穿过时，大部分吸积发生在z $\sim$ R处的磁主导大气中，类似于以前局部等温MHD模拟中的“表面吸积”机制。(2)在垂直场模拟中，产生了中等强度的盘风，其终端速度为$\sim$ 300-500 km/s，质量损失率为盘吸积率的1- 10%，与观测结果一致。在模拟中，盘形风不能用净环形磁场发射。(3)在单位光学深度处，圆盘光球既可以位于风发射区，也可以位于吸积面区。在这两个区域之间，磁场具有截然不同的方向和大小。我们的基准模型同意与以前的光学塞曼观测场的方向和幅度。另一方面，模拟表明，未来的塞曼观测在近红外波长或对其他FU猎户座系统可能会揭示非常不同的磁场结构。(4)由于盘风的能量损失，盘光球温度低于薄盘理论预测的温度，并且先前推断的盘吸积速率可能比实际吸积速率低$\sim$ 2-3倍。
2020-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion disks
本讲座将回顾吸积盘的基本理论，重点放在与X射线双星和激变变星有关的方面。文本给出了一个一般性的介绍，以及一个选择性的讨论了一些最近的话题。
2010-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytical solution for magnetized thin accretion disk in comparison with numerical simulations
本文用渐近近似方法得到了薄磁吸积盘的方程。它们不能用解析的方法来解决--如果没有恒星和圆盘之间的磁层中的磁场的解，只能导出一组关于解的一般条件。为了比较分析结果与数值解，我们发现在磁盘中的物理量的表达式，使用我们的结果从电阻和粘性星盘磁层相互作用模拟。
2018-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Backflow in Accretion Disk
薄流体动力学吸积盘的解析解表明，对于某些粘性参数值，盘中的吸积流部分不是朝向恒星，而是相反的方向。我们研究薄磁盘进行流体动力学模拟，并比较数值分析结果。我们确认，当粘性系数小于临界值时，模拟中在圆盘中平面附近存在回流。正如解析解所预测的那样，从恒星到回流起始点的距离随着粘度的增加而增加。当粘滞系数大于临界值时，盘内不存在回流。
2020-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The accretion disk of SS 433?
本文讨论了有关SS 433最近的布拉开系光谱的两个问题.第一个是，爆发到红色和蓝色的巴耳末系的插曲，现在被证明是插曲在远红外布拉开系。第二点是，虽然在平静时期，Brackett轮廓是以~ 200 km/s的速度旋转的盘的特征，但这样的盘不是吸积盘，不应声称这些轮廓要求致密物体的质量小于2.2太阳质量。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The low-mass stellar population in the young cluster Tr37: Disk evolution, accretion, and environment
我们提出了一个研究的吸积和原行星盘周围的M-型恒星在400万年前的集群Tr 37。Tr 37拥有一个被充分研究的太阳型星群，是盘演化的基准。我们使用低分辨率光谱来识别141个成员（78个新成员）和64个可能成员，大多数是M型恒星。Hα发射提供了吸积的信息。光学、2 MASS、Spitzer和WISE数据用于跟踪SED。我们建立了辐射转移模型来探索全盘、过渡前、过渡和尘埃耗尽盘的结构。包括新的和以前已知的成员，我们确认，一个相当大的部分（约2/5）的磁盘显示出演化的迹象，无论是径向尘埃演化（过渡/预过渡磁盘）或作为一个更全球性的演变（低小尘埃质量，尘埃沉降，和弱/缺乏吸积签名）。吸积强烈依赖于SED类型。大约有一半的过渡天体没有吸积，而尘埃耗尽的圆盘有微弱的（或无法检测到的）吸积特征，特别是在M型恒星中。对吸积和盘结构的分析表明，尘埃和气体的演化是平行的。我们发现几个不同的类的发展磁盘，根据SED型和吸积，指向不同的磁盘分散机制，可能不同的进化路径。尘埃耗尽和内孔的打开似乎是独立的过程：大多数过渡盘不是尘埃耗尽的，大多数尘埃耗尽盘不需要内孔。Tr 37（400万年）中M型和太阳型恒星之间的盘结构差异并不像年轻、稀疏的冕状星团（1- 200万年）那样显著，这表明其他因素，如环境/相互作用，可能在盘的演化和扩散中发挥作用。最后，我们还发现了一些证据，clusified恒星形成或迷你集群内…
2013-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooter survey of disk accretion in Upper Scorpius I. Very high accretion rates at age>5 Myr
确定驱动原行星盘演化的机制是理解行星如何形成的必要步骤。在这里，我们测量了年龄> 500万年的年轻恒星天体的质量吸积率，这是对当前盘演化模型的关键测试。本文分析了上天蝎座地区500 - 1000万年前的36个目标的光谱，用ALMA测量了这些目标的盘质量。我们发现，当考虑到对恒星和盘质量的依赖性时，在这个古老但仍然幸存的盘样本中的质量吸积率与较年轻（<300万年）的狼疮和Cha I恒星形成区的质量吸积率相似。特别是，有几个盘的质量较低，但质量吸积速率却很高，大于10^-9 Msun/yr。此外，在我们的样本在~60-80%的水平上完成的盘质量范围内测量的质量吸积率的中值在这三个区域是相容的。与此同时，在任何给定的盘质量下，质量吸积率的扩散仍然大于0.9 dex，即使年龄大于500万年。这些结果与简单的粘性演化模型相反，后者预测质量吸积率的值随时间减小，并且与年龄> 500万年的盘质量有更紧密的相关性。类似地，内部光蒸发的简单模型不能再现所观察到的质量吸积率，而外部光蒸发可能解释低的盘质量和高吸积率。与粘性模型的差异的部分可能的解决方案是，在> 500万年的盘的气尘比是显着不同的，高于典型的100，如一些尘埃和气体盘演化模型所建议的。这里所示的结果需要存在几个相互作用的过程，如详细的尘埃演化，外部光蒸发和可能的MHD风，解释长期演化的原行星盘。
2020-05-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion disk dynamics: α-viscosity in self-similar self-gravitating models
目的：本文研究了α粘滞系数在自相似模型中对自引力盘的适用性，重点研究了活动星系核盘的自引力盘。研究方法：我们使用自相似的方法来简化所产生的偏微分方程的演化方程，然后使用数值标准程序求解。结果：我们找到了自引力α盘动力学演化的自相似解，并导出了有意义的物理量。在圆盘的开普勒部分，我们的模型与标准的定态α圆盘理论是一致的，并且在整个自引力区都是自洽的。整个盘的正吸积率需要高度的自引力。结合吸积率的时间下降和它的低量，该模型禁止大的中心质量的增长。结论：α粘滞度不能解释活动星系核中超大质量黑洞（SMBH）整个质量谱的演化。然而，考虑到所涉及的尺度，它似乎适合于模拟原行星盘。关键词：吸积，吸积盘，湍流，流体力学，方法：分析
2016-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Clumpy accretion in pre-main-sequence stars as a source of perturbations in circumstellar disks
研究了由星团吸积引起的前主序星星周盘扰动的发展。在这里，我们进行三维流体动力学光滑粒子流体动力学模拟磁盘最近的团块吸积事件扰动。这些模拟进一步探讨了辐射转移计算，以量化的观测外观的磁盘。结果表明，圆盘中的密度波是在团簇下落时形成的。经过几次旋转，它们可以转变为螺旋和环形结构。它们在毫米波段的图像与阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列在某些原行星盘中观测到的图像非常相似。我们认为，clueros吸积可能是这种结构的来源。
2022-05-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Bolometric Corrections for FU Ori Object Accretion Disk Luminosities
针对FU Ori天体吸积盘难以由有限测光估计吸积光度的问题，本文提出适用多类全天巡天滤光片的吸积盘专用热改正。
2024-10-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Three-dimensional Simulation of a Magnetized Accretion Disk: Fast Funnel Accretion onto a Weakly Magnetized Star
我们提出了一个全球性的，三维磁流体动力学模拟的吸积盘与旋转，弱磁化的中心恒星的结果。圆盘被一个弱的、大尺度的极向磁场穿过，中心恒星最初没有强的恒星磁层。我们的模拟研究了从湍流吸积盘到恒星的吸积流的结构。模拟显示，即使没有恒星磁层，在高纬度地区也会发生快速吸积。我们发现，失败的磁盘风成为快速，高纬度吸积的结果，介导的角动量交换的磁场远高于磁盘，其中的洛伦兹力，减速的旋转运动的气体可以比较的离心力。与经典的磁层吸积方案不同，快速吸积流不受恒星磁层磁场的引导。然而，吸积速度达到自由落体速度在恒星表面由于有效的角动量损失在一个远离恒星的地方。这项研究提供了一个可能的解释，为什么赫比格Ae/Be星的磁场一般不足以形成磁层也显示出快速吸积的迹象。在我们的模型中，磁驱动射流不是从盘形成的。由于帕克不稳定性干扰了磁场的放大作用，差动旋转不能产生足够强的磁场来加速喷流。
2019-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Global simulations of accretion flows onto perturbers embedded in magnetized disks -I. MRI and jet formation in ideal MHD
Charles University（查理大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）
本研究通过高分辨率全局MHD模拟，揭示嵌入磁化吸积盘的低质量扰动体可自然形成带大尺度磁场的微型吸积盘及双极磁外流，为相关天体物理模型奠定基础。
2026-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
