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$空间的解。我们发现，热传导是研究具有很低质量吸积率的热吸积流的入风流结构不可缺少的项。这里最有趣的结果之一是，在热吸积模式和热传导的存在下，盘是对流稳定的。此外，风的属性和驱动机制进行了研究。我们的分析结果与以往的热吸积流的数值模拟是一致的。
2021-01-20 astro-ph.HE
Global 3-D Simulations of Magnetospheric Accretion: II. Hot Spots, Equilibrium Torque, Episodic Wind, and Midplane Outflow
通过全球三维磁流体动力学模拟研究不同自转速率恒星的磁层吸积，揭示了热斑形成机制、平衡力矩、间歇性风及中平面外流，并给出可检验的观测预测。
2025-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot accretion flow with radiative cooling: state transitions in black hole X-ray binaries
利用二维轴对称流体动力学模拟方法，研究了不同参数下黑洞X射线双星的状态跃迁。对于热吸积流中的辐射冷却，我们在动力学中自洽地考虑了韧致辐射、同步辐射和同步辐射自康普顿化。我们的主要结果是，当吸积速率达到一个临界值$\dot M \sim 3α \dot M_{\rm Edd}$时，状态转变发生，超过这个临界值，冷而致密的团簇/簇状结构形成，嵌入在热气体中。我们认为，这种模式可能对应于所提出的两相吸积模型，这可能是负责的黑洞X射线双星的中间状态。当吸积速率足够高时，团块/碎屑结构逐渐合并并沉降到中平面上。最终吸积几何转化为盘冠配置。总之，我们的结果是一致的截断吸积的情况下的状态转变。
2016-04-08 astro-ph.HE
Observational Constraints on Direct Electron Heating in the Hot Accretion Flows in Sgr A* and M87*
黑洞周围热吸积流理论中的一个重要参数是$δ$，它描述了吸积流中直接进入加热电子的“粘性”耗散能量的比例。对于给定的质量吸积率，热吸积流的辐射效率由$δ$决定。不幸的是，$δ$的值很难从第一原理确定。最近的事件视界望远镜合作组织（EHTC）对M87* 和Sgr A* 的研究结果为我们提供了一种不同的约束$δ$的方法。通过结合质量吸积率在M87* 和Sgr A* 估计的EHTC与测得的辐射光度的两个来源，我们得到了良好的约束各自的吸积流的辐射效率。同时，我们使用热磁制动盘（MAD）的理论模型来计算预期的辐射效率作为$δ$（和吸积率）的函数。通过比较EHTC导出的辐射效率与MAD模型的理论结果，我们发现Sgr A* 需要$δ\ga 0.3$。%，最可能的值为$δ\sim 0.5$。在M87* 的情况下，类似的比较给出了不确定的结果，因为在这个源中的吸积速率仍然有很大的不确定性。
2022-11-29 astro-ph.HE
Self-similar solution of hot accretion flow: the role of kinematic viscosity coefficient
我们调查的热吸积流的流入风结构的运动粘度系数的依赖性。在这方面，我们提出了一个模型的运动粘度系数来模仿的行为的磁旋转不稳定性，并会在旋转轴上最大。然后，我们比较我们的模型与其他两个处方的吸积流的数值模拟。我们求解了热传导存在下的二维热吸积流的流体动力学方程。在径向上也采用了自相似方法。计算了三种运动粘度公式模型的来流和风的速度、密度、角动量等特性。通过检验，我们发现，在我们提出的模型中，风的效率低于其他两个模型，以提取角动量向外的自相似解决方案的应用。所得解可用于热吸积流的流体动力学数值模拟。
2021-06-11 astro-ph.HE
Is the energy generation rate of nuclear reactions in hot accretion flows important?
黑洞周围的热吸积流的温度足够高，足以点燃核反应。这可能是宇宙中重要的核合成机制。作为研究这一问题的第一步，我们需要测量吸积流的密度和温度等物理量。在通常的热吸积流研究中，粘性耗散被认为是唯一的加热机制，而没有考虑核反应引起的加热。在本文中，我们调查的能量产生率的核反应是重要的相比，粘性加热。我们的计算表明，前者至多是后者的百分之一，因此并不重要。因此，吸积流的动力学可以用通常的方法计算，而不需要考虑由于核反应而引起的加热。
2009-06-15 astro-ph.HE
Nonthermal processes in hot accretion flows onto supermassive black holes: An inhomogeneous model
上下文许多低红移的活动星系核都有一个超大质量黑洞，以低或中等速率吸积物质。在这样的速率下，吸积流通常由一个冷的光学厚盘，加上一个热的、低密度的、无碰撞的日冕组成。在后一种成分中，带电粒子可以通过各种机制加速到高能量。目标。我们的目标是详细研究热吸积流到超大质量黑洞的非热过程，涵盖了广泛的吸积率和光度。方法.我们开发了一个模型，包括一个薄的Shakura-Sunyaev盘加上内部热吸积流或日冕，建模为一个辐射效率低下的吸积流，非热过程发生。我们解决了相对论粒子的输运方程，并估计了各种粒子种类和源中的场之间的非热相互作用产生的光谱能量分布。结果我们涵盖了各种各样的情况下，从低吸积率到爱丁顿极限的10%，并确定了每种情况下的相关冷却机制。热流中强子的存在决定了光谱的形状，产生次级粒子和伽马射线级联。我们将我们的模型应用于源IC 4329 A，证实了早期的结果，即日冕中存在非热粒子的证据。
2021-05-18 astro-ph.HE
Limiting the accretion disk light in two mass transferring hot subdwarf binaries
研究对两个预测含吸积盘的短周期热亚矮双星进行高分辨光谱、偏振及$O-C$计时分析，未发现吸积盘或确凿轨道衰减，并给出通量与偏振上限。
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot Spots in Sgr A* Accretion Disk: Hydrodynamic Insights
我们星系的超大质量黑洞Sgr A* 的最新图像来自2017年4月7日事件视界望远镜合作的数据，显示其吸积盘中有多个热点。使用的分析框架，我们表明，所观察到的热点可能不是不相交的元素，但因果联系的组件（“花瓣”）的一个旋转的准静态宏观结构中形成的热涡场内的吸积盘。
2023-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Radiation GRMHD Simulations of the Hard State of Black Hole X-ray Binaries and the Collapse of a Hot Accretion Flow
我们提出了全球辐射GRMHD模拟强磁化吸积到一个旋转，恒星质量的黑洞在亚爱丁顿率。使用频率相关的蒙特卡罗程序康普顿散射，我们自洽地发展的离子-电子流体和它的辐射场的两个温度的描述。对于爱丁顿比$L/L_{\rm Edd} \gtrsim 10^{-3}$，从热康普顿化到$\simeq 100$ keV的截止，出现的光谱形成明显的幂律形状，这是黑洞X射线二元系统的硬光谱状态的特征。在这些亮度下，辐射效率高（$\approx 24\%$），并导致磁场在动态上重要的较密集的中平面区域。对于$L/L_{\rm Edd} \sim 10^{-2}$，我们的热吸积流似乎经历热失控和崩溃。我们的模拟表明，热吸积流可以辐射效率，并提供了一个估计其最大光度。
2021-09-13 astro-ph.HE
X-ray emission from hot accretion flows
低光度活动星系核中的热吸积流被广泛认为是一种相关的吸积模式。我们研究光谱形成在这样的流量使用一个完全广义相对论描述的辐射（轻子和强子）和流体动力学过程，以及全球康普顿化的精确治疗的改进模型。我们发现，X射线光谱指数-爱丁顿比的关系，以及在最好的研究对象中测量的截止能量有利于吸积流与相当强的磁场和弱的直接加热的电子。此外，它们需要比以前研究中考虑的更强的种子光子源。相对论电子的非热同步辐射似乎是最有可能提供足够通量的种子光子的过程。由于热流的基本性质而发生的强子过程，为这种电子的起源提供了一个有吸引力的解释。
2014-04-04 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
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
Numerical simulations of cold clumps in the hot accretion flows around black holes
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Shanghai Normal University（上海师范大学）；Chongqing University（重庆大学）
本文通过数值模拟研究了黑洞周围热吸积流中冷团块的形成与演化，发现团块初始向外移动并最终碎裂向内移动，结果与半解析模型一致。
2026-02-20 astro-ph.HE
Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 astro-ph.HE
Dynamics of Hot Accretion Flow with Thermal Conduction
本文的目的是探讨热吸积流在热传导作用下的动力学行为。热传导对热吸积流的重要性被围绕着Sgr A $^*$和其他几个附近星系核的热气体的观测所证实。在这项研究中，热传导的影响是研究它的饱和形式，是适当的弱碰撞系统。角动量传输被假定为粘性湍流的结果，并且$α$ -处方用于粘度的运动系数。在简化的一维模型中求解吸积流方程，该模型忽略了吸积流的纬度依赖性。为了解决综合方程的吸积流的动力学行为，我们使用了非定常自相似的解决方案。该解提供了对准球形吸积流动力学的一些见解，并避免了稳态自相似解的限制。与没有热传导的吸积流相比，圆盘通常变得更冷和更致密。这些属性是定性一致的模拟热吸积流。此外，角速度增加的传导的大小，而径向下降速度。在热传导存在的情况下，中心物体上的质量吸积速率减小。我们发现，粘度和导热对物理变量有相反的影响。此外，流动代表了一个跨音速点，该点随着传导或粘性的大小向内移动。
2011-11-15 astro-ph.GA 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
Structuring the hot advective accretion flow, as a result interaction of plasma with magnetic field
本文提出了一个磁流体动力学模型，用于研究正常磁场中对流非定常、非对称的开普勒吸积盘。引入的模型使我们能够跟踪在不同的固定时刻的演化，并得到详细的描述的磁盘的自结构。我们已经引入了定义反馈的“会议系数”。它决定了非线性效应对流动结构的影响。我们已经获得了两个关键时刻的磁盘的径向结构的解决方案，其演变。
2014-08-18 astro-ph.HE
Accretion around black holes: The geometry and spectra
对黑洞X射线双星和活动星系核的观测表明，围绕黑洞的吸积流是由热的和冷的气体组成的，理论上可以用热的几何厚的日冕位于冷的几何薄的盘的上面和下面，或者用内平流为主的吸积流连接到外薄盘来描述。本文综述了黑洞周围的吸积流，重点讨论了决定吸积气体热态和冷态构型的物理机制，以及这种构型如何随吸积速率而变化，从而产生各种光度和光谱。
2022-01-17 astro-ph.HE
Acceleration and Escape Processes of High-energy Particles in Turbulence inside Hot Accretion Flows
我们研究了热吸积流中高能粒子的加速和传播过程。磁旋转不稳定性（MRI）在吸积流内部产生湍流，从而触发磁重联并可能产生非热粒子。它们可以被湍流随机地进一步加速。为了探索这种相对论粒子的性质，我们进行磁流体动力学模拟，以获得由MRI产生的湍流场，并计算使用MRI湍流的快照数据的高能粒子的轨道。我们发现，粒子加速描述的扩散现象在能量空间中的扩散系数的硬球型：$D_ε\propto ε^2$，其中$ε$是粒子的能量。湍流最大尺度的涡旋在加速过程中起主导作用。另一方面，位形空间中的随机行为不是通常的扩散，而是超扩散：径向位移随时间的增加比正常扩散快。此外，热吸积流中的磁场配置产生了高能粒子的向外整体运动。对于更高能量的粒子，这种体运动比扩散运动更有效。我们的研究结果意味着，典型的活动星系核，主机热吸积流可以加速CR高达$ε\sim 0.1-10$ PeV。
2019-12-02 astro-ph.HE
Structure of a hot accretion flow in the presence of outflow and convection with large ordered magnetic field
热吸积流的流体动力学和磁流体动力学模拟表明，随着半径的减小，质量吸积率向内减小。因此，与恒定吸积率的情况（（$ρ\propto r^{-\frac{3}{2}}$）相比，我们有一个更平坦的密度分布（在$\dot{M}\propto r^{s}$的情况下，$ρ\propto r^{-p}$与$p\propto 1.5-s$，$0 \leq s<1$）。为了描述这种行为，已经提出了两种模型：流入流出的解决方案和对流为主的吸积流。研究了存在对流、大尺度磁场和外流时热吸积流的性质。我们考虑定常状态下的轴对称粘性流。我们使用自相似解来求解1.5维的流入流出方程。为了简单起见，我们假设对流是一个自由参数。本文考虑了磁场的两个分量（环向和垂直）。结果表明，强对流使入流的吸积和旋转变慢，而它变得更热，更厚。我们发现圆盘的厚度明显偏离非对流解。我们已经表明，磁场的两个分量对圆盘的厚度具有相反的影响，而对流体的径向速度和角速度具有类似的影响。
2017-06-07 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
Hot accretion flows in low-luminosity active galactic nuclei in NGC 4258 and NGC 7213
我们研究了两个活动星系核NGC 4258和NGC 7213的高能辐射。我们直接应用广义相对论（GR）热流模型，kerrflow，档案BeppoSAX，NuSTAR和朱雀观测这些对象。大多数这些数据集表明，约10- 20%的吸积功率用于电子的直接加热，然而，我们也发现在某些情况下，电子加热效率的显着变化的迹象。此外，所有这些X射线数据集表明，相当强的磁化流，与磁场接近均分与气体压力。将模型预测与NGC 7213的费米/LAT数据进行比较，我们可以将非热质子的含量限制在最多10%。
2023-03-03 astro-ph.HE
The Moving Hotspots model for kHz QPOs in accreting neutron stars
近几年来对中子星吸积的三维MHD模拟表明，吸积流的足迹（热点）随时间而变化。两种不同的吸积，即漏斗流和赤道吸积产生的不稳定性在内部磁盘，产生不同的运动的热点。漏斗流产生的热点围绕磁极移动，而不稳定性产生的其他热点随机出现，并沿着赤道或略高于赤道移动。两个热点的角速度不同，赤道热点的角速度较高，而在内部区域都接近开普勒速度。用蒙特卡罗模拟对这些热点的光变曲线进行建模，结果表明，如果观察到这些热点，它们在功率谱中产生的特征是QPO加上低频分量。如果我们假设漏斗流热点是较低kHz QPO的起源，而不稳定性是较高kHz QPO的起源，那么它们的频率、一般行为和特征正确地描述了kHz QPO的大部分性质。
2010-10-31 astro-ph.HE
Constraints on the Viscosity and Magnetic Field in Hot Accretion Flows around Black Holes
研究了低光度活动星系核（LLAGN）中热吸积流的粘滞系数和磁场参数的大小。理论研究表明，一个几何薄，光学厚盘截断质量吸积率小于一个临界值的质量垂直蒸发从磁盘的日冕，截断区域所取代的平流为主的吸积流（ADAF）。这种截断的临界吸积率是粘性和磁场的函数。对文献中发表的一些LLAGN的X射线光子指数和光谱拟合的观测分别提供了临界质量吸积率和截断半径的估计。通过将观测结果与理论预测进行比较，估算了热吸积流区的粘滞系数和磁场参数。具体而言，质量吸积率推断在不同的来源约束的粘度参数，而截断半径的磁盘，从光谱拟合推断，进一步约束的磁场参数。据发现，在电晕/ADAF的粘度参数的值的范围从0.17到0.5，与值聚集约0.2-0.3。磁压力所需的相对较小的截断半径的一些LLAGN和被发现是一样高的气体压力的均分值。粘度参数的推断值与恒星质量黑洞X射线瞬态非定常吸积的观测结果一致。这种一致性提供了支持的范例，一个几何薄盘截断的质量蒸发过程中，从磁盘的日冕在低质量吸积率。
2013-06-25 astro-ph.HE
Nuclear $γ$-ray emission from very hot accretion flows
光学薄的吸积等离子体可以达到离子温度$T_{\rm i} \geq 10^{10}$ K，从而触发核反应。利用一个大型核相互作用网络，我们研究了吸积流向黑洞的化学成分的径向演化，并计算了核$γ$射线的发射率。在平流主导吸积流（ADAF）区，CNO和较重的核在到达最后稳定轨道之前被破坏。对于太阳等离子体的组成，去激发线的总光度可以高达吸积光度（$\dot{M}c^2$）的几倍$10^{-5}$，并且可以增加到$10^{-3}$的较重的组成。通过$π^0$ -介子的产生和衰变，外流动能转化为高能（$\geq 100$ ~MeV）$γ$ -射线的效率可以更高，达到吸积光度的$10^{-2}$.我们表明，在ADAF模型高达百分之十五的吸积物质的质量可以“蒸发”的形式中子。
2019-03-27 astro-ph.HE
Electron heating and acceleration by magnetic reconnection in hot accretion flows
分析和数值计算都表明，热吸积流中必然会发生磁重联。这个过程将有效地加热和加速电子。本文采用磁重联和测试电子的混合数值模拟方法研究了热吸积流中由于磁重联引起的电子加速和加热。我们考虑吸积流的密度、温度和磁参数$β_e$（定义为电子压与磁压之比）的基准值为$n_{0} \sim 10^{6} {\rm cm^{-3}}$、$T_{e}^0\sim 2\times 10^9 {\rm K}$和$β_e=1$。我们发现，电子被加热到一个更高的温度$T_{e}=5\times 10^9$ K，和一小部分$η\sim 8%$的电子被加速到打破幂律分布，$dN(γ)\propto γ^{-p}$，与$p\approx 1.5$和4低于和高于$\sim 1$兆电子伏，分别。我们还研究了不同$β$和$n_0$的影响。我们发现当$β_e$较小或$n_0$较大时，即磁场较强时，$T_e$、$η$和$p$都变大。
2009-11-24 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 $分别是质量流入率和光速。简要讨论了风在活动星系核反馈中可能的作用。
2018-05-09 astro-ph.HE
Radiative cooling effects on black hole hot accretion flows around the sub-Bondi radius
Chongqing University（重庆大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
研究通过二维磁流体动力学模拟探讨辐射冷却对热吸积流动态及风生成的影响，发现辐射冷却会降低吸积盘厚度并影响风的产生机制。
2026-04-16 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flows (I): A Large Radial Dynamical Range and the Density Profile of Accretion Flow
热吸积流的数值模拟表明，质量吸积率随着半径的减小而减小，因此吸积流的密度分布变得平坦的情况下，一个恒定的吸积率。这一结果具有重要的理论和观测意义。然而，由于技术上的困难，在几乎所有以前的模拟径向动态范围通常跨越最多两个数量级。这种小的动态范围，加上边界条件的影响，使模拟结果值得怀疑。特别是，密度和吸积率的径向分布可能不够精确，无法与观测结果进行比较。在本文中，我们提出了一个“两区”的方法来扩大径向动力学范围从两个到四个数量级。我们证实了以前的结果，发现从$r_s$到$ 10^4r_s$，吸积率和密度的径向分布可以很好地用$\dot{M}(r)\propto r^s$和$ρ\propto r^{-p}$来描述。对于粘性参数$α=0.001$和0.01，（s，p）的值分别为（0.48，0.65）和（0.4，0.85）。我们查阅了文献中的数值模拟工作，发现无论是否包括磁场以及采用何种初始条件，$s$和$p$的值都是相似的。我们得到的密度分布是在很好的定量协议，从详细的观测和模拟Sgr A* 和NGC 3115。这种吸积率分布的起源将在随后的论文中进行研究。
2012-10-10 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
Accretion torques and motion of the hot spot on the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
本文对2003年吸积毫秒脉冲星XTE J1807 - 294的爆发进行了相干定时分析。我们发现自旋频率导数的上限为5E-14 Hz/s。脉动的正弦分数振幅是在吸积毫秒双星中观察到的最高的，可以达到27%（2.5 - 30 keV）的值。脉冲到达时间残差的基本遵循线性反相关的分数振幅，表明热点运动的表面上的中子星在经度和纬度。残差和X射线通量之间的反相关性表明吸积率对脉冲相位的影响，并对使用标准计时技术测量中子星的自旋频率和扭矩产生怀疑。
2009-02-25 astro-ph.HE
Improved model of X-ray emission from hot accretion flows
我们已经开发了一个改进的模型X射线发射的光学薄，两个温度吸积流，\texttt{kerrflow}，使用一个精确的Monte Carlo处理的全球康普顿化以及与辐射和流体动力学过程的完全广义相对论描述。它还包括π介子衰变电子，其同步辐射主导了超大质量黑洞周围流中高吸积率下的种子光子产量。我们详细考虑了模型谱对黑洞自旋、电子加热效率、等离子体磁化强度和吸积率的依赖性，并通过分析附近低光度活动星系核的X射线谱讨论了约束这些参数的可行性.我们注意到一些退化，阻碍精确估计这些参数时，个别X射线光谱进行分析。当来自给定源的几个光谱被联合拟合时，这些简并被消除，这使得我们能够可靠地测量模型参数。我们发现显着的差异与以前的光谱模型的热流发射，与康普顿化的计算方法。最后，我们简要地考虑和讨论的粘性参数和外流强度的依赖性。
2022-05-22 astro-ph.HE
Resistive Hot Accretion Flows with Anisotropic Pressure
由于带电粒子在热吸积流中的碰撞平均自由程可以明显大于典型的吸积流的长度尺度，气体压力对磁场线是各向异性的。对于这样一个大的碰撞平均自由程，电阻耗散也可以在热吸积流中起关键作用。本文研究了各向异性压力下的热吸积流动力学。我们提出了一组自相似的解决方案，其中的流量变量被假定为一个函数的半径。结果表明，径向速度、旋转速度和声速随各向异性压力的增大而增大。如果考虑电阻耗散，则入流速度和声速的增加更为显著。我们发现这种变化依赖于场强。结果表明，当各向异性压力强度为0.1时，电阻加热是各向异性压力做功加热的$10\%$。当各向异性压力的强度降低时，该值变得更高。磁盘温度的增加可以导致这种流动中的电子的加热和加速。它有助于我们解释银河系中心Sgr A* 耀斑等现象的起源。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Physical Properties of the Inner Shocks in Hot, Tilted Black Hole Accretion Flows
热，压力支持，倾斜的黑洞吸积流的模拟，其中的流的角动量与黑洞自旋轴不一致，可以表现出两个非轴对称的激波结构中的内部区域的流。我们分析的强度和意义，这些冲击波结构的模拟与倾斜角为10和15度。通过整合模拟中的流体轨迹，通过冲击，并跟踪沿这些轨迹的流体量的变化，我们表明，这些冲击是强大的，具有相当大的压缩比，与早期的索赔。然而，它们只是适度的相对论。我们还表明，这两个密度增强类似流在其形状，实际上只是后冲击压缩，作为流体轨迹切割，而不是沿着它们流动。与激波有关的耗散是平流进入洞内的静止质量能量的一个重要部分（$\simeq3-12$ %），因此与紊流的耗散相当。因此，冲击应该使秩序统一的变化，在观察到的黑洞吸积流是倾斜的属性。
2013-11-21 astro-ph.HE
Simple convective accretion flows (SCAFs): Explaining the $\approx-1$ density scaling of hot accretion flows around compact accretors
提出简单对流吸积流（SCAFs）理论，用流体动力学模拟与解析模型解释致密天体周围热吸积流约 $-1$ 的密度标度，并匹配多类观测吸积率。
2023-07-18 astro-ph.HE
Meridional circulation and reverse advection in hot thin accretion discs
在标准的吸积盘中，由粘性力引起的向外的角动量转移被吸积物质的向内运动所补偿。然而，真实吸积盘的垂直结构导致了具有可比极向速度幅值的纬向环流。利用薄盘近似，我们考虑了不同的垂直粘度标度的盘吸积的不同制度。我们表明，虽然气体压力为主的光盘可以很容易地有一个中平面流出，标准薄辐射压力为主的光盘通常是向内移动在所有的高度。然而，压力的准球形缩放（$p\propto \varpi^{-5/2}$）导致非常宽的参数范围的中平面流出。特别是，当温度随高度足够迅速地降低时，这可能导致几何厚盘中的反向向外热平流。虽然热平流的总体方向取决于未知的细节的垂直结构和粘性机制，存在的准球形流中的中平面逆流是一个强大的结果弱依赖于模型的参数和假设。未来的厚辐射低效流模型应考虑纬向环流。
2017-11-01 astro-ph.HE
The multiwavelength spectrum of NGC 3115: Hot accretion flow properties
NGC 3115是距离太阳质量10亿黑洞最近的星系，也是一个低光度的活动星系核（LLAGN）。这个LLAGN的X射线观测能够在空间上分辨出超大质量黑洞引力影响范围内的热气体。这些观测结果使NGC3115成为星系核中黑洞吸积理论的重要试验平台，因为它们限制了热吸积流的外边界条件。我们提出了一个汇编的多波长光谱能量分布（SED）的NGC 3115的核从无线电到X射线。我们报告的结果从模拟所观察到的SED与辐射低效吸积流（RIAF）模型。射电辐射可以很好地解释来自RIAF的同步辐射，而不需要来自相对论性喷流的贡献。我们得到一个严格的约束RIAF的密度分布，$ρ(r) \propto r^{-0.73_{-0.02} ^{+0.01}}$，这意味着通过亚相对论流出的RIAF的质量损失是显着的。低频射电观测需要RIAF中非热电子群的同步辐射，类似于Sgr A*。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hot, cold, and multi-component accretion flows around supermassive black hole binaries
Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究提出了一种模型，用于解释超大质量黑洞双星的多组分吸积流特性，并通过观测数据验证了其自洽性。
2025-12-08 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
Hot accretion flow around neutron stars
首次对中子星周围的热吸积流进行了流体动力学模拟。HAF携带的能量最终将在NS表面辐射出去。发射的光子可以在HAF内部传播并通过康普顿化冷却HAF。我们发现，康普顿冷却可以影响附近的NS显着的HAF的属性。我们定义爱丁顿吸积率为$\dot M_{\rm Edd}=10L_{\rm Edd}/c^2$，其中$L_{\rm Edd}$和$c$分别是爱丁顿光度和光速。我们定义$\dot m$为NS表面的质量吸积速率，单位为$\dot M_{\rm Edd}$。当采用$\dot m > 10^{-4}$时，康普顿冷却可以有效地冷却HAF并抑制风。因此，质量吸积率几乎是半径的常数。密度曲线为$ρ\propto r^{-1.4}$。当$\dot m < 10^{-4}$时，康普顿冷却效应变弱，风变强，吸积率与$r^{0.3-0.5}$成正比。因此，密度分布变得更平坦，即$ρ\propto r^{-1 \sim -0.8}$。当采用$\dot m < 10^{-6}$时，康普顿冷却效应可以忽略不计。我们发现，在吸积率相同的情况下，NS周围的HAF的温度明显低于黑洞（BH）周围的HAF的温度。此外，康普顿$y-$参数的HAF周围的NS是显着小于HAF周围的BH。这一结果预测，HAF周围的NS将产生一个较软的频谱相比，HAF周围的BH，这是一致的观察。
2019-03-26 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
The Dynamics of Truncated Black Hole Accretion Disks II: Magnetohydrodynamic Case
我们研究了截断吸积盘使用一个很好的解决，半全球磁流体动力学模拟，是演变为许多动力学时间（6096内盘轨道）。硬态黑洞双星系统和低光度活动星系核的光谱特性通常归因于截断的吸积盘，但缺乏对流动动力学的详细理解。在这些系统中，截断预计会出现由辐射效率的急剧变化驱动的热不稳定性。我们使用一个简单的具有高效和低效分支的并行冷却函数来模拟这种行为。吸积流采取的安排，其中“过渡区”存在于最内部区域的热气体和冷的Shakura $\&$ Sunyaev薄盘在较大的半径。薄盘嵌入热气体气氛中，该气氛由来自过渡区的温和流出物供给。尽管在内盘中存在热气体，吸积是有效的。我们的分析集中在角动量输运，能量学和磁场属性的细节。我们发现，磁发电机被抑制在热的，截断的内部区域的磁盘，从而降低了有效的$α$ -参数由$65\%$。
2018-01-17 astro-ph.HE
Hot accretion flow in black hole binaries: a link connecting X-rays to the infrared
对银河系黑洞瞬变的多波长观测为理解吸积流最内部的物理现象开辟了一条新的途径。虽然产生它们的X射线连续谱的过程已经被广泛研究，但在光学和红外（OIR）能带中的发射研究较少，并且仍然知之甚少。标准的吸积盘可能对这些波长的通量有贡献，但无法解释一些可观测的现象：红外过度，快速的OIR变化以及与X射线的复杂相关性。有人建议，这些能量带的喷流排放占主导地位，然而，这种情况下不工作，在许多情况下。我们在这里提出了一个替代方案，即大部分的OIR辐射产生的扩展热吸积流。在这种情况下，OIR波段由来自非热电子的同步辐射主导。一个额外的贡献，预计从外部照射部分的吸积盘加热的X射线。我们讨论了模型的属性，并将其与数据进行比较。我们表明，热流的情况下是一致的许多观测到的光谱数据，在同一时间自然解释X射线的定时特性，快速OIR的变化和它的相关性与X射线。
2013-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*
{ \it Fermi} LAT揭示了一对巨大的伽马射线泡。本文探讨了它们的形成机理。观测表明，位于银河系中心Sgr A* 的超大质量黑洞的活动比现在强得多。具体地说，一种可能性是，虽然Sgr A* 也处于热吸积状态，但在过去的$\sim 10^7$年中，吸积速率应该是$10^3-10^4$的$10^3-10^4$倍。另一方面，最近的热吸积流的MHD数值模拟明确地显示了强风的存在，并获得了它们的性质。基于这些知识，通过进行三维流体动力学模拟，我们在本文中表明，费米气泡可以膨胀的风发射的“过去”热吸积流在Sgr A*。在我们的模型中，Sgr A* 的活跃期需要持续约1000万年，它在不超过20万年前被淬灭。中央分子带（CMZ）包括在内，它使风的方向对准银河系的两极。粘性抑制瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并导致气泡边缘的平滑。气泡的主要观测特征可以得到很好的解释。具体地说，{ \it ROSAT}的X射线特征被解释的冲击星际介质和风和CMZ气体之间的相互作用区域。在我们的模型中得到的热压力和温度与最近的{ \it朱雀}观测结果有很好的一致性。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Estimation of Plasma Parameters in an Accretion Column near the Surface of Accreting White Dwarfs from Their Flux Variability
我们考虑的行为的吸积柱中出现的吸积下的二元系统附近的表面的白矮星。在白矮星表面附近的驻激波中加热的等离子体有效地辐射出X射线能带。我们提出了一种方法来估计后冲击等离子体参数，如密度，温度和高度的热区，从功率谱的X射线光度变化。该方法是基于这样一个事实，即在不同的傅立叶频率的热区的通量变化幅度显着依赖于其冷却时间，这是由在吸积柱的热区的参数确定。这使得热物质的密度和温度得以估计。我们表明，特征冷却时间可以有效地确定从中断频率的功率谱的X射线通量变化的吸积白矮星。目前可用的X射线仪器由于收集面积不足而不允许进行这样的测量，但这很可能通过新一代大面积X射线光谱仪成为可能。
2013-12-17 astro-ph.HE
Outflow from Hot Accretion Flows
热吸积流的数值模拟表明，质量吸积率随着半径的减小而减小。两种模型被提出来解释这一结果。在绝热流入流出解（ADIOS）中，它被认为是由于流出中的气体损失。在对流主导的吸积流（CCEH）模型中，它被解释为因为气体被锁定在对流涡旋中。在本文中，我们使用流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）模拟调查哪一个是物理的。我们计算和比较各种属性的流入（气体与向内的速度）和流出（气体与向外的速度）。结果表明，HD流动的出流温度高于入流温度，而MHD流动的出流比角动量远高于入流温度。我们还分析了MHD吸积流的对流稳定性，发现它们是稳定的。这些结果表明，系统的向内和向外运动必须存在，即，ADIOS模式备受青睐。流入和流出的不同性质还表明，在HD和MHD流中产生流出的机制分别是与对流相关的浮力和与磁场介导的角动量输运相关的离心力。后一种机制类似于Blandford & Payne机制，但这里不需要大规模的开放磁场。可能的观测应用进行了简要讨论。
2012-10-23 astro-ph.HE
X-ray Dips in AGN and Microquasars -- Collapse Timescales of Inner Accretion Disc
一些活动星系核和微类星体的X射线的时间行为被认为是由它们的吸积盘的热的内部快速坍缩引起的。坍缩可以发生在吸积盘径向下沉的时间尺度上。然而，由于缺乏对包括内盘的无碰撞等离子体中的操作粘度的了解，阻碍了对该时间尺度的估计。我们使用已发表的模拟结果宇宙射线扩散通过湍流磁场到达一个粘度处方适当的热吸积盘。我们使用此粘度处方构建简化的椎间盘模型，并估计3C 120，3C 111和GRS 1915+105的椎间盘塌陷时间尺度。从我们的模型得到的Shakura-Sunyaev α参数范围为0.02至0.08。我们对椎间盘内塌陷时间尺度的估计与观测到的X射线下降时间尺度吻合得很好。我们发现坍缩时间尺度对热吸积盘的外半径最为敏感。
2020-12-09 astro-ph.HE
A Physical Link Between Jet Formation and Hot Plasma in Active Galactic Nuclei
最近的观测表明，在黑洞X射线双星喷流/外流的形成有关的热等离子体在附近的黑洞，无论是在一个对流为主的吸积流在低吸积率或在高吸积率的盘冠的形式。我们测试的可行性，这种情况下的超大质量黑洞使用两个样本的活动星系核区分的存在（无线电强）和不存在（无线电弱）的准直，相对论性射流。每一个都集中在一个狭窄的范围内的黑洞质量，但跨越一个非常广泛的爱丁顿比，有效地模拟，在一个统计的方式，一个单一的黑洞的行为演变跨越一个广泛的传播吸积状态。射电和光学光度之间的关系表明，在爱丁顿比约为1时，高光度源和低光度源之间会突然中断，与此不同，射电发射（喷流功率的量度）随硬X射线（2-10 keV）光度连续变化，大致为L_R \propto L_X^（0.6-0.75）。这种关系，对射电弱和射电强的活动星系都成立，类似于X射线双星中的关系。喷流/外流的形成似乎是密切相关的条件，产生的热，光学薄的日冕发射与吸积流，无论是在制度的低和高吸积率。
2013-05-01 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flows (II): Nature, Origin, and Properties of Outflow and Their Possible Observational Applications
先前的流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）的热吸积流的数值模拟表明，质量吸积率随半径的减小而减小。两种模型被提出来解释这一结果。在ADIOS模型中，吸积速率向内减小的原因是外流气体的损失。在Cubert模型中，假设气体被锁定在对流涡旋中，这导致吸积速率向内减小。我们用HD和MHD模拟研究了吸积率向内减小的性质。我们计算了各种性质的流入和流出，包括质量通量，径向和旋转速度，温度，和伯努利参数（$Be$）。结果表明，入流和出流不是以对流湍流为主的，而是系统的向内和向外运动。我们还分析了MHD吸积流的对流稳定性，发现它们是对流稳定的。这些结果表明，ADIOS方案是有利的。流入和流出的不同性质也表明，在HD和MHD流中产生流出的机制分别是与磁场相关的浮力和离心力。后一种机制类似于Blandford & Payne机制。我们还研究了初始条件的影响。我们发现$Be$的值主要由初始条件的$Be$的值决定。我们讨论了我们的外流模型的一些可能的观测应用。这些观测包括在银河系中心观测到的费米泡，以及在活动星系核和黑洞X射线双星中广泛观测到的风。
2012-10-10 astro-ph.HE
A luminous hot accretion flow in the low-luminosity active galactic nucleus NGC 7213
活动星系核（AGN）NGC 7213在单色射电光度$L_R$和2- 10 keV X射线光度$L_X$之间表现出复杂的相关性，即当$L_X$低于临界光度时，与$p\sim 0$（形式为$L_R\propto L_X^p$）的相关性异常弱，而当$L_X$高于该光度时，与$p>1$的相关性急剧上升。在个别活动星系核中，这种混合相关性是出乎意料的，因为它偏离了活动星系核活动的基本面。有趣的是，在黑洞X射线双星H1743- 322中也观察到了类似的相关模式，在那里它是通过在不同的吸积模式之间切换来模拟的。我们认为NGC 7213的平坦的$L_R$- $L_X$关联是由于存在一个发光的热吸积流，这是一个吸积模型，其辐射效率对吸积速率敏感。给定源的低光度，爱丁顿光度的$L_X\sim 10^{-4}$，粘性参数被确定为小的，$α\approx 0.01$。我们还模拟了从无线电到PDMATHAMT射线的宽带光谱，无线电和X射线光变曲线之间的时滞，以及无线电喷流的隐含大小和洛伦兹因子。我们预测当$L_X > 1.5 \times 10^{42}\, {\rm erg\,s^{-1}}$ .当这种情况发生时，我们预测随着通量的增加和陡峭的无线电/X射线相关性，X射线光谱会软化。
2016-09-13 astro-ph.HE
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
