Timing the accretion flow around accreting millisecond pulsars
目前，在它们首次被发现的十年后，已知有十颗吸积毫秒双星。我提出了一个研究的非周期性的X射线的变化，在这些系统中的三个，这导致了同时发现kHz准周期振荡XTE J1807-294和极强的宽带噪声异常低的变化频率在IGR J 00291 +5934。此外，我们将SWIFT J1756.9-2508归类为环礁源，并在其2007年的爆发光谱和变化特性中测量了极端岛屿状态的典型特征。我还详细估计了研究爆发期间的总注量。
2008-09-19 astro-ph
How Dim Accreting Black Holes Could Be?
最近的流体动力学模拟的低粘度的辐射效率低的黑洞吸积流表明，这些流量显着不同的对流为主的模型所描述的。黑洞流只在内部是对流占优的，但在半径R> 100 R_g时是对流占优的。在这种流动中，辐射输出主要来自对流部分，辐射效率与吸积率无关，等于~0.001。这个值给出了一个极限，一个吸积的黑洞可以有多暗。它同意最近的钱德拉观测表明，吸积黑洞在低质量的X射线双星是由约100倍的中子星吸积相同的吸积率暗淡。
2001-05-03 astro-ph
The Blandford-Znajek mechanism and emission from isolated accreting black holes
在磁场存在的情况下，旋转能量可以通过Blandford-Znajek机制从黑洞中提取。我们使用自相似平流为主的吸积（ADAF）模型来估计这种机制的效率黑洞吸积从几何厚的磁盘，在最近的磁流体动力学磁盘模拟的光，并表明，从电磁能量提取的功率超过吸积光度ADAF在足够低的吸积率。我们认为孤立的恒星质量的黑洞吸积从ISM的可探测性，并表明，任何快速旋转的孔的能量提取效率可以达到0.01。如果能量主要以伽马射线的形式辐射，那么估计的总光度将与一些EGRET源作为吸积孤立黑洞的初步鉴定相一致。我们讨论的重要性，从Blandford-Znajek机制的其他平流占主导地位的吸积流，特别是在低光度星系核的光谱发射。
1999-07-21 astro-ph
The Evolution of Magnetic Field and Spin Period of Accreting Neutron Stars
基于吸积感生磁场衰减模型，在此模型中假定了一个冻结场和一个不可压缩流体，我们得到了以下结果。(1)在忽略吸积盘的牢固度参数的情况下，给出了磁场与自旋周期的解析关系。当考虑到不稳定性参数的影响时，吸积中子星在P-B图中的演化轨迹与平衡周期线不同。(2)理论上，吸积中子星的最小自旋周期是$\max (1.1{\rm ms}(\frac{ΔM}{M_{\odot}})^{-1} R^{-5/14}_6 I_{45}(\frac{M}{M_{\odot}})^{-1/2}, 1.1{\rm ms} (\frac{M}{M_{\odot}})^{-1/2} R^{17/14}_6)$，与吸积速率（X射线光度）无关，但与总吸积质量$ΔM$有关。然而，最小磁场取决于吸积率。(3)磁场强度随时间的减小比周期的减小快。
2000-07-05 astro-ph
An ultra-relativistic outflow from a neutron star accreting gas from a companion
准直相对论性流出，或喷流，是宇宙中最具活力和相对论性的现象之一。它们与遥远的活动星系核（AGN）中的超大质量黑洞、吸积黑洞和双星系统中的中子星有关，并被认为是造成伽马射线暴的原因。然而，这些喷流的物理学仍然是一个谜，因为它们的整体速度，成分和能量仍然很难确定。在这里，我们报告的超相对论外流的发现，从一个双吸积中子星吸积气体的双系统。流出的速度与从活动星系核观察到的最快移动的流相媲美，其强度受到中子星上物质吸积速率的调制。激波在气流的下游被激发，它们本身以温和的相对论性整体速度移动，并且是所观察到的来自射流的同步辐射的位置。我们的结论是，产生这种高度相对论性的外流并不需要黑洞特有的性质，如事件视界。
2004-01-15 astro-ph
Vertical structure of the accreting two-temperature corona and the transition to an ADAF
我们研究了黑洞周围的盘/冕吸积流模型。该模型，参数化的总（即磁盘加电晕）吸积率，$\dot m$，质量的黑洞，$M$和粘度参数，$α$，唯一地确定了部分的能量释放在电晕作为半径的函数，特别是过渡半径的单相ADAF流。自洽的解决方案与相之间的质量交换显示径向依赖的参数。该模型再现了吸积黑洞的所有特征光度态，而不需要任何附加的特别假设。尤其是。在临界吸积速率下，盘蒸发机制导致吸积流稳定性曲线（即吸积速率对表面密度的依赖性）上出现一个新的、几乎水平的分支。
2000-06-16 astro-ph
Internal Conditions of Accreting White Dwarfs
我们解释了在吸积速率足够低的情况下，吸积白矮星（WD）内部深处压缩加热的物理过程，从而使积累的氢不稳定地燃烧并引发经典新星（CN）。在此极限下，WD核心温度（T_c）在吸积远小于WD质量的质量后达到平衡值（T_c，eq）。一旦达到这种平衡，来自包层内的压缩加热就离开表面。这种平衡产生有用的WD表面温度，吸积率和质量之间的关系，可以用来测量吸积率从观察到的WD有效温度，从而测试二元演化模型的激变变量。
2002-09-10 astro-ph
Diamagnetic Screening of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars
研究了吸积物质屏蔽吸积中子星表面磁场的可能机制。特别是，我们调查的性质的演变的内部场配置的情况下，a）的极冠吸积和b）球形吸积。
2002-12-12 astro-ph
ACCRETION DISCS WITH ACCRETING CORONAE IN AGN. I. SOLUTIONS IN HYDROSTATIC EQUILIBRIUM
我们讨论了射电宁静活动星系核中心区域的一个模型，其中日冕吸积是X射线发射的能量来源。我们从Haardt & Maraschi模型出发，补充了压力平衡条件、角动量转移的两种可能性和盘-冕跃迁的三种模型。我们采用的α描述的粘度内的两个层。这两种描述的角动量输运导致类似的结论释放的能量在光盘的分数，虽然他们预测强烈不同的属性光盘内部。在低吸积速率下，耦合盘/冕系统有一族解，在中等吸积速率下有两族解，在高吸积速率下无解.两个家庭的解决方案，第一个有弱耗散冠和第二个冠的积极主导系统。这两个解决方案合并在亚爱丁顿吸积率，因为在流体静力平衡的日冕只能耗散有限的能量，这取决于粘度参数。
1995-05-10 astro-ph
Compton Scattering of Fe KαLines from Accreting White Dwarfs
磁激变变星中吸积柱体吸积流中的康普顿散射可以显著地改变吸积激波产生的X射线发射线中的光子能量。特别是，康普顿反冲可以潜在地加宽6.7和6.97 keV的Fe K $α$发射线产生的冲击后的区域，并污染荧光6.4 keV的中性Fe K $α$线反射的白矮星表面。我们提出了非线性蒙特卡罗模拟证明这些影响，我们讨论的解释观察到的Fe K $α$线宽在mCV光这些新的结果。对其他吸积致密天体的影响也进行了讨论。
2004-11-14 astro-ph
Coherence of burst oscillations and accretion-powered pulsations in the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在2003年爆发的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338的吸积动力脉动的X射线定时揭示了脉冲到达时间残差的变化。这些可以从几个方面来解释，包括自旋下降和燃料撞击点在磁极周围徘徊。在这封信中，我们证明了这个源的爆发振荡与持续脉动是一致的，达到了它们跟踪所有观测到的波动的水平。只有一个爆发，这发生在最低的吸积率，显示出显着的相位偏移。我们讨论了什么可能导致这种刚性的相位锁定在吸积和热核爆发发射的调制之间，并考虑自旋变化和爆发振荡机制的影响。燃料撞击热点在固定磁极周围的漂移似乎是吸积动力脉冲相位变化的最可能原因。这意味着猝发不对称性耦合到热点，而不是磁极。如果在这一点过早点火（由于较高的局部温度）触发燃烧前沿，在蔓延到整个表面之前停止，那么由此产生的局部核热点可以解释这个源的不寻常的爆发和爆发振荡特性。
2008-10-02 astro-ph
Accretion Discs with Accreting Coronae in AGN - II. Nuclear Wind
我们研究了一个具有热连续日冕的吸积盘。我们假设日冕本身是吸积的，因此它直接由引力能的释放提供动力，并通过与圆盘的辐射相互作用而冷却。我们考虑了这样的日冕的垂直结构，并表明，径向下降是伴随着强烈的垂直外流。这种模式有两个重要的后果：（i）在给定的半径下，只有当吸积速率大于极限值时才形成日冕，并且日冕中耗散的能量的分数随着吸积速率的增加而减少，和（ii）盘光谱在光学/光学范围内明显更软，与标准吸积盘的预测相比，由于质量损失和内部耗散的减少，紫外波段。这两种趋势对应的平均频谱的射电宁静活动星系核和观测到的光度状态的星系黑洞候选人。
1995-09-17 astro-ph
The Ocean and Crust of a Rapidly Accreting Neutron Star: Implications for Magnetic Field Evolution and Thermonuclear Flashes
我们调查大气，海洋和中子星的地壳吸积足够高的速度（通常超过当地爱丁顿限制），以稳定燃烧的吸积氢和氦。对于每年超过10^-8太阳质量的全球富氢吸积（典型的是少数中子星），我们讨论了深海和地壳的热状态及其与中子星核心的耦合，中子星核心通过传导（来自地壳）加热，通过中微子发射冷却。我们估计了热的深地壳中的欧姆扩散时间，发现它比缓慢吸积的中子星中较冷地壳的特征值明显缩短（小于10^8年）。我们推测这些计算的影响磁场演化的明亮吸积X射线源。我们还探讨了当地吸积率超过十倍爱丁顿率的快速压缩的后果。这种快速的吸积将大气/海洋加热到10^9 K量级，但密度相对较低;对于吸积纯氦的恒星，这会导致稳定的氦燃烧导致灰烬（主要是碳）的不稳定燃烧。这种不稳定的燃烧可以在短至数小时至数天的时间尺度内再次发生，并且可能是某些氦吸积星，特别是4U~1626- 67上耀斑的原因。这种快速的局部吸积速率在吸积X射线天体上很常见，在那里，磁场将吸积流集中在恒星区域的一小部分上。
1998-02-03 astro-ph
Magnetic Field Evolution in Accreting White Dwarfs
讨论了吸积白矮星的磁场演化。我们首先表明，欧姆衰变在液体内部的时间尺度是80亿至120亿年的偶极场，和40亿至60亿年的四极场。然后，我们比较欧姆扩散和吸积在不同深度的恒星的时间尺度，并为一个简化的场结构和球形吸积，计算的全球磁场的时间依赖性的演化在不同的吸积率。在本文中，我们忽略了经典新星爆炸的质量损失，并假设白矮星的质量随时间增加。在这种情况下，白矮星外层的场结构会因超过临界速率（1 - 5）× 10 ^（-10）太阳质量/年的吸积率而发生显著变化。我们认为，我们的研究结果所观察到的系统的影响。我们建议，吸积引起的磁场的变化是失踪的AM她的系统和中间极性之间的进化环节。吸积白矮星的欧姆衰变时间较短，这部分解释了为什么缺乏具有10^9 G场的吸积系统。在快速吸积的系统中，如超软X射线源，内部场的压缩放大可能对Ia型超新星的点火和爆炸很重要。最后，在极冠扩散的物质可能会导致复杂的表面磁场，并解释为什么更强的吸积极在AM Her系统有一个较弱的字段。最后，我们的猜测场演化时，经典的新星爆炸造成的白矮星质量随着时间的推移而减少。
2002-03-05 astro-ph
Accreting Matter around Clusters of Galaxies: One-Dimensional Considerations
在宇宙大尺度结构形成的过程中，物质在高密度峰上增生。吸积无碰撞的暗物质（DM）在它们周围形成焦散，而吸积碰撞的重子物质（BM）形成吸积激波。吸积物质的性质取决于给定尺度下初始扰动的功率谱以及给定宇宙学模型中的背景膨胀。本文计算了在Einstein-de Sitter宇宙、开放宇宙和平坦宇宙下一维球几何中DM粒子的吸积。考虑了$0.1\le Ω_o \le 1$范围内的密度参数。考虑了原点有一个质点的初始扰动。由于BM的吸积激波预计将在DM的第一焦散线附近形成，因此吸积BM的性质与DM的性质相同。因此，我们利用DM粒子的吸积计算，求出了吸积激波的位置、速度和其中的团簇质量，并采用简化的假设，估计了BM的平均温度。在具有较小$Ω_o$的宇宙中，给定温度的星系团周围的吸积BM的速度较小，但在具有$0.1\le Ω_o \le 1$的模型中，吸积BM的速度最高仅为$\sim24\%$。因此，很难用这个量来区分宇宙学模型。然而，给定质量或给定半径的星系团周围的吸积速度更敏感地依赖于宇宙学模型。在$Ω_o$较小的宇宙中，它分别小至$\sim41\%$和$\sim65\%$。所以，它可以提供更好的
1996-08-13 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Model of Sagittarius A$^*$ and Other Accreting Black Holes
当吸积率$\dot M$足够低时，黑洞周围的粘性旋转吸积流成为平流主导的。这种气流中的大部分吸积能量储存在气体中，并径向向内平流。因此，温度非常高，大部分辐射以硬X射线和$γ$射线的形式出现。我们建立了银河系中心源人马座A $^*$的平流主导吸积流模型。该模型由一个$7\times10^5M_\odot$黑洞吸积在$\dot M=1.2\times10^{-5}α\, M_\odot{\rm yr^{-1}}$，其中$α$是通常的粘度参数。该模型的光谱符合从无线电观测到$γ$射线相当不错，并解释了异常低光度的来源。由于该模型明确地利用了内边缘的视界来吞噬平流能量，因此该模型的成功有力地表明Sgr A $^*$的中心物体是一个黑洞。我们进一步表明，如果$α$是不是比单位小得多，那么对流主导的模型甚至可以应用到更高的光度黑洞。在黑洞X射线双星中存在低、高态，以及这两种态之间的突变，找到了一个自然的解释。该模型还解释了黑洞X射线双星和活动星系核的硬X射线/ $γ$射线谱的相似性。
1995-09-27 astro-ph
The broad band X-ray/hard X-ray spectra of accreting neutron stars
我回顾了低质量X射线双星（LMXB）的能谱弱磁化吸积中子星（NS），强调最近的宽带（0.1-200千电子伏）光谱和定时观测进行的Beppo-SAX和RXTE。利用黑洞候选者（BHC）与NS吸积的相似性，讨论了NS LMXB的吸积几何和发射过程。
2001-01-17 astro-ph
Thermally Stable Nuclear Burning on Accreting White Dwarfs
通过吸积增加白矮星质量的挑战之一是积累的氢有不稳定点燃的趋势，并可能引发质量损失。多年来人们已经知道，有一个狭窄的吸积率范围，氢可以稳定燃烧，允许白矮星质量增加，因为纯氦层积累。我们首先回顾了稳定燃烧的物理学，为为什么辐射压力稳定导致爱丁顿极限附近稳定燃烧的吸积率范围很窄提供了一个明确的解释，证实了Nomoto和合作者最近的工作。我们还探讨了稳定的可能性，由于从下面的燃烧层的高光度。然后，我们研究了β衰变限制的“热”CNO循环对燃烧稳定性的影响。虽然这对吸积中子星起着重要的作用，但我们发现，对于吸积白矮星，它只能增加金属丰度低于0.01太阳金属丰度的稳定燃烧吸积率的范围。
2007-04-27 astro-ph
Order in the chaos? The strange case of accreting millisecond pulsars
本文综述了低质量X射线双星中吸积毫秒双星的X射线计时的最新结果。这是第一次对吸积毫秒脉冲星进行计时分析，也是第一次我们可以获得关于受吸积力矩影响的非常快的脉冲星行为的信息。我们发现自旋向上和自旋向下的行为，从中，使用现有的模型的吸积力矩，我们得到的信息的质量吸积率和磁场的中子星在这些系统中。我们还发现，作为时间的函数，在这些源的相位延迟行为有时是相当复杂的，难以解释，因为相移，最有可能由X射线通量的变化驱动，有时存在。
2007-06-13 astro-ph
On the Origin of Intracluster Entropy
团内介质的熵分布及其封闭势阱的形状完全决定了弛豫星系团的X射线性质，促使我们探索团内熵的起源，并用一些简单的模型描述它是如何发展的。我们提出了一个分析模型的平滑吸积，包括预热和辐射冷却，连接一个集群的熵分布，其质量吸积的历史，并表明，平滑吸积过剩的熵观察到的大规模集群的一个因素~2-3，取决于质量吸积率。吸积气体中的任何不均匀性都会减少吸积激波的熵产生;因此，平滑的气体吸积到星系团上会提高它的熵水平。由于平滑吸积比分层吸积产生更多的熵，我们认为，一些观察到的集群和集团之间的差异可能会出现，因为预热平滑小规模的气体块吸积到集团更有效地比它平滑大规模的肿块吸积到集群。这种效应可以解释为什么在群体边缘的熵水平比自相似标度参数所预期的大2-3倍。吸积气体的密度分布如何影响集群的熵分布的细节是复杂的，我们建议如何探索相关的物理与数值模拟。
2003-04-24 astro-ph
Accreting White Dwarfs
热核（Ia型）超新星是在吸积白矮星中的爆炸，但导致这些爆炸的确切情况仍然不清楚。澄清这一点的一个重要步骤是了解在密近双星系统中吸积白矮星的行为。白矮星的特征（质量、化学成分、光度）、吸积物质（化学成分）以及与双星系统性质相关的特征（质量吸积率），对于进一步演化为爆炸至关重要。本文分析了吸积的结果及其对白矮星向阿布拉塞卡质量生长和热核爆炸的影响。
2008-09-23 astro-ph
Hyper-Accreting Black Holes and Gamma-Ray Bursts
目前各种各样的伽马射线暴（GRB）模型都认为有一个共同的引擎--一个几个太阳质量的黑洞以每秒0.01到10个太阳质量的速度从一个圆盘中吸积物质。利用相对论性盘吸积的数值模型，我们研究了在这些高速率下的稳态吸积。在半径~ 10**8 cm的范围内，当吸积速率大于每秒0.01太阳质量时，中微子的损失（主要是核子对的俘获）和耗散之间存在着能量平衡的整体状态。中微子释放的能量比黑洞吸积的最大效率因子（无旋转时为0.057;极端克尔旋转时为0.42）乘以Mdot c**2要小，在低吸积率的情况下，小得多。计算了中微子湮灭产生沿自转轴方向的一对火球的效率，发现其变化很大，对吸积率很敏感。对于一些较高的吸积率研究，它可以是百分之几或更多;吸积率小于0.05太阳质量每秒，它基本上是零。本文还估计了Blandford-Znajek机制从黑洞中提取转动能的效率。根据这些结果，讨论了各种伽马射线暴模型的可行性，并探讨了这些结果对盘粘性、黑洞旋转速率和黑洞质量的敏感性。不同范围的伽玛射线暴能量似乎是不可避免的，超吸积黑洞系统中的中微子湮灭可以解释高达10**52尔格的爆发。对于聚束系统，可以推断出更大的能量。
1999-01-22 astro-ph
Magnetically Accreting Isolated Old Neutron Stars
以前的工作是从孤立的老中子星（离子）的辐射吸积星际介质（ISM）集中在引力捕获-邦迪吸积。我们提出了一类新的源，通过与ISM磁相互作用吸积。而对于Bondi机制，吸积速率随着NS速度的增加而减小，在磁性吸积体（MAGACs=“magics”）中，吸积速率随着NS速度的增加而增加。MAGAC将在高速（~> 100 km s-1）高磁场（B> 1 e14 G）射电脉冲星（“磁星”）中产生，它们首先通过磁偶极自旋下降进化，然后是“螺旋桨”阶段（当物体在时间尺度上释放角动量时）<1 e10年）。MAGACS的性质可以概括为：B~> 1 e 14 G的偶极磁场;相对于ISM的最小速度>25-100 km s-1，具体取决于B，远低于观测到的射电脉冲星群的中位数;自旋周期>天到年;吸积光度为1 e 28 - 1 e 31 ergs-1 ;如果它们吸积在磁极帽上，则有效温度kT=0.3 - 2.5keV。我们没有发现MAGACs的例子，在以前观察到的源类（异常X射线源，软伽马射线中继器或已知的离子）。然而，MAGACs可能更prevelant通量限制的X射线目录比他们的引力吸积同行。
2001-01-31 astro-ph
Hydrodynamic Effects on the QPO Frequencies of Accreting Compact Objects
由动力学模型预测的吸积致密天体的变率特性的特征在于每个模型所特有的一些不同的频率。由于中子星和黑洞周围的吸积盘是流体动力学流动，这些调制频率不能严格等于测试粒子频率。我讨论了几个影响的动力学模型预测的调制频率的流体动力学修正。最后，我表明，最近检测到的三个中子星系统中的第三kHz QPO有利于以前开发的模型，该模型将各种QPO频率归因于吸积流中的基本广义相对论频率。
2000-10-16 astro-ph
Magnetic Screening in Accreting Neutron Stars
我们研究了吸积中的中子星的磁场是否会被吸积物质屏蔽。我们假设新积累的物质是未磁化的，并计算出恒星的本征磁通量通过欧姆扩散输运到它的速率。我们计算的一维稳态磁场剖面，并表明，磁场强度下降，通过地壳和海洋的移动约（Mdot/0.02 Mdot_Edd）的数量级，其中Mdot是吸积率和Mdot_Edd爱丁顿吸积率。我们发现，浮力不稳定性对任何埋场的强度都有一个限制，大约为10^10-10^11 G。我们的研究结果表明，磁屏蔽是无效的Mdot<0.01 Mdot_Edd，所以，无论如何吸积的物质加入到恒星，基本的恒星场应该总是明显的。在这方面，我们指出，唯一已知的持续脉冲吸积X射线毫秒脉冲星，SAX J1808.4-3658，其吸积率为10^-3 Mdot_Edd，远低于磁屏蔽可以发挥作用的区域。在我们银河系的低质量X射线双星中，最稳定的吸积中子星的吸积速率，如果我们采用的简化的磁性和吸积几何是正确的，那么屏蔽将是有效的。如果被屏蔽，那么在吸积停止之后，在仅仅100- 1000年的时间尺度上，由穿过外地壳的欧姆扩散时间确定，潜在的场将出现。因此，单靠屏蔽作用似乎不可能解释毫秒射电望远镜的低磁场。
2001-02-09 astro-ph
A Scheme to Unify Low-Power Accreting Black Holes - Jet-Dominated Accretion Flows and the Radio/X-Ray Correlation
我们探讨的权力的所有质量的黑洞的演变，和它们相关的喷流，在吸积率依赖的状态转换的计划。低于临界值的吸积率，所有的系统被假定为经历一个过渡到一个状态，其中占主导地位的吸积模式是光学薄，辐射效率低。在这些显着的亚爱丁顿系统中，光谱能量分布被预测为占主导地位的非热发射从一个相对论性喷流，而近爱丁顿黑洞将占主导地位，而不是从吸积盘的排放。这种亚爱丁顿状态的合理候选者包括硬态和静止态的X射线双星、银河系中心（Sgr A*）、LINER、FR I射电星系和大部分BL Lac天体。标准喷流物理学预言了这些系统的光学厚（射电）和光学薄（光学或X射线）发射之间的非线性标度，最近在X射线双星中得到了证实。我们表明，这种标度关系也是一个函数的黑洞质量和相对论多普勒因子只有轻微的。考虑到缩放，我们表明，确实硬和静态的X射线双星，LINER，FR I射电星系，和BL Lacs可以统一和落在一个共同的无线电/X射线相关。这表明喷流支配是吸积黑洞系统光度演化的一个重要阶段。
2003-11-04 astro-ph
The Ages of Pre-main-sequence Stars
前主序星或原恒星在赫罗图中的位置常被用来通过与前主序星演化轨迹的比较来确定它们的质量和年龄。假设恒星模型是准确的，我们证明，如果金属丰度是已知的，获得的质量是一个很好的估计。然而，年龄的测定可能会非常误导，因为它明显（通常相差2到5倍）取决于吸积率，并且对于年龄小于100万年的恒星，还取决于初始状态。我们提出了一些吸积原恒星的轨道，可以用来确定年龄，如果初始条件可以确定和基本的吸积率在过去一直是恒定的。由于在开尔文-亥姆霍兹、收缩时标和吸积时标之间建立的平衡，前主序星记得它的吸积历史。目前的吸积率的知识，连同一个H-R图的位置提供有关的吸积率在过去的信息，但不一定改善任何年龄估计。我们并不主张通过与这些特定的增生轨迹比较而获得的年龄可能比通过与非增生轨迹比较而获得的年龄更可靠。相反，我们强调任何此类比较的不可靠性，并使用不同轨道之间的差异来估计年龄和质量估计中可能的错误。我们还展示了如何一组coeval吸积对象不出现coeval时，与非吸积轨道。相反，吸积的主序前恒星的质量大约是太阳，看起来可能比那些质量更小或更大的恒星更老。
1999-07-30 astro-ph
The role of advection in the accreting corona model for active galactic nuclei and Galactic black holes
我们考虑平流的作用，在两个温度吸积日冕与底层光学厚盘。日冕解的性质在很大程度上依赖于平流的描述。当地参数化的平流由一个恒定的系数$δ$取代径向导数导致复杂的拓扑结构的解决方案，类似于其他对流为主的吸积流的解决方案在一定程度上。一种是低加速度时的辐射冷却分支。对于更高的吸积率存在两个解决方案在一个广泛的半径范围内：一个是辐射冷却，另一个是对流为主。随着吸积率的进一步增大，两个解的径向扩张收缩，在某个临界值以上不再有解。然而，这些趋势的变化，如果当地参数化的平流是由适当的径向导数迭代计算模型所取代。只有一个，辐射冷却的解决方案仍然存在，它甚至存在高吸积率。对流主导分支在迭代过程中消失，这意味着自洽描述的对流主导流不能存在于存在下垫面冷盘的情况下。
1999-12-20 astro-ph
A model for the waveform behavior of accreting millisecond pulsars: Nearly aligned magnetic fields and moving emission regions
我们进一步研究了我们先前提出的一个吸积毫秒X射线双星模型。在这个模型中，这些恒星的X射线发射区靠近它们的自旋轴，但会移动。如果这些恒星的磁极靠近它们的自旋轴，那么吸积气体就会被引导到那里，这是可以预期的。由于吸积速率和内部盘的结构变化，气体沿着不同的场线被引导到恒星表面的不同位置，导致X射线发射区域移动。我们发现，这种“近对齐的移动斑点模型”可以解释许多属性的吸积毫秒X射线天体，包括其一般低的振荡幅度和近正弦波形;其脉冲幅度，形状和相位的变化;在这种变化的相关性;和吸积和核动力脉冲形状和相位的相似性在一些。这也可以解释为什么以吸积为动力的毫秒彗星很难被探测到，为什么有些是间歇性的，为什么迄今为止探测到的都是瞬变的。该模型可以通过将其预测的波形变化（包括随吸积率的变化）与观测值进行比较来检验。
2009-10-18 astro-ph
Nonthermal Emission from Accreting and Merging Clusters of Galaxies
我们比较了非热辐射从星系团进行小合并（“accreting”集群）和主要合并（“merging”集群）。对于吸积团簇，还计算了团簇中非热辐射的径向分布。相对论电子，这是通过逆康普顿（IC）和同步辐射任务的非热辐射的起源，被假定为加速吸积或合并产生的冲击。我们估计的典型吸积率和合并概率根据层次聚类模型。我们发现吸积和合并星系团的IC辐射的总光度是相似的。另一方面，前者的同步辐射亮度远小于后者。我们发现，大约10%的集群在z~0应该有硬X射线和无线电非热辐射，由于他们的最后一个主要的合并，这是可比的或占主导地位的，由于正在进行的吸积。此外，20-40%的集群应该由于它们的最后合并而具有显著的EUV发射。我们还调查的情况下，合并的标准放宽。如果我们把合并的定义扩展到较大的子星系团的质量至少增加了初始质量的10%，那么即使在低密度宇宙中，在z~0处也应该有大约20-30%的星系团由于合并而产生硬X射线和射电非热辐射。我们将结果与观察结果进行比较。我们发现，观察到的EUV辐射从集群是不归因于吸积。如果在星系团中观察到的漫射射电发射是通过吸积或合并加速的电子的同步辐射，那么星系团的磁场通常小至~0.1 μ G。
2001-08-22 astro-ph
QPOs and firehose instabilities in neutron star magnetospheres in accreting systems
我们表明，吸积盘与中子星磁层的相互作用可以激发共振剪切阿尔芬波的频率为Hz-kHz的区域中的密度梯度增强。这是吸积物质沿着磁层中的磁场线流动的区域。我们认为，由于等离子体流产生的压力各向异性，消防水龙带不稳定性很可能发生。此外，对于偶极场拓扑结构，我们表明，一个新的不稳定性的发展，由于磁场曲率和等离子体流。
2005-06-04 astro-ph
Thermal Stability of White Dwarfs Accreting Hydrogen-rich Matter and Progenitors of Type Ia Supernovae
通过建立稳态模型，重新考察了白矮星吸积富氢物质的性质，即氢壳燃烧消耗氢的速率与白矮星吸积氢的速率相同，得到了不同吸积速率和不同白矮星质量下的稳态模型.我们证实了这些定常模型只有在吸积速率大于\sim 10^{-7} M_sun/yr时才是热稳定的。我们表明，最近的模型的“静态燃烧”在“表面氢燃烧”在一个更广泛的吸积率范围内的结果从太大的区域质量在模型的外部;氢燃烧必须发生在一个更薄的层。通过比较HR图上的位置，我们发现大多数发光的超软X射线源都是白矮星以足够高的速率吸积物质，使得氢燃烧壳层热稳定。Ia型超新星的祖先的影响进行了讨论。
2007-03-27 astro-ph
Dynamics of the Flows Accreting onto a Magnetized Neutron Star
采用基于分裂的修正一阶Godstrom方法数值模拟了磁化中子星表面的非定常柱吸积过程。激波的形成和演化是在吸积速率为10^{15} g/s到10^{16} g/s和表面磁场为5*10^{11} G到10^{13} G的条件下模拟的。得到了等离子体减速的非定常解，吸积流的动能有效地转化为回旋辐射场。流动的无碰撞停止允许相当大一部分的吸积CNO核避免溅射并到达表面。核的存活分数取决于表面磁场，在较低的磁场较高。
2004-12-14 astro-ph
Investigating a Fluctuating-accretion Model for the Spectral-timing Properties of Accreting Black Hole Systems
Lyubarskii（1997）的波动吸积模型和Kotov等人（2001）的扩展模型试图用在宽半径范围内产生的向内传播的质量吸积波动来解释吸积黑洞的X射线变化的光谱定时特性。波动调制X射线发射区域，因为它们向内移动，并可以产生时间频率依赖的能带之间的滞后，和能量依赖的功率谱密度（PSD）作为不同的发射率分布的结果，这可能是预期在不同的X射线能量。在这里，我们使用一个简单的数值实现，详细研究了该模型的X射线光谱定时特性及其与几个物理上感兴趣的参数的关系，即不同能带的发射率分布，吸积流的几何厚度和粘性参数，涨落的阻尼强度和时间相干性（由“质量因子”Q测量）在每个半径处引入的波动。我们发现，具有大粘度参数的几何厚流是有利的，并确认预测的滞后是相当强大的发射率分布的变化，吸积流的物理参数，这可能有助于解释的滞后光谱的相似性在低/硬和高/软状态的天鹅X-1。我们还证明了模型制度，在不同的能带的光变曲线是高度光谱相干的。我们将模型预测结果与窄线Seyfert~1星系NGC 4051和BHXRB Cyg X-1的高/软态X射线数据进行了比较，结果表明，该一般方案可以同时再现PSD的时间滞后和能量依赖性。
2005-12-15 astro-ph
The Nature of Spectral Transitions in Accreting Black Holes: The Case of Cyg X-1
吸积中的黑洞以几种光谱状态中的一种辐射，从一种状态转换到另一种状态，其原因尚不清楚。使用最好的研究的例子，天鹅座X-1，我们确定的几何和物理条件表征这些状态。特别是，我们表明，在硬态的吸积能量的大部分是在一个类似于电晕的结构，填充内部的几十个引力半径周围的黑洞和康普顿光学深度的顺序统一。在这种状态下，一个光学厚度的吸积盘延伸到更远的地方，但只穿透到日冕区域很短的距离。在软态下，光学厚的圆盘向内移动并接收大部分耗散的能量，而“日冕”变得光学薄并围绕内部圆盘的大部分延伸。两种状态下的质量吸积速率均为$~10^{-8} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。
1997-09-01 astro-ph
Advection-Dominated Models of Luminous Accreting Black Holes
人们发现，一类光学薄的双温对流主导吸积解解释了许多低光度吸积黑洞的观测结果。在这里，它表明，这些模型给出了一个令人满意的描述也较高的光度系统，提供的粘度参数$α$是大的。该模型再现了低态黑洞X射线双星的光谱，并解释了临界质量吸积率下从低态到高态的跃迁。模型还表明，X射线双星和活动星系核的X射线/ $γ$射线谱应该是相似的，正如观测所证实的。
1995-10-05 astro-ph
Analysing the atolls: X-ray spectral transitions of accreting neutron stars
我们系统地分析了RXTE数据库中所有可获得的吸积盘中子星（环礁和毫秒中子星）的X射线谱。我们发现，虽然这些都有类似的光谱演化作为质量吸积率的函数，也有微妙的差异。有两种不同类型的硬/软过渡，其中光谱在所有能量下软化，导致色-色图上的对角线轨道，而那些只有更高能量的光谱软化，给出垂直轨道。跃迁发生时的光度与这种光谱行为相关，垂直跃迁在L/L_Edd ~0.02，而对角跃迁在~0.1。叠加在这是众所周知的滞后效应，但我们表明，经典的，大规模的滞后只发生在爆发源，表明其起源是在光盘不稳定性的质量吸积率的变化率的戏剧性。我们表明，长期的质量吸积率与过渡行为，并推测这是由于磁场能够出现从中子星表面的低平均质量吸积率。虽然这是不够强，以准直流动，除了在毫秒星系，它的存在可能会影响内部吸积流通过改变喷流的属性。
2007-03-05 astro-ph
Dynamics of radiatively inefficient flows accreting onto radiatively efficient black hole objects
我目前的结果，从数值模拟的气体动力学外发光的吸积盘在活动星系核。被超大质量黑洞引力捕获的气体可以被黑洞吸积过程中发射的辐射的能量和动量赶走。假设轴对称，我研究如何的质量吸积和外流率，和流动动力学响应辐射加热相对于辐射压力的变化。我发现，对于一个吸积光度为爱丁顿光度的0.6倍的10^8 MSUN黑洞，流进入一个稳定状态，并有两个分量：（1）赤道流入和（2）双极流入/流出，流出沿着盘旋转轴离开系统。内流是一种类似邦迪的吸积流的实现。第二个分量是非径向吸积流的一个例子，一旦它被推到旋转轴附近，在旋转轴处，热膨胀和辐射压力使它向外加速，它就变成流出物。这项初步工作的主要结果是，虽然上述两个组件的解决方案是强大的，其属性是敏感的几何形状和光谱能量分布的辐射场。
2006-10-12 astro-ph
Advection-Dominated Accretion: A Self-Similar Solution
我们考虑粘性旋转吸积流，其中大部分粘性耗散的能量是作为熵存储，而不是被辐射。当光学深度很小或很大时，可能会出现这种平流主导的流动。我们得到了一族自相似解，其中吸积气体的温度接近维里，流动是准球形的。气体以远小于开普勒角速度的速度旋转，因此，在这样的气流中，中心恒星在达到分裂极限之前很久就停止旋转了。此外，伯努利参数是积极的，这意味着平流为主的流量容易产生外流。对流在许多这样的流动中是可能的，并且如果存在的话，将倾向于增强上述效果。我们认为，对流为主的吸积可以提供一个解释的吸积恒星的缓慢旋转速率和广泛发生的外流和吸积系统中的喷流。
1994-03-23 astro-ph
Viscosity-Driven Winds from Magnetized Accretion Disks
我们提出了一个分析模型，其中一个低效辐射的吸积盘驱动向上风从它的表面。吸积过程是同时控制的全球磁场穿透磁盘和吸积等离子体的粘度。它示出，能量径向向外输送内的吸积流，与粘性角动量运输在同一方向上，并且这种附加的能量从内部部分的磁盘部分使得后者有可能驱动一个向上的风。指定风的强度的参数根据自然引入的粘性参数唯一地确定。
2003-06-17 astro-ph
A General Relativistic Calculation of Boundary Layer and Disk Luminosity for Accreting Non-Magnetic Neutron Stars in Rapid Rotation
本文用完全广义相对论方法计算了吸积低磁场快速旋转中子星的盘和边界层光度。旋转增加了盘的亮度，降低了边界层的亮度。与静态极限相比，中子星的快速旋转大大改变了这些量。当中子星的自转接近离心质量脱落极限时，总光度仅由扩展盘贡献。对于这样的最大旋转速率，我们发现，在最大稳定的引力质量配置达到之前，存在一个极限的中心密度，在最里面的稳定轨道的粒子将更紧密地绑定比那些在表面的中子星。我们还计算了粒子在快速旋转的中子星周围开普勒轨道上的角速度分布。结果表明，一组有代表性的状态方程模型的中子星的问题。
1998-02-14 astro-ph
Timing of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
我们提出了一个精确的时间分析的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338在其2003年爆发，观察到的RXTE。首次给出了完整的轨道解，并对双星系统中源运动引起的多普勒效应进行了修正，得到了轨道周期P_orb=15388.7229（2）s和投影半长轴a_sini/c= 390.633（9）lt-ms的精确估计，从而可以研究吸积致密天体在爆发过程中的自旋行为。我们在这里报告了自旋频率的精确值（nu=314.35610879（1）Hz）和吸积时该源的自旋频率导数的第一次估计（nu^dot=（-6.7 +/- 0.7）10^（-14）Hz/s）。当同时考虑基频和二次谐波时，会出现这种自旋下降行为。我们讨论这一点的背景下，光盘和快速旋转的磁层之间的相互作用，在吸积率足够低，允许线程的吸积盘的开普勒速度比磁层速度慢的区域。我们还提出了一个抖动的脉冲相位的平均趋势，我们认为，吸积热点的吸积率的变化响应的运动的结果。
2006-11-30 astro-ph
On the Physics of Type I X-ray Bursts on Accreting Neutron Stars at High Accretion Rates
我们研究了热CNO循环爆发反应15 O（α，γ）19 Ne对吸积中子星I型X射线爆发的影响。当f_rp <~ 0.1时，其中f_rp是一个无量纲因子，我们用它乘以Caughlan & Fowler（1988）的15 O（alpha，gamma）19 Ne反应速率，我们的模型预测，爆发只会在吸积速率低于约0.3倍爱丁顿极限的临界值时发生。这与观察相符。对于较大的f_rp值，包括标准选择f_rp = 1，模型会切换到一个新的状态，其中爆发一直发生到大约艾丁顿极限。由于后者的制度不同意的意见，我们建议，真正的15 O（α，γ）19 Ne反应速率低于通常假设。
2006-08-02 astro-ph nucl-ex
Timing evolution of accreting strange stars
有人认为，当中心致密天体是一颗奇异星时，LMXB的QPO现象可以得到解释。在这项工作中，我们调查的标准模型内的磁盘吸积是否观察到的集群的自旋频率在一个窄带是根据这一假设。结果表明，当磁场初始强度、衰减时间、吸积率等参数取典型值时，吸积奇异星会出现频率聚簇现象。与混合星吸积相反，没有发现质量聚集效应。
2002-01-10 astro-ph hep-ph nucl-th
Generalized Second Law and phantom Cosmology: accreting black holes
在热力学的背景下，由黑洞幻影场的吸积处理。对于违反主能量条件的流体，在幻影流体的情况下，欧拉和吉布斯关系允许熵和温度的两种不同的可能性：熵为负且温度为正或反之亦然的情况。在前一种情况下，如果广义第二定律（GSL）是有效的，那么吸积过程是不允许的，而在后者，有一个临界黑洞质量低于吸积过程发生。在一个由幻影场支配的宇宙中，临界质量随着宇宙膨胀而迅速下降，黑洞只受到吸积的轻微影响。所有的黑洞消失在大裂缝附近，正如以前的调查所建议的那样，如果违反了GSL。
2007-09-09 astro-ph gr-qc
Theoretical Description of kHz QPOs in accreting LMXB systems
我们从LMXB系统的吸积盘流体动力学模型出发，描述了kHz的QPO。在这两个频率中，较高的频率来源于涉及激波形成的吸积盘的粘性效应，而较低的频率来源于吸积物质的开普勒运动。将我们的结果与两个快速旋转的致密恒星候选者，即4U 1636-53和KS 1731-260的观测结果进行比较，我们发现它们符合一个非常好的近似。
2004-02-08 astro-ph gr-qc
