黑洞中微子主导吸积流模型
黑洞热吸积流的理论研究
标，而处于非活动态的时间约等于维里半径处的气体冷却时标．
ｔ０ ９０ —２获得 博 士 学位 ，导师 ：上 海 天 文 台袁 峰 研 究员 ； ｆｘｅ ｈ ｏａ ｎ ２ ０ — ７０ ｇ ｉ＠ｓ ａ ．ｃｃ
４期
谢富国：黑洞热吸积流的理论研究
４３ ３
随后在第 ４章，我 们采用严格 的 Ｍｏ ｔ ｒ ｎｅＣａｌ ｏ数值模拟 的方法来统 一处理 了吸积流 中的辐射过 程，进而研 究热吸积流的内区的整体康普顿冷 却效 应的影响．我们的主要结果跟前面第 ３章的结论是一
言 的 结 果 ．令 人遗 憾 的是 ，我 们 暂 时 还 不 能 区 分这 两种 情 形 ．我 们认 为 两 相 吸 积 流 模 式有 可 能 能 够 解 释 ＸＲＢ 系 统 中的 陡幂 率 谱 态 ．这 一 点还 有待 于 作进 一步 的探 讨 ． 论 文 的最 后 （ ５章 ） 简 单 的 展 望 ． 第 为
学 性 质 、辐射 过 程 以及 其 近期 的主 要进 展 ：外 流 、湍 动对 电子 的 直接 加 热 以 及 在较 高吸 积率 下的 重要 发
展 ～ Ｌ ＨＡＦ 这方面的讨论是本论文 的基础，也是 １ ｒ 吸积理 论发展的主要方向． ． ５ｙ 来 第 ２章主要探讨 了热吸积流中外流对吸积内流的动力学作用．观测 （ 典型的，如银河系中心）、 理论研究以及 （ 磁）流体的数值模拟等各方面工作表 明，吸积流 中的外流现象 非常普遍．但是在研究这 个问题时，尤其是在解释观测数据 时，人们往往只考虑 外流带走物质的影响，而忽略 了其他效应 （ 如角 动量的转移）这显然跟数值模拟的结果不相符合 ．我们拓展 Ｂａ ｄｏｄ和 Ｂ ｇｌ ｎ的绝热内流 一外 ｌｎ ｆｒ ｅｅｍａ ～ 流模型，研究了外流对吸积流的影响．我们采用参数化的办法来给 出外 流的基本物理量．结果表明： （） 目前观测及理论都不明确的情 况下，只考虑外流质量损失的贡献是能接受的，所得到的参数在误 １在 差２ —３倍范围内是准确的； （） ２ 如果外流的物理性质跟 吸积流有较大不 同，它的动力学作用将不可忽 略．此外，我们的新方法有利于研 究外流 自身的动力学及其辐射的贡献． 随后 （ ３ 第 ４章）我们研究了热吸积流中另外一个重要的物理过程： ， 康普顿散射． 吸积流 Ａ 热 ＤＡＦ 的气体温度高、密度低，主要辐射过程是同步辐射、韧致辐射以及逆康普顿散射．在较 高吸积率时康普 顿散射是气体的主要冷却机制．然而，几乎所有以前的工作都基于局部康普顿近似 ，即只考虑了吸积流 中垂向的辐射转移过程．很显然， ＡＤＡ 对 Ｆ而言，其径 向上也同样是光学薄，而且往往温度差别很大，
史瓦西黑洞外中微子主导吸积盘的质量
・
４ ８・
史 瓦 西 黑 洞 外 中微 子 主 导 吸 积 盘 的 质 量
甘 亮 勤 ，程 再 军 ，林 一 清 ， ２
（ １ ． 福 建 省 光 电 技 术 与器 件 重 点 实 验 室 ，福 建 厦 门 ３ ６ １ ０ ２ ４ ；
２ ．厦 门理Ｓ － 学院光电－ ９通信工程学院 ，福建 厦 门 ３ ６ １ ０ ２ ４ ）
［ 收稿 日期］２ ０ １ ７— ０ ４—１ ９ ［ 修 回 日期 ］２ ０ １ ７－ ０ ６— ２ ０ ［ 基 金项 目］ 国家 自然科学基金项 目 （ ６ １ ５ ０ ４ １ １ ３ ） ；福建省 中青年教师 教育科研 项 目 （ Ｊ Ａ １ ５ ３ ７ ８ ） ［ 作 者简介 ］甘亮 勤 （ １ ９ ８ １ 一） ，女 ，实验 师 ，硕 士 ，研究方 向为信息光学 ，Ｅ － ｍａ ｉ ｌ ： ｌ ｑ ｇ ａ ｎ ＠ｘ ｍ ｕ ｔ ． ｅ ｄ ｕ ． ｃ ａ 。
通过中微子辐射释放 出来 ，中微子冷却可能是平衡粘滞产热 的重要机制 （ 这种吸积模式被命名为 中 微 子主 导 吸积盘 ，简称 Ｎ Ｄ Ａ Ｆ ） Ｊ ，而 中心 盘 的质 量 是影 响 中微 子 湮 灭 光度 一个 重要 的参 数 。但 是 ，
中心机 制深 深地 隐藏 在 电磁 辐射 的表 面下 ，用 我们 现在 非常 有 限的观 测条 件和 观测 数据 ，很难 获得 一 些 物理参 数 ，比如 中心黑 洞 的 质量 和 转 速 、吸 积率 （ 或 者 吸积 盘 的质 量 ） 等 。 同 时 ，两 个 致 密 双 星 的质 量也 限制 了 中心 黑洞 和 Ｎ Ｄ Ａ Ｆ的总质量 。Ｒ ｕ ｆ ｆ ｅ ｒ ｔ 等 在牛 顿势 下 对两 个 质量 为 １ ． ６ Ｍ。（ ０表示
奇异星周围的中微子主导吸积流
中心致密天体也有其他的候选者．在 Ｍａ ｃ Ｆ ａ ｄ ｙ ｅ ｎ等 ［ ０ ］ 的数值模拟 中，大质量恒星
塌缩 可能 先形 成一 颗 中子 星 ，中子 星 吸积 回落 物 质再 塌缩 为黑 洞 ． 由于 中子 星是 伽玛 暴 暴后 再活 动 的 中心引 擎的极 佳候 选 者 ，也 有研 究 者猜 想对 于某 些前 身 星 ，中子 星在 吸积 完 回落物 质后 可 能依 然存在 ，而不 是塌 缩为 黑洞 ． Ｚ ｈ ａ ｎ ｇ 等 Ｉ Ｖ － ９ ］ 详 细研 究 了 中子 星作 为 中心致 密天 体 的情 况 ，即 “ 中子星 一 Ｎ Ｄ ＡＦ ”模 型 ．在 这 个模 型 里 ，伽 玛暴 由中子 星 吸积 回落 物质 形成 的 ＮＤ ＡＦ引起 ，吸 积结 束后 ，中子 星依然 存在 ，而 它 的磁场 活 动供给 了暴 后 的瞬 时延展 辐射 （ ｐ ｒ ｏ ｍｐ ｔ ｅ ｘ ｔ ｅ ｎ ｓ ｉ ｏ ｎ ｅ ｍｉ ｓ ｓ ｉ ｏ ｎ ） 或 ｘ射 线耀 发 （ Ｘ— ｒ ａ ｙ ｌ ｆ ａ ｒ ｅ ） ．要使 得上 述 模型 成立 ，必须 要求 中子 星 吸积 不多 于使 其塌 缩 的质 量就 能触 发 伽玛 暴 ，我们把 这个 要 求量 化为 ：吸积 １倍 太 阳质量 ，湮灭 总能量大 于 １ ０ ５ ０ ｅ ｒ ｇ．他 们发 现，在 不考虑 外 流、
摘 要 为统一解释伽玛射线暴 （ 简称伽玛暴） 与暴后再活动，提出了一个新的伽玛暴中
心引擎模型 一 “ 奇异星 一 ＮＤＡＦ ” 模型 （ ＮＤＡＦ ： Ｎｅ ｕ ｔ ｒ ｉ ｎ ｏ Ｄｏ ｍｉ ｎ ａ ｔ ｅ ｄ Ａｃ ｃ ｒ ｅ ｔ ｉ ｏ ｎ Ｆ ｌ ｏ ｗ， 中
黑洞吸积理论及其天体物理学应用的近期发展(Ⅱ)
图 ２ 低光度活动星系核的黑洞 吸积盘模型的示意图
由一个截断的标准薄盘、热吸积流 、以及 喷流组成
维普资讯
４期
袁
峰：黑洞 吸积理论及其天体物理学应用的近 期发 展 （Ｉ Ｉ）
２７ ８
流通过康普顿化过程产生的， 光学 ／ 紫外辐射则主要来源于截断的标准薄盘的多色黑体辐射，而 射电辐射则主要来源于喷流的同步辐射。这一图像早先被提出用于解释黑洞 ｘ射线双星 ＿ 。如 ８ ＿ 本文第 ２ 章所述，黑洞 ｘ射线双星的低态的吸积模型与低光度活动星系核非常相似。
维普资讯 http://www.ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
第 ２ ５卷
第 ４期
天
文
学
进
展
场 １２ ．５
Ｎ Ｏ４ ．
２０ ０ ７年 １ ２月
ＰＲＯ ＧＲ ＥＳ Ｎ Ｓ Ｓ Ｉ Ａ ＴＲＯ Ｎ ＯＭ Ｙ
Ｄｅ ． ２ ０ ｃ ０ ７
文章编号： ０ ０８ ４ （０ ７０ —２ ５１ １０ —３ ９２ ０ ）４０８ —１
黑 洞 吸 积 理 论 及 其 天 体 物 理 学
应 用 的近 期发 展 （ ） Ｉ Ｉ
袁 峰
（ 中国科学院 上海天文台，上海 ２ ０ ３ ） ０ ０ ０
摘要：黑洞吸积理论是天体 物理学 的一个基础理论，是认识许多高能天体 系统如活动星系核、黑洞
ｘ射线双星，以及伽马暴等的重要物理基础 。 该文评述近年来黑洞吸积理论尤其是径 移主导吸积流 模 型 （ｄ ｅｔ ｎｄ ｍｉａｅ ｃｒｔ ｎｆ ｗ ａ ｖ ｃｉ —ｏ ｎ ｔｄ ａｃｅｉ ｏ ）及其变 种的主要发展 ，并 介绍该理论在银河系 中心、 ｏ ｏ ｌ
—
步 的证实： 观测发现， 该发射线要 比一般的活动星系核的窄， 这也支持标准薄盘 必须是截 断的。
史瓦西黑洞外中微子主导吸积盘的质量
史瓦西黑洞外中微子主导吸积盘的质量甘亮勤;程再军;林一清【摘要】选取2005年1月-2016年12月期间具有X射线余辉观测的16个γ射线暴的短暴数据样本,估算史瓦西黑洞外中微子主导吸积盘的质量,发现大部分盘的质量远大于模拟的最大值.这个结果表明,短暴要求更大质量的吸积盘,即史瓦西黑洞的吸积不足以提供多数短暴能量,短暴爆发所需要的能量可能需要黑洞的自旋或其他的电磁动力学过程来提供.【期刊名称】《厦门理工学院学报》【年(卷),期】2017(025)003【总页数】4页(P47-50)【关键词】吸积;吸积盘;史瓦西黑洞;γ射线暴;中微子【作者】甘亮勤;程再军;林一清【作者单位】福建省光电技术与器件重点实验室,福建厦门 361024;厦门理工学院光电与通信工程学院,福建厦门 361024;福建省光电技术与器件重点实验室,福建厦门 361024;厦门理工学院光电与通信工程学院,福建厦门 361024;福建省光电技术与器件重点实验室,福建厦门 361024;厦门理工学院光电与通信工程学院,福建厦门 361024【正文语种】中文【中图分类】P172.3γ射线暴(gamma-ray bursts，简称GRB)是恒星层次、发生于宇宙学距离的γ射线在短时间内忽然增强的高能爆发现象，是当今天体物理一个非常活跃的研究领域。
根据持续时间，γ射线暴分为短暴和长暴两种，观测数据表明短暴可能来源于致密双星的并合，双星并和合后产生一个围绕着吸积盘的恒星级黑洞的超吸积系统[1-2]。
此后，有大量的研究学者对双星并合的模型进行更深入、细致的研究。
在双星并合的超吸积模型中，吸积盘的内区被吸积物质的密度(1010～1013g/cm3)和温度(1010～1011 K)都很高，吸积流产生的光子和质子具有很大的光深，很难从盘上逃逸，引力能大部分通过中微子辐射释放出来，中微子冷却可能是平衡粘滞产热的重要机制(这种吸积模式被命名为中微子主导吸积盘，简称NDAF)[3]，而中心盘的质量是影响中微子湮灭光度一个重要的参数。
论述大质量黑洞吸积模型的原理
论述大质量黑洞吸积模型的原理
论述大质量黑洞吸积模型
引言
•介绍大质量黑洞的概念和重要性
•解释黑洞吸积模型的基本概念
理论背景
•简要介绍相对论和引力理论的基本原理
•说明黑洞形成的物理过程和条件
大质量黑洞的吸积现象
1.基础知识
–解释黑洞的质量和吸积过程的概念
–介绍黑洞周围的吸积盘和吸积流的形成
2.吸积盘模型
–详细解释吸积盘的结构和运动方式
–描述吸积盘中物质的特性和演化过程
–介绍吸积盘模型的发展和应用
3.吸积流模型
–解释吸积流的形成和特性
–比较吸积盘模型和吸积流模型的异同
大质量黑洞吸积模型的研究进展
•简述大质量黑洞吸积模型的历史发展
•介绍吸积模型在天文观测中的应用
•讨论目前的研究发现和未来可能的突破点
结论
•总结大质量黑洞吸积模型的重要性和应用前景
•强调继续研究的必要性，并展望未来可能的进展
以上是一份涵盖了大质量黑洞吸积模型的相关原理的文章，采用了Markdown格式，并按照标题副标题的形式进行组织。
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黑洞光环和吸积物质分析的数值计算
黑洞光环和吸积物质分析的数值计算黑洞是一个极其神秘而令人着迷的天体, 它的存在离我们还相当遥远，而黑洞的光环和吸积物质则是研究黑洞的重要方向。
当前，基于数值计算的方法成为研究黑洞光环和吸积物质的主要手段，下面我们就来介绍一下。
首先，我们来了解一下黑洞光环和吸积物质。
黑洞光环是黑洞周围的一圈明亮的物质环，由大量尘埃和离子等组成。
这些物质被强大的引力场束缚在黑洞周围，并旋转着，形成了光环的样貌。
而吸积物质则是指那些被黑洞的引力吸引而投入黑洞的物质，通常是从伴星中剥离出来的。
为了揭示黑洞光环和吸积物质的性质，科学家们利用了数值计算的方法。
数值计算使用计算机模拟黑洞周围的物质运动，通过模拟程序的运行，可以得到物质在黑洞周围的行为和特征。
这些模拟程序通常基于爱因斯坦的广义相对论和流体力学的理论，结合数值算法进行计算。
在数值计算的过程中，科学家们需要考虑许多因素。
首先，他们需要确定黑洞的质量和自旋等参数。
这些参数会对物质的运动轨迹和光线的弯曲产生影响。
在模拟中，科学家们通常会设定一个初始条件，即给定物质的分布和速度等参数，然后根据物质和黑洞之间的相互作用，逐步计算出物质的行为。
在数值计算中，科学家们还要考虑物质的性质。
不同的物质具有不同的性质，比如密度、温度、离子电荷等。
这些性质会影响物质的运动和辐射特征。
因此，在数值计算中，科学家们需要考虑物质的物理特性，比如利用流体力学方程描述物质的运动以及辐射传输方程描述物质的辐射过程。
通过数值计算，科学家们可以获得黑洞光环和吸积物质的一些重要性质。
比如，他们可以得到光环的延展程度、物质的密度分布、物质的速度分布以及辐射的谱线等信息。
这些信息对于了解黑洞周围的物质行为以及黑洞的生长和演化具有重要意义。
值得一提的是，由于黑洞是一个极端的天体，物质的运动和辐射过程非常复杂。
因此，数值计算的过程非常耗时。
科学家们需要使用大型计算机集群进行大规模计算，才能得到可靠的结果。
此外，科学家们还需要不断改进数值计算的算法和模型，以便更真实地模拟黑洞周围的物质行为。
黑洞与物质吸积的机制解析
黑洞与物质吸积的机制解析黑洞是宇宙中最神秘而又令人着迷的物体之一。
它的存在由于无法直接观测到其内部，更增添了神秘感。
然而，科学家们通过观察黑洞周围的物质吸积现象，揭示了黑洞的一些奥秘。
本文将探讨黑洞与物质吸积的机制。
首先，我们需要了解黑洞的基本特性。
黑洞是由极为致密的物质坍缩而成的，它的引力极其强大，甚至连光都无法逃逸。
黑洞可以形成于大质量恒星的死亡过程中，当恒星无法抵抗自身重力而坍缩时，就会形成黑洞。
这是一个非常简化的解释，但足以让我们理解黑洞是如何形成的。
当黑洞形成后，它并不会孤立存在，而是会吸引周围的物质。
这是由于黑洞的强大引力作用。
当附近有大量物质靠近黑洞时，其中的一部分会被黑洞吸收，形成所谓的物质吸积。
物质吸积的过程非常复杂，涉及多种物理现象。
首先是原始物质的引力坍缩。
当尘埃云或者星云靠近黑洞时，螺旋状结构开始形成。
这个螺旋状结构称为吸积盘，其中的物质沿着螺旋轨道向黑洞中心运动。
随着物质向黑洞靠近，其中大部分会坠入黑洞的“事件视界”。
事件视界是黑洞表面的一个区域，一旦物质越过这个边界线，就再也逃不出黑洞的引力束缚。
然而，并非所有的物质都会进入黑洞，一部分会因为动量守恒的原因而被抛射出去。
这个抛射的物质形成了所谓的喷流。
喷流是黑洞方向射出的高能物质流，伴随着巨大的能量释放。
科学家们通过观测喷流的性质，可以深入研究黑洞的特性。
喷流所释放的能量常常被用来解释天体物理中一些现象，如宇宙射线的来源等。
另一个重要的物质吸积机制是磁场的作用。
在吸积盘中，由于物质的运动，会产生强磁场。
这个磁场对物质运动产生影响，并可能引起喷流的形成。
磁场可以改变物质的轨道和速度，导致物质发生激烈的加热和高能释放。
物质吸积的机制还受到黑洞的自转和角动量守恒的影响。
黑洞自转会导致空间的扭曲，形成所谓的“霍金边界”。
通过霍金边界，物质可以在黑洞附近旋转并最终进入黑洞。
角动量守恒则决定物质吸积的过程中的旋转方向和速度。
总结起来，物质吸积是黑洞周围物质运动的一个复杂过程，涉及引力、磁场、自转和角动量守恒等多种物理机制。
深入理解黑洞的吸积过程
深入理解黑洞的吸积过程黑洞是宇宙中最神秘的天体之一，其质量巨大，引力巨大，常常成为天文学家研究的热点之一。
但是，黑洞究竟是如何形成的？它是如何吸积物质的？这些问题仍然是天文学家们迫切想要解答的问题。
在本篇文章中，我将深入探讨黑洞的吸积过程，从而更好地理解这个神秘的天体。
首先，我们需要了解什么是黑洞。
黑洞是一种天体，其具有非常强大的引力，可以吞噬周围所有的物质，即便是光也无法逃脱。
黑洞的形成通常与有大质量天体的恒星爆炸有关。
当一颗星体之死时，它的核心会塌缩成为一个非常小且密度极高的天体，即黑洞。
从而形成了一个极度黑暗的天体，它不会发出光线，所以我们对它的认识主要依赖于其周围的物质。
那么，黑洞是如何吸积周围的物质的呢？黑洞吸积的物质通常来自于黑洞周围的尘埃、气体云、星体等物体。
当这些物质进入黑洞的引力范围，它们将会被加速，并且会形成一个较为致密的物质环，称为“吸积盘”。
这个吸积盘通常是由非常热的气体组成的，也因此它会发出很多不同波长的电磁辐射。
我们可以通过观察吸积盘辐射的特点，来推断黑洞的存在和性质。
吸积盘的形成和演化是一个非常复杂的过程。
它的起始阶段是当黑洞开始吸收周围的物质成为吸积盘时，它的温度会逐渐上升。
当气体在吸积盘中逆时针旋转时，受到向内导致中心部分气体压力和温度增加的向心力作用，温度和密度都增加到非常高的程度。
在此期间，高能粒子和射线也将在吸积盘中形成。
这会导致吸积盘内部产生强烈的磁场和湍流现象，从而导致一些气体被加速到非常高的速度，并被喷出吸积盘。
除了产生强烈辐射以外，吸积过程还会对黑洞产生一些影响。
根据质量守恒定律，在物质从吸积盘进入黑洞时会产生释放出能量并且至少有一部分气体无法穿越黑洞事件视界而将被抛出到周围的空间中。
这种效应常常被称为“反应爆炸”，这种现象已经在许多类型的天体中观测到并被广泛研究。
为了更好地理解黑洞的吸积过程，天文学家们提出了许多理论和模型。
其中，最为著名的是磁致涡流（MHD）模型。
黑洞超吸积与伽玛射线暴
Table 1
表 1 经典黑洞吸积盘的主要特征 Characteristics of the classic black hole accretion models
optical geometrical dominant dominant
depth
depth
cooling pressure
stability
2.2 黑洞超吸积 伽玛暴中心能源机制及其相关观测的研究一直是伽玛暴领域的热点和难点. 作为
45-2
59 卷
刘 彤: 黑洞超吸积与伽玛射线暴
5期
伽玛暴中心引擎有力候选者之一, 黑洞超吸积过程是指吸积率极高(约1012M˙ Edd以上, 这 里M˙ Edd ≃ 7.0 × 10−17m M⊙ · s−1, 其中m = M/M⊙指无量纲中心天体质量, 下文中均 表示无量纲黑洞质量)的情况下, 吸积盘密度和温度非常高, 光子几乎都被囚禁在盘内难 以逃逸, 以提取黑洞引力能或旋转能的中微子辐射或Blandford-Znajek (BZ)机制[28−32] (可能伴随着magnetic coupling (MC)过程[33−35]和Blandford-Payne (BP)机制[36])为主 要能量提取方式的吸积过程[6]. 其中以中微子辐射作为主要冷却方式的吸积模型被称为 中微子主导吸积流(neutrino-dominated accretion flow, 以下简称NDAF)模型[6,9], 吸积 率一般要求在约0.001 M⊙ · s−1 (点火吸积率[6,37]iscously stable
吸积触发了辐射, 当吸积物质累积到一定程度, 辐射压会阻止物质进一步下落. 中心天体对单个粒子的引力与该粒子受到的辐射压力达到平衡时, 对应的光度称 为Eddington光度[23−24], 即
γ射线暴的中心能源机制：黑洞的中微子主导吸积流模型的开题报告
γ射线暴的中心能源机制：黑洞的中微子主导吸积流模型的开题报告摘要：γ射线暴（GRB）是宇宙中最强烈的表面事件之一，产生的γ射线脉冲持续时间可长达几秒钟到数分钟。
过去几十年来，研究人员一直在探索GRB的起源和能量机制。
目前，最广泛接受的模型是质量较大的恒星的超新星爆发或两个紧密相连的中子星合并。
然而，这些模型无法解释超过约10秒的持续时间的持久γ射线暴。
最新的研究表明，这些持久的γ射线暴可能是由质量大的黑洞吞噬周围物质时产生的。
这个过程产生的中微子和反中子更容易被黑洞吸收，这解释了为什么GRB的γ射线脉冲在持续数分钟后会突然停止。
本论文将探讨黑洞的中微子主导吸积流模型，该模型解释了GRB的能源来源和脉冲性质，并提供了一种新的方法来观察黑洞活动的迹象。
引言：γ射线暴是宇宙中最强烈的表面事件之一，每秒释放的能量可以相当于数百个太阳的能量输出。
这些爆炸持续时间可长达几秒钟到数分钟，并且具有非常瞬态的性质，通常在可见光和无线电波段中都不可观测到。
过去几十年来，研究人员已经提出了许多假说来解释γ射线暴的能量来源和物理机制，其中包括超新星爆发、中子星合并和黑洞吸积等模型。
然而，目前最广泛接受的模型是与某些类型的超新星有关的模型。
这些超新星的质量大于20个太阳质量，其内部足够热以产生γ射线暴所需的能量释放。
这些爆炸产生的超新星遗骸通常被称为超新星残骸，可以在可见光波段中被观测到。
另一种解释γ射线暴的模型涉及一个更令人困惑的问题，即持久的γ射线暴所需的能源来源。
这些持久的γ射线暴持续时间长达几分钟甚至更长，这种持续时间超出了超新星爆发或中子星合并所能提供的能量。
最近的研究表明，针对这种持久的γ射线暴的说明可能与黑洞有关。
当质量大于数个太阳质量的恒星死亡时，它的内部将坍缩成一个非常紧凑且极度致密的天体，即黑洞。
它产生的巨大引力场可以使周围的物质不断加速并向黑洞的中心运动。
这些物质释放的能量可以激发由黑洞加热和向外喷射的高能辐射，包括γ射线暴的主要成分。
NDAF的中微子湮灭模型解释GRB 090510爆发
NDAF的中微子湮灭模型解释GRB 090510爆发林一清;程再军【摘要】围绕着恒星级黑洞的中微子主导吸积盘可以通过盘上发出的中微子湮灭为伽玛暴提供能量.对于黑洞超吸积系统,吸积可能引起黑洞特征的极大演化,这会进一步引起中微子光度的演化.考虑不一样的平均吸积率和初始黑洞参数,通过吸积系统的演化分析中微子湮灭光度和总的中微子湮灭能量随时间的变化.同时计算了短暴GRB 090510的中微子湮灭能量并与理论预测的结果比对,发现中微子主导吸积盘的中微子湮灭能量的理论预测值远高于观测值,意味着这种模型可能提供GRB 090510爆发所需要的能量.【期刊名称】《天文研究与技术－国家天文台台刊》【年(卷),期】2018(015)004【总页数】5页(P375-379)【关键词】吸积;吸积盘;黑洞;伽玛暴【作者】林一清;程再军【作者单位】厦门理工学院福建省光电器件与技术重点实验室,福建厦门361024;厦门理工学院福建省光电器件与技术重点实验室,福建厦门361024【正文语种】中文【中图分类】P172.3伽玛射线暴(Gamma-Ray Bursts, GRBs)是来自宇宙空间的伽玛射线在短时间内忽然增强的高能爆发现象。
它的持续时间一般在0.1 s到1 000 s之间，通常用T90(T90指光子数累积计数从5%到95%)作为典型时标，把伽玛射线暴分为长暴(T90> 2 s)和短暴(T90< 2 s)两种类型。
两类暴可能产生于不同的辐射区域，它们的暴源可能有本质的区别[1]。
目前普遍认为长暴起源于大质量恒星的引力塌缩，短暴来源于双中子星或者中子星与黑洞双星系统的并合。
引力塌缩或者双星并合都可能形成一个以恒星级黑洞为中心，周围是一个吸积盘的超吸积系统[2]。
在吸积系统中，通常可以认为是中微子湮灭过程为伽玛暴提供能量，而一个围绕着恒星级黑洞的具有非常高的吸积率的中微子主导吸积盘(Neutrino Dominated Accretion Flow, NDAF)被认为是伽玛暴中心能源机制的重要候选者[3-4]。
天体物理黑洞吸积流研究的开题报告
天体物理黑洞吸积流研究的开题报告题目：天体物理黑洞吸积流研究研究背景：黑洞是宇宙中最神秘、最奇异的天体之一，但其存在已被有力证实。
黑洞的外部被称为视界，其内部则是一个不存在时间和空间概念的孤立区域，称为奇点。
黑洞的奇点是完全不可见的，因为宇宙中没有任何东西能够从黑洞内部逃出。
黑洞吸积流是指由行星、星云等物质不断进入黑洞形成的物质吸积现象。
黑洞吸积流是天体物理学中一个非常重要的研究领域，其研究对于深入了解黑洞的各种属性和演化规律具有十分重要的意义。
在当前天体物理学领域，黑洞和吸积流是研究的两大热点，相关的研究工作也越来越深入广泛。
研究目的：本课题旨在深入研究天体物理学中黑洞吸积流的理论和实验基础，探索黑洞吸积流的形成和演化规律，进一步揭示黑洞的结构和性质，为天体物理学的深入发展提供理论基础和实验数据支持。
研究内容：1. 分析吸积流的基本特征和形成机制。
2. 研究黑洞吸积流的演化规律和变化模式，探究其与黑洞质量、自旋、电荷等因素的关系。
3. 建立黑洞吸积流和黑洞辐射的数学模型，分析黑洞吸积流与辐射的相互作用规律。
4. 模拟并分析黑洞吸积流的实验现象，对照实验数据对理论模型进行验证。
预期成果：通过对黑洞吸积流的深入研究，本课题将得出一系列有关黑洞吸积流的重要结论，具体包括：1. 发现黑洞吸积流的形成机制，揭示黑洞吸积流与黑洞演化的关系。
2. 揭示黑洞吸积流的演化规律和变化模式，建立黑洞吸积流和黑洞辐射的数学模型。
3. 验证黑洞吸积流的理论模型和建立的数学模型，并对每个模型进行优化和完善，以实现预期成果。
Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和克尔—纽曼黑洞的吸积研究
Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和
克尔—纽曼黑洞的吸积研究
本论文研究了Kiselev黑洞和匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞
和克尔—纽曼黑洞的吸积。
第一部分讨论了Kiselev黑洞的吸积。
在没有背景相互作用和粒子产生与湮灭的假设下,我们得到了可近似为理想气体的绝热吸积物质流的基本方程,计算出了质量吸积速率和临界点的一般解析表达式,并确定了临界点应当满足的物理条件;对于多方气体,我们计算出了质量吸积速率的具体表达式以及外事件视界上的气体压缩比,对于多方麦克斯韦—玻尔兹曼气体,计算出了外事件视界处的绝热温度变化。
结果表明Kiselev黑洞的quintessence特征参量σ在吸积过程中起着重要作用,这可能是一个可用来检
验该理论的可观测特征,也可以凭借此方面的天文观测检验是否存在quintessence标量场。
第二部分讨论了匀速直线运动的隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞和克尔—纽曼
黑洞的吸积。
我们假设没有粒子产生和湮灭以及被吸积物质是满足绝热物态方程P=ρ∝n~2(单位制c=G=1)的理想流体,确定了吸积流四维速度场;对于隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞,它是轴对称的;对于克尔—纽曼黑洞,它不具有球对称性和轴对称性。
我们还得到了取决于黑洞基本参量的粒子数吸积速率;对于隆斯涅耳—诺德斯特隆黑洞,它取决于黑洞质量和电荷;对于克尔—纽曼黑洞,它取决于黑洞质量、电荷和角动量,且独立于相对无穷远处吸积流运动方向的黑洞自转轴的方向。
黑洞吸积流的对流和演化的开题报告
黑洞吸积流的对流和演化的开题报告开题报告题目：黑洞吸积流的对流和演化一、研究背景黑洞是一种极为神秘的天体，由于其强大的引力作用和极高的密度，黑洞吸积了大量的物质，并产生出极亮的辐射，成为天文学研究的热门领域之一。
黑洞吸积流是指从周围星际介质中吸积物质的流动，是黑洞维持亮度的重要来源之一。
研究黑洞吸积流的对流和演化，对于理解黑洞的内部结构、辐射机制和演化过程具有重要意义。
二、研究现状黑洞吸积流的对流和演化是黑洞物理学中的一项重要研究课题。
目前已有许多理论模型和数值模拟对其进行了探究。
对于对流的研究，主要是从热对流和冷对流两个方面考虑。
其中，热对流主要指由于较大的粘性阻力和热导致流体内部的混合和运动，而冷对流则是由于也压缩的非热平衡涡流导致流体内部的混合和运动。
对于演化的研究，主要考虑黑洞吸积流的演化过程，包括从物质进入黑洞到演化的整个过程。
三、研究目的和意义本研究旨在探究黑洞吸积流的对流和演化机制，从理论模型和数值模拟两个方面进行研究，进而深化对黑洞的内部结构、辐射机制和演化过程的理解。
具体研究目标如下：1. 构建黑洞吸积流的对流机制理论模型，研究对流对黑洞流体内部混合和运动的影响；2. 开展黑洞吸积流的数值模拟，模拟流体内部的混合和运动过程；3. 分析黑洞吸积流的演化过程，研究演化过程中的动力学、辐射和形态变化。
本研究对完善黑洞物理学的基本理论，推进黑洞演化和辐射机制的研究，具有重要意义。
同时，也为今后观测黑洞以及寻找新的天文学发现提供了理论基础。
四、研究方法本研究主要采用理论模型和数值模拟两种研究方法。
理论模型方面，将黑洞吸积流建模为流体，考虑粘性、热传导等物理效应，构建黑洞吸积流的对流机制理论模型。
在此基础上，研究对流对黑洞流体内部混合和运动的影响。
数值模拟方面，采用计算流体力学（CFD）数值计算方法，利用数值模拟软件（如COMSOL Multiphysics）建立黑洞吸积流的数值模拟模型，模拟流体内部的混合和运动过程。
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结
论
研究中微子主导吸积流必须考虑广义相对论效应。采用牛
顿势会有很大的误差，例如光深以及湮灭前的光度；
中微子光厚区域的贡献是不能被忽略的。考虑这部分贡献， NDAF模型足以提供伽玛暴所需能量；
在NDAF中，能量径移因子仍然是与几何厚度相关，而不 是由中微子光深决定的。
后续的工作
考虑电子丰度和电子简并改进的局部解
虑了中微子的光深，给出了桥梁公式，但是却退回到
牛顿势（这对于黑洞附近是不恰当的）计算代数解 （局部解），也正如此，计算得到的中微子光深太大， 再扣除中微子光深大于2/3部分的贡献，致使他们得 到NDAF无法达到GRB所要求的能量。
我们的工作
1、考虑中微子的光深 2、考虑广义相对论效应 PW势
取自Rosswog et al. (2003)之Fig.1 (b)
黑洞超吸积
大量中微子
正负电子对
伽玛光子火球
中心引擎——中微子主导吸积流模型
中微子主导吸积流
Neutrino-dominated accretion flows (NDAFs)
Popham, Woosley & Fryer, 1999, ApJ, 518, 356 (PWF99) Di Matteo, Perna & Narayan, 2002, ApJ, 579, 706 (DPN02)
结果1、 相对论效应(2)
L / Mc 2
考虑中心黑洞质量 为3 M sun 点线：牛顿势，J ＝0，明显超出 Schwarzschild黑 洞的效率,是非物理 的。 虚线：牛顿势， J＝1.2cRg 实线：PW势， J＝1.8cRg
结果2、湮 灭 光 度
考虑中心黑洞的转动
相对论下的整体解
谢 谢！
PWF的工作
首先明确给出NDAF的概念，并在广义相对论基础上 计算了跨声速的整体解，得到的光度足以达到GRB的 要求。但是，他们事先假定了中微子光深是薄的，这 样得到的光度，尤其对于高吸积率并不完全可信 （ Popham等人自己的观点）。
DPN的工作
Di Matteo等人批评了Popham等人的工作，仔细考
提
纲
伽玛射线暴
中心引擎——中微子主导吸积流模型（NDAF）
Popham,Di Matteo等人的工作
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
我们的理论模型
后续工作介绍
伽玛射线暴
能量：≥1050 ergs
持续时间：0.1-1000s 短暴和长暴：2s为分界点
火球－激波模型
取自Piran (2005)之Fig.1
伽玛射线暴与黑洞吸积
三、 能 量 径 移
光学厚度 几何厚度 能量主导 标准薄盘 厚 SLE盘 Slim盘 ADAF 薄 厚 薄 薄 薄 厚 厚 辐射 辐射 径移 径移
DPN认为径移 能量是和光学厚 度相关的，而与 几何厚度无关。 当中微子光深大 于2/3时，径移 能量占主导地位。
三、 能 量 径 移
考虑中心
黑洞 质量为3M sun ，吸 积率为5 M sun / s
i i __
n e e p
__
p e n e
核子-核子轫致散射 等离子体衰变成中微子
我们的工作
压强关系
P Pgas Prad Pdeg P ,
这里是把简并压项加进去，是种近似
我们的工作
冷却机制
Q Q
并且有
1 2 Q M fg , 4
GM BH /(R Rg )
K (GM BH / R) /( R Rg )
1 2
Kepler转动
径向速度
c s
H 1 f g, R
f 1 j /(R 2 )
g d ln K / d ln R
中微子辐射机制
正负电子对的湮灭
e e 电子和正电子被核子俘获（URCA）
空心点：Popham等人 关于中微子光度结果 实心点：Popham等人 关于中微子湮灭光度 结果（三角代表光度 上限） 虚线：我们得到的中 微子光度 实线：我们得到的中 微子湮灭光度 点线：我们按照Di Matteo等人的方法得 到的中微子湮灭光度 （在低吸积率时同样 是光薄，牛顿势比PW 势计算光度大，在高 吸积率时牛顿势使得 吸积盘对于中微子是 光厚的，而且扣除光 深大于2/3）
NEUTRINO-DOMINATED ACCRETION MODELS FOR GAMMA-RAY BURSTS: EFFECTS OF GENERAL RELATIVITY AND NEUTRINO OPACITY
顾为民 刘 彤 卢炬甫 厦门大学理论物理与天体物理研究所（ITPA） ApJ Letters (accepted) 2006 Astro-ph0604370
Q Qadv Qrad Q Qphoto
中微子的湮灭
取自Rosswog et al. (2003)之Fig.3
结果1、 相对论效应(1)
考虑中心黑洞质 量为3 M sun ，吸积 率为1 M sun / s 点线：牛顿势，J ＝0 虚线：牛顿势， J＝1.2cRg 实线：PW势， J＝1.8cRg（三倍 引力半径处的 Kepler角动量）
两个特征时标 能量脉冲变化1ms 暴的总持续时间：长暴50s，短暴0.2s 与黑洞吸积过程中的径向运动时标（粘滞时标） 和转动时标相对应
长暴和短暴
长暴：大质量恒星的塌缩 短暴：中子星双星的并合或者 中子星－黑洞双星的并合
短暴能量机制
中微子湮灭
强磁场提取转动能
取自Rosswog et al. (2003)之Fig.1 (a)