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
Fully analytical solutions for Bondi accretion in galaxies with a central Black Hole
给出了JJ两分量Jaffe（1983）星系模型中心黑洞（MBH）等温Bondi吸积的完全解析解。在JJ模型中，恒星和总质量密度分布由Jaffe剖面描述，具有不同的标度长度和质量，并添加了中心MBH;所有相关的恒星动力学性质也可以解析导出。在这些新的吸积解决方案的流体动力学和恒星动力学性质的联系，强制气体温度是成比例的维里温度的恒星组件。所提供的公式，允许评估所有的流动特性，然后是有用的吸积半径和质量流率的估计时，在星系中心的MBH吸积建模。
2018-08-02 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
Bondi or not Bondi: the impact of resolution on accretion and drag force modelling for Supermassive Black Holes
虽然在星系大小的模拟中，超大质量黑洞（SMBH）完全由子网格算法处理，但计算能力现在允许在较小尺度的模拟中解决此类物体的吸积半径。在本文中，我们调查的分辨率的影响，两个常用的SMBH子网格算法的Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）公式吸积到一个质点，和相关的估计施加到一个质点的气体介质的阻力。我们发现，当吸积区域周围的黑洞的尺度与分辨率，和BHL公式使用本地质量平均量进行评估，吸积算法顺利过渡到供应有限的吸积（SLA）计划（在高分辨率）从解析BHL公式（在低分辨率）。然而，当采用类似的程序来估计阻力时，可能会导致其大小出现显着误差，和/或在高分辨率模拟中以错误的方向施加该力。在高马赫数和小的吸积物，我们还发现的证据，对流声学不稳定性的绝热情况下，和不稳定性发展的尾流的驻点周围的准等温的情况下。此外，在非常高的分辨率和马赫数高于$\mathcal{M}_\infty \geq 3$时，吸积弓形激波后的流动完全由这些不稳定性所支配。结果，与解析BHL公式相比，在绝热情况下，黑洞的吸积率下降了大约一个数量级。
2018-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion onto a rotating black hole with ultralight scalar hair
数值研究带超轻标量毛的旋转黑洞上的相对论性BHL吸积，发现激波锥与驻点，拟合质量吸积率，并关联Sgr A*和微类星体的准周期振荡。
2023-06-16 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Bondi accretion for stiff equations of state
我们重温邦迪吸积-稳态，绝热，球形气体流到一个史瓦西黑洞在一个渐进均匀的介质中休息-刚性多方状态方程（EOSs）与绝热指数$Γ> 5/3$。一个广义相对论的处理，需要确定其吸积率，我们提供精确的表达式。我们讨论了软和硬的EOS的结果之间的几个定性差异-包括外观的最小稳态吸积率的EOS与$Γ\geq 5/3$ -并探讨限制的情况下，以检查这些差异。作为一个例子，我们突出的结果$Γ= 2$，这是经常使用的数值模拟模型的状态方程的中子星。我们还讨论了一个特殊的情况下，这个指数，超相对论的“因果”状态方程，$P = ρ$。后者作为一个有用的限制仍然未定的中子星EOS以上的核密度。这些结果对于估算位于中子星中心的微型黑洞的吸积率是有用的。
2021-07-07 astro-ph.HE gr-qc
On the development of QPOs in Bondi-Hoyle accretion flows
运动黑洞上Bondi-Hoyle吸积的数值研究在牛顿物理学和广义相对论物理学中都有很长的历史。通过对旋转黑洞进行新的二维和广义相对论模拟，我们指出了一个新的特征，即准周期振荡（QPOs）在激波锥中自然产生，激波锥在流的下游部分发展.由于激波锥在下游部分的流动作为一个空腔捕获压力扰动，模式的频率在整数比2：1和3：1很容易产生。这些模式的频率取决于黑洞的自旋和流的性质，并与黑洞质量的倒数成线性关系。我们的研究结果可能是相关的解释在人马座A* 的QPO的检测，一旦这种检测被进一步的观察证实。最后，我们报告的触发器的不稳定性，这可能会影响在适当的条件下的冲击锥的发展，这样的不稳定性已经讨论过在牛顿模拟，但从来没有发现在相对论制度。
2011-04-11 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical and thermal properties of the parsec-scale gases spherically accreted onto low luminous active galactic nuclei
本文在秒差距尺度上解析地研究了光学薄气体在低光度活动星系核（LLAGN）上球形吸积时的动力学和热力学性质。下落的气体被康普顿温度为5- 15 $\times10^7$ K的中心X射线辐射。考虑了星系的辐射加热/冷却和核球恒星势。我们分析了吸积率、光度、气体温度和康普顿温度对动力学和热性质稳态解的影响。稳态解与Bondi解有明显的区别。与我们的模型相比，Bondi模型低估了吸积速率。我们给出了热稳定性和不稳定性之间的界限。边界受康普顿温度的影响很大。当康普顿温度较高时，下落的气体趋于变得热不稳定。当辐射气体发生热不稳定性时，气体变成两相（即热气体和冷气体），并且热气体可能变成流出物。这种效应可能会降低吸积速率。
2021-06-16 astro-ph.HE
AGN jet power and feedback characterised by Bondi accretion in brightest cluster galaxies
本文提出了一种新的方法来估算椭圆星系中心超大质量黑洞的Bondi（热气）吸积率\dot M_B。即使在X射线观测中Bondi半径不能很好地分辨，它也可以应用。这种方法基于两个简单的假设：（1）Bondi半径以外的热气体几乎处于流体静力平衡，（2）星系中心附近的气体温度接近维里温度。我们将这种方法应用于附近星系团中的28个明亮的椭圆星系（其中27个是最亮的星系团星系; BCGs）。我们发现在\dot M_B中，Bondi吸积率和与SMBH相关的喷流功率之间存在着四个数量级的相关性。对于大多数星系来说，吸积率大到足以解释喷流的能量。我们的结果表明，来自活动星系核（AGN）的反馈与SMBH周围热气的性质相关。我们还发现，更大规模的SMBH在BCGs往往有更大的特定增长率。这可以解释一些SMBH的超质量（~ 10^10 M_sun）。吸积率和活动星系核的X射线光度之间的比较表明，活动星系核的BCGs是非常低的辐射与银河系中的X射线双星相比，即使它们的爱丁顿吸积比，\dot M_B/ \dot M_Edd，超过0.01。最后，我们发现了一个紧密的相关性之间的邦迪吸积率和冷核的X射线光度。它们的关系是线性的，并且由邦迪吸积产生的功率足够大，以补偿冷核的辐射冷却。虽然“经典”的邦迪吸积模型是一个大大简化的，我们在这里发现的相关性表明，吸积到SMBHs广泛地反映了邦迪吸积的属性。
2016-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Inside the Bondi radius of M87
钱德拉X射线观测附近最明亮的星系团M87解决了中央超大质量黑洞的邦迪吸积半径的热气结构，只有少数系统可以测量，但由于明亮的核心和喷流发射而变得复杂。通过仅叠加短帧时间观测以限制堆积，并在减去核PSF之后，我们分析了在0.12-0.22 kpc（1.5-2.8 arcsec）的邦迪半径内的X射线气体性质，这取决于黑洞质量。在2千秒差距半径内，我们检测到两个显着的温度分量，这是一致的恒定值2千电子伏和0.9千电子伏下降到0.15千秒差距半径。由于SMBH的影响，没有发现预期温度升高在约0.25 kpc范围内的证据。在邦迪半径内，密度分布与$ρ\propto r^{-1}$一致。Bondi半径内的温度增加的缺乏表明，热气体的结构是不受SMBH的潜力，并与浅的密度分布，表明经典的Bondi率可能不反映吸积率到SMBH。如果这个密度分布向SMBH方向延伸，那么SMBH上的质量吸积速率可能比Bondi速率小至少两个数量级，这与M87的法拉第旋转测量结果一致。我们讨论的证据流出的热气和冷气盘和冷反馈，气体冷却迅速从热大气可以饲料的cirumnuclear磁盘和燃料SMBH。在0.2 kpc半径处，较冷的X射线温度分量占总X射线气体质量的约20%，并且通过将角动量损失给热气体分量，可以在邦迪半径内提供冷云的燃料源。
2015-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter heating of gas accreting onto Sgr A$^*$
研究了暗物质湮灭加热对黑洞气体吸积的影响。我们观察到，对于合理的假设DM密度的尖峰周围的超大质量黑洞，以及DM质量和湮灭截面内的标准WIMP模型，加热DM湮灭可能有一个明显的影响，吸积到银河系中心的Sgr A $^*$。出于这一观察，我们研究的影响，这种加热的邦迪吸积，即球对称，稳态牛顿吸积到一个黑洞。我们考虑不同的绝热指数的气体，和不同的幂律指数的DM密度分布。我们发现，典型的跨音速加热的解决方案有一个显着降低吸积率。然而，对于许多合理的参数，跨音速的解决方案并不存在，这表明稳态邦迪吸积的基本假设的故障。我们的研究结果表明，DM湮灭加热可能在星系中心的超大质量黑洞吸积中起着重要的作用，并可能有助于解释Sgr A $^*$的低吸积率。
2019-10-03 astro-ph.HE gr-qc
Self-Limited Accretion onto Embedded Binaries in a Uniform Medium
Princeton University（普林斯顿大学）
通过三维流体动力学模拟，研究均匀气体中等质量双星的吸积效率与绝热指数γ和致密性ξ的关系，发现等温气体（γ=1）在高致密性下高效吸积，而绝热气体（γ>1）因轨道驱动的激波产生对流湍流而自限吸积，并推导出稳定性判据。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hyper-Eddington accretion flows onto massive black holes
我们研究了嵌入低金属丰度致密气体云中的大质量黑洞（BH; 10^2 < M_BH < 10^6 Msun）的甚高速球对称吸积流，进行了一维流体动力学模拟，包括多频辐射传输和非平衡原始化学。我们发现，当（n/10^5 cm^-3）>（M_BH/10^4 Msun）^{-1}（T/10^4 K）^{3/2}时，可以在不受辐射反馈阻碍的情况下，以超爱丁顿速率从邦迪半径快速供应气体，其中n和T是邦迪半径之外的环境气体的密度和温度。在这种情况下产生的吸积速率是稳定的，并且大于爱丁顿速率的3000倍。在较低的Bondi速率下，由于辐射反馈，吸积是间歇性的，平均速率被限制在爱丁顿速率以下。对于超爱丁顿情形，定常解由两部分组成：辐射主导的中心核，其中由于电子散射导致的光子捕获是重要的;以及遵循Bondi轮廓的吸积包层，T~8000 K。当出射光度由于光子捕获而被限制在爱丁顿光度以下时，来自中心区域的辐射在更大尺度上不影响气体动力学。我们将这一结果应用于维里温度T_vir> 10^4 K的原星系中大质量黑洞的快速形成。一旦种子黑洞在星系中心形成，它可以通过气体吸积生长到最大~10^5（T_vir/10^4 K）Msun，而与初始黑洞质量无关。最后，我们讨论了可能的观测签名的快速吸积BH与/不允许灰尘。我们认为，这些系统可以解释Lya发射器没有X射线和发光的红外源与热尘埃排放，分别。
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cylindrically Symmetric Spiraling Accretion in Power-law and Logarithmic Potentials
本文研究了幂律势和对数势中多方测试物质在对称轴上螺旋运动的圆柱对称稳态吸积。该模型允许一个定性地了解吸积过程中的对称性不同于经典的邦迪吸积。我们研究了积分曲线作为某些哈密顿量的能级线，并将这种方法应用于Bondi吸积。幂律势（以及任何与半径有关的势）中的等温解可以用Lambert W函数的精确形式表示，而在对数势的情况下，可以找到任何多变指数的精确解。
2019-11-06 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Dynamics and Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto Rotating Embedded Black Hole Models
Zhejiang Normal University（浙江师范大学）；American University of the Middle East（中东美国大学）；Echahid Cheikh Larbi Tebessi University（埃沙希德谢赫拉比特贝西大学）；Harbin Institute of Technology（哈尔滨工业大学）；Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；National Research University TIIAME（塔什干国家研究技术大学TIIAME）；University of Tashkent for Applied Sciences（塔什干应用科学大学）；National University of Uzbekistan（乌兹别克斯坦国立大学）；Tashkent State Technical University（塔什干国立技术大学）
本文研究了旋转嵌入黑洞的相对论吸积机制，分析了旋转参数和嵌入参数对吸积流形态及QPO频率的影响。
2026-02-05 astro-ph.HE gr-qc
Gas Accretion onto a Supermassive Black Hole: a step to model AGN feedback
利用三维SPH程序GADGET-3，在0.1-200 pc尺度上研究了气体在超大质量黑洞（SMBH）上的吸积.首先，我们测试我们的代码与球对称，绝热邦迪吸积问题。我们发现，我们的模拟可以重现预期的邦迪吸积流非常好的时间有限，直到外边界的影响开始可见。我们还发现，由于人工粘性的SPH的内吸积边界附近的气体的人工加热。其次，我们实现辐射冷却和加热由于X射线，并检查由中央X射线源的热反馈的影响。当中心X射线亮度较低时，吸积流基本上遵循Bondi解，但当中心X射线亮度较大时，吸积流由于热不稳定性而开始出现非球形碎裂，当中心X射线亮度较大时，吸积流出现较强的整体外流。冷气体发展出落入中央SMBH的对流结构，而热气体则试图通过冷细丝之间的通道逃逸。这种吸积气体的分裂可以帮助活动星系核周围云的形成，诱导恒星的形成，并有助于观测到的窄线区域的变化。
2012-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bondi accretion in the finite luminous region of elliptical galaxies
采用经典的Bondi模型研究了椭圆星系中心大质量黑洞（MBH）周围有限亮区的吸积。与Bondi（1952）不同的是，我们将边界条件定义在某一有限半径（$r_f$）而不是无穷大，并研究了简单情况下解的变化。在下文中，我们考虑了位于赫恩奎斯特星系中心的MBH的特殊情况，并涉及到它自己星系的引力和光度。我们在第一部分的结果表明，即使离中心不太远，在最终半径处的动能也是可忽略的。此外，如果最终半径（$r_f$）比半邦迪半径，即$GM/c_{sf}^2$（其中$M$和$c_{sf}$是中心物体的质量和$r_f$处的声速）大大约2-3个数量级，则质量吸积速率将近似等于其邦迪值。在第二部分中，在动量方程中加入引力和辐射两个额外的力，我们知道，星系的特征线密度越大，辐射越小，吸积率的最大可能性越大。例如：
2019-08-19 astro-ph.HE
Numerical Simulations of Optically Thick Accretion onto a Black Hole - I. Spherical Case
模拟吸积物质产生的辐射是真实模拟黑洞吸积盘的重要一步，特别是在高吸积率下。为此，我们最近增加了辐射输运现有的广义相对论磁流体动力学代码，宇宙++。然而，在试图模拟辐射吸积盘，我们已经测试了新的代码使用一系列的激波管和邦迪（球形流入）的问题。首先由Farris等人（2008）提出的四个辐射激波管测试具有已知的解析解，使我们能够计算我们代码的误差和收敛速率。邦迪问题只有在忽略辐射过程时才有解析解，但它是相关的，因为它更接近我们最终想要研究的物理学。在我们的模拟中，我们包括汤姆逊散射和热韧致辐射的不透明度，专注于超级爱丁顿制度。与固体表面物体的吸积不同，黑洞的超爱丁顿吸积不会产生超爱丁顿光度。在我们的例子中，尽管以爱丁顿速率的300倍吸积，我们测量的光度总是比爱丁顿低几个数量级。
2012-05-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Bondi-like Accretion Flow Dynamics: The Role of Gravitational Potential
本研究纳入宿主星系恒星与暗物质晕的引力势拓展经典球对称吸积模型，发现暗物质晕参数显著影响流动结构，含暗物质的低角动量吸积质量吸积率较无暗物质情形提升超100%，为天体物理吸积过程提供新认知。
2025-09-03 astro-ph.HE
Relativistic sonic geometry for isothermal accretion in the Kerr metric
我们线性扰动平流等温跨音速吸积到旋转的天体物理黑洞研究相对论声学时空的出现，并调查如何显着的特点，这样的时空得到的影响的自旋角动量的黑洞。我们扰动了三个不同的量-速度势，质量吸积率和相对论伯努利常数，以表明这三种情况下获得的声学度量是相同的共形因子。通过构造所需的因果结构，证明了声学黑洞形成于流动的跨音速点，而声学白洞形成于激波位置。相应的声表面重力已被计算的相关的吸积变量和背景度规元素。对背景定常流进行了线性稳定性分析。
2018-02-02 astro-ph.HE gr-qc
Bondi accretion in early-type galaxies
星系中中心质量大的黑洞的吸积通常用Bondi解来模拟。在本文中，我们研究了一个推广的经典Bondi吸积理论，考虑到额外的影响的引力位的主机星系，和电子散射的光学薄的限制。我们提供了一个一般性的分析的偏见的邦迪半径和质量吸积率的估计，当采用作为基准值的密度和温度在无穷远的这些量的值在有限的距离从中央黑洞。我们还给出了计算临界吸积参数修正项的一般公式。一个完整的分析讨论的情况下，赫恩奎斯特星系，当问题减少到一个三次方程的讨论，因此允许一个以上的临界点的吸积结构。这些结果对于观测工作（特别是在低光度系统的情况下）以及数值模拟都是有用的，其中吸积速率通常是根据附近的气体性质来定义的。
2016-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
General Relativistic Magnetohydrodynamic Bondi--Hoyle Accretion
本文用相对论方法研究了运动Kerr黑洞轴对称磁流体力学Bondi-Hoyle吸积。采用高分辨率激波捕捉方法求解广义相对论磁流体力学方程组。在这种处理中，我们考虑理想的MHD极限。在这项研究中感兴趣的参数是绝热常数$Γ$，渐近声速$c_{s}^{\infty}$和等离子体β参数$β_{P}$。我们集中调查的参数制度，其中流动是超音速，或当$v_\infty \ge c_{s}^{\infty}$。在某些情况下，亚音速渐近流被认为是比较的目的。我们研究了总能量和动量的吸积率，以及流体动力学能量和动量的吸积率。在这项研究中提出的模型表现出的物质密度耗尽的黑洞，往往真空$(ρ_0=0)$在收敛测试的下游区域。这一特征是由于磁场的存在，更具体地说，磁压力，并没有看到在以前的纯流体动力学研究。
2010-11-15 astro-ph.HE
What is the real accretion rate onto a black hole for low angular momentum accretion?
质量吸积率是吸积盘理论中的一个关键参数。它决定了黑洞的吸积方式。在研究星系形成和演化的大尺度宇宙学模拟中，邦迪半径最多只能勉强分辨。在这些模拟中，通常使用Bondi吸积公式来估计黑洞的吸积率。Bondi解过于简单，不能代表真实的吸积过程。我们对低光度活动星系核（AGN）照射的秒差距尺度的热吸积流进行了模拟。我们进行了77个不同的密度和温度的模拟外边界（10秒差距）。我们的目的是在秒差距尺度下根据气体密度和温度找到一个计算真实黑洞吸积率的公式。定义爱丁顿吸积率为$\dot M_{\rm Edd}=10L_{\rm Edd}/c^2$，其中$L_{\rm Edd}$和$c$分别为爱丁顿光度和光速。设黑洞质量为$10^8M_{\odot}$，$M_{\odot}$为太阳质量。我们发现黑洞吸积速率可以表示为$\frac{\dot M_{\rm BH} }{\dot M_{\rm Edd}}=10^{-3.11} (ρ_0/10^{-22}{\rm g cm}^{-3})^{1.36} (T_0/10^7 {\rm K})^{-1.9}$，其中$ρ_0$和$T_0$分别是秒差距尺度下的密度和温度.我们发现该公式可以准确地预测观测到的低光度活动星系核（黑洞质量为$\sim 10^8M_{\odot}$）的光度。该公式可用于质量为$\sim 10^8M_{\odot}$的黑洞的大尺度宇宙学模拟中…
2019-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Model dependence of the multi-transonic behavior, stability properties and corresponding acoustic geometry for accretion onto a spinning black hole
本文在后牛顿伪势框架内，研究了自旋黑洞多跨声速吸积行为、定态激波特征及表面引力随自旋变化的模型依赖性，对比了不同盘几何结构在绝热与等温情形下的差异。
2015-01-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Bondi accretion of a self-interacting complex scalar field
CEICO, FZU — Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Institute of Theoretical Physics and Astrophysics, University of Gdańsk（格但斯克大学理论物理与天体物理研究所）
研究复标量场在黑洞上的吸积过程，揭示其与完美流体的动力学差异，为区分不同物质形式提供新视角。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A unified framework for hot accretion flows with finite angular momentum: from Bondi-like to disc-like regimes
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）
本文提出一个统一框架，连接Bondi型和盘型吸积流，解释有限角动量下吸积率的调节机制。
2026-01-30 astro-ph.HE
Supermassive Black Hole Accretion and Growth
研究了早期宇宙中超大质量黑洞的形成、吸积和生长过程。吸积率${\dot M}$是利用黑洞的邦迪吸积率计算的。从初始质量为$M_{\rm BH}\sim 10^2-10^3M_{\odot}$的种子黑洞开始，通过超Eddington吸积，Bondi吸积速率可以演化成质量为$M_{\rm BH}\sim 10^9-10^{10}M_{\odot}$、年轻类星体寿命为$\sim 10^5-10^6$年的超大质量黑洞.
2020-12-08 astro-ph.HE gr-qc
Spherical accretion: Bondi, Michel and rotating black holes
在这项工作中，我们重新审视稳态，球对称气体吸积问题从非相对论制度的超相对论。我们首先进行详细的比较Bondi和Michel模型之间，并显示如何在Michel解决方案的质量吸积率接近一个恒定的值作为流体温度的增加，而相应的Bondi值不断降低，这两个预测值之间的差异变得任意大在超相对论温度。此外，我们扩展的米歇尔解决方案的情况下，流体的状态方程对应于一个单原子，相对论气体。最后，利用广义相对论流体动力学模拟，研究了旋转黑洞上的球形吸积，探讨了黑洞自旋对质量吸积速率、流场形态和特征以及声速面的影响。随着气体温度的升高和绝热指数$γ$的变硬，黑洞自旋的影响变得更加显著。对于超相对论极限（$γ=4/3$）中的理想气体，我们发现与非旋转黑洞相比，最大旋转黑洞的质量吸积率降低了10%，而对于刚性流体（$γ=2$），这种降低高达50%。
2021-09-08 astro-ph.HE
Flip-Flop Shocks and Tori in Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto Rotating Kerr-Weyl Black Holes and Their Quasi-Periodic Variability
American University of the Middle East（中东美国大学）；Zhejiang Normal University（浙江师范大学）
该研究通过GRHD模拟，探究克尔-外尔黑洞的邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积，发现曲率参数η不同时会出现稳定激波锥、触发器振荡或振荡环面，其准周期振荡特性可用于约束外尔曲率参数k。
2026-10-12 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic magnetized Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion with a spin-field misalignment: Jet nutation, polarity reversals, and Magnus drag
本研究通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，探究自旋场失准下黑洞的磁化BHL吸积，发现磁囚禁吸积流、间歇性喷流、喷流章动与极性反转及马格努斯阻力等现象，关联双黑洞并合余辉等场景。
2025-04-16 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic sonic geometry for isothermal accretion in the Schwarzschild metric
在这项工作中，我们进行线性微扰的广义相对论等温吸积到一个非旋转的天体物理黑洞，研究相应的涌现声学度规的显着特点。对于球对称吸积以及轴对称物质流为三种不同的几何配置的物质，我们扰动的速度势，质量吸积率，和积分解的时间无关的部分的广义相对论欧拉方程，以获得这样的声学几何。我们提供的程序来定位的声学视界，并确定这样的视界与跨音速表面的吸积物质，通过建设相应的因果结构。然后，我们讨论如何根据与背景流解对应的吸积变量来计算声表面重力的值-即，不同物质几何形状的定常积分跨音速吸积解。我们表明，声学几何的显着特点是独立的物理变量，我们扰动，但敏感地依赖于几何配置的黑洞吸积盘。
2017-07-14 astro-ph.HE gr-qc
Accretion-modified Stars in Accretion Disks of Active Galactic Nuclei: Gravitational Wave Bursts and Electromagnetic Counterparts from Merging Stellar Black Hole Binaries
最近LIGO/Virgo对双星黑洞（BBH）合并产生的引力波（GW）的探测，特别是对可能与类星体有关的GW 190521的探测，重新激发了人们对活动星系核（AGN）作为合并BBH工厂的兴趣。在超大质量黑洞（SMBH）吸积盘的稠密气体环境中，由大质量恒星演化而来的致密天体被大质量包层包裹而形成吸积改性星（AMS）。我们发现，大多数AMS形成双星由于相互之间的引力相互作用，在径向迁移的SMBH磁盘，形成BBHS内的AMS。当BBH诞生时，它的轨道最初由SMBH的潮汐力矩控制。Bondi吸积以超爱丁顿速率自然发展，然后控制其轨道的演化。我们发现，邦迪吸积导致有效地删除的轨道角动量的二元，其最终合并产生GW爆发。与此同时，Blandford-Znajek机制泵出合并BH的自旋能量以产生电磁对应物（EMC）。此外，超爱丁顿吸积到BBH发展强大的外流，并触发邦迪爆炸，这表现为一个EMC的GW爆发，这取决于吸积流的粘度。Bondi球的热辐射是电磁兼容的一种。BBH以LIGO可访问的频率$\sim 10^{2}\,$ Hz辐射GW。
2021-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Generalised Bondi Accretion Model for the Galactic Centre
我们开发了一个分析，稳态模型的气体环境在静止的星系核。我们假设质量是由一个球对称分布的恒星风不断提供的，而重力完全是由于一个中心的超大质量黑洞。我们表明，在一些有限的半径，开普勒速度是可比的风速，体积速度消失。在该半径以下产生的物质将被吸积到黑洞上，而在它之外的物质将逃离系统。在某些条件下，流动在两个区域都可能变成超音速.我们获得的流体动力学变量的径向轮廓，并验证它们使用随时间变化的流体动力学模拟。我们描绘的条件下，辐射冷却可以忽略不计，并预测从这样一个系统的自由自由X射线发射的光度和光谱。我们讨论我们的解决方案，我们自己的银河系中心和其他静止的星系核的应用。
2018-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion in a Reactive Medium: Detonation Ignition and a Mechanism for Type Ia Supernovae
反应介质中的爆轰起爆可以通过外部产生的冲击波来实现。进入引力中心的超音速流动，称为邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积，是一种自然的冲击波产生过程，但据我们所知，文献中从未考虑过反应介质。在这里，我们进行了一个数量级的分析，以调查在何种条件下，冲击诱导的反应区重新耦合到冲击波阵面。我们推导了自持爆轰点火的三个半解析判据。我们应用这些标准的特殊情况下，一个原始黑洞（PBH）的小行星质量穿越碳氧白矮星（WD）。由于碳氧WD中的爆炸被认为会产生正常的热核超新星（SNe Ia），因此从保守（乐观）分析来看，观测到的SNe Ia速率将暗物质（DM）以PBH形式存在的部分限制为$\log_{10}(f_{\rm PBH})< 0.8 \log_{10}(M_{\rm BH}/3\times 10^{22}{\rm g})$在$10^{21}\!-\!10^{22}$ g（$10^{20}\!-\!10^{22}$ g）范围内。最重要的是，如果DM的一个重要部分是质量为$10^{23}$ g的PBH形式，这些遭遇可以解释正常的亚克拉塞卡超新星Ia的速率和中值爆炸质量。
2021-06-30 astro-ph.HE
Numerical simulations of AGN wind feedback on black hole accretion: probing down to scales within the sphere of influence
有几个过程可能限制超大质量黑洞（SMBH）的吸积速率。通常考虑的两个过程（例如，次网格处方）是邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积和爱丁顿限制。第三个是活动星系核风反馈。长期以来，人们一直认为，这样的风反馈调节最终SMBH质量，然而，最近已经表明，活动星系核风也可以调节平均吸积率在一个符合高红移活动星系核的观测水平。在本文中，我们研究风反馈的吸积率的影响，使用二维，高分辨率的流体动力学模拟，将自洽风注入计划，并解决SMBH球的影响。两种不同的情况下进行了探索和比较：一个在初始气体密度是均匀的，和一个在其中它有一个等温的球体轮廓。我们还比较了有和没有冷却的模拟。我们的主要发现是，对于合理的参数，活动星系核反馈总是限制吸积率远低于邦迪-霍伊尔-利特尔顿限制。对于典型的风参数和一个统一的ISM密度的顺序$1 {cm}^{-3}$，吸积率被发现是几个数量级小于在大样本的高红移活动星系核推断。另一方面，吸积率获得的初始等温密度分布被发现是一致的观察，特别是当冷却。此外，它大致与$σ^{5}$的速度分散的隆起，符合$M-σ$关系。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving the Bondi Accretion Flow toward the Supermassive Black Hole of NGC 3115 with Chandra
气体在超大质量黑洞（SMBH）上进行Bondi吸积时，半径越小，温度越高。我们通过钱德拉对NGC 3115中的热气体的观测来寻找这个特征，光学观测表明它具有非常大的SMBH。我们的分析表明，我们正在解决，为第一次，吸积流动内的邦迪半径的SMBH。我们表明，温度上升对星系中心的预期在所有的吸积模型中，黑洞是引力捕获周围的气体。没有一个硬中心点源能引起如此明显的温度上升。这些数据支持邦迪半径约为4角秒~ 5角秒（188-235秒差距），表明SMBH为2 × 10^9太阳质量，这与光学结果的上限一致。Bondi半径内的密度分布具有幂律指数1.03^{+0.23}-0.21}，这与气体从周围介质的过渡和吸积流相一致。Bondi半径处的吸积速率为{ \dot M}_B = 2.2 × 10^{-2} M_sun_yr^{-1}。因此，在Bondi半径（10^{44} erg s^{-1}）处具有10%辐射效率的吸积光度比原子核的X射线光度上限高出约6个数量级。
2011-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cylindrically symmetric radial accretion onto a Levi-Civita string-like source
在Levi-Civita背景度规下，研究了柱对称条件下多变物质的径向稳态吸积。该模型可以看作是强引力场中Bondi吸积的圆柱模拟。作为这项研究的副产品，定义线质量密度的问题得到解决，并讨论了度量自由参数的物理可观测量的例子中的作用。径向吸积方程的形式对内部解的结构不敏感。相应地，吸积解的分析可以被限制到描述无结构均匀弦的列维-奇维塔度规的一种特殊的Wilson形式。
2022-08-18 astro-ph.HE gr-qc
Accretion onto Black Holes from Large Scales Regulated by Radiative Feedback. II. Growth Rate and Duty Cycle
本文是从星系尺度研究辐射调节的黑洞吸积系列文章的第二篇，重点讨论了辐射压力和吸积气体角动量的影响。我们模拟吸积到中等质量黑洞，但我们得出一般的比例关系，是解决方案的Bondi问题的辐射反馈有效的任何质量的BH $M_{\rm bh}$。黑洞周围的电离层的热压力调节吸积率，产生周期性和短暂的光度爆发。我们发现，对于周围的气体密度超过$n^{\rm cr}_{\rm H,\infty} \propto M_{\rm bh}^{-1}$，振荡的周期迅速减少，占空比从6%增加，在$z\sim 3$的活动星系核的分数的观察，到50%。对于$n_{\rm H,\infty}>n_{\rm H,\infty}^{\rm Edd} \simeq n_{\rm H,\infty}^{\rm cr} T_{\infty,4}^{-1}$，平均吸积速率变为爱丁顿极限，其中$T_{\infty,4}$是以$10^4$ K为单位的气体温度。在亚爱丁顿区，黑洞的平均吸积速率约为Bondi速率的$1% T_{\infty,4}^{2.5}$，因此与周围介质的热压力成正比。振荡的周期与BH周围的电离气泡内的气体的耗尽时间尺度一致。如果是$n_{\rm H,\infty}<n^{\rm cr}_{\rm H,\infty}$，则由压力梯度将气体向外推，否则由BH上的吸积控制气体贫化。一般来说，对于$n_{\rm H…
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion in the presence of small rigid bodies around a black hole
研究了史瓦西黑洞的相对论性Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积。这些机构是理想化的表示子结构，如通过接近BH的恒星，由恒星风或冷clumps.We创建的气泡探索的情况下，这些机构的填充因子是小的。假设流动是绝热的，并以超音速的方式向黑洞运动。与这些刚性障碍物的相互作用通过弓形激波将流动的冲压压力转化为热压力，使流动减慢并使吸积气体湍流。因此，虽然流量达到了一个稳定的状态，吸积率提出了一些可变性。对于无穷远处的马赫数为4的流动，即使气体是绝热的，障碍物的填充因子很小，这些物体中的几个（5 - 10个）也足以使吸积率比没有物体的吸积率增加约50%。
2017-07-18 astro-ph.HE gr-qc
Global structure and dynamics of slowly rotating accretion flows
研究了椭圆星系核中超大质量黑洞周围缓慢旋转吸积流的整体解。黑洞周围的吸积气体的速度最初是亚音速的，然后以超音速落在黑洞上，因此吸积流必须是跨音速的。我们数值求解方程从邦迪半径附近的黑洞。我们讨论的重点将放在轻微旋转吸积流的性质，其中辐射损失已被忽略。本研究讨论了外边界条件（外边界的温度和比角动量）如何影响吸积流动力学。我们研究了两种物理上不连续的区域：类Bondi型吸积和类Bondi型吸积。当Bondi半径$ \ell_{B} $处的比角动量小于边缘稳定轨道$ \ell_{ms} $处的比角动量时，就会发生类Bondi吸积。相比之下，当邦迪半径$ \ell_{B} $处的比角动量大于边缘稳定轨道$ \ell_{ms} $的比角动量时，就会发生类似于黑洞的吸积。我们也保持了流体静力平衡的假设，并将我们的结果与不考虑流体静力平衡的情况进行了比较。根据这项研究，考虑流体静力平衡的假设降低了质量吸积率。此外，我们发现我们的解决方案，为不同范围的粘度参数$α$。最后，我们研究了星系势对慢旋转吸积流的影响。
2022-08-29 astro-ph.HE
Jet Formation in 3D GRMHD Simulations of Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion
本研究开展首个快速旋转黑洞BHL吸积的3D GRMHD模拟，发现磁通量累积可催生相对论喷流，磁场强度影响喷流持续性，喷流效率极高且磁场会改变黑洞所受阻力。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion onto black holes inside neutron stars with piecewise-polytropic equations of state: analytic and numerical treatments
我们考虑球对称吸积到一个小的，可能是原始的，黑洞居住在一个中子星的中心由冷核物质状态方程（EOS）。我们推广的相对论邦迪解决方案，近似分段多面体，从而获得稳态物质的配置文件和吸积率的解析表达式。我们将这些速率与随时间变化的广义相对论流体动力学模拟弛豫后发现的速率进行了比较，并找到了很好的一致性。我们考虑了几个不同的候选EOS，中子星的质量和中心密度，发现吸积率变化不大，导致吸积率主要取决于黑洞的质量，只有微弱的中子星的属性。
2021-12-07 astro-ph.HE gr-qc
Bondi Flow from Various Perspectives
Harish-Chandra Research Institute, HBNI（哈拉·钱德拉研究所，HBNI）
本文以最简吸积流模型为例，从天体物理过程、动力系统理论与类比引力三个视角，研究稳态跨声速吸积流的不动点性质、扰动稳定性及声角度规因果结构。
2024-06-04 astro-ph.HE
Ultrarelativistic Bondi--Hoyle Accretion I: Axisymmetry
用超相对论方法研究了运动Kerr黑洞轴对称Bondi-Hoyle吸积。采用高分辨率激波捕捉方法求解广义相对论流体力学方程组。在这种处理中，我们考虑了超相对论极限，其中可以忽略重子静止质量密度。这种近似在系统的内能超过重子的静止质量能量贡献的情况下是有效的。在这项研究中感兴趣的参数是绝热常数$Γ$，和流体的渐近速度，$v_\infty$。我们在三个不同的制度，亚音速，略超音速，超音速进行我们的模拟，但本研究的主要重点是参数制度中的流动是超音速，即当$v_\infty \ge c_{s}^{\infty}$。正如从以前的研究所预期的那样，超音速状态揭示了有趣的动力学，但更有趣的是在临界超音速系统中存在弓形激波。一系列的参数值进行了研究，试图捕捉可能的偏差从稳定状态的解决方案，没有被发现。为了显示每个流的研究，我们计算的史瓦西半径的能量吸积率的稳定状态的行为。此外，我们还发现，吸积流是依赖于计算边界的位置，即如果计算边界位于太接近的黑洞的计算流量剖面与数字文物损坏。这是一个在以前的相对论模型中没有发现的问题。
2012-11-12 astro-ph.HE
Cyclic Zoom: Multiscale GRMHD Modeling of Black Hole Accretion and Feedback
提出循环缩放方法，通过粗化与细化循环及中心掩膜处理，在GRMHD模拟中高效捕获黑洞吸积的多尺度动力学，加速超10^5倍，并验证于多种吸积模型及长期演化。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
General relativistic radiation hydrodynamics of accretion flows. I: Bondi-Hoyle accretion
我们提出了一个新的代码进行广义相对论辐射流体动力学模拟吸积流到黑洞。辐射场的光学厚度近似处理，与汤姆逊散射和热韧致辐射贡献的不透明度。我们的分析集中在一个详细的数值研究热的二维，邦迪-霍伊尔吸积流与各种马赫数。我们发现显着的差异与纯流体动力学的演变。特别是，一旦系统放松到辐射压力为主的制度，吸积率成为约两个数量级小于在纯粹的流体动力学的情况下，但仍然是超爱丁顿光度。此外，当流入气体的马赫数增加时，由于黑洞的截面变小，吸积率变小，但由于激波区的辐射增强，光度增加。总的来说，我们的方法提供了第一个自洽计算的邦迪-霍伊尔光度，其中大部分是从黑洞的r~100 M内发射的，典型值L/L_Edd ~ 1-7，和相应的能量效率eta_BH ~ 0.09-0.5。自洽计算光度的可能性也使我们能够与常用于模拟超大质量黑洞双星电磁对应物的韧致辐射光度进行比较，发现在光学厚度范围内，这些更粗略的估计比我们的辐射流体力学结果大20倍左右。
2015-03-10 astro-ph.HE gr-qc
Numerical estimates of the accretion rate onto intermediate-mass black holes
不同的观测表明，球状星团中心存在中等质量（$\sim 10^3 M_\odot$）黑洞。在NGC 6388和M31中的G1中观测到的X射线源可以解释为由物质在这些物体上的吸积提供动力。在这项工作中，我们探讨了一个方案，其中黑洞吸积从集群星际介质，这是产生的质量损失的红巨星在集群。我们估计到黑洞的吸积率，并将其与通过传统的Bondi-Hoyle模型获得的值进行比较。我们的结果表明，吸积率不再仅仅由黑洞质量和环境参数，但也由主机集群本身定义。此外，我们发现，更大质量的球状星团与大恒星速度色散是最好的候选人，其中吸积到IMBHs可以检测到。
2013-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Choked accretion: from radial infall to bipolar outflows by breaking spherical symmetry
稳定状态下，球对称吸积流是很好地理解的邦迪解决方案。然而，球对称必然是对现实的理想化近似。在这里，我们探讨偏离球对称的后果，首先通过一个简单的分析模型，以激励所涉及的物理过程，然后通过流体动力学，数值模拟的理想流体吸积到牛顿引力物体。具体来说，我们考虑轴对称的，大规模的，小幅度的偏差在密度场，使赤道面是过于密集的极地地区相比。我们发现，由此产生的极性密度梯度显着改变了邦迪的结果，并引起稳态的解决方案，提出双极流出。随着密度对比度的增加，越来越多的材料从系统中喷射出来，即使密度对比度适中，也会达到比局部逃逸速度更大的速度。有趣的是，内部的流出区域，流动倾向于局部的邦迪解决方案，与由此产生的总质量吸积率通过内边界$choking$在一个值非常接近相应的邦迪之一。因此，进行的数值实验表明，外观的最大可实现的吸积率，与任何额外的材料被喷射，即使是非常小的偏离球面对称。
2019-10-21 astro-ph.HE
Bridging Scales in Black Hole Accretion and Feedback: Magnetized Bondi Accretion in 3D GRMHD
本文利用多区域GRMHD方法跨越7个空间数量级模拟磁化邦迪吸积，发现强磁场使密度分布变缓并将吸积率抑制两个数量级以上，同时通过磁场重联驱动的湍流对流实现约$10^{-2}\dot{M}c^2$的能量反馈。
2024-10-19 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto black holes and its application to fallback accretion
本文研究黑洞超爱丁顿球对称吸积，利用边界层理论获得两类解析解，并将其应用于失败超新星后的回落吸积，预测观测特征并解释NGC 6946和M31中候选体的亮度来源。
2025-07-22 astro-ph.HE
Spherical accretion in giant elliptical galaxies: multi-transonicity, shocks, and implications on AGN feedback
孤立的大质量椭圆星系，或者存在于冷核星系团中心的星系，被认为是由周围热X射线发射气体介质直接产生的热气吸积提供动力的。这导致了一个巨大的邦迪型球形/准球形吸积流到他们的主机SMBH，吸积流区域远远超出邦迪半径。在这项工作中，我们提出了一个详细的研究的背景下，这些大规模的椭圆形的Bondi型球形流的宇宙学常数$Λ$的存在下，考虑到一个五分量星系系统（SMBH +恒星+暗物质+热气+ $Λ$），纳入整个引力作用的影响。目前的工作是Ghosh \& Banik（2015）的扩展，他们只研究了这个问题的宇宙学方面。银河系对势的贡献使得绝热球形流在本质上变成了{ \it multi-transonic}，流的拓扑结构和流的结构明显偏离经典Bondi解.更值得注意的是，对应于中等到更高的银河质光比的值，我们得到兰金-Hugoniot冲击球风流。银河系势增强了Bondi吸积速率。我们的研究揭示了存在一个严格的环境温度下限，在此温度之下不能触发Bondi吸积，对于来自热ISM相的流动，该温度与$\sim 9 \times 10^6 \, K$一样高，表明热相严格地控制着宿主核的燃料供给.我们的发现可能有更广泛的影响，特别是在外流/喷流动力学和无线电活动星系核反馈的背景下，与当代宇宙中的这些大质量星系有关。
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving the sub-parsec circumnuclear density profiles of quiescent galaxies: Evidence for Bondi accretion flows in tidal disruption event hosts
International Centre for Radio Astronomy Research – Curtin University（国际射电天文中心 - 科廷大学）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（自然科学与高级研究院）
通过无线电观测TDE，研究发现其宿主星系的核区密度分布与Bondi吸积流一致，为约束静默SMBHs的亚秒级密度分布提供了新方法。
2026-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-interacting Dark Scalar Spikes around Black Holes via Relativistic Bondi Accretion
通过自洽求解相对论性的Bondi吸积，研究了质量为$M$的非自旋黑洞在暗晕中的尖峰质量密度分布。我们假设暗物质在晕中的主要成分是标准模型规范单重标量。它的质量$m\simeq 10^{-5}{\rm eV}$和四次自耦合$λ\lesssim10^{-19}$被限制为与银河系暗晕的性质相容。在流体动力学极限下，我们发现吸积率从下面$\dot{M}_{\rm min}=96πG^2M^2 m^4/λ\hbar^3$有界.因此，对于$M=10^6~{\rm M}_\odot$，我们有$\dot{M}_{\rm min}\simeq1.41\times 10^{-9}~{\rm M}_\odot~{\rm yr}^{-1}$，与重子的埃丁顿吸积相比，它是次显性的。在自引力区，$ρ_0(r)$的峰密度分布不能用单幂律拟合，而可用双幂律拟合。尽管如此，我们可以分段拟合$ρ_0(r)$，并发现$ρ_0(r) \propto r^{-1.20}$靠近声视界，$ρ_0(r) \propto r^{-1.00}$朝向邦迪半径，而$ρ_0(r) \propto r^{-1.08}$用于其间的区域。这与暗物质具有类似库仑的自相互作用的更尖的$ρ_0(r) \propto r^{-1.75}$形成对比。
2022-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Low density, radiatively inefficient rotating-accretion flow onto a black hole
我们研究低密度轴对称吸积流到黑洞（BH）的二维流体动力学模拟，采用$α$ -粘度处方。当气体的角动量低到足以在Bondi半径（$R_{\rm B}$）内形成一个旋转支撑的圆盘时，我们找到了一个全局稳定的吸积解。该解决方案包括一个旋转平衡分布在$r\sim R_{\rm B}$，密度如下$ρ\propto (1+R_{\rm B}/r)^{3/2}$，周围的几何厚和光学薄吸积盘在离心半径，其中产生的热能通过强对流传输。内解的物理性质与对流主导的吸积流（CCELLS; $ρ\propto r^{-1/2}$）中预期的一致。在内部的Cracket解决方案中，由于对流（$\dot{M}\propto r$）的气体流入率减少对中心，和净吸积率（包括流入和流出）强烈抑制了几个数量级的邦迪吸积率$\dot{M}_{\rm B}$净吸积率取决于粘性强度，以下$\dot{M}/\dot{M}_{\rm B}\propto (α/0.01)^{0.6}$。该解适用于具有最小辐射冷却的$\dot{M}_{\rm B}/\dot{M}_{\rm Edd}< 10^{-3}$的低吸积速率，其中$\dot{M}_{\rm Edd}$是爱丁顿速率。在底部的热等离子体（$r<10^{-3}~R_{\rm B}$）中，热传导将主导对流能量通量。由于对流对吸积的抑制作用停止，最终BH的供给速率为$\dot{M}/\d…
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
