吸积盘

吸積盤ばん（accretion disk）是ぜ由よし圍繞いじょう大だい質量しつりょう中心ちゅうしん天體てんたい進行しんこう軌道きどう運動うんどう的てき瀰散物質ぶっしつ所しょ形成けいせい的てき一いち種しゅ結構けっこう (通常つうじょう是ぜ一いち個こ星ほし周しゅう盤ばん)；中心ちゅうしん體たい通常つうじょう是ぜ一いち顆恆星こうせい。當とう盤面ばんめん以螺旋らせん形がた向こう內旋向こう中心ちゅうしん天體てんたい時じ，引力いんりょく和わ摩擦まさつ力りょく壓縮あっしゅく並なみ提ひさげ高だか物體ぶったい的てき溫度おんど，導しるべ致電磁でんじ輻射ふくしゃ的てき發射はっしゃ；輻射ふくしゃ的てき頻しき率りつ範圍はんい取と決けつ於中心ちゅうしん天體てんたい的てき質量しつりょう。年とし輕けい恆星こうせい和わ原はら恆星こうせい的てき吸積盤ばん在ざい紅べに外線がいせん波なみ段だん輻射ふくしゃ；部分ぶぶん的てき中子なかご星ぼし和わ黑くろ洞ほら周圍しゅうい的てき輻射ふくしゃ範圍はんい落在電磁でんじ頻しき譜ふ的てきX射い線せん。吸積盤ばん振盪しんとう模も式しき的てき研究けんきゅう被ひ稱しょう為ため盤ばん地震じしん學がく。

在ざい超ちょう巨きょ大だい橢圓だえん星ほし系けいM87中心ちゅうしん黑くろ洞ほら的てき圓盤えんばん形影けいえい像ぞう。

NGC 4261黑くろ洞ほら

X射い线双星ぼし系けい统中的てき巨星きょせい-吸积盘示意い图

表現ひょうげん

吸積盤ばん是ぜ天體てんたい物理ぶつり學がく中ちゅう普遍ふへん存在そんざい的てき現象げんしょう，活躍かつやく星ほし系けい核かく、原はら行こう星ほし盤ばん、和わ伽とぎ瑪射線せん暴都みやこ涉わたる及吸積せき盤ばん。這些盤面ばんめん經常けいじょう產さん生來せいらい自じ中心ちゅうしん天體てんたい附近ふきん的てき天體てんたい物理ぶつり噴流ふんりゅう。噴流ふんりゅう是ぜ星ほし盤ばん系統けいとう在ざい不ふ損失そんしつ太ふと多た質量しつりょう的てき情況じょうきょう下か，釋放しゃくほう角すみ動どう量りょう的てき有效ゆうこう方法ほうほう。

自然しぜん界かい中ちゅう發現はつげん的てき最さい壯觀そうかん的てき吸積盤ばん是ぜ活躍かつやく星ほし系けい核かく和わ類るい星ほし體たい的てき吸積盤ばん，它們被ひ認みとめ為ため是ぜ星ほし系けい中心ちゅうしん的てき大だい質量しつりょう黑くろ洞ほら。當とう物質ぶっしつ進入しんにゅう吸積盤ばん時じ，它沿著ちょ一いち條じょう被ひ稱しょう為ためtendex線せん的てき軌跡きせき運動うんどう，這條軌跡きせき描述了りょう一條向內的螺旋線。這是因いん為ため粒子りゅうし在ざい湍流中ちゅう相互そうご摩擦まさつ和わ反はん彈たま，造成ぞうせい摩擦まさつ加熱かねつ，從したがえ而將能のう量りょう散發さんぱつ出で去ざ，減少げんしょう了りょう粒子りゅうし的てき角かく動どう量りょう，使つかい粒子りゅうし向こう內漂移うつり，從したがえ而推動向どうこう內的螺旋らせん。角かく動どう量的りょうてき損失そんしつ表現ひょうげん為ため速度そくど的てき降くだ低てい；在ざい較慢的てき速度そくど下か，粒子りゅうし必須ひっす採用さいよう較低的てき軌道きどう。當とう粒子りゅうし下降かこう至いたり這個較低的てき軌道きどう上じょう時じ，它的一部分引力位能被轉化為新增的速度，粒子りゅうし又また被ひ加速かそく。因よし此，即そく使つかい它現在げんざい的てき速度そくど比ひ以前いぜん快こころよ，但ただし因よし為ため它失去さ了りょう角かく動どう量りょう，它仍然しか失しつ去さ了りょう一いち些能量りょう。當とう一顆粒子的軌道越來越接近中心，它的速度そくど也隨之の增加ぞうか；隨ずい著ちょ速度そくど的てき增加ぞうか，摩擦まさつ力りょく也隨之の增加ぞうか，因いん為ため越來ごえく越えつ多た的てき粒子りゅうし勢ぜい能のう(相對そうたい於黑洞ほら)被ひ輻射ふくしゃ出で去ざ；黑くろ洞ほら的てき吸積盤ばん非常ひじょう熱ねつ，其溫度おんど足あし以在事件じけん視界しかい外そと發射はっしゃX射い線せん。類るい星ほし體たい的てき高だか光度こうど被ひ認みとめ為ため是ぜ氣體きたい被ひ超大ちょうだい質量しつりょう黑くろ洞ほら吸積的てき結果けっか。恆星こうせい因いん潮汐ちょうせき碎裂造成ぞうせい的てき橢圓だえん吸積盤ばん，在ざい星ほし系けい核かく和わ類るい星ほし體たい中ちゅう是ぜ很典型がた的てき。吸積過程かてい可か以將物體ぶったい質量しつりょう的てき10%到いた40%轉化てんか為ため能のう量りょう，而核かく融合ゆうごう過程かてい只ただ有ゆう0.7%。在ざい密接みっせつ的てき聯れん星ぼし系統けいとう中なか，質量しつりょう較大的てき主しゅ星ほし演えんじ化か得う較快，當とう質量しつりょう較小的てき伴とも星ぼし到達とうたつ巨星きょせい狀態じょうたい並なみ超過ちょうか洛らく希まれ瓣べん時とき，它已經けい演えんじ化成かせい白しろ矮星、中子なかご星ぼし或ある黑くろ洞ほら。然しか後ご，氣流きりゅう會かい從したがえ伴とも星ぼし發展はってん到いた只ただ主しゅ恆星こうせい。角かく動どう量りょう守恆もりつね封鎖ふうさ了りょう從したがえ一顆恆星到另一顆恆星的直線流動，取と而代之これ的てき就是形成けいせい吸積盤ばん。

圍繞いじょう著ちょ金きむ牛うしT星ほし或ある赫比格かく星ほし的てき吸積盤ばん，因いん為ため被ひ認みとめ為ため是ぜ行くだり星ぼし系統けいとう的てき祖先そせん，所以ゆえん被ひ稱しょう為ため原はら行こう星ほし盤ばん。在ざい這種情況じょうきょう下か，吸積氣體きたい來き自じ於形成けいせい恆星こうせい的てき分子ぶんし雲くも，而不是ぜ伴とも星ぼし。

藝術げいじゅつ家か看み法ほう下帶したおび有ゆう吸積盤ばん的てき恆星こうせい。

黑くろ洞ほら吸積的てき動畫どうが

這個由ゆかり超ちょう級きゅう電腦でんのう數すう據よりどころ製作せいさく的てき動畫どうが帶たい你到恆星こうせい質量しつりょう黑くろ洞ほら吸積盤ばん的てき內部區域くいき。

這段影かげ片へん展示てんじ了りょう藝術げいじゅつ家か對たい星ほし系けいNGC 3783中心ちゅうしん黑くろ洞ほら散發さんぱつ出で塵埃じんあい風ふう的てき印象いんしょう。

吸积盘物理学りがく

藝術げいじゅつ家か概念がいねん中ちゅう，黑くろ洞ほら從したがえ附近ふきん的てき恆星こうせい中ちゅう吸取すいと物質ぶっしつ，形成けいせい吸積盤ばん。

1968年ねんPrendegast研究けんきゅう了りょう双そう星ほし系けい统中白しろ矮星周しゅう围的吸积盘，随ずい后きさき莫斯科か大学だいがく的てき沙すな库拉和わ苏尼亚耶夫おっと建立こんりゅう了りょう中子なかご星和せいわ黑くろ洞ほら周しゅう围的吸积盘模型がた。吸积理り论建立こんりゅう以来いらい，主要しゅよう有ゆう四种吸积盘模型被人们广泛研究。

在ざい1940年代ねんだい，從したがえ基本きほん物理ぶつり原理げんり推導出どうしゅつ最早もはや的てき模型もけい。為ため了りょう與あずか觀測かんそく結果けっか一致いっち，這些模型もけい必須ひっす使用しよう一種未知的角動量再分配機制。如果物質ぶっしつ要よう向こう內掉落，它不僅要失しつ去さ引力いんりょく能のう量りょう，還かえ要よう失しつ去さ角かく動どう量りょう。由よし於吸積せき盤ばん的てき總角あげまき動どう量りょう守恆もりつね，落入中心ちゅうしん的てき質量しつりょう所しょ損失そんしつ的てき角かく動どう量りょう必須ひっす由よし遠とお離はなれ中心ちゅうしん的てき質量しつりょう增加ぞうか角かく動どう量りょう來らい補償ほしょう。換言かんげん之の，角すみ動どう量りょう應おう該被"輸送ゆそう"出で去ざ，物質ぶっしつ才能さいのう吸積。根據こんきょ瑞みず利り穩定性せい判ばん據よりどころ

${\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,$

此處ここら$\Omega$表示ひょうじ流體りゅうたい的てき角速度かくそくど元素げんそ，和わ$R$是ぜ它旋轉せんてん至いたり中心ちゅうしん的てき距離きょり，吸積盤ばん被ひ認みとめ為ため是ぜ一いち個こ層そう流りゅう。這就封鎖ふうさ了りょう角かく動どう量りょう輸送ゆそう的てき流體りゅうたい動力どうりょく學がく機き制せい的てき存在そんざい。

一方いっぽう面めん，很明顯あらわ的てき黏性應力おうりょく最終さいしゅう會かい導しるべ致向中心ちゅうしん的てき物質ぶっしつ被ひ加熱かねつ，並なみ輻射ふくしゃ出で部分ぶぶん的てき引力いんりょく能のう。另一方面ほうめん，粘ねば度たび本身ほんみ不足ふそく以解釋かいしゃく角かく動どう量りょう向こう圓盤えんばん外部がいぶ的てき傳つて輸。儘管湍流本身ほんみ的てき起源きげん尚ひさし不ふ清楚せいそ，湍流-粘性ねんせい增强ぞうきょう被ひ認みとめ為ため是ぜ造成ぞうせい角かく動どう量りょう再さい分配ぶんぱい的てき機き制せい。傳統でんとう的てき$\alpha$-模型もけい(討論とうろん如下) 引入一いち個こ可か調ちょう參さん數すう$\alpha$描述由よし於盤內湍流りゅう的てき渦うず流りゅう引起有效ゆうこう粘ねば度たび的てき增加ぞうか。在ざい1991年ねん，隨ずい著ちょ磁旋轉せんてん不穩ふおん定性ていせい（MRI）的てき重おも新しん發現はつげん，S. A. Balbus和わJ. F. Hawley建立こんりゅう了りょう一いち個こ在ざい重じゅう的てき、緊湊中心ちゅうしん物體ぶったい內，是ぜ高度こうど不穩ふおん定じょう的てき一いち個こ弱じゃく磁化じか圓盤えんばん，這為角かく動どう量りょう再さい分配ぶんぱい提供ていきょう了りょう一いち個こ直接的ちょくせつてき機き制せい

$\alpha$-盘状模型もけい

Shakura and Sunyaev（1973）提ひさげ议气体たい中ちゅう的てき湍流是ぜ源げん于增加ぞうか的てき粘ねば滞とどこお力ちから引起的てき，并假设次音速おんそく的てき湍流、盘高与あずか漩涡的てき尺寸しゃくすん之の间存在そんざい一いち个上限げん，盘中的てき粘ねば滞とどこお力ちから被ひ表ひょう述じゅつ为：$\nu =\alpha c_{\rm {s}}H$，这里$c_{\rm {s}}$是これ音速おんそく，$H$是ぜ盘高，$\alpha$是ぜ一个介于零到一之间的自由因子。

基もと于流体りゅうたい静せい力学りきがく平衡へいこう方かた程ほど的てき引用いんよう，结合传统的てき角すみ动量理り论并假かり设吸积盘是ぜ薄うす的てき，则盘的てき结构方かた程ほど也许会かい倾向于$\alpha$参まいり数すう的てき确定方法ほうほう而得到いた解かい决。许多可か观测到的てき现象并不十分ふじゅうぶん取と决于$\alpha$参さん数すう，因いん此即便びん它有一个自由参数这个理论仍然很有先见性。

套用Kramers不透明ふとうめい度ど定律ていりつ就能得え到いた：

$H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}$

$T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}$

$\rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}$

这里$T_{c}$与あずか$\rho$分ぶん别是中部ちゅうぶ平面へいめん的てき温度おんど与あずか密度みつど。 ${\dot {M}}_{16}$是ぜ吸积速そく率りつ，单位为$10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}$, $m_{1}$是ぜ中心ちゅうしん体たい质量（以太阳质量りょう为参照さんしょう$M_{\bigodot }$）, $R_{10}$是ぜ盘中某ぼう点てん的てき半径はんけい，单位为$10^{10}{\rm {cm}}$,并且 $f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}$,这里$R_{\star }$代表だいひょう角かく动量停止ていし向こう中心ちゅうしん传送时的半径はんけい。

这个理り论打破だは了りょう气压是ぜ无意义的说法。例れい如，如果吸积速そく率りつ达到了りょう爱丁顿光度ど，辐射压会变得重要じゅうよう同どう时吸积盘会かい“吹起”（puff up）成なり为一个环面或ある者もの其他的てき类似径みち移うつり主ぬし导吸积流盘（ADAF）的てき三さん维形状じょう。另一个极端的例子是土星どせい環たまき，这种环中的てき气体極ごく其稀薄うす，其角きかく动量传递受控于固态形体けいたい碰撞与引力いんりょく的てき相互そうご作用さよう。

带磁性せい旋转的てき不ふ稳定性せい（Magnetorotational Instability）

Balbus与あずかHawley（1991）提出ていしゅつ一种囊括了磁力场的角动量传递模型。一いち个简单模型がた显示了りょう这种动力学がく有ゆう一个存在着弱磁力轴的气体盘。两个相しょう邻的辐射性的せいてき流りゅう动元素げんそ将しょう表ひょう现为两个质点由よし一根无质量的弦相连，这根弦つる的てき张力表ひょう现为磁场的てき强度きょうど。在ざいKeplerian盘中，内ない侧的流りゅう动物质转速そく将しょう比ひ外がい侧快得とく多た，导致弦つる被ひ拉ひしげ长，而角动量的てき相しょう对减小使こづかい得とく其环绕速度そくど减慢。外部がいぶ的てき流りゅう动物质则被ひ加速かそく，同どう时其角かく动量增加ぞうか并使其环绕速度そくど加か快かい。弦つる的てき张力将はた减小，进而两处流りゅう动物质离得どく更さら远。

这种类似弦つる的てき张力可か以描述じゅつ出来でき，同どう时Rayleigh定てい则被更改こうかい为

${\frac {\partial \Omega ^{2}}{\partial R}}>0.$

许多天体てんたい物理ぶつり学がく中ちゅう的てき盘状物ぶつ并不遵循这一定いってい则，并表现出这种磁力じりょく旋转的てき不ふ稳定性せい。表おもて现在天体てんたい物理ぶつり学がく中ちゅう的てき（要求ようきゅう存在そんざい不ふ稳定性的せいてき）磁场被ひ认为是ぜ通どおり过一种类似に地ち磁发电机的てき原理げんり展てん现出来でき。

次じ爱丁顿光度こうど吸积盘的分析ぶんせき模型もけい (薄うす盘，径みち移うつり主ぬし导吸积流盘)

当とう吸积率りつ低てい于爱丁顿光度ど并且盘是高度こうど不透明ふとうめい的てき，那な么一个典型的薄吸积盘就出现了。就垂直ちょく方向ほうこう来らい看み，盘在几何学がく上じょう是ぜ很薄的てき（拥有一个碟状的结构），它由冷ひや气体组成，其辐射しゃ量りょう可か忽ゆるがせ略りゃく不ふ计。气体沿紧密みつ的てき螺にし线陷落かんらく，类似一いち个圆，并做近似きんじ自由じゆう的てき公おおやけ转运动。薄うす吸积盘一般都很亮并伴有光谱中的热电磁辐射，除じょ此此外がい，它们和わ黑くろ体たい之の间没有ゆう太ふと明あきら显的区く别。辐射冷却れいきゃく在ざい薄うす吸积盘中是ぜ十じゅう分ふん有效ゆうこう的てき。1974年ねん的てきShakura和わSunyaev的てき对吸积盘的てき经典研究けんきゅう成果せいか是ぜ现代天体てんたい物理ぶつり经常引用いんよう的てき。薄うす吸积盘已经分别由Lynden-Bell, Pringle与あずかRees分ぶん别研究けんきゅう，其中Pringle在ざい过去30年ねん中ちゅう贡献了りょう许多吸积盘理论中关键的てき结果并于1981年ねん写うつし下か了りょう经典的てき评论。这评论多年来ねんらい一直是吸积盘的主要信息来源，时至今日きょう仍然十じゅう分有ぶんゆう用よう。

当とう吸积率りつ低てい于爱丁ひのと顿极限げん同どう时透明度めいど比ひ较高，那な么一个ADAF吸积盘就形成けいせい了りょう。这种吸积盘於1977年ねん由ゆかりIchimaru在ざい一篇论文中预言但被遗忘了近20年ねん。（然しか而一些关于ADAF模型もけい的てき雏形却在1982年ねん的てき由よしRees, Phinney, Begelman与あずかBlandford撰せん写うつし的てき有ゆう关离子こ旋转的てき论文中出なかいで现过）

自じ1990被ひNarayan以及Yi，同どう时独立地りっち由ゆかりAbramowicz, Chen, Kato, Lasota（首くび先さき提出ていしゅつADAF这一名称めいしょう的てき学者がくしゃ），Regev,分ぶん别重新しん研究けんきゅう之の后きさき，ADAF开始重おも新しん被ひ大量たいりょう学者がくしゃ加か以详细研究けんきゅう、了解りょうかい。天体てんたい物理ぶつり学がく中ちゅう关于ADAF的てき许多最さい为重要じゅうよう的てき贡献来き自じ于Narayan以及他た的てき同僚どうりょう。ADAF被ひ对流（由よし物ぶつ质捕获的热）所しょ冷却れいきゃく的てき效こう应大于辐射しゃ热所产生的てき效こう应。它们的てき辐射不ふ那な么明显，在ざい几何学がく上じょう，它们更さら像ぞう球たま型がた（或ある者もの“冕状”）而不是ぜ碟状，并且非常ひじょう热（接近せっきん位い力りょく温度おんど）。由よし于低辐射量りょう，ADAF比ひ碟状吸积盘要暗くら得え多た。ADAF会かい喷射出しゃしゅつ低能ていのう的てき，低てい热的射しゃ线，并通常つうじょう伴とも随ずい着ぎ强烈きょうれつ的てき康かん普ひろし顿组成なり。

超ちょう爱丁顿光度こうど吸积盘的分析ぶんせき模型もけい (细盘，波は兰甜面めん圈けん)

这类吸积率りつ远高于爱丁ひのと顿光度こうど的てき黑くろ洞ほら吸积盘理论由Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora以及其他“波なみ兰甜面めん圈けん”（Polish doughnuts,该名称めいしょう由よしRees提出ていしゅつ）的てき小しょう组所发展。波なみ兰甜面めん圈けん的てき粘ねば度たび很低，不透明ふとうめい，辐射压力支ささえ撑着吸积盘，由ゆかり对流而冷却れいきゃく。它们的てき辐射效率こうりつ是ぜ很低的てき。波なみ兰甜面めん圈けん的てき形状けいじょう像ぞう一いち个硕大だい的てき环面，在ざい转轴方向ほうこう有ゆう着ぎ两条狭窄きょうさく的てき漏斗ろうと状じょう喷流，漏斗ろうと中有ちゅうう着ぎ平行へいこう的てき高だか能のう高だか爱丁顿光度こうど辐射流りゅう。

细吸积盘（由ゆかりKolakowska命名めいめい）的てき吸积率りつ仅稍高だか于爱丁ひのと顿光度ど，其速率りつ大だい于或等とう于爱丁ひのと顿光度ど，有ゆう着ぎ碟状的てき形状けいじょう及几乎全部ぶ的てき热光谱。它们被ひ对流效こう应所冷却れいきゃく，其辐射い不ふ是ぜ很明显。它们由ゆかりAbramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz于1988年ねん所しょ引入。

特性とくせい

吸积盘理论被广泛用よう于恒星こうせい和わ行くだり星ぼし形成けいせい、致密星ぼし、活かつ动星系けい核かく、X射い线双星ぼし、伽とぎ玛射线暴等とう天体てんたい物理ぶつり过程的てき研究けんきゅう。这些盘状物ぶつ经常于临近きん中心ちゅうしん体たい的てき地方ちほう产生喷流。这些喷流是ぜ一种有效的损失角动量的方式，同どう时不会かい使し得とく星ぼし盘的质量损失太ふと多おお。

自然しぜん界かい中ちゅう最さい为壮观的吸积盘发现于活かつ动星系けい核かく（AGN）以及类星体たい（quasars）。这两类星体たい的てき中心ちゅうしん被ひ认为是ぜ超大ちょうだい质量的てき黑くろ洞ほら。当とう物もの质沿螺にし线落向むこう黑くろ洞ほら时，强大きょうだい的てき引力いんりょく场使得物えもの质摩擦まさつ并被加か热。黑くろ洞ほら的てき吸积盘足够热得とく辐射出しゃしゅつX射い线，不ふ过注意ちゅうい是ぜ在ざい事件じけん视界之これ外がい。类星体たい强大きょうだい的てき光ひかり辐射被ひ确信为是超大ちょうだい质量黑くろ洞ほら吸积气体的てき结果。这一过程能够将物质质量以10%～40%的てき比率ひりつ转为能のう量りょう，相そう较之下か，恆星こうせい体たい的てき热核かく聚变过程只ただ不ふ过能够转换物质0.7%的てき质量。

在ざい紧密的てき双そう星ほし系けい统中，越こし大だい质量的てき星ほし体からだ会かい越こし快かい地ち演えんじ化か为白しろ矮星、中子なかご星ぼし或ある者もの黑くろ洞ほら，此时较松散ち的てき伴とも星ぼし演えんじ化か为巨星ぼし，其气体たい充たかし满它的てき洛らく希まれ瓣べん，气体将はた沿着伴とも星ほし流りゅう向こう主しゅ星ほし。角かく动量直ちょく接地せっち由よし一颗星移至另一颗星同时由吸积盘表现出来。

环绕于金きむ牛うしT星ほし（T Tauri stars）或ある赫比格かくAe/Be星ほし（Herbig Ae/Be stars） 的てき吸积盘被称しょう为原はら行こう星ほし盤ばん（protoplanetary discs），因いん为它们被认为是ぜ形成けいせい行ぎょう星ほし系けい统的鼻祖びそ。这种情じょう况下，被ひ吸积的てき气体来き自じ于恒星こうせい形成けいせい时的分子ぶんし云うん而非伴とも星ぼし。

相あい关条目め

• 吸积

参考さんこう

• Frank, Juhan; Andrew King; Derek Raine. Accretion power in astrophysics Third. Cambridge University Press. 2002. ISBN 0-521-62957-8. 
• Krolik, Julian H. Active Galactic Nuclei. Princeton University Press. 1999. ISBN 0-691-01151-6. 

外部がいぶ链接

• Professor John F. Hawley homepage（页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• Nonradiative Black Hole Accretion（页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• Accretion Discs on Scholarpedia（页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）
• Magnetic fields snare black holes' food – New Scientist