Black Hole Accretion with Saturated Magnetic Pressure and Disk Wind
本文构建了包含饱和磁压和盘风的黑洞吸积盘解析模型，发现磁压在塑造盘结构中起主导作用，且盘光度在8倍爱丁顿极限处饱和，为黑洞质量估计和标准烛光提供了理论依据。
2023-07-13 astro-ph.HE
Inflow-Outflow Solution with Stellar Winds and Conduction near Sgr A*
我们提出了一个2温度径向动力学模型的等离子体流附近的Sgr A* 和适合的韧致辐射发射广泛的静态X射线钱德拉数据。该模型从几角秒扩展到黑洞（BH）的引力半径，描述了外吸积流和下落区。该模型考虑了电子热传导、粒子的相对论热容和星风的馈送。来自每颗恒星的恒星风被分别认为是质量、动量和能量的来源。自洽搜索的停滞和音速点进行。发现大部分天然气从该区域流出。由于在湍流中熵产生增强了热传导效应，吸积速率被限制在Bondi速率的1%以下。在黑洞附近，X射线亮度分布过于陡峭，因此推测是一个同步辐射自康普顿点源，亮度L= 3 × 10^32erg/s。我们拟合了来自内流的亚毫米发射，从而针对适用于任何半径的Sgr A* 吸积的单一模型。
2009-12-16 astro-ph.HE
The self-similar structure of advection-dominated discs with outflow and radial viscosity
观测证据和理论论证假定外流可能在平流主导的吸积盘（ADAF）中起着重要作用。虽然方位角粘度是大多数以前的研究在这方面的主要焦点，最近的研究表明，光盘结构也可以受到径向粘度。在这项工作中，我们将这些物理成分和环形分量的磁场，以探索它们的作用在稳态结构的ADAF。因此，我们提出了一组相似的解决方案，流出有助于质量损失，角动量去除，和能量提取。我们的解决方案表明，径向粘性导致盘旋转速度较慢，而径向气体速度增加。对于强风，如果考虑径向粘性，饱和传导参数足够大，则下落速度可以达到开普勒速度的数量级。我们发现，磁场和风的强度可以影响径向粘性的有效性。
2020-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-dimensional Inflow-Wind Solution of Hot Accretion Flow. I. Hydrodynamics
我们求解了热传导存在下的二维热吸积流的流体动力学方程。流动假设为稳态轴对称流动，径向采用自相似近似。在这个流体动力学研究中，我们考虑粘性应力张量来模拟驱动角动量的磁旋转不稳定性的影响。我们在旋转轴和赤道平面上施加物理边界条件，得到了全$ r-θ$空间的解。我们发现，热传导是研究具有很低质量吸积率的热吸积流的入风流结构不可缺少的项。这里最有趣的结果之一是，在热吸积模式和热传导的存在下，盘是对流稳定的。此外，风的属性和驱动机制进行了研究。我们的分析结果与以往的热吸积流的数值模拟是一致的。
2021-01-20 astro-ph.HE
Thermal Conduction and Thermal-Driven Winds in Magnetized Viscous Accretion Disk Dynamics
本研究构建含饱和热传导与热驱动风的旋转黑洞磁化吸积流自洽稳态模型，找到跨声速含激波的全局解，发现相关参数显著影响激波位置与参数空间，可解释黑洞爆发下降阶段的QPO频率演化特征。
2025-01-17 astro-ph.HE
Final stage of merging binaries of supermassive black holes: observational signatures
人们对双超大质量黑洞（SMBH）的兴趣越来越大，但在观测中，分离小于~1光日（10^8 Msun的引力半径为~10^2）的合并双星在引力波的控制下迅速演化，是难以捉摸的。在本文中，我们讨论了三个区域的组成SMBH周围的迷你盘的命运：1）低速率（对流主导吸积流（ADAF）），2）中等速率，3）超爱丁顿吸积率。具有中间速率的微型盘通过热电晕的热传导进行蒸发，形成混合径向结构。当双星轨道周期小于蒸发小圆盘的声传播时间尺度时，由于圆盘将被高度扭曲而被破坏，因此出现了一种新的不稳定性，称为声不稳定性。我们证明了小圆盘的声不稳定性与A_{crit} ~10^2 Rg的临界分离，并且腔中充满了热气体。对于这些二进制，组件SMBH的吸积与邦迪模式的ADAF制度，显示周期性的变化所造成的多普勒增强效应的无线电从ADAF由于轨道运动。与此同时，环双星盘（CBD）仍然没有足够的热（紫外赤字）来产生光子来吸收气体以获得宽发射线。当CBD吸积速率极高时，Mg Ⅱ线出现，而当CBD吸积速率极高时，Mg Ⅱ线出现，而当CBD吸积速率极高时，Mg Ⅱ线出现，而当CBD吸积速率极高时，Mg Ⅱ线出现，CIV线出现。此外，如果CBD与二元平面不对准，则预期具有约十倍射电周期的光学周期变化。
2022-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion flows in the hard state of black hole X-ray binaries: the effect of hot gas condensation
本研究针对黑洞X射线双星硬态中吸积盘截断模型与相对论展宽Fe Kα线观测的矛盾，提出热ADAF气体冷凝形成内盘-冕结构的机制，解释了硬态宽Kα线及光谱特征，且对Cygnus X-1的预测与观测一致。
2023-10-19 astro-ph.HE
Self-similar Solution of Hot Accretion Flow with Thermal Conduction and Anisotropic Pressure
通过求解轴对称的稳态磁流体动力学方程，我们研究了各向异性热传导、各向异性压力和磁场强度对黑洞周围热吸积流的影响。各向异性压力被认为是在具有极低质量吸积率的热吸积流中弱碰撞等离子体中传输角动量的机制。然而，各向异性压力并不广泛影响角动量的传输，它导致风区的收缩。结果表明，磁场的强度可以帮助坡印亭能通量克服动能通量。这一结果可能适用于理解银河系中心Sgr A* 和M87星系的热吸积流。
2022-01-11 astro-ph.HE
The soft and hard X-rays thermal emission from star cluster winds with a supernova explosion
巨大的年轻星团包含数十或数百颗大质量恒星，它们以风和超新星爆炸的形式注入机械能，产生外流，膨胀到周围的介质中，使其受到冲击，并形成称为超级气泡的结构。受冲击材料的区域可以具有超过10 $^6$ K的温度，并且主要发射热X射线（软和硬）。这种X射线辐射强烈地受到热传导作用的影响，以及大质量恒星注入的物质的金属含量。我们提出了三维数值模拟探索这两种效果，恒星风和超新星爆炸的金属丰度，以及热传导。
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part II: The Effectiveness of Anisotropic Thermal Conduction and Survival of Stripped Galactic Tails
模拟了团星系团内介质（ICM）与热日冕星际介质（ISM）气体之间的各向异性热传导。在早期的论文I（Vijayaraghavan & Sarazin 2017a）中，我们模拟了由于ISM和ICM之间的各向同性（可能饱和）传导导致的热ISM的蒸发。我们发现，热电晕蒸发$\sim 10^2$ Myr的时间尺度，显着短于$\sim 10^3$ Myr气体损失时间，由于冲压压力剥离。没有汽提气体的尾部形成。这与观察到的紧凑X射线日冕和剥离的ISM尾部的普遍存在和隐含的寿命相矛盾，并且需要抑制蒸发，这可能是由于磁场和各向异性传导。我们进行了一系列类似于论文I的风洞模拟，现在包括ISM和ICM磁场。我们模拟了一系列极端磁场配置的各向异性传导的效果：平行和垂直于ICM风，以及ISM和ICM之间的连续和完全不相交。我们发现，当传导是各向异性的，由于蒸发的气体损失是严重减少，整体气体损失率与各向异性的传导和没有不超过$10 - 20\%$不同。磁场还通过屏蔽防止被剥离的尾部在ICM中蒸发，并且为ICM和ISM之间的热传输提供很少的路径。星系尾流和尾流中的剥离尾和磁场形态对初始磁场位形很敏感。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Narrow Radiative Recombination Continua: A Signature of Ions Crossing the Contact Discontinuity of Astrophysical Shocks
来自行星状星云（PNs）的X射线被认为是来自于快速恒星风（v ~ 1000 km/s）与早期的星周慢风（v ~ 10 km/s）碰撞时的冲击波。理论上，受冲击的快风（热气泡）和周围的冷星云可以保持分离的磁场沿表面称为接触不连续（CD），抑制扩散和热传导。CD区由于其小尺寸和微弱的发射而极难直接探测。这在很大程度上使CD、恒星冲击和相关的微观物理学的研究停留在理论领域。本文给出了来自热气泡（kT ~ 100 eV）的离子穿过CD并穿透冷星云气体（kT ~ 1 eV）的光谱证据。在PN BD+30 3639的高分辨X射线谱中发现了一个窄的辐射复合连续谱（RRC）特征，表明裸C VII离子在kT_e=1.7 ± 1.3 eV处与冷电子复合。得到了类H C VI窄RRC的通量上限。RRCs被解释为来自BD+30 3639的热气泡的C离子穿过CD进入冷星云，在那里它们最终与冷电子重新结合。C VII与C VI的RRC通量比将CD上的温度跃变限制在Δ kT > 80 eV，这是第一次直接证明天体物理CD两侧的温度差异，并相应地限制了磁场和热传导的作用。注意到两个碰撞风双星有类似的RRC，这表明温度跳跃和离子CD穿越可能是恒星风冲击的共同特征。
2009-04-14 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flow around Bondi Radius
以前的数值模拟表明，在黑洞周围的热吸积流中可以产生强风。大多数研究只关注靠近中心黑洞的区域，因此还不清楚风的产生是否在邦迪半径附近的大半径处停止。Bu et al. 2016研究了在核恒星引力存在下邦迪半径周围的热吸积流。他们发现，当核恒星的引力很重要/与黑洞的引力相当时，在邦迪半径周围就不能产生风。然而，对于某些星系，核恒星在邦迪半径附近的引力可能并不强。在这种情况下，是否能在邦迪半径周围产生风还不清楚。通过流体动力学模拟，研究了有无热传导时Bondi半径附近的热吸积流。我们使用虚拟粒子轨道方法来研究是否存在风的模拟数据的基础上。数值结果表明，在没有核恒星引力的情况下，在Bondi半径附近可以产生风，从而导致质量流入率向内减小。我们证实了Yuan等人的结果，这表明这是由于气体通过风而不是对流运动的质量损失。
2022-09-20 astro-ph.HE
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part I: The Effectiveness of Isotropic Thermal Conduction Including Saturation
模拟了星系团内热星际介质气体在冲压压力和热传导作用下的演化过程。在ICM的密度和温度下，ICM电子的平均自由程与星系的大小相当，因此电子可以有效地将热量从热的ICM传递到较冷的ISM。在我们的模拟中，星系团由暗物质晕和热气日冕组成，被嵌入一个类似于ICM的“风洞”中。在本文中，我们假设热传导是各向同性的，并包括饱和的影响。我们发现，当热量从ICM传递到ISM时，较冷的较致密的ISM膨胀并蒸发。这个过程明显快于气体损失由于冲压压力剥离;对于我们的标准模型星系的蒸发时间是$160$百万年，而冲压压力剥离时标是$2.5$陀螺。热传导也抑制剪切不稳定性的形成，并且没有剥离的ISM尾部，因为ISM在尾部形成之前蒸发。因此，在星系群和星系团环境中观测长寿命的X射线发射日冕和冲压压力剥离的X射线尾，需要通过一些额外的物理过程抑制或抵消热传导。最有可能的过程是由于ISM和ICM中的磁场引起的各向异性热传导，我们将在本系列的下一篇文章中对此进行模拟和研究。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-similar solution of hot accretion flow: the role of kinematic viscosity coefficient
我们调查的热吸积流的流入风结构的运动粘度系数的依赖性。在这方面，我们提出了一个模型的运动粘度系数来模仿的行为的磁旋转不稳定性，并会在旋转轴上最大。然后，我们比较我们的模型与其他两个处方的吸积流的数值模拟。我们求解了热传导存在下的二维热吸积流的流体动力学方程。在径向上也采用了自相似方法。计算了三种运动粘度公式模型的来流和风的速度、密度、角动量等特性。通过检验，我们发现，在我们提出的模型中，风的效率低于其他两个模型，以提取角动量向外的自相似解决方案的应用。所得解可用于热吸积流的流体动力学数值模拟。
2021-06-11 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Prototype Wind-Blown Bubble NGC 6888
我们提出了一个分析的原型风吹气泡NGC 6888这是基于使用标准的光谱模型和理论模型与观测的直接比较朱雀观测。NGC 6888的X射线谱是软的，大多数X射线在（0.3 - 1.5 keV）能量范围内。但是，也检测到硬X射线（1.5 - 4.0 keV）（约为观测通量的10%）。相应的光谱拟合需要一个相对较冷的等离子体与kT < 0.5 keV but much hotter plasma with temperature kT >2.0 keV是需要匹配所观察到的硬X射线发射。我们发现在NGC 6888的热泡内没有明显的温度变化。导出的丰度（N，O，Ne）与光学星云的丰度一致。这表明X射线发射气体和外部冷壳层的共同起源：大多数X射线等离子体（具有不均匀的空间分布：团块）从光学星云流入热气泡。如果电子热传导是有效的，这自然可以解释大多数X射线发射等离子体的相对低的等离子体温度。或者，NGC 6888中的热气泡将是绝热的，而冷团块可能通过重粒子之间的能量交换（热离子扩散到冷团块中）被加热到X射线温度。
2010-12-17 astro-ph.HE
Physical Structure of the Planetary Nebula NGC 3242 from the Hot Bubble to the Nebular Envelope
行星状星云（PNe）形成的相互作用恒星风模型的一个关键特征是在PNe的中心空腔中存在激波加热的恒星风。这个所谓的热泡应该可以用X射线检测到。在这里，我们提出了XMM牛顿观测NGC 3242，一个多壳PN的壳形态是一致的相互作用的恒星风模型。在0.55 kpc的距离上，在其内壳层内探测到了弥散X射线发射，等离子体温度约为2.35 \times 10^6 K，本征X射线光度约为2 \times 10^30 ergs ^（-1）。观测到的X射线温度和光度与包括热传导在内的模型的“特设”预测一致。然而，X射线发射等离子体的化学丰度似乎意味着很少有冷物质蒸发到热气泡中，而热气体的热压力不太可能驱动星云膨胀，因为它低于内壳边缘的热压力。NGC 3242中央空腔内的热气体的明显大填充因子加剧了这些不一致性。行星状星云：个体（NGC 3242）
2011-07-21 astro-ph.HE
Inside the core of a young massive star cluster: 3D MHD simulations
年轻的大质量星团居住在恒星形成的区域，在星系演化中扮演着重要的角色。它们是热辐射和非热辐射的来源，也是有效的宇宙射线加速器。我们提出了在一个年轻的致密星团的等离子体流的三维磁流体动力学（MHD）模拟在演化阶段，包括多个相互作用的大质量的OB和WR星的超音速风。该模型允许研究由风在体运动、热加热和磁场之间注入的机械能的分配。达到$\sim$ 300 $μ$ G量级的更大尺度的磁场显示了在整个星系团核心扩散的沉积结构。具有高磁场的细丝是由在风终止激波下游的Axford-Cranfill型效应产生的，该效应通过在团簇核心的中心部分具有热等离子体热压的场的压缩而被放大。热（$\sim$几keV）等离子体被加热的恒星风的终端冲击和压缩的碰撞postshock流。我们还讨论了热传导效应对等离子体流动的可能作用，分析了团簇核心的温度图和漫热X射线发射谱。高星系团尺度磁场的存在支持了在特定演化阶段星系团中高能宇宙射线加速的可能性。
2022-09-23 astro-ph.HE
PIC Simulations of Velocity-Space Instabilities in a Decreasing Magnetic Field: Viscosity and Thermal Conduction
本文采用粒子模拟方法（PIC），模拟了背景磁场逐渐减小的无碰撞电子-离子等离子体，研究了速度-空间不稳定性对等离子体粘性加热和热传导的影响。如果$B$减小，则磁矩的绝热不变性引起具有$p_{||,j} > p_{\perp,j}$的压力各向异性（$p_{||,j}$和$p_{\perp,j}$表示平行于和垂直于磁场的物质$j$（$=i$或$e$）的压力）。线性理论表明，对于足够大的各向异性，可以触发不同的速度空间不稳定性。这些不稳定性，增长规模相当于电子和离子拉莫尔半径，原则上有能力俯仰角散射粒子，限制增长的各向异性。我们的PIC模拟集中在非线性，饱和制度的不稳定性。这是通过在等离子体中施加剪切而使磁场永久减小来实现的。结果表明，在$2 \lesssim β_j \lesssim 20$（$β_j \equiv 8πp_j/B^2$）区，离子和电子的饱和压力各向异性受斜离子流（OIF）和快磁声/哨声（FM/W）不稳定性的共同影响.这些不稳定性优先在离子拉莫尔半径尺度上增长，并使离子和电子压力各向异性几乎相等：$Δp_e/p_{||,e} \approx Δp_i/p_{||,i}$（其中$Δp_j=p_{\perp,j} - p_{||,j}$）。我们还通过直接计算电子沿平均磁场的平均自由程来量化等离子体的热传导，我们发现这强烈依赖于$B$是否减小或增加。我们的结果可以应用于低碰撞…
2018-02-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Structure of Advection-Dominated Accretion Disks with Outflows: Role of Toroidal Magnetic Field
本文的主要目的是研究在粘性和磁场分别引起的湍流粘性和扩散的情况下，环形磁场对平流主导吸积流（ADAF）结构的影响。利用径向自相似假设求解热吸积盘的磁流体动力学方程。我们使用球坐标$ (r, θ, φ) $来求解我们的方程。我们考虑了磁场的环向分量，并给出了速度场$ \mathbf{v}\equiv (v_{r}, v_θ, v_φ) $的三个分量。我们减少了方程组的一组微分方程$ θ$和应用对称边界条件在赤道平面的磁盘。结果表明，在一定的倾角$ θ_{0} $下，径向速度为正值的流出区总是存在的。结果表明，磁场越强，$ θ_{0} $的倾角越小。这意味着与非磁化磁盘相比，磁化磁盘更薄。根据\citealt{jw}的工作，我们可以定义三个区域。第一个区域称为流入区，从圆盘中平面开始到一定倾角$ θ_0 $，其中$ v_{r}(θ_{0}) = 0 $。在这个区域，速度为负值，吸积物质向中心物体移动。流出区域，其中$ v_{r}(θ) > 0 $，被放置在$ θ_{0} $和盘表面$ θ_{0} < θ< θ_{s} $之间。在这个区域，吸积流远离中心物体。第三个区域位于圆盘表面和极轴之间，称为风区。
2013-10-22 astro-ph.HE
Interplay between Escaping Cosmic Rays and Interstellar Medium: Driving of Galactic Winds and Shaping the Local Proton Spectrum
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
研究逃逸宇宙射线对星际介质的影响，通过球对称的CR-流体动力学模拟，探讨CR能量谱、辐射冷却和热传导的演化，揭示CR加热对超新星残骸观测的潜在影响，并提出对本地质子谱的解释。
2026-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Taming the Tarantula: How Stellar Wind Feedback Shapes Gas and Dust in 30 Doradus
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
本文通过多波段分析研究30 Doradus区域热气体能量损失机制，发现尘埃与热气体温度无显著相关性，推测尘埃位于被扫过的壳中，通过辐射加热，并发现X射线峰值位于Hα壳内，表明热气体部分被限制。
2025-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining cosmic ray acceleration in young star clusters using multi-wavelength observations
我们使用$1$ D和$3$ D双流体宇宙线（CR）的流体动力学模拟研究的作用，在一个紧凑的年轻星团附近的CR。我们模拟自引力云（密度分布$ρ\propto r^{-1}$），包括重要的热和非热过程，并探讨两种不同的CR注入方案。我们表明，如果在风驱动区的内部冲击的CR加速的主要网站，那么由此产生的$γ$ -射线光度（$L_{\rm γ}$）可以达到$\approx 5\%$的机械光度（$L_{\rm w}$），独立的风能（$\sim 1-20\%$）的分数注入CR。相反，如果气泡的正向/反向冲击是注入部位，则$L_{\rm γ}$随CR注入分数线性增加，如分析所预期的。我们发现，X射线光度（$L_{\rm x}$）的正向/反向冲击注入的情况下是$\gtrsim 10^{-3} L_{\rm w}$，这是$\sim 10$倍大于在中央风驱动注入的情况下。我们预测了同步辐射射电光度的相应范围。我们展示了多波长观测如何约束CR参数。比较预测的多波长光度与30剑鱼座，我们确定的反向冲击作为最可能的CR注射部位，热传导是很重要的。我们没有发现显着的动态影响的CR在我们的模型。
2018-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Lack of thermal energy in superbubbles: hint of cosmic rays?
采用解析方法和$1$双流体模拟，研究了宇宙射线（CR）对OB星协中由多颗超新星（SNe）/星风驱动的星际超气泡（ISB）动力学的影响.除了CR平流和扩散，我们的模型还包括热传导和辐射冷却。我们发现，CR注入在反向冲击或在一个中央风驱动区域可以影响ISBs的热剖面，因此它们的X射线特性。即使总机械功率的一小部分（$10-20\%$）被注入到CR中，反向冲击时的冲压压力的显著部分也可以被传递到CR。如果（1）反向激波气体马赫数超过临界值（$M_{\rm th}\gtrsim 12$）和（2）CR加速时间尺度$τ_{\rm acc}\sim κ_{\rm cr}/v^2$短于动力学时间，则能量传递变得有效，其中$κ_{\rm cr}$是CR扩散常数，$v$是上游速度。我们表明，CR影响的气泡可以表现出体积平均热气温度$1-5\times10^{6}$ K，低于一个因素的$2-10$比没有CR。因此，CR可以潜在地解决长期存在的问题，观察到的低ISB温度。
2017-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
