许多不同类型的系统都有逆行岁差，逆行岁差可能是由未对准的吸积盘上次级粒子的潮汐力矩引起的。然而，导致和维持磁盘倾斜的来源是未知的。在这项工作中，我们表明，吸积盘可以倾斜，由于一个力称为电梯。升力是由吸积盘上方和下方不同的气流超音速引起的。因为升力作用在圆盘的压力中心，所以围绕通过圆盘的质心的旋转轴施加扭矩。圆盘对升力的反应是围绕圆盘的节点线俯仰。如果气流流动减弱，那么升力也减弱，并且盘试图返回到其原始取向。在第一近似下，升力并不取决于磁场或辐射源，而是取决于质量和圆盘的表面积。此外，对于要启动的盘倾斜，必须超过最小质量传递速率。例如，围绕0.8 $M_{\odot}$致密中心天体的$10^{-11}M_{\odot}$盘需要大于$\sim10^{-13}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的质量转移速率，这个值远低于逆行进动的激变矮新星系统的已知质量转移速率，并且在它们的光变曲线中显示出负的超级驼峰，这个值远低于原恒星形成系统的质量转移速率。
英文摘要：
Many different system types retrogradely precess, and retrograde precession could be from a tidal torque by the secondary on a misaligned accretion disk. However, a source to cause and maintain disk tilt is unknown. In this work, we show that accretion disks can tilt due to a force called lift. Lift results from differing gas stream supersonic speeds over and under an accretion disk. Because lift acts at the disk's center of pressure, a torque is applied around a rotation axis passing through the disk's center of mass. The disk responds to lift by pitching around the disk's line of nodes. If the gas stream flow ebbs, then lift also ebbs and the disk attempts to return to its original orientation.
To first approximation, lift does not depend on magnetic fields or radiation sources but does depend on mass and the surface area of the disk. Also, for disk tilt to be initiated, a minimum mass transfer rate must be exceeded. For example, a $10^{-11}M_{\odot}$ disk around a 0.8$M_{\odot}$ compact central object requires a mass transfer rate greater than $\sim10^{-13}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$, a value well below known mass transfer rates in Cataclysmic Variable Dwarf Novae systems that retrogradely precess and that exhibit negative superhumps in their light curves and a value well below mass transfer rates in protostellar forming systems.
Does an Average White Dwarf Have Enough Mass to Prevent an Accretion Disk Tilt?
在最近的出版物中，我们介绍了升力作为一个共同的来源，吸积盘倾斜，这可能是相关的吸积盘系统。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议上，我们集中在是否平均白矮星有足够的质量，以防止磁盘倾斜的非磁性激变变星（CV）与吸积盘。假设一个白矮星质量为0.6 M $_{\odot}$和一个磁盘质量为10 $^{-11}$ M $_{\odot}$，我们改变二次质量，以建立理论上的最小质量转移率需要诱导和维持磁盘倾斜4度周围的节点线。对于范围内的质量比\( (0.13 \le q=M_{2}M^{-1} \le 0.45) \)，我们确认，二级质量并没有显着的磁盘倾斜。我们还证实，一般的白矮星没有足够的质量，以防止磁盘倾斜。我们发现，磁盘倾斜可能是在低质量传递速率系统，如CV SU UMa的。
Connections Between Tilted Accretion Disks Around White Dwarfs and Substellar Companions
白矮星系统中的吸积盘被认为是倾斜的。在最近的出版物中，升力被认为是盘倾斜的一个来源，一个可能与所有吸积盘系统相关的来源。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议的过程中，我们集中在是否有足够的质量，以有助于磁盘倾斜吸积到一个白矮星主要的棕矮星捐助星。我们也想知道一个白矮星-棕矮星密近双星系统是否有足够的质量来诱导和维持四度的盘倾斜。我们采用SDSS 103533.03+055158.4作为我们的模型系统，其传质速率为（（10 \pm 2）\times 10^{-12}）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们发现SDSS 1035中的褐矮星没有足够的质量来贡献盘倾斜。我们发现最小质量传递速率的总量为$\sim10^{-10}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们的结论是，SDSS 1035似乎没有足够高的传质速率，诱导和维持可观察到的磁盘倾斜。因此，褐矮星供体系统如此难以找到的一个原因可能是由于它们的低质量传递速率，这不会引起白矮星-红矮星CV中典型的可观察到的动力学效应。
Long Photometric Cycles in Double Periodic Variables from Nodal Precession of a Tilted Accretion Disk
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
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。
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）
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。
