The universal "heartbeat" oscillations in black hole systems accross the mass-scale
螺旋星系ESO 243-49附近的超亮X射线源（HLX-1，峰值X射线光度$\sim 10^{42}\rm erg\ s^{-1}$）可能是中等质量黑洞（IMBH）的最佳候选者，该黑洞经历了周期为$\sim 400$天的周期性爆发。这种准周期性变化的物理原因尚不清楚。通过模拟HLX-1的光变曲线，探讨了吸积盘中存在辐射压力不稳定性的可能性，发现它可以大致再现HLX-1周期性爆发的持续时间、周期和振幅，其IMBH为~ 10^5 Msun。我们的结果为解释HLX-1的周期性爆发提供了一个可能的机制。我们进一步发现，对于具有非常宽的质量范围的BH源，爆发持续时间和测热光度之间存在普遍的相关性（例如，X射线双星，XRB，HLX-1和活动星系核，AGN），这是大致符合的预测辐射压力不稳定性的吸积盘。这些结果表明，辐射压力不稳定性触发的“心跳”振荡可能出现在不同尺度的BH系统。
2016-10-14 astro-ph.HE
Investigating slim disk solutions for HLX-1 in ESO 243-49
ESO 243-49星系中的超亮X射线源HLX-1是目前最好的中等质量黑洞候选者，它显示出的光谱跃迁与银河系黑洞双星中观察到的光谱跃迁相似，但亮度要高出100-1000倍。我们研究了这个独特的源拟合多历元数据收集的斯威夫特，XMM牛顿和钱德拉与磁盘模型计算光谱的广泛的次和超爱丁顿吸积率假设一个非旋转的黑洞和面对磁盘（i = 0度）的X射线特性。在这些假设下，我们发现HLX-1中的黑洞处于中等质量范围（~2 × 10^4 M_odot），吸积流处于亚爱丁顿区。圆盘辐射效率为eta = 0.11 +/-0.03。我们还证明了源的质量估计符合L_X ~ T^4关系。在爆发峰值处，源辐射接近爱丁顿极限。吸积速率随后几天保持在4 × 10^（-4）M_odot yr^（-1）附近，然后呈指数下降。吸积速率的这种“平台”可以证明，增强的传质速率是HLX-1中驱动突出的机制。我们还报告了2011年8月由斯威夫特X射线望远镜观测到的新爆发。这次新爆发的时间进一步加强了~1年复发时间尺度。
2012-04-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Investigation of X-ray timing and spectral properties of ESO 243-49 HLX-1 with long-term Swift Monitoring
对ESO 243-49 HLX-1的长期Swift监测提供了一个机会，可以研究这种超亮X射线源的详细时间和光谱行为。自2009年8月中旬以来，雨燕已经探测到7次爆发。使用不同的动态定时算法，我们确认的爆发之间的时间间隔，这是表现在最近的爆发之间的延迟增加的趋势。HLX-1静止态的X射线谱可用单一的幂律模型描述，而爆发态的X射线发射主要是热成分。只有少量的证据表明光子指数（或光谱硬度）在静态之间的变化约为1σ偏差。随着更新的时间和光谱特征，我们重新审视不同的情况下，解释的起源HLX-1的准周期调制。一个显着增加的趋势，没有明显的随机波动的时间尺度上检测到的准周期可能不完全支持的轨道周期的起源，可能是由于质量转移事件从一个捐助者的恒星在近星点的一个极其偏心的轨道。爆发的配置文件似乎是一致的吸积盘或振荡风的情况下，在内部磁盘的潮汐引起的进动的效果。基于这些模型，我们推测，真正的轨道周期比检测到的准周期性短得多。
2019-11-29 astro-ph.HE
Combined Analysis of Hubble and VLT Photometry of the Intermediate Mass Black Hole ESO 243-49 HLX-1
在本文中，我们提出了一个综合分析的数据与哈勃太空望远镜（HST），甚大望远镜（VLT），和斯威夫特X射线望远镜（XRT）的中间质量黑洞ESO 243-49 HLX-1，采取了2个月之间的2010年9月和11月。先前对这些数据的单独分析发现，它们与来自非常年轻或非常古老的恒星星族的辐射吸积盘一致，并且还表明HLX-1对应物的光通量可能是可变的。这种变化只能归因于一个不断变化的吸积盘，所以同时分析所有数据集应该打破模型拟合的简并性。因此，我们同时适合的宽带光谱能量分布（SED）从近红外线通过X射线波长的两个时代的数据与模型组成的辐射吸积盘和恒星星族。我们表明，这种结合分析排除了一个老恒星星族，发现SED是占主导地位的排放从吸积盘与适度的再处理在外盘周围的中间质量黑洞嵌入在一个年轻的（20百万年）星团的质量为1 E5 Msun。我们还对一个额外的隐藏的老恒星星族的质量上限为1 E6 Msun。然而，用Gemini-South望远镜获得的HLX-1的光学r波段观测结果覆盖了后来X射线爆发的部分衰变，与恒定的光通量一致，表明HST和VLT观测结果之间的观测变化可能是由应用于两个光学数据集的背景减除差异引起的。在这种情况下，恒星星族的贡献，因此星团的恒星质量，可能更高（节略）。
2013-10-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The size of accretion disks from self-consistent X-ray spectra and UV/optical/NIR photometry fitting: applications to ASASSN-14li and HLX-1
本文实现带自由外盘半径的标准薄盘模型，同时拟合X射线光谱与UV/光学/NIR测光，应用于TDE ASASSN-14li和IMBH候选体HLX-1，得到黑洞质量和外盘半径，并讨论简化模型与相对论效应的影响。
2025-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Eccentricity of HLX-1
我比较吸积盘的外半径在中等质量的黑洞候选人HLX-1估计从紫外线/光学连续谱，其爆发下降时标估计的值。我用指数衰减、拐点和线性衰减拟合了雨燕2010年爆发衰减光曲线。我发现这个吸积盘的外半径为10 ^{12} cm <~R_{out} <~10 ^{13} cm，仅比银河系黑洞的高/软状态下的典型吸积盘大一个数量级。相比之下，半长轴约为10 ^{14} cm的几倍。这种差异可以用高度偏心的轨道来解释。估计了近星点黑洞周围的潮汐截断半径和圆化半径，并假定它们与外盘半径相近或小于外盘半径。我得到e>~0.95，施主星的半径<~几个太阳半径，施主星没有潮汐破裂的危险。如果伴星充满了它的洛希瓣，并且只在近星点附近进行冲动性的质量转移，那么轨道的长期演化预计会进一步增加偏心率和半长轴。我推测，这种极端偏心的系统可能与银河系中心的S星有着相同的起源。
2012-10-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The origin of variability of the intermediate-mass black-hole ULX system HLX-1 in ESO 243-49
位于ESO 243-49星系中的超亮中等质量黑洞系统HLX-1表现出可能重现时间为几百天的可变性。找到这种变化的起源将限制这个非凡物体的大部分未知属性。由于它表现出强度硬度行为特性的黑洞X射线瞬变，我们分析了可变性的HLX-1的磁盘不稳定性模型的框架，解释爆发这样的系统。我们发现，HLX-1的长期变化是不太可能解释的模型中，爆发是由热粘性不稳定性吸积盘。可能的替代方案包括不稳定的辐射压力占主导地位的磁盘，但我们认为，一个更可能的解释是调制的质量转移由于潮汐剥离的恒星偏心轨道周围的中等质量的黑洞。我们考虑一个进化的情况下，导致创建这样一个系统，并估计其观察的概率。我们使用一个简化的坍缩后星系团动力学模型得出结论，不超过1/100到1/10的Mbh < 10^4 Msun的IMBH--由年轻星系团致密坍缩核心中的逃逸恒星合并形成--可以使几倍于1 Msun的主序星在轨道偏心度足以在近点进行质量转移的轨道上演化为AGB，同时避免碰撞破坏或被分散到IMBH的2体遭遇。这种构型的有限但低概率与HLX-1的独特性是一致的。然而，我们注意到，一个标准的吸积盘对质量转移爆发的实际反应可能太慢，无法解释观测结果，除非轨道接近抛物线（因此更罕见）和/或额外的加热，可能与高度依赖于时间的引力势有关。
2011-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray and optical decline of the intermediate mass black hole HLX-1
INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics A28, The, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所天文与行星物理学研究所）；Dipartimento di Fisica, Universitá degli Studi di Torino（都灵大学物理系）；Dipartimento di Fisica, Universitá di Roma Tor Vergata（罗马第二大学物理系）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Torino（意大利国家核物理研究所都灵分部）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
本研究结合多空间望远镜观测，揭示中等质量黑洞候选体HLX-1的X射线与光学/紫外发射解耦，支持其为潮汐瓦解事件起源的中等质量黑洞，并解析其周边远紫外发射体为环状恒星形成结构。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Subsonic Wind Accretion
亚音速风吸积率（吸积点牛顿质量移动通过均匀的气体）被证明是独立的风速和等于球邦迪率-绝热指数等于5/3。一个（非常精确的）数值计算的吸积流，证实了这一结果，也提出。
2021-12-18 astro-ph.HE
On the wind production from hot accretion flows with different accretion rates
我们进行二维模拟，研究风的强度如何随着吸积率的变化。我们考虑了韧致辐射、同步辐射和康普顿化。我们发现，当吸积率较低时，辐射冷却并不重要，吸积流是热吸积流。对于热的吸积流，风是很强的。风的质量通量可以是质量流入速率的$\sim 50\%$。当吸积率增加到一个值，在该值下，辐射冷却率大致等于或略大于粘性加热率，冷团可以在赤道面周围形成。在这种情况下，气体压力梯度力很小，风很弱。我们的结果对亚网格模型的活动星系核反馈研究有一定的参考价值。
2017-11-07 astro-ph.HE
Wind from the Hot Accretion Flow and Super-Eddington Accretion Flow
本文综述了热吸积流和超爱丁顿吸积流中风的理论与观测进展，指出风在活动星系核反馈中比喷流起更关键作用。
2024-08-29 astro-ph.HE
Thermally Driven Winds from Radiatively Inefficient Accretion Flows
辐射无效吸积流是低光度吸积流的共同特征，包括静止状态的X射线双星和低光度活动星系核。热驱动风预计从这样的热吸积流。通过假设气流在径向上具有自相似结构，我们同时求解了风和吸积流的垂直结构，并计算了风引起的质量损失率。我们发现，流出率的吸积率的比率是近似统一的粘度参数，α lesssim 0.1，尽管在角动量和温度分布的一些不确定性。也就是说，RIAF中的吸积速率大致与半径成正比。此外，我们阐明了风冷却对底部吸积流的影响，发现这种影响可能是重要的计算RIAF的能谱。观测的影响进行了简要讨论的背景下，Sgr A*。
2009-06-19 astro-ph.HE
Accretion disc atmospheres and winds in low-mass X-ray binaries
在过去的十年中，X射线光谱学使得大量的发现光电离吸收的X射线双星。对这种吸积盘、大气和风的研究对于理解吸积过程和可能的环境反馈机制具有根本的重要性。本文综述了低质量X射线双星中吸积盘大气和风的观测和理论研究现状，重点讨论了风的发射机制和对吸积状态的依赖性。最后，我们谈谈值得特别注意的问题。
2015-10-13 astro-ph.HE
Models of Ultra-Luminous X-ray transient sources
现在人们普遍认为大多数超亮X射线源（ULX）是双星系统，其大的（高于$10^{39}$ erg s $^{-1}$）视光度可以用恒星质量致密天体上的超爱丁顿吸积来解释。许多ULX，特别是那些包含磁化中子星的ULX，是高度可变的;有些表现出瞬态行为。大的光度可能意味着大的吸积盘，因此可能倾向于热粘性不稳定性，已知驱动矮新星和低质量X射线双星瞬变源的爆发。本文的目的是扩展和推广的X射线瞬态盘不稳定性模型的情况下，大（外径大于$10^{12}$ cm）的吸积盘和应用它的描述系统的超爱丁顿吸积率在爆发，在某些情况下，超爱丁顿质量转移率。我们用我们的盘不稳定性模型程序计算了吸积盘的时间演化和爆发性质。我们表明，如果自辐射的吸积盘是有效的，即使当吸积率超过爱丁顿值，可能是由于散射回的X射线通量的光盘的外部部分上的光盘的中心部分发射，加热前可以达到光盘的外缘产生高吸积率。我们还提供了分析近似的可观察到的属性的爆发。我们已经成功地再现了观测到的星系瞬变的性质与大磁盘，如V404天鹅座，以及一些ULX，如M51 XT-1。如果吸积体是中子星，我们的模型可以再现ESO 243-39 HLX-1爆发的峰值亮度和衰变时间。我们预测的爆发持续时间和衰变时间与峰值亮度之间的关系的观测测试将是最受欢迎的。
2020-10-01 astro-ph.HE
Accretion Disc Wind Variability in the States of the Microquasar GRS 1915+105
继续我们的作用和在微类星体GRS 1915+105的吸积盘风的演变的研究，我们提出了高分辨率的光谱变化分析的β和γ状态的钱德拉高能透射光栅光谱仪。通过跟踪吸积盘风的吸收线的变化，我们发现了新的证据，表明辐射在一系列时间尺度上将内外吸积盘联系起来。随着中心X射线通量在高亮度伽马状态期间的上升，我们观察到风的渐进过度电离。在β状态下，我们认为，在内盘的变化，导致喷射的瞬态“婴儿喷流”也淬火高度电离风从外盘。我们的分析揭示了内部吸积盘的状态，结构和X射线光度如何共同驱动高度电离的吸积盘风的形成和变化。
2011-12-05 astro-ph.HE
The Effects of Magnetic Field Strength on Properties of Wind Generated from Hot Accretion Flow
观测表明，风可以在热吸积流中产生。通过数值模拟，Yuan等人研究了弱磁化吸积流产生的风的详细性质。然而，由强磁化热吸积流产生的风的性质还没有被研究。本文研究了弱磁化吸积流和强磁化吸积流产生的风的性质。我们重点讨论了磁场强度如何影响风的特性。本文求解了大尺度磁场作用下黑洞吸积的时间定常二维磁流体动力学方程。我们假设在径向方向上的自相似性。假设磁场与赤道面均匀对称。我们发现，风存在于弱磁化和强磁化吸积流。当磁场较弱（磁压比气压小2个数量级以上）时，风是由气压梯度和离心力驱动的。当磁场较强（磁压略小于气压）时，风是由气压梯度和磁压梯度力驱动的。强磁化情况下的风功率仅略大于弱磁化情况下的风功率。风的功率位于范围$ P_W \sim 10^{-4}-10^{-3} \dot M_{\rm in} c^2 $内，其中$ \dot M_{\rm in} $和$ c $分别是质量流入率和光速。简要讨论了风在活动星系核反馈中可能的作用。
2018-05-09 astro-ph.HE
Retrograde wind accretion -- an alternative mechanism for long spin-period of SFXTs
INTEGRAL发现了一类新的高质量X射线双星--超巨星快X射线瞬变星，它们与OB超巨星有关，具有长的自旋周期。观测证据表明，一些吸积中子星在HMXB显示吸积逆转。有人认为，反向扭矩可能导致非常缓慢的旋转器。根据风吸积过程中的三个特征半径，我们提出了一种反吸积方案，并将吸积阶段分为三个区域，以解释SFXTs长自旋周期的形成。某些SFXT系统的吸积状态可以由它们的自旋和轨道周期来确定。
2012-10-23 astro-ph.HE
A Wind-Disk Self-Irradiation Model For Supercritical Accretion
来自主动吸积X射线双星的光辐射主要是由外盘上的X射线再处理决定的。在超临界吸积的状态下，强辐射将驱动一个光学厚度接近球形的巨大风，并将遮蔽中心硬X射线照射外盘。相反，来自风的热辐射将作为新的辐射源。在这里，我们构建了一个自辐射模型，其中内盘（在风光球层内）完全被风阻挡，中间部分（在风光球层和散射层之间）由风直接加热，外盘（在风散射层之外）由离开散射层的光子加热。该模型能够很好地拟合超临界吸积候选源NGC 247 X-1的紫外/光学自相关辐射，而标准辐照模型不能给出自洽的结果。最佳拟合参数表明，该源包含一个恒星质量的黑洞，其吸积率约为临界值的100倍。值得注意的是，紫外线/光学拟合预测风光球，这是很好的一致性与X射线测量，虽然它是一个外推超过3个数量级的波长。这意味着，超临界吸积动力大规模的风和紫外/光学数据是有用的，在约束风的结构。
2019-09-17 astro-ph.HE
Effects of anisotropic thermal conduction on wind properties in hot accretion flow
以前的工作已经清楚地表明了来自黑洞热吸积流的风的存在，并研究了它们的详细性质。在极低吸积率系统中，电子的碰撞平均自由程与系统的长度尺度相比是大的，因此热传导在动力学上是重要的。当存在磁场时，热传导是各向异性的，并且能量传输沿着磁场线。本文通过二维磁流体动力学模拟研究了各向异性热传导对热吸积流中风产生的影响。我们发现，热传导只有温和的风的质量通量的影响。但当考虑热传导时，由于风速的增加，风的能量通量可以增加$\sim 10$倍。风速的增加是因为当包括热传导时驱动力（例如气压梯度力和离心力）的增加。这一结果表明，热传导起着重要的作用，在确定风的性质。
2016-03-24 astro-ph.HE
Accretion of supersonic magnetized winds onto black holes
我们提出了磁化超音速风吸积到一个旋转的黑洞在三维空间。我们选择代表性的自旋风的方向，以说明其对激波锥的演变和形态的影响。与纯粹的流体动力学情形不同，磁化情形中最重要的发现是形成了稀薄的斑点，其中磁场压力超过气体压力。在这些稀疏的斑点中，我们发现激波锥内涡流的形成。
2023-01-11 astro-ph.HE
Magnetically driven accretion disc winds: the role of gas thermodynamics and comparison to ultra-fast outflows
风通常在发光的活动星系核（AGN）中观测到。这些风的一个合理模型是磁流体动力学（MHD）盘风。对于薄吸积盘产生的盘风，这类MHD模型通常采用等温或绝热假设。在这项工作中，我们进行二维MHD模拟实施不同的热处理（等温，绝热和辐射），以研究它们对风从薄吸积盘的影响。我们发现，无论是等温模型和绝热模型高估了温度，低估了盘风的力量，并不能预测风的局部结构，通过求解能量方程与辐射冷却和加热得到的结果相比。基于辐射冷却和加热的模式，电离参数，柱密度和盘风的速度已经与观测到的超快外流（UFO）进行了比较。我们发现，在我们的模拟中，不明飞行物只能在史瓦西半径的数百范围内产生。在更大的半径范围内，没有发现不明飞行物。因此，纯MHD风不能解释所有观测到的不明飞行物。
2022-06-18 astro-ph.HE
Numerical simulation of hot accretion flows (IV): effects of black hole spin and magnetic field strength on the wind and the comparison between wind and jet properties
这是我们研究黑洞周围热吸积流风的系列作品的第四篇论文。在前两篇论文中，我们使用流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟证明了热吸积流中强风的存在。第三篇论文利用热吸积流的三维广义相对论MHD数值模拟数据，采用“虚粒子轨道”数据分析方法，计算了风的质量通量和速度等性质。然而，这篇论文只关注非旋转的黑洞和SANE（标准和正常吸积）。在本文中，我们扩展了第三篇论文，包括一个快速旋转的黑洞和MAD（磁制动盘）的情况下。我们着重研究自旋和磁场对风和急流性质的影响。发现较大的自旋和较强的磁场通常会增强风和急流。给出了风和急流的质量通量、极向速度、动量通量、动能通量和总能量的计算公式。其中一个有趣的发现是，即使在高速旋转的黑洞中，喷流被认为是最强的，喷流的动量通量也小于风的动量通量，而喷流的总能量通量最多是风的10倍。这一结果表明，风可能发挥更重要的作用比喷流至少在一些问题的活动星系核反馈。
2021-05-08 astro-ph.HE
Influence of winds on shocked magnetized viscous accretion flows around rotating black holes
Indian Institute of Technology Guwahati（印度理工学院古瓦哈提分校）
研究了围绕旋转黑洞的相对论性磁化粘性吸积流的全球音速解，考虑了通过风损失质量与角动量的影响。通过自洽模型确定质量损失，发现风显著降低盘光度，并改变激波特性。
2026-04-16 astro-ph.HE
Constraints on Compton-thick winds from black hole accretion disks: can we see the inner disk?
强有力的证据表明，风可以从活动星系核（AGN）和银河系黑洞双星（GBHB）的吸积盘的中心区域驱动。高电离、康普顿薄的内盘风的直接证据来自蓝移（v~0.05-0.1c）铁K X射线吸收线的观测。然而，有人认为黑洞吸积盘的内部区域也可以驱动康普顿厚度的风-这样的风会覆盖内部盘，阻止我们看到吸积盘的直接特征（即光球热发射，或多普勒/引力加宽的铁K-α线）。在这里，我们表明，提供的源是次爱丁顿，完善的风驱动机制未能推出康普顿厚的风从内部磁盘。对于康普顿厚度的风的加速区域，风中携带的动量必须超过可用的光子动量至少2/lambda，其中lambda是源的爱丁顿比，排除辐射加速，除非源非常接近爱丁顿极限。康普顿厚的风也携带着大的质量通量，考虑到风和圆盘之间的联系，这与磁离心驱动不相容。最后，热驱动的风被排除在大康普顿半径的基础上，典型的黑洞系统。在没有新的加速机制的情况下，我们得出结论，黑洞周围的亚爱丁顿吸积盘的内部区域确实是裸露的。
2012-10-10 astro-ph.HE
Super Eddington Slim Accretion Disks with Winds
我们通过允许形成有效不透明度降低的多孔层来构建围绕恒星和超大质量黑洞的超级爱丁顿超薄模型。我们表明，在高吸积率，内部的磁盘成为辐射压力为主。然而，与磁盘变厚的标准情况不同，超级爱丁顿磁盘仍然很薄。此外，它们加速了具有“厚盘”几何形状的显著风。我们表明，以上约1.5倍的标准临界质量吸积率（需要释放爱丁顿光度），净光度释放是爱丁顿以上。当中心黑洞的吸积速率大于标准临界速率的5倍时，中心黑洞的吸积速率大于爱丁顿黑洞的吸积速率。在大约20 m-dot_crit以上，气盘仍然很薄，但风变成球形，目前的模型崩溃了。
2010-04-11 astro-ph.HE
Ubiquitous equatorial accretion disc winds in black hole soft states
银河系黑洞（GBH）的高分辨率光谱揭示了高度电离吸收体的存在。在一个GBH中，吸积接近爱丁顿极限超过十年，观察到一个强大的吸积盘风存在于较软的X射线状态中，并且有人认为它可以带走足够的质量和能量来熄灭无线电喷流。在这里，我们报告说，这些风，这可能有质量流出率的顺序内吸积率或更高，是一个无处不在的组成部分，所有GBH的无喷流软状态。我们还证明，这些风有一个赤道几何与几十度的开放角度，所以只观察到在源中，光盘是倾斜在一个大角度的视线。Fe XXV / Fe XXVI线比随康普顿温度的降低，在软状态下观察到，表明更高的风电离和更硬的光谱形状之间的联系。虽然风、吸积流和喷流之间的物理相互作用还没有完全被理解，但这些风的质量通量和功率，以及它们在软X射线状态期间的普遍存在，表明它们是吸积现象的基本组成部分。
2012-01-19 astro-ph.HE
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$空间的解。我们发现，热传导是研究具有很低质量吸积率的热吸积流的入风流结构不可缺少的项。这里最有趣的结果之一是，在热吸积模式和热传导的存在下，盘是对流稳定的。此外，风的属性和驱动机制进行了研究。我们的分析结果与以往的热吸积流的数值模拟是一致的。
2021-01-20 astro-ph.HE
Large-scale dynamics of winds originated from black hole accretion flows: (I) Hydrodynamics
来自黑洞吸积流的风无处不在。以往的工作主要集中在风在吸积流尺度上的发射。目前还不清楚风能向外传播多远，以及它们的大尺度动力学是什么。作为本系列的第一篇论文，我们通过解析和数值方法研究了超越吸积尺度的热成风的大尺度动力学。边界条件，这是至关重要的，我们的问题，进行了分析，并提出了基于小尺度模拟结合观测的风。同时考虑了黑洞势和星系势。对于由热吸积流产生的风，我们发现风可以达到大尺度。速度、密度和温度的径向分布可以用$v_r\approx v_{r0}, ρ\approx ρ_{0}(r/r_0)^{-2}$和$T\approx T_0 (r/r_0)^{-2(γ-1)}$近似表示，其中$v_{r0}, ρ_0, T_0$是边界处风的速度、密度和温度，$r_0(\equiv 10^3 r_g)$，$γ$是多变指数。在向外传播过程中，焓和转动能补偿了引力势的增加。对于薄圆盘，我们发现，因为伯努利参数较小，风不能传播到热风，但停止在一定的半径，伯努利参数等于势能。在风停止之前，动力量的廓线也可以用上述关系式近似。在这种情况下，转动能单独补偿势能的增加。
2020-02-15 astro-ph.HE
Line-driven disc wind in near-Eddington active galactic nuclei: decrease of mass accretion rate due to powerful outflow
根据最近的X射线观测，来自超大质量黑洞的超快速流出物预计将有足够的能量对其宿主星系产生巨大影响，但其发射和加速机制尚未得到很好的理解。我们进行二维辐射流体动力学模拟紫外线驱动的盘风，以计算在这些模型中的质量损失率和动能。我们开发了一种新的迭代技术，减少了通过内盘的风质量损失的质量吸积率。这使得内部圆盘的紫外线亮度较低，与先前假设半径恒定的吸积率的模拟相比，风力减少。在我们的模拟中，线驱动风仍然非常强大，对于质量$10^8-$ $10^{10}\, M_\odot$在$L/L_{\rm Edd}=0.5-$ $0.9$处吸积的黑洞，大约有一半的质量吸积率被喷射到风中。我们的结果为基于线驱动盘风物理模型估算超大质量黑洞的增长率和估算向星际介质喷射的动能（活动星系核反馈）开辟了途径.
2020-04-02 astro-ph.HE
Time-Dependent Accretion Disks with Magnetically Driven Winds: Green's Function Solutions
本研究通过格林函数解探讨了磁驱动风对吸积盘时间演化的影响，发现风增强导致质量吸积率衰减更陡峭，且盘寿命随风强度参数ψ增加而减少。
2025-12-30 astro-ph.HE
Simulations of radiation driven winds from Keplerian discs
本文研究了恒星质量黑洞周围薄吸积盘中的风喷射以及在吸积盘产生的辐射场存在下这些风的时间演化。风是由辐射、热压力和圆盘的离心力产生的。风被发现是温和的相对论，与速度达到终端速度$0.1$的吸积率$4$在爱丁顿单位。我们表明，喷射的物质得到它的旋转，从光盘的角动量风。我们还表明，辐射阻力影响吸积盘风在一个非常显着的方式。不仅由于辐射阻力，终端速度降低了一个数量级，但我们也表明，辐射阻力的非线性效应，可以减轻风的形成从物质喷射的吸积盘。当辐射阻力降低风速时，质量外流率也会降低。
2020-12-18 astro-ph.HE
X-ray polarization from accretion disk winds
针对传统场景难以解释X射线双星和活动星系核中高水平X射线极化的问题，本研究提出观测极化信号可能源于赤道吸积盘风的散射，并通过研究证实该机制可重现观测到的极化水平。
2024-11-27 astro-ph.HE
Large-scale dynamics of winds originated from black hole accretion flows: (II) Magnetohydrodynamics
来自黑洞吸积盘的风是理解超大质量黑洞和它的宿主星系之间共同演化的基本成分。从小尺度吸积盘模拟到大尺度或宇宙学模拟的动力学范围的巨大差异为追踪风运动学设置了障碍。在本系列的第一篇论文中，我们在流体动力学框架下研究了从吸积盘外缘到星系尺度的盘风动力学。本文采用一维磁流体动力学（MHD）模型，进一步引入磁场来理解风动力学，并设置热吸积流的边界条件。极向磁场的几何形状被规定为与旋转轴成角度$θ=45^\circ$的直线，并且强度满足无发散条件。风的解决方案是通过要求气体顺利通过慢速，Alfvén和快速磁声点来实现的。物理量被发现显示幂律依赖于圆柱半径$R$超过快磁声点，其中$ρ\propto R^{-2}, v_{\rm p}\propto {\rm const.}, v_{\rm ϕ}\propto R^{-1}, B_{\rm ϕ}\propto R^{-1},$和$ β\propto ρ^{γ-1}$。风的磁化强度在决定风的特性方面起主导作用。与流体动力学情况相比，在强磁化（$v_{\rm Ap0}>1$）下，风被加速到更大的终端速度，其中磁压梯度占主导地位，离心势转换为动能。还讨论了风的物理量与磁化强度、温度、磁力线角速度和绝热指数的关系。
2020-02-15 astro-ph.HE
Can the Subsonic Accretion Model Explain the Spin Period Distribution of Wind-fed X-ray Pulsars?
高质量X射线双星（HMXB）中的中子星通常是从它们的大质量伴星的风物质中吸积而来的。最近Shakura等人（2012）提出了一个低光度风馈X射线天体的亚音速吸积模型（$<4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$）。为了验证该模型的可行性，我们利用粒子数合成方法研究了具有超巨星伴星的风馈X射线双星的自旋周期分布。我们发现，在自旋周期-轨道周期图中，超巨星HMXB的模型分布与观测一致，前提是来自施主星的风具有相对较低的终极速度（$\lesssim 1000$ kms $^{-1}$）。在几个超巨星HMXB中测得的风速似乎支持这一观点。预测的持续X射线亮度高于和低于$4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$的风馈X射线天体的数量比约为$1:10$。
2016-05-12 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flows (III): Revisiting wind properties using trajectory approach
以前的MHD模拟表明，风必须存在于黑洞热吸积流。在本文中，我们继续我们的研究，调查风的详细性质，如质量通量和极向速度，以及风的产生机制。为此，我们利用三维GRMHD模拟的热吸积流周围的史瓦西黑洞。模拟的设计使得磁通量不会在黑洞周围显著累积。为了区分真正的风湍流外流，我们跟踪的虚拟拉格朗日粒子的轨迹从模拟数据。我们发现两种类型的实际流出，即，接近轴的准相对论性喷流和对着大得多的立体角的亚相对论性风。大部分的风来自吸积流的表层。极向风速在产生后几乎保持不变，但通量加权风速大致遵循$v_{\rm p, wind}(r)\approx 0.25 v_k(r)$。射流的质量流量很低，但速度很高，$v_{\rm p,jet}\sim (0.3-0.4) c$。因此，风的能量和动量通量都比急流的大得多。结果表明，风的产生和加速主要是由离心力和磁压梯度共同作用的结果，而喷流的加速主要是由磁压梯度共同作用的结果。最后，我们发现风力产生效率$ε_{\rm wind}\equiv\dot{E}_{\rm wind}/\dot{M}_{\rm BH}c^2\sim 1/1000$与带有活动星系核反馈的大规模星系模拟所需的值非常一致。
2015-01-06 astro-ph.HE
Evidence for Optically Thick, Eddington-limited Winds Driven by Supercritical Accretion
超临界吸积到紧凑的物体上，为光学厚度和爱丁顿限制的大规模风提供动力。如果大部分来自中央圆盘的硬X射线被风遮蔽，源将显示出类似黑体的光谱，其亮度与致密物体的质量成比例。从钱德拉附近星系的档案中，我们选择了一个明亮和非常软的光源样本，并排除了前景物体和超新星遗迹的污染。他们被发现优先与晚型星系。我们样本中的大多数来源要么太热，要么太亮，不能用白矮星表面的核燃烧来解释，而被认为是由吸积提供动力的。最可能的解释是，它们是由于超临界吸积驱动的风从光球层发射到致密物体上。它们的黑体光度范围从~10^37到近10^40 erg/s，表明存在中子星和恒星质量的黑洞。黑体的光度也显示出可能的双峰分布，虽然在低的意义，达到峰值附近的爱丁顿极限的中子星和恒星质量的黑洞，分别。如果这一点能够得到证实，那将是超临界吸积为厚风提供动力的确凿证据。基于风模型，推断这些天体的质量吸积率大约是爱丁顿速率的几百倍，这表明它们可能在吸积率方面介于典型的超铝X射线源和SS 433之间。
2018-12-07 astro-ph.HE
Low-luminosity stellar wind accretion onto neutron stars in HMXBs
讨论了大质量X射线双星中旋转磁化中子星的类球形沉降吸积特征及其应用。当等离子体冷却时间大于从引力俘获半径开始的自由落体时间时，风吹HMXB中会发生沉降吸积，这在低光度$L_x\lesssim 4\times 10^{36}$ erg/s的HMXB中也会发生。我们简要回顾了沉降吸积的影响，重点是SFXT现象，这可能与中子星磁层上方的准球形对流壳层的不稳定性，由于磁重联快速暂时磁化风从OB超巨星。如果一个年轻的中子星在风馈HMXB中快速旋转，准球形热壳层中的螺旋桨状态就会发生。我们发现，神秘的$γ$ Cas Be星的X射线光谱和时间特性是一致的失败的解决吸积制度到一个推进中子星。$γ$ Cas及其类似物的后续演化阶段应该是由低光度慢旋转X射线双星组成的X Per-type双星。
2017-01-02 astro-ph.HE
The properties of wind and jet from a super-Eddington accretion flow around a supermassive black hole
本文通过辐射磁流体动力学模拟和虚拟粒子轨迹方法，研究了超大质量黑洞周围超爱丁顿吸积流产生的风和喷流性质，发现风的动量通量更高且在AGN反馈中可能比喷流更重要，其加速主要由洛伦兹力主导。
2023-05-11 astro-ph.HE
New insights on the accretion disk-winds connection in radio-loud AGNs from Suzaku
通过对5个射电大活动星系核的长时间朱雀观测的频谱分析，我们发现其中3个活动星系核（3C 111、3C 120和3C 390.3）存在速度约为0.1c的超快外流。它们与吸积盘风/外流相一致。我们还进行了后续的3C 111监测其流出约7天的时间尺度，并检测到一个可能的相对论性发射线的反相关变化相对于蓝移的铁钾功能，以下流量增加。这为活动星系核中的吸积盘与风的联系提供了第一个直接证据。这些外流的质量流出率可以与吸积率相媲美，它们的机械功率可以对应于显着比例的热光度，并与它们典型的喷流功率相媲美。因此，它们可能在活动星系核的反馈中起重要作用，并为我们进一步研究吸积盘与风/喷流形成之间的关系提供线索。
2011-11-03 astro-ph.HE
The Case for Massive, Evolving Winds in Black Hole X-ray Binaries
在过去的十年中，高分辨率X射线光谱学已经彻底改变了我们对黑洞X射线双星中吸积盘风作用的理解。在这里，我提出了一个简短的回顾状态风的研究黑洞X射线双星，集中在最近的争论，盘风不仅是极其巨大的，而且高度可变。我展示了如何在高时间和光谱分辨率的新的和档案观测继续突出内部吸积流，相对论喷流，和吸积盘风之间的错综复杂的联系。最后，我讨论的方法来推断所观察到的磁盘风的驱动机制和它们之间的连接质量吸积和喷射过程的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
Steady-State Solutions for a Geometrically Thin Accretion Disk with Magnetically-Driven Winds
本文提出磁驱动吸积盘风的稳态解，发现风存在时光谱斜率偏离1/3，负斜率可作为磁驱动风的观测标志。
2025-01-22 astro-ph.HE
Ab Initio Horizon-Scale Simulations of Magnetically Arrested Accretion in Sagittarius A* Fed by Stellar Winds
我们提出了3D广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的吸积流周围的人马座A* 的初始化使用大规模的MHD模拟的$\sim$ 30沃尔夫-拉叶（WR）在银河系中心的恒星风。由此产生的吸积流的地平线尺度上的属性设置不特设的初始条件，但由有限的自由参数的WR风的观测约束的属性。在这个初步的研究中，我们假设一个不旋转的黑洞。我们的模拟自然产生一个$\sim 10^{-8} M_\odot$年$^{-1}$吸积率，与以前的现象学估计一致。我们发现，由大半径馈入的相干磁场的连续吸积形成了磁制动流。在事件视界附近，磁场非常强，它使气体相对于初始角动量倾斜，并将最初的准球形流动集中到一个狭窄的盘状结构。我们还提出了230 GHz的图像计算从我们的模拟的倾角和物理吸积率不是自由参数，但由WR恒星风的属性。图像形态是高度时变的。视界尺度上的线偏振与微弱的内法拉第旋转是相干的。
2020-06-12 astro-ph.HE
Angular Momentum Loss During Stable Mass Transfer onto a Compact object: the Effect of Mass Loss via Accretion Disk Winds
本研究通过解析框架分析吸积盘风导致的角动量损失对双星轨道演化的影响，发现其损失量远大于标准各向同性质量损失方案，会显著缩小轨道间距，强调双星轨道演化需考虑该效应。
2023-08-25 astro-ph.HE
Hydrodynamical numerical simulation of wind production from black hole hot accretion flows at very large radii
以前的研究表明，强风存在于黑洞周围的热吸积流中。这些工作只集中在靠近黑洞的区域，因此不知道风的产生是否或在大半径处停止。在本文中，我们调查这个问题的流体动力学模拟。我们同时考虑了黑洞和核星团的引力。对于后者，我们假设恒星的速度色散是一个常数，其引力势为$\propto σ^2 \ln (r)$，其中$σ$是恒星的速度色散，$r$是到星系中心的距离。我们专注于该地区的引力势是由星团占主导地位。我们发现，与小半径吸积流一样，质量流入率向内减小，流动是对流不稳定的。然而，轨迹分析表明，从气流中发射的风很少。结合Yuan等人（2015）的结果，我们的结果表明，热吸积流发射的风的质量通量为$\dot{M}_{\rm wind}=\dot{M}_{\rm BH}(r/20r_s)$，具有$r\la R_A\equiv GM_{\rm BH}/σ^2$ .这里$\dot{M}_{\rm BH}$是黑洞视界的吸积率。$R_A$类似于邦迪半径。我们认为，向内流入率的减少是因为通过风的质量损失，但由于对流运动。$R_A$外风的消失，一定是由于引力位的变化，但确切的原因还有待探讨。
2016-01-07 astro-ph.HE
Accretion Disk MHD Winds and Blazar Classification
费米伽玛射线空间望远镜对耀变体的观测表明，耀变体的伽玛射线谱指数与其同步辐射峰值频率$ν_{\rm{pk}}^{\rm{syn}}$之间存在很强的相关性;此外，这些源的康普顿优势率似乎也是$ν_{\rm{pk}}^{\rm{syn}}$的函数。在这项工作中，我们采用的假设，耀变体的非热辐射主要是由于辐射人口的费米加速电子在相对论外流（喷流）沿耀变体的吸积盘的对称轴。此外，我们假设康普顿组件是有关的光子，这是从粒子的磁流体动力学（MHD）风从吸积盘发出的散射的外部光子场。我们的结果再现了上述的基本观测趋势blazar分类通过改变只有一个参数，即质量吸积率到中央黑洞。
2018-10-03 astro-ph.HE
Clumpy wind accretion in Cygnus X-1
天鹅座X-1是观测到的最明亮的X射线源之一，它显示了软X射线和硬X射线在从毫秒到数月的时间尺度上的X射线强度变化。黑洞上的吸积被认为是由来自双星HDE-226868的恒星风聚集而成的风。我们的目标是了解的物理机制，负责在其硬/低状态的源的短时间尺度的X射线的变化（$<$ 100秒）。我们计算的低角动量吸积流与时间相关的外边界条件，反映了在这个X射线双星系统中的超巨星的聚焦，cloudful风的二维相对论流体动力学模拟。我们遵循我们的模型的动力学演化约100秒，并提出的结果显示振荡冲击，在硬X射线中观察到的变异性的一个潜在的解释。用激波解模拟的模型与观测到的源功率密度谱符合得很好。
2020-09-18 astro-ph.HE
Towards an informed quest for accretion disc winds in quasars: the intriguing case of Ton 28
我们报告的蓝移铁K吸收功能的检测在两个连续的XMM牛顿观测的明亮的蓝色类星体Ton 28，在4 $σ$累积的意义。9.2千电子伏的静止能量意味着存在一个吸积盘风，其整体外流速度为$\sim$ 0.28 $c$，而动能很可能是类星体光度的百分之几。值得注意的是，Ton 28被特别选为最佳目标，根据其总光度（$L_{\rm bol} > 10^{46}$ erg s $^{-1}$）和[OIII] $λ$ 5007 erg等效宽度（EW < 6）来揭示超快X射线风，分别表明高吸积率和低倾角。其他特殊的光学/紫外发射线特性包括窄H $β$、强Fe II和蓝移CIV。这些是特征向量1形式主义的关键参数，并且经常在具有持续吸积盘风的活动星系中发现，暗示了一个共同的物理解释。如果我们的选择方法的有效性与类似的来源得到证实，这一结果可以代表在没有高质量X射线光谱的情况下通过多波长指标表征黑洞风的第一步。
2018-10-31 astro-ph.HE
An ionised accretion disc wind in Hercules X-1
武仙座X-1是研究得最好的高磁化中子星X射线双星之一，拥有丰富的档案数据。我们目前的发现电离风在其X射线光谱时，源是在高状态。在大多数XMM-牛顿观测中，风的检测在统计上是显着的，速度范围从200到1000 km/s。铁K波段观测到的特征可以用风吸收或铁发射线森林来解释。然而，我们也检测到氮，氧和氖吸收线在相同的系统速度在高分辨率RGS光栅光谱。风必须从吸积盘发射，并且可能是在可比速度下观察到的紫外线吸收特征的祖先，但后者可能起源于距离紧凑物体远得多的距离。我们发现流出物质的电离水平和电离光度以及超轨道相位之间存在很强的相关性。如果光度驱动了相关性，那么风可能是由康普顿加热和辐射压力的组合发射的。相反，如果超轨道相位是变化的驱动因素，那么观测结果可能会扫描弯曲吸积盘上方不同高度的风。如果是这样的话，我们可以估计出风的质量流出率，修正为有限的发射立体角，大约是质量吸积率的70%。
2019-11-13 astro-ph.HE
Linking soft excess in ultraluminous X-ray sources with optically thick wind driven by supercritical accretion
超临界吸积到紧凑的物体上可能会驱动大规模的风，这些风接近球形，光学厚度和爱丁顿限制。光球的黑体辐射是风的直接观测特征。在这里，我们调查是否可以解释软发射组件中看到的超铝X射线源（ULXs）的能谱。基于15个ULX的高质量XMM-牛顿光谱，我们发现软分量可以被建模为具有几乎恒定光度的黑体发射，并且样品中的5个已知脉动ULX（PULXs）显示最低的黑体光度。这与软辐射来自光学厚风光球层的假设是一致的。然而，导出的黑体光度的脉冲星是显着高于爱丁顿限制的中子星。一个可能的解释是，相当一部分的光学厚风根在内部吸积流，其中的辐射通量可能会超过爱丁顿极限，由于减少散射截面或增强辐射传输与磁浮力。基于风模型，推断的质量吸积率在这些标准ULXs重叠，但平均低于发光和非常软的X射线源，这也是候选人与超临界吸积。或者，不能排除软发射分量是硬分量的结果，例如，通过冷介质中的向下散射，因为它们之间可能存在弱相关性。
2020-11-11 astro-ph.HE
Accretion disk winds in active galactic nuclei: X-ray observations, models, and feedback
由活动星系核（AGN）驱动的强风在超大质量黑洞（SMBH）及其宿主星系的演化过程中起着重要作用，它可以抑制恒星的形成，并解释SMBH与星系之间的紧密关系。最近的X射线观测有力地支持了这种“类星体模式”的反馈，观测到了一个超亮红外星系（ULIRG）中的温和相对论性吸积盘风，以及它与大规模分子外流的联系，从而在SMBH和恒星形成的气体之间提供了直接的联系。光谱观测，特别是在X射线波段的观测，表明这种吸积盘风在局部活动星系核和类星体中可能很常见。然而，它们的起源和特征仍然没有完全了解。详细的理论模型和模拟集中在辐射，磁流体动力学（MHD）或这两个过程的组合，以研究可能的加速机制和这些风的动力学。其中一些模型已被直接比较的X射线光谱，提供了重要的见解风物理。然而，这些研究的根本改进只能来自即将到来的X射线天文台，即ASTRO-H（发射日期2016年初）和Athena（2028年）前所未有的能量分辨率和灵敏度。
2016-03-03 astro-ph.HE
Hydrodynamical simulation of wind production from hot accretion flows in tidal disruption events
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Key Lab for Astrophysics, Shanghai Normal University（上海师范大学天体物理上海市重点实验室）；Department of Physics, Chongqing University（重庆大学物理学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究潮汐破坏事件中黑洞质量、粘性参数和恒星碎片温度对热吸积流风特性的影响，发现大质量黑洞产生更高吸积分数和更快风速，且碎片温度对吸积流影响较小。
2026-05-11 astro-ph.HE
The structure of blue supergiant winds and the accretion in supergiant High Mass X-ray Binaries
我们发展了一个OB超巨星的星风模型，研究了云团风吸积对高质量X射线双星光度和光变性质的影响。假设这些团块被周围气体的冲压压力所限制，并探索它们的质量和半径的不同分布，我们在邦迪-霍伊尔吸积理论的框架内计算了预期的X射线光变曲线，修改后考虑到团块的存在。由此产生的变率特性被发现不仅取决于假设的轨道参数，但也对风的特性。然后，我们应用这个模型再现了三个代表性的高质量X射线双星的X射线光变曲线：两个持久的超巨星系统（VelaX-1和4U 1700 -377）和超巨星快速X射线瞬态IGRJ 11215 -5952。该模型可以很好地再现观测到的光变曲线，但在所有情况下，需要从超巨星的整体质量损失约3-10倍，小于从紫外线研究推断的值，假设一个均匀的风。
2009-06-17 astro-ph.HE
Vertical wind structure in an X-ray binary revealed by a precessing accretion disk
本文通过研究具有约35天进动周期的X射线双星Hercules X-1，利用时间分辨X射线光谱首次测量了吸积盘风的垂直结构，发现风柱密度随高度下降三个数量级且变得更加团块化，为揭示盘风发射机制提供了关键观测约束。
2023-04-11 astro-ph.HE
Disk vs wind accretion in X-ray pulsar GX 301-2
GX 301-2提供了一个难得的机会来研究同一目标中的盘和风吸积。我们报告了2019年发生的GX 301-2自旋上升事件的Insight-HXMT观测结果，并与风馈状态的结果进行了比较。在初始的快速自旋阶段，脉冲波形由一个主峰主导，而在后期的缓慢自旋阶段，脉冲波形由两个类似的峰组成，这些峰与风馈状态下的脉冲波形相似。Fermi/GBM数据也证实了这一现象，在快速自旋上升期间，主峰随亮度的增加而增加，直到$8\times10^{37}$ erg s $^{-1}$，而弱峰几乎保持不变。在自旋上升期间的吸收柱密度为$\sim1.5\times10^{23}$ cm $^{-2}$，远小于在相似光度下的风馈状态的吸收柱密度（$\sim9\times10^{23}$ cm $^{-2}$），支持在自旋上升期间大部分物质凝聚成盘的假设。我们讨论了可能的差异盘和风吸积，可以解释所观察到的不同趋势的脉冲轮廓。
2021-03-31 astro-ph.HE
