MRI turbulence and thermal instability in accretion disks
黑洞吸积研究中的一个长期难题是热不稳定性的存在与否。经典理论预测环绕的吸积盘是不稳定的，一些自洽的MHD模拟也是如此。然而，强吸积源的观测通常不能在预期的时间尺度上表现出周期性或不稳定的动力学。本文检查是否湍流起伏阻碍热不稳定性。它还询问在湍流背景下进行线性稳定性分析是否有意义。这些问题进行了探讨与一组MRI模拟在热不稳定的本地箱结合随机方程，近似的磁盘能量。这些模型表明，磁盘的热行为显着偏离层流理论，但最终发生热失控。我们发现，磁盘温度演变为有偏随机游走，而不是增加指数，从而产生广泛的传播的结果，不稳定性往往延迟了几个热时间。我们构建了一个统计理论，描述了一些这种行为，强调“逃逸时间”及其相关的概率分布的重要性。总之，湍流波动本身不能稳定盘，但它们可以削弱和延迟热不稳定性。
2017-03-01 astro-ph.HE
Long-term quasi-periodicity of 4U 1636-536 resulting from accretion disc instability
本文介绍了低质量X射线双星4U 1636-536的研究结果。我们对所有可用的RXTE/ASM、Swift/BAT和MAXI数据进行了时间分析。我们已经证实了先前发现的准周期性的~45 d目前在~2004年，但我们发现它继续到2006年。在其他时期，准周期性只是短暂的，准周期，如果存在，漂移。然后，我们应用含时吸积盘模型的时间间隔与显着的X射线准周期性。对于我们的最佳模型，理论光变曲线的周期和振幅与观测结果吻合得很好。模拟的准周期性是由于氢的热电离不稳定性发生在吸积盘的外部区域。模型参数是平均质量吸积率（估计从光变曲线），和吸积盘的粘度参数，为热和冷阶段。我们最好的模型给出了相对较低的值的粘度参数为冷相0.01和热相0.03。
2015-07-01 astro-ph.HE
Origin of nonlinearity and plausible turbulence by hydromagnetic transient growth in accretion disks: Faster growth rate than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，一种称为磁旋转不稳定性（MRI）的机制负责在弱磁场存在下传输物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他的磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，这是现实的天体物理吸积盘的情况下，表现出非线性的扰动模式的TG比产生MRI的模式更快。对于一个固定的波矢量，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2015-08-11 astro-ph.HE
Papaloizou-Pringle instability suppression by the magnetorotational instability in relativistic accretion discs
在过去的几十年中，几何厚环面与常数比角动量已被广泛用于构建吸积流到黑洞的数值模型。这样的圆盘倾向于全局非轴对称流体动力学不稳定性，称为Papaloizou-Pringle不稳定性（PPI），它可以重新分配角动量，也会导致引力波的发射。然而，还不清楚PPI的发展如何受到磁场的存在和磁旋转不稳定性（MRI）的同时发展的影响。我们提出了一个数值分析，使用三维GRMHD模拟的PPI和MRI之间的相互作用考虑，第一次，分析磁化平衡解作为初始条件。在纯流体动力学的情况下，PPI选择大规模的$m=1$方位角模式作为增长最快的非线性主导模式。然而，当环面被弱的环形磁场穿过时，MRI的发展导致大尺度模式的抑制，并在较小尺度上重新分配功率。如果系统以显著激发的$m=1$模式开始，则PPI在最终被MRI淬灭之前在瞬态阶段中占主导地位。这种动力学在致密恒星合并和潮汐破裂事件中可能很重要。
2017-10-18 astro-ph.HE
Emergence of nonlinearity and plausible turbulence in accretion disks via hydromagnetic transient growth faster than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，磁旋转不稳定性（MRI）是负责在弱磁场的存在下传输的物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，即实际天体物理学中的吸积盘的情况，在扰动模的最佳TG下表现出的非线性比在产生MRI的最佳模下表现出的非线性快。对于一个固定的波矢，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2016-03-01 astro-ph.HE
Angular Momentum Transport and Particle Acceleration during Magnetorotational Instability in a Kinetic Accretion Disk
采用三维粒子模拟方法研究了无碰撞吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）过程中的角动量输运和粒子加速。我们表明，动力学MRI不仅可以提供高能量粒子加速，但也增强角动量输运。我们发现，主动磁重联引起的含$p_{\|} > p_{\perp}$的通道流内等离子体压力各向异性抑制了后续重联的发生，从而导致高的磁场饱和和角动量输运的Maxwell应力张量的增强.同时，在重联的静止阶段，等离子体各向同性化在通道流中进行，并且由于MRI的发电机作用，通道流外部的具有$p_{\perp} > p_{\|}$的各向异性等离子体有助于快速重联和强粒子加速。在无碰撞的吸积盘中，这种有效的粒子加速和增强的角动量输运可以解释在大质量黑洞周围观测到的高能粒子的起源。
2015-02-09 astro-ph.HE
Direct time radio variability induced by non-axisymmetric standing accretion shock instability: implications for M87
本文首次给出了在流体力学和辐射传递的广义相对论处理下，围绕黑洞的激波吸积流的直接时变射电图像。黑洞周围的非轴对称吸积激波不稳定性（即黑洞SASI）可以引起黑洞周围的时间变化。由于螺旋臂冲击波在冲击后区域产生密度和温度波，因此它们会导致黑洞附近的时间变化。在动力学模拟的基础上，讨论了未来空间望远镜VSOP 2/ASTRO-G卫星探测M87时变射电图像的可能性。对于某些快照，图像中最明亮的部分预计接近15史瓦西半径。我们表明，我们的结果是一致的，与现有的观测数据，如时间平均的无线电频谱，VLBA图像和变化的时间尺度的M87。我们还讨论了M87的毫米和亚毫米干涉仪的观测。
2010-01-12 astro-ph.HE
A shared accretion instability for black holes and neutron stars
预计致密物体周围的吸积盘在高光度时将进入不稳定阶段。当吸积产生的辐射压力改变了盘的粘性时，可能会发生一种不稳定性，导致内盘在短时间尺度上的循环耗尽和再填充。然而，这种情况只在单个恒星质量的黑洞中得到了定量验证。虽然在少数孤立的例子中有这些循环的暗示，但在大多数明亮的吸积中子星和黑洞的可变发射中，它们的明显缺失一直是一个挥之不去的谜团。在这里，我们报告存在相同的多波长不稳定性周围的吸积中子星。此外，我们表明，整个电磁波谱的变化-从无线电到X-射线-在高吸积率的黑洞和中子星可以解释一致，如果吸积盘是不稳定的，在过渡期间，耗尽或重新填充内部盘产生相对论喷射。这种新的关联使我们能够确定负责快速多波长变化的高度吸积紧凑的对象的主要物理组件。
2023-02-28 astro-ph.HE
Time-dependent global simulations of a thin accretion disc: the effects of magnetically-driven winds on thermal instability
本文通过一维全局模拟研究磁驱动风对薄吸积盘热不稳定性的影响，发现低质量外流率的风可缩短爆发周期，而高质量外流率的风能有效抑制热不稳定性。
2023-09-22 astro-ph.HE
On the convective instability of hot radiative accretion flows
有多少在外边界的气体最终会落到黑洞上，这是一个重要的问题。它决定了吸积流的观测形态，也与黑洞质量和自旋的演化有关。以往对热吸积流的二维流体动力学模拟发现，热吸积流是对流不稳定的，因为它的熵向内增加。结果，质量吸积率向内减小，即，只有一小部分的吸积气体可以落在黑洞上，而其余的则在对流漩涡中循环或在对流流出中丢失。在这些模拟中，辐射通常被忽略。然而，在许多情况下，辐射冷却是重要的。在发光热吸积流（LHAF）的制度，辐射冷却甚至比粘性耗散更强。在一维情况下，这意味着熵的向内增加将变得更慢，或者在LHAF的情况下熵甚至向内减小。因此，我们预计，对流不稳定性变得更弱或完全消失时，辐射冷却是重要的。为了检验这一预期的有效性，在本文中，我们进行了二维流体动力学模拟的热吸积流与强辐射冷却。我们发现，与可忽略辐射的情况相比，对流只是稍微变弱。即使LHAF仍然是强对流不稳定的，它的吸积率的径向轮廓相应地变化不大。我们发现原因是在二维情况下熵仍然向内增加。
2010-06-11 astro-ph.HE
Disc instability in RS Ophiuchi: a path to Type Ia supernovae?
我们研究了周期性新星蛇夫座RS中吸积盘的稳定性。我们建立了一个一维含时的双盘系统模型，其中包括粘性加热和辐射冷却和自洽处理的双势。我们发现，在这个系统中，扩展吸积盘总是不稳定的热粘性不稳定性，并在~10 - 20年的时间尺度上反复发生盘爆发。这是类似的复发时间尺度的RS Oph系统中观察到的爆发，但我们表明，光盘的吸积光度在爆发是不足以解释所观察到的爆发。我们探索了一系列的模型，发现在大多数情况下，在爆发的吸积率达到或超过稳定的核燃烧的白矮星表面的临界吸积率。因此，我们认为，由盘不稳定性引发的表面核燃烧可能是观测到的爆发的原因。这使得白矮星的质量随着时间的推移而增长，我们认为RS Oph和类似系统中的圆盘不稳定性可能代表了一条通往Ia型超新星的道路。
2011-08-18 astro-ph.HE
Flux Modulation from the Rossby Wave Instability in microquasars accretion disks: toward a HFQPO model
上下文人们一直在努力了解微类星体中观测到的变化的来源，特别是关于难以捉摸的高频准周期振荡。这些振荡是影响恒星黑洞附近物质的最快现象之一，因此可以用作强场广义相对论的探测器。然而，还没有一种模式得到广泛接受。目标。本文的目的是研究在吸积盘内缘出现Rossby波不稳定性所导出的模型。特别是，我们的目标是证明这种不稳定性的能力，以调制所观察到的通量与观测结果一致。方法.我们使用AMRVAC流体动力学代码来模拟三维光学薄盘的不稳定性。然后使用GYOTO光线跟踪代码计算相关的光变曲线。结果我们表明，三维Rossby波不稳定性是能够调制的通量以及在所观察到的limits.We强调，二维模拟使我们能够获得相同的一般特性的光变曲线的三维计算。随着我们在这项工作中采用的时间分辨率，三维模拟不会产生任何新的可观察到的功能，可以检测到当前的仪器或存档数据。
2013-01-08 astro-ph.HE
Development of Secular Instability in Different Disc Models of Black Hole Accretion
黑洞吸积的解析处理一般假定静止位形的稳定性。在过去的几十年里，许多作者证明了这种假设对无粘流体动力流的有效性。无粘假设是一个合理的近似，它适用于由若干恒星施主提供能量的^M星系（包括我们的星系）中心的某些^M超大质量黑洞的低角^M动量平流主导流。^然而，弱粘度的引入有时可以提供对所观察到的光谱的更详细的理解。最近已经证明，以准粘性流的形式引入少量粘性会使静止的吸积盘-其中物质的几何构型由流体静力平衡中的轴对称流描述-不稳定。我们进行类似的分析，其他光盘模型（所有三种可能的几何配置的物质）的准粘性模型下的后牛顿计划。我们引入了扰动的定常流动解决方案，特别是在驻波形式，并研究其时间演化，以观察它们是否随时间增长。我们的分析表明，同样的长期不稳定性也存在于其他光盘模型。我们进一步指出，在现实的天体物理学的角度来看，足够低的粘度值，不稳定性不会有效地危及定态条件。
2014-06-14 astro-ph.HE
Stochastic Nature of Gravitational Waves from Supernova Explosions with Standing Accretion Shock Instability
我们在三维模拟的基础上研究了引力波的性质，模拟了中微子驱动的爆炸和驻存吸积激波不稳定性（SASI）。在核心坍缩前缓慢旋转的证据的推动下，我们专注于质子中子星外中微子发射和物质运动的非球面性。通过三维射线追踪计算，我们精确地估计了各向异性中微子辐射的引力波形。与以往的工作假设轴对称，我们发现，重力波形的变化更加随机，因为爆炸的各向异性依赖于SASI的增长，在各个方向上混沌发展的敏感。我们的研究结果表明，引力波谱有其峰值附近的$\sim 100$赫兹，反映SASI引起的物质翻转的$\sim O(10)$毫秒。我们指出，这样的信号的检测，可能是可见的LIGO类探测器的银河系超新星，可能是一个重要的探测到长期隐藏的爆炸机制。
2009-04-28 astro-ph.HE
Instability of Non-uniform Toroidal Magnetic Fields in Accretion Disks
本文提出了一种新的不稳定性，这种不稳定性将在吸积盘中由纯环形磁场驱动磁流体动力学（MHD）湍流。已知在差动旋转系统中，均匀环形磁场在非轴对称和垂直扰动下由于磁旋转不稳定性（MRI）而不稳定，而在纯垂直扰动下稳定。与以前的研究相反，本文提出了一种完全局限于赤道平面的不稳定模式，驱动下的非均匀环向场的磁压梯度力的膨胀性质。这种增长的本征模的基本性质，我们给了一个名字“磁梯度驱动的不稳定性”，研究使用线性分析，相应的非线性演化，然后研究使用二维理想MHD模拟。虽然一个单一的本地化磁场通道单独不能提供足够的麦克斯韦应力显着贡献的角动量输运，我们发现，多个本地化磁场通道下相邻的环形场之间的模式耦合急剧产生一个高度湍流状态，并导致增强的角动量输运，在以前的研究中看到的效率在MRI。这种水平受限模式可能通过与环形MHD的互补生长和与磁重联的耦合在MRI的饱和中起重要作用。
2016-03-15 astro-ph.HE
Turbulent Stresses in Local Simulations of Radiation-Dominated Accretion Disks, and the Possibility of the LIghtman-Eardley Instability
我们提出了一系列的辐射MHD模拟的结果的局部补丁的吸积盘，具有固定的垂直重力剖面，但具有不同的表面质量密度和广泛的辐射气体压力比。每个模拟都实现了持续许多冷却时间的热平衡。在与冷却时间相比长的时间内平均后，我们发现垂直积分应力与垂直平均总热（气体加辐射）压力近似成比例。我们绘制出-第一次明确的物理学的基础上-应力和表面密度之间的热平衡关系：应力减少（增加）与增加表面质量密度时，模拟辐射（气体）压力占主导地位。在辐射压力主导的区域中，应力对表面质量密度的依赖性表明可能存在Lightman-Eardley入流不稳定性，但需要使用更宽的径向箱进行全局模拟或剪切箱模拟，以确认这一点并确定其非线性行为。
2009-08-07 astro-ph.HE
The runaway instability in general relativistic accretion disks
当一个吸积盘成为失控不稳定性的牺牲品时，它的大部分质量在几个动力学时间内被黑洞吞噬。尽管经过几十年的努力，仍然不清楚在什么条件下会发生这种不稳定。迄今为止，技术上最先进的相对论模拟无法找到不稳定开始的明确迹象。在这项工作中，我们提出了三维相对论流体动力学模拟黑洞周围的吸积盘在动态时空。我们专注于预计将特别容易发展这种不稳定性的配置。我们证明，第一次，完全自洽的广义相对论演化确实产生了失控的不稳定性。
2013-04-27 astro-ph.HE gr-qc
On different types of instabilities in black hole accretion discs. Implications for X-ray binaries and AGN
讨论了导致致密天体周围吸积盘光度极限环振荡的两种重要的不稳定性机制：电离不稳定性和辐射压不稳定性。电离不稳定性是黑洞双星系统中X射线新星爆发的一种机制，但它对活动星系核的适用性仍然是个问题。辐射压理论在这些来源中的任何一个都仍然有非常弱的观测背景。在本文中，我们试图面对这些不稳定性的观测数据的参数空间。在这个简单的调查的基础上的源的属性，我们认为，辐射压力不稳定性是可能存在于几个银河系源的爱丁顿比大于0.15，并在活动星系核的爱丁顿比大于0.025。我们的结果有利于通过几何平均的辐射和气体压力在银河系源和活动星系核的粘度参数化。我们还需要更多的例子来证明银河系源在100秒时间尺度内的准规则爆发，以及活动星系核在数百年时间尺度内的准规则爆发。我们还表明，磁盘的大小在X射线新星是一致的电离不稳定性。这种不稳定性也可能对超大质量黑洞环境中的生命周期和整体复杂性产生相当大的影响。
2011-02-16 astro-ph.HE
Polluting the pair-instability mass gap for binary black holes through super-Eddington accretion in isolated binaries
单恒星演化理论预测黑洞（BH）的质量分布在大约45- 130 M $_{\odot}$之间，即所谓的“对不稳定质量间隙”。我们研究是否BH可以污染的差距后，从恒星的同伴吸积。为此，我们模拟的演化孤立的二进制使用人口合成代码，我们允许超级爱丁顿吸积。在我们最极端的假设下，我们发现最多约2%的所有合并的二进制BH系统包含一个BH的质量在对不稳定的质量差距，我们发现，不到0.5%的合并系统的总质量大于90 M $_{\odot}$。没有发现总质量超过100 M $_{\odot}$的并合BH系统。我们比较我们的结果预测从几个动力学途径对不稳定的质量间隙事件，并讨论了可区分的功能。我们的结论是，经典的孤立二元形成情景不会显着导致对不稳定质量间隙的污染。的鲁棒性的预测质量差距的孤立的二进制通道是有前途的前景放置约束（一）不同的形成渠道的相对贡献，（二）的物理学的祖细胞，包括核反应率，和（iii），暂时，哈勃参数。
2020-06-01 astro-ph.HE
An Overview of Rossby Wave Instability in Accretion Discs surrounding Black Holes
Tezpur University（特普尔大学）
本文综述黑洞吸积盘中Rossby波不稳定性的触发机制、大尺度涡旋形成及其对角动量传输和QPOs的意义，并总结3D相对论模拟及含磁场、自引力理论的观测启示。
2025-10-18 astro-ph.HE
Centrifugal instability of compressible flows and the hydrodynamic stability of accretion disks
University of Leeds（利兹大学）；University of Patras（帕特雷大学）
通过推广Rayleigh准则至可压缩流，发现离心不稳定性受马赫数显著影响，数值模拟验证了新准则；分析绕中心致密天体旋转流的稳定性，推导出等价于Solberg-Høiland准则的不稳定判据。
2026-06-11 astro-ph.HE
Observational Evidence for Young Radio Galaxies are Triggered by Accretion Disk Instability
用各种方法估算了一个已知年龄的年轻射电星系的辐射光度和黑洞质量。我们发现，这些年轻射电星系的年龄与辐射光度呈正相关，这与Czerny等人基于吸积盘辐射压不稳定性的理论预言相一致，同时发现年轻射电星系的年龄与BH质量和吸积率爆发的理论持续时间相一致（在埃丁顿单位中）平面，其中假设爆发是由辐射压力不稳定性触发的。我们的研究结果提供了观测证据的辐射压力不稳定性，这导致极限环行为，作为一种物理机制，可能是负责这些短命的年轻射电星系。
2009-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Application of the Hilbert-Huang transform for analyzing standing-accretion-shock-instability induced gravitational waves in a core-collapse supernova
通过数值模拟，预测了引力波（GW）反映了核心坍缩超新星（CCSN）爆发机制的特征。有多个GW的激发过程中发生的恒星爆炸前，它的建议，GWs起源于CCSN有一个模式的每一个激发过程中的时频表示。因此，我们提出了应用希尔伯特-黄变换（HHT），这是一种高分辨率的时频分析方法，分析这些GW模式的理论探讨和增加我们的理解的爆炸机制。HHT将频率定义为时间的函数，并且不受时间和频率分辨率之间的权衡的约束。在这项研究中，我们分析了一个三维的广义相对论CCSN模型，显示了一个活跃的活动的站立吸积激波不稳定性（SASI）的引力波形。我们成功地提取SASI引起的GWs与高分辨率的时频表示使用HHT，我们检查他们的瞬时频率。
2021-10-19 astro-ph.HE
A Double Outburst from IGR J00291+5934: Implications for Accretion Disk Instability Theory
2008年，由吸积提供能量的毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934经历了两次约10 d的爆发，两次爆发之间相隔30 d。爆发之间如此短的静止期以前从未在中子星的X射线瞬变中看到过。在两次爆发中都检测到了自旋频率为599 Hz的X射线脉动。我们首次推导出一个连接两个爆发的脉冲相位模型，为自旋频率测量提供了一个长基线。与2004年爆发时测得的频率相比，该源在静止期的自旋下降为-4（1）x10^-15 Hz/s，大约比在401 Hz吸积动力脉冲星SAX J1808.4-3658中观测到的长期自旋下降大一个数量级。如果这种自旋下降是由于磁偶极辐射引起的，那么它需要2 × 10^8 G的场强，并且它的高自旋下降光度可以用费米大面积望远镜探测到。或者，这种大的自旋下降可能是由Q/I = 1 × 10 ^{-9}的分数质量四极矩发射的引力波产生的。爆发的快速连续性也为低质量X射线双星的吸积模型提供了独特的测试。盘不稳定性模型通常预测，爆发将使吸积盘过于耗尽，以至于在如此短暂的静止之后无法为第二次爆发提供燃料。我们建议一个修改，其中的爆发是关闭的螺旋桨效应的发病之前，磁盘耗尽。这个模型可以解释2008年第二次爆发的短暂平静和异常缓慢的光变曲线上升。
2010-11-16 astro-ph.HE
Magnetically Dominated Disks in Tidal Disruption Events and Quasi-Periodic Eruptions
通过构建薄磁吸积盘的稳态1D模型，证明MRI产生的磁压支撑能有效缩小不稳定参数空间和半径范围，解释了TDE盘中不稳定性的缺失及QPEs的小时级周期。
2022-11-01 astro-ph.HE
Magnetic accretion flow explains the hysteresis q-diagram seen in outbursts of black hole low-mass X-ray binaries
本文提出磁化吸积盘模型可解释黑洞低质量X射线双星爆发中的滞回q图，通过截断半径对吸积率变化的热平衡响应产生滞回，进而导致光谱硬度在HID中呈现q形轨迹。
2025-05-07 astro-ph.HE
Hypercritical accretion during common envelopes in triples leading to binary black holes in the pair-instability-supernova mass gap
本研究提出三星系统公共包层内双黑洞的超临界吸积演化通道，结合星族合成模拟与标准演化理论，可形成对不稳定超新星质量间隙内的双黑洞，且质量与引力波事件GW190521相符，并探讨了可能的前身天体及并合自旋分布。
2022-07-07 astro-ph.HE
Jittering-jets explosion triggered by the standing accretion shock instability
我们表明，已被用来缓解核心坍缩超新星（CCSNe）中微子驱动的爆炸模型的冲击复苏的常设吸积激波不稳定性（SASI），可能会发挥更决定性的作用，在提供所需的随机角动量触发爆炸与抖动射流。我们发现，如果SASI横向（非径向）运动的动能大于吸积气体能量的10%，则随机角动量可以达到新生中子星周围开普勒比角动量的5%.这种吸积流沿着磁极留下平均开度约为5度的开放圆锥区域。根据抖动喷流模型，从开放的极地区域流出的能量会引发爆炸。
2016-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Instability in strongly magnetized accretion discs: A global perspective
我们研究强磁化吸积盘在全球范围内的性能，特别侧重于磁流体动力学不稳定性，如磁旋转不稳定性（MRI）的演变。Pessah和Psaltis的工作表明，MRI在可压缩、差动旋转流中超过临界环向场是稳定的，并且还报告了在该场之外出现的两种新的不稳定性。他们的结果源于考虑由于超热背景环向场的几何曲率效应，这在弱场研究中以前被忽略了。然而，他们的计算是在局部近似下进行的，由于在局部框架中引入了全局几何项，因此存在引入虚假行为的危险。为了避免这种情况，我们进行了整体特征值分析的线性磁流体方程在圆柱几何。我们证实，MRI确实倾向于高度抑制时，背景环向场达到Pessah-Psaltis限制。我们还观察到两个新的不稳定性，出现在存在高度超热环形场的外观。这些结果还验证了PLUTO中的数值模拟。然而，局部和全局结果之间存在一定的差异，特别是在各种不稳定性的垂直波数方面，我们将详细讨论。我们还研究了最不稳定的模式在超热制度，这是不可访问的本地分析的全球本征函数。总的来说，我们的研究结果强调了全球治疗的必要性，准确建模强磁化吸积盘。
2017-09-26 astro-ph.HE
Particle acceleration by magnetic Rayleigh-Taylor instability: mechanism for flares in black-hole accretion flows
本研究针对黑洞吸积流耀发的粒子加速机制问题，通过PIC模拟探究相对论无碰撞等离子体的磁瑞利-泰勒不稳定性，发现羽状结构生长合并驱动磁重联可实现高效粒子加速，能解释Sgr A*的吸积流耀发。
2023-10-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Links between the shock instability in core-collapse supernovae and asymmetric accretions of envelopes
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解，但多维流体不稳定性，如静止吸积激波不稳定性（SASI）和对流，现在被认为是至关重要的冲击复苏。另一个多维效应，最近一直争论的是不对称的结构在祖细胞，这是由剧烈的对流在硅/氧层发生之前的崩溃，揭示了最近的大质量恒星演化的最后阶段的数值模拟。此外，它也已经证明了数值吸积的这种非球形信封可以促进激波复苏。因此，这两个多维度可能是成功爆炸的关键。在本文中，我们进行了一个线性稳定性分析的核心坍缩超新星的常设吸积激波，考虑到非球形，不稳定的吸积流的冲击，以澄清这两种效果之间可能存在的联系。我们发现，这种激波前扰动可以有效地激发流体不稳定性，从而有助于在核心坍缩超新星中的激波复活。
2016-07-03 astro-ph.HE physics.flu-dyn
A Shallow Water Analogue of the Standing Accretion Shock Instability: Experimental Demonstration and Two-Dimensional Model
尽管坍缩的恒星核心是球形的，但由于激波吸积流的流体动力学不稳定性，中子星的诞生条件可能是高度非球形的。在这里，我们报告的第一个实验室实验的浅水模拟，根据物理学的水跃。实验及其浅水模拟都证明了对称性破缺的鲁棒线性不稳定性和非线性特性，该系统比其天体物理模拟小一百万倍，慢一百倍。
2011-12-15 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.pop-ph
Rossby Wave Instability in Accretion Discs with Large-Scale Poloidal Magnetic Fields
研究了大尺度磁场对吸积盘中非轴对称Rossby波不稳定性的影响。不稳定性的发展周围的密度隆起，这是可能存在的过渡区之间的活动区和死区的原行星盘。先前的工作表明，由RWI产生的涡旋可能有助于星子的形成和角动量的传输。我们认为磁盘线程由一个大规模的极向磁场，在磁盘表面的径向场分量。这样的磁场配置可能导致磁风或磁喷流的产生。一般来说，即使当RWI处于亚热状态（等离子体$β\sim 10$）时，磁场也会影响RWI。对于无限薄的圆盘，不稳定性可以提高约10%。对于具有有限厚度的盘，随着磁场强度的径向梯度，随着场接近均分（$β\sim 1$），RWI生长速率可以显著增加（增加到$\sim 2$的因子）。我们的研究结果表明，RWI可以继续在产生磁风的圆盘中运行。
2012-12-06 astro-ph.EP astro-ph.HE
On the convective instability of hot radiative accretion flows
有多少在外边界的气体最终会落到黑洞上，这是一个重要的问题。它决定了吸积流的观测形态，也与黑洞质量和自旋的演化有关。以往对热吸积流的二维流体动力学模拟发现，热吸积流是对流不稳定的，因为它的熵向内增加。结果，质量吸积率向内减小，即，只有一小部分的吸积气体可以落在黑洞上，而其余的则在对流漩涡中循环或在对流流出中丢失。在这些模拟中，辐射通常被忽略。然而，在许多情况下，辐射冷却是重要的。在发光热吸积流（LHAF）的制度，辐射冷却甚至比粘性耗散更强。在一维情况下，这意味着熵的向内增加将变得更慢，或者在LHAF的情况下熵甚至向内减小。因此，我们预计，对流不稳定性变得更弱或完全消失时，辐射冷却是重要的。为了检验这一预期的有效性，在本文中，我们进行了二维流体动力学模拟的热吸积流与强辐射冷却。我们发现，与可忽略辐射的情况相比，对流只是稍微变弱。即使LHAF仍然是强对流不稳定的，它的吸积率的径向轮廓相应地变化不大。我们发现原因是在二维情况下熵仍然向内增加。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the linear growth mechanism driving the stationary accretion shock instability
在恒星核心坍缩过程中，由于存在着稳定的吸积激波不稳定性（SASI），失速激波变得不稳定，最终导致超新星爆炸。这种不稳定性会引起激波的大尺度非球形振荡，这对爆炸的动力学和几何形状有着至关重要的影响。虽然这种不稳定性的存在已得到明确证实，但其物理根源仍然有些不确定。事实上，人们提出了两种机制来解释其线性增长。第一种是平流-声学循环，其中不稳定性是由平流扰动（熵和涡度）和声波之间的相互作用引起的。第二种机制是纯声学的，并假设冲击能够放大捕获的声波。已经提出了几个有利于对流声学循环的论点，但没有一个是完全决定性的实际流动参数。在这篇文章中，我们给出了两个新的论点，明确地表明，不稳定性不是纯粹的声学，而应归因于对流声学循环。首先，我们提取一个径向传播时间尺度，通过比较几个不稳定的谐波，不同的只是他们的径向结构的频率。提取的时间匹配的对流声学时间，但强烈不同意一个纯粹的声学解释。其次，我们提出了一种方法来计算纯声学模式，人工消除平流扰动下面的冲击。所有这些纯声学模式被发现是稳定的，表明平流波是必不可少的不稳定机制。
2011-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Rossby Wave Instability in accretion discs surrounding spinning black holes
我们已经进行了广义相对论流体动力学（GRHD）模拟的2D光盘围绕旋转黑洞和倾向于Rossby波不稳定性（RWI）。我们表明，RWI可以在任何位置的光盘和任何自旋参数的发展。在恢复的整体模式的不稳定性，在这种广义相对论的背景下，我们分析了它的发展，并确定了一些修改引起的综合效应的相对论旋转的光盘和本地时间延缓，影响波在光盘中的传播。我们已经发现，特别是饱和水平的不稳定性显着增加时，RWI发生在非常接近的快速旋转的黑洞的广义相对论效应很强。这样的发现表明，甚至比在史瓦西黑洞的情况下更强烈，有必要补充这样的GRHD模拟与完整的GR射线跟踪处理，以提供在遥远的观察者框架中的盘的合成观测。
2018-09-06 astro-ph.HE gr-qc
Origin of hydrodynamic instability from noise: from laboratory flow to accretion disk
我们试图解决老问题的平面剪切流：湍流的起源，因此在吸积流以及实验室流，如平面Couette流的角动量的运输。我们通过在Orr-Sommerfeld和Squire方程中引入一个额外的力以及模仿吸积盘局部区域的科里奥利力来解决这个问题。对于平面Couette流，Coriolis项下降。然后用WKB近似法求解方程组。我们调查的开普勒流和平面Couette流的所有可能的波矢量组合的色散关系。由于额外的力的存在，我们表明，这两个流动是不稳定的波矢量的一定范围内。然而，流动之间的不稳定性的性质是不同的。我们还研究了微扰本征模的Argand图。它有助于我们比较对应于微扰和吸积的不同时间尺度。我们最终得出这样的结论，流体得到足够的时间是不稳定的，因此，在开普勒吸积盘的局部制度，特别是在可接受的湍流。在整个圆盘中重复分析，分别解释了角动量和物质沿向外和向内方向的传输。
2020-12-24 astro-ph.HE physics.flu-dyn
The Collisionless Magnetoviscous-Thermal Instability
很可能几乎所有的中央星系大质量和超大质量黑洞都是无辐射的：它们的吸积光度比周围环境中有效的黑洞吸积所能解释的光度低几个数量级。这些天体，其中人马座A* 是最著名的例子，也是稀释的（轻度碰撞到高度无碰撞）和光学薄。为了使吸积发生，磁流体动力学不稳定性必须发展，不仅传输角动量，而且通过物质下落产生的引力能，向外。发现一类新的磁流体动力学流体不稳定性-磁粘-热不稳定性（MVTI）（Islam 12）-通过大的（流体）粘度和热导率沿磁场线传输角动量和能量。本文描述了MVTI的无碰撞和轻度碰撞类似物，即碰撞磁热不稳定性（CMTI），它类似地向外传输能量和角动量，预计在描述热、稀释和辐射低效的吸积流的流动特性方面很重要。黑洞。本文导出了适用于吸积物理的无碰撞漂移动力学方程的一种形式。我们构造了一个局部平衡点，用于差分旋转圆盘的MHD稳定性分析。然后，我们发现和表征特定的不稳定性，预计是重要的热，稀释，辐射效率低的吸积流周围的黑洞的流动特性描述，并显示其定性相似的不稳定性使用流体形式主义（伊斯兰12）。我们的结论与进一步的工作需要在建模这类吸积流。
2014-04-08 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Parametric Survey of Nonaxisymmetric Accretion Disk Instabilities: Magnetorotational Instability to Super-Alfvénic Rotational Instability
本文通过Legolas代码参数化研究了吸积盘中非轴对称磁流体不稳定性，证实了超阿尔芬旋转不稳定性（SARI）的存在，并揭示了其局域化特征、增长率规律及与MRI的关系。
2024-10-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Linear adiabatic analysis for general relativistic instability in primordial accreting supermassive stars
本文通过求解GR线性绝热径向脉动方程，研究恒定吸积率下第三星族星发生GR不稳定性的临界质量及其与吸积率和演化阶段的关系。
2024-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A pure hydrodynamic instability in shear flows and its application to astrophysical accretion disks
我们提供了一个可能的解决方案的百年老问题的流体动力学剪切流，这显然是稳定的线性分析，但在天体物理观测数据和实验表明是湍流。从实验室到天体物理流动，在各种系统中都注意到了这种不匹配。从19世纪末开尔文、瑞利和雷诺兹的早期工作开始，到目前为止，人们做了无数次尝试来解决这种不匹配。在这里，我们表明，随机噪声的存在，其不可避免的存在不应被忽视的剪切流的稳定性分析，导致纯流体动力线性不稳定。这解释了湍流的起源，这已经在天体物理学吸积盘、实验室实验和直接数值模拟中观察到/解释。这是，据我们所知，第一个解决方案的长期存在的问题的流体动力学不稳定的瑞利稳定流。
2016-08-02 astro-ph.HE cond-mat.soft physics.flu-dyn
Parameterizing the Standing Accretion Shock Instability for Inference with Galactic Supernova Neutrino Signals at IceCube
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
提出一种参数化驻留激波不稳定性（SASI）调制的方法，使IceCube能够以亚百分比精度重建SASI频率，百分比精度重建峰值时间，以及百分之几到十的精度重建振幅和持续时间。
2026-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Episodic Accretion on to Strongly Magnetic Stars
一些吸积中的中子星和年轻恒星表现出无法解释的阵发性耀斑，其形式为准周期振荡或周期性爆发。在一系列的两篇论文中，我们提出了新的工作不稳定性，可能会导致情节爆发时，吸积盘被截断的恒星的强磁场接近共转半径（开普勒频率匹配恒星的旋转频率）。在本文中，我们概述了物理的不稳定性，并使用一个简单的参数化的盘场相互作用，探讨不稳定性的数值，我们表明，可以导致反复爆发的吸积以及稳态的解决方案，首先提出的Sunyaev和Shakura。这些爆发的周期时间随着吸积率的降低而增加。这些解表明，即使在非常低的吸积率下，也不需要出现通常假定的“螺旋桨”状态，在这种状态下，物质从系统中喷射出来。
2010-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct Collapse Accretion Disks Within Dark Matter Halos: Saturation of the Magnetorotational Instability and the Field Expulsion
本研究通过高分辨率模拟揭示直接坍缩吸积盘内磁旋转不稳定性的饱和过程，磁场被放大至均分状态，并伴随帕克不稳定性及磁场排出，最终形成磁化盘与磁层结构。
2024-11-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal equilibrium curves of accretion disks driven by magnetorotational instability
Center for Mathematical Science
本文研究了由磁旋转不稳定性驱动的吸积盘热平衡曲线，通过辐射磁流体动力学模拟获得S形曲线，揭示了矮星团双星系统的盘不稳定性及角动量传输机制。
2025-11-20 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Heating by the Ion Cyclotron Instability in Collisionless Accretion Flows. II. Electron Heating Efficiency as a Function of Flow Conditions
在低光度吸积流的最内部区域，包括银河系中心的Sgr A*，库仑碰撞的频率非常低，以至于等离子体是双温的，离子比电子热得多。这种范例假设库仑碰撞是将离子能量传递给电子的唯一通道。在这项工作中，一系列的第二，我们评估的效率，电子加热的离子速度空间不稳定性碰撞吸积流。不稳定性是由磁场放大引起的压力各向异性引起的，与粒子磁矩的绝热不变性相耦合。在论文（1）中，我们用二维粒子模拟（2D PIC）证明了，当电子-离子温度比小于0.2时，离子回旋不稳定性是离子β_i ~ 5-30（这里β_i是离子热压力与磁压力的比值）的主要模式，这与低光度吸积流的中平面是一致的。在这项工作中，我们采用解析理论和一维PIC模拟，（盒与离子回旋模式的最快增长波矢量对准）以充分表征在离子回旋不稳定性增长期间电子加热效率如何取决于电子与质子温度比、等离子体β、阿尔芬速度平均场的放大率（以离子拉莫尔频率为单位）和质子与电子的质量比。我们的研究结果可以作为一个物理接地子网格模型纳入全球流体模拟低光度吸积流，从而有助于评估的有效性的两个温度的假设。
2014-11-21 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Super-Alfvénic Rotational Instability in accretion disks about black holes
本文用最近的谱网方法重新讨论了黑洞、中子星或原行星周围的吸积盘的不稳定性理论。圆柱形吸积盘微分方程被证明是由向前和向后多普勒频移连续阿尔芬谱$Ω_{\rm A}^\pm \equiv m Ω\pm ω_{\rm A}$，其中$ω_{\rm A}$是静态阿尔芬频率。考虑多普勒坐标系的非轴对称（$m \ne 0$）和超阿尔夫文旋转（$|mΩ| \gg |ω_{\rm A}|$）是至关重要的。连续体$Ω_{\rm A}^+$和$Ω_{\rm A}^-$随后重叠，排出过多的超阿尔夫文旋转不稳定性（SARI）。对小的不均匀性的深入分析表明，两个阿尔文奇性将模式的范围减小到比吸积盘的宽度小得多的尺寸。大的不均匀性的推广导致了完全前所未有的结果，即对于众数$|k| \gg |m|$，任何复杂的$ω$在一个广泛的实轴附近是一个近似的“特征值”。与真正的本征模的区别在于，激发模式的余能的量是微小的，$|W_{\rm com}| \le c$，其中$c$是计算的机器精度。这产生了大量的二维连续的准离散模式：准连续SARI。我们推测，磁化吸积盘中的三维湍流的开始，不是由离散的轴对称磁旋转不稳定性的激发，而是由这些准离散的非轴对称超阿尔夫文旋转不稳定性的二维连续体的模式的激发。
2022-01-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetospheric Flows in X-ray Pulsars I: Instability at super-Eddington regime of accretion
本文构建了X射线脉冲星磁层吸积流动力学模型，发现高吸积率下流会以自由下落时标准周期振荡，并揭示偶极倾角与辐射各向异性对磁极吸积率的稳定作用。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Heating by the Ion Cyclotron Instability in Collisionless Accretion Flows. I. Compression-Driven Instabilities and the Electron Heating Mechanism
在远低于爱丁顿速率的吸积系统中，盘最里面区域的等离子体是无碰撞的双温，离子比电子热。然而，在双温吸积流中是否存在无碰撞的快于库仑的能量转移机制仍然是一个悬而未决的问题。我们研究了电子加热的物理过程中的离子速度-空间不稳定性的增长，通过多维粒子在细胞（PIC）模拟。一个大规模的压缩-嵌入在一个新形式的PIC方程-不断放大的领域。由于粒子磁矩的绝热不变性，这不断地驱动压力各向异性P_perp > P_parallel。我们发现，对于适合于低光度吸积流中平面的离子等离子体β值β_i ~ 5-30，当电子-质子温度比> 0.2时，镜像模占主导地位，而当电子-质子温度比< 0.2时，离子回旋不稳定性触发强Alfven-like波的增长，俯仰角散射离子以维持边缘稳定性。我们开发了一个分析模型的电子加热过程中的离子回旋不稳定性的增长，我们与PIC模拟验证。我们发现，对于冷电子（β_e < m_e/m_i），电子的能量增益由离子回旋波引起的E-交叉-B速度的大小所控制。这个项与初始电子温度无关，因此它提供了一个坚实的能量基础，即使电子从极低的温度开始。另一方面，当β_e > m_e/m_i时，电子的能量增益与初始电子温度成正比，这取决于不稳定性增长场中的磁矩守恒。我们的结果对双温吸积流以及太阳风和团内等离子体都有影响。[删节]
2014-11-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Spiral Modes of the Standing Accretion Shock Instability
一个停滞的球形吸积激波，例如在核心坍缩超新星中产生的，对非球形扰动是不稳定的。在三维空间中，这种静止吸积激波不稳定性（SASI）可以发展出螺旋模式，使质子中子星旋转起来。在这里，我们研究这些非轴对称模式相结合的线性稳定性分析和三维，随时间变化的流体动力学模拟与Zeus-MP，专注于表征其空间结构和角动量的内容。我们不对背景吸积流施加任何旋转，并使用简化的微观物理，没有中微子加热或核离解。螺旋模式进行检查，通过选择流动参数，只有基本模式是不稳定的，对于一个给定的极性指数，导致良好的协议与线性理论隔离。我们发现，任何非零相对相位的晃动模式的叠加生存在非线性制度，并导致角动量重新分配。因此，获得自旋向上所需的扰动范围比获得π/2相移的极限情况所需的扰动范围更宽。角动量重分布的大部分发生在指数增长的阶段，并从内部扭矩，是第二阶的扰动幅度。这种重新分布至少产生了两个反向旋转的区域，给定符号的最大角动量接近质量吸积率乘以激波半径平方的一个重要分数（Mdot * r_shock^2 ~ 1 E +47 g/cm^2/s，自旋周期~60 ms）。饱和时的非线性模式耦合导致角动量在所有方向上以小得多的幅度波动。
2010-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prospects for the Detection of the Standing Accretion Shock Instability in IceCube-Gen2
本文研究在IceCube-Gen2中利用波长位移技术探测核坍缩超新星中微子信号中由驻立吸积激波不稳定性引起的快速调制，以提升对超新星流体动力学的理解。
2023-11-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
An accretion disc instability induced by a temperature sensitive $α$ parameter
在标准薄圆盘形式中，无量纲的$α$参数通常假定为常数。然而，有很好的理论理由相信，以及来自模拟的证据，即$α$是依赖于内在的光盘属性。本文分析了薄吸积盘的稳定性条件，其中$α$是磁普朗特数的函数，即碰撞粘滞系数与电阻率之比。在内部光盘，自由电子不透明度和辐射粘度占主导地位，光盘是不稳定的，如果$α$是正比于磁普朗特数的指数，$n$，和$6/13<n<10/3$。这是在简单的能量MHD模拟中发现的幂律指数的值范围内。我们计算内的$α$形式主义的不稳定盘的演变，并表明，物理上可访问的解决方案形成一个极限环，类似于经常性的矮新星的行为。值得注意的是，当使用适合于X射线双星系统的参数时，不稳定性的随时间变化的全局行为导致盘的内部部分的循环加热。我们计算的模型光谱的光盘在耀斑和静止状态，并表明该行为是兼容的X射线观测的热吸积盘在耀斑X射线双星系统。
2017-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical instability with noise in the Keplerian accretion discs: Modified Landau equation
开普勒吸积盘中流体动力学不稳定性和湍流的起源以及类似的实验室剪切流，例如平面Couette流，是一个长期存在的谜。这些流动是线性稳定的。在这里，我们探讨的扰动在这种流动中的存在下，一个额外的力的演变。这样的力，这是预计是随机的性质，因此表现为噪声，可能是热涨落（无论多么小），布朗棘轮，颗粒流体相互作用和反馈的天体物理盘等的外流。我们基本上建立了非线性扰动的发展存在的科里奥利和外力，这是修改的朗道方程。我们发现，即使在线性制度下，适当的强迫和雷诺数，否则最不稳定的扰动演变到一个非常大的饱和振幅，导致非线性和合理的湍流。因此，强迫本质上导致线性稳定模式不稳定。我们进一步表明，非线性扰动发散在一个较短的时间尺度存在的力量，导致快速过渡到湍流。有趣的是，非线性的出现只取决于力，而不是初始扰动振幅，不同于原来的朗道方程为基础的解决方案。
2020-06-17 astro-ph.HE physics.flu-dyn
The Magnetoviscous-thermal Instability
吸积流到暗黑洞上，比如我们银河系中心的人马座A*，是稀释的（轻度碰撞到高度无碰撞），光学薄，辐射效率低。因此，这种稀流的吸积特性预计将被修改其大的粘度和热导率。第二，这些系统中的湍流需要向外传输角动量以及通过引力下落产生的热能，以便允许吸积发生。这与经典的吸积流相反，在经典的吸积流中，通过沿着引力阱的吸积产生的能量是局部辐射的。在本文中，使用不可压缩流体处理的电离气体，我们扩大了以前的研究，考虑磁化旋转等离子体的稳定性，其中的热导率和粘度是不可忽略的，可能是动态重要的。我们发现了一类可以向外传输角动量和热能的MHD不稳定性。它们是描述辐射低效吸积流（RIAF）中吸积的合理候选者。最后，我们讨论了轻度稀释或无碰撞天体物理等离子体的解析模型和数值MHD模拟的影响，以及进一步研究的直接方向。
2011-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
