吸积盘

次爱丁顿光度吸积盘的分析模型(薄盘，径移主导吸积流盘)

当吸积率低于爱丁顿光度并且盘是高度不透明的，那么一个典型的薄吸积盘就出现了。就垂直方向来看，盘在几何学上是很薄的（拥有一个碟状的结构），它由冷气体组成，其辐射量可忽略不计。气体沿紧密的螺线陷落，类似一个圆，并做近似自由的公转运动。薄吸积盘一般都很亮并伴有光谱中的热电磁辐射，除此此外，它们和黑体之间没有太明显的区别。辐射冷却在薄吸积盘中是十分有效的。1974年的Shakura和Sunyaev的对吸积盘的经典研究成果是现代天体物理经常引用的。薄吸积盘已经分别由Lynden-Bell, Pringle与Rees分别研究，其中Pringle在过去30年中贡献了许多吸积盘理论中关键的结果并于1981年写下了经典的评论。这评论多年来一直是吸积盘的主要信息来源，时至今日仍然十分有用。
当吸积率低于爱丁顿极限同时透明度比较高，那么一个ADAF吸积盘就形成了。这种吸积盘于1977年由Ichimaru在一篇论文中预言但被遗忘了近20年。（然而一些关于ADAF模型的雏形却在1982年的由Rees, Phinney, Begelman与Blandford撰写的有关离子旋转的论文中出现过）
自1990被Narayan以及Yi，同时独立地由Abramowicz, Chen, Kato, Lasota（首先提出ADAF这一名称的学者），Regev,分别重新研究之后，ADAF开始重新被大量学者加以详细研究、了解。天体物理学中关于ADAF的许多最为重要的贡献来自于Narayan以及他的同僚。ADAF被对流（由物质捕获的热）所冷却的效应大于辐射热所产生的效应。它们的辐射不那么明显，在几何学上，它们更像球型（或者“冕状”）而不是碟状，并且非常热（接近维里温度）。由于低辐射量，ADAF比碟状吸积盘要暗得多。ADAF会喷射出低能的，低热的射线，并通常伴随着强烈的康普顿组成。

超爱丁顿光度吸积盘的分析模型(细盘，波兰甜面圈)

这类吸积率远高于爱丁顿光度的黑洞吸积盘理论由Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora以及其他“波兰甜面圈”（Polish doughnuts,该名称由Rees提出）的小组所发展。波兰甜面圈的粘度很低，不透明，辐射压力支撑着吸积盘，由对流而冷却。它们的辐射效率是很低的。波兰甜面圈的形状像一个硕大的环面，在转轴方向有着两条狭窄的漏斗状喷流，漏斗中有着平行的高能高爱丁顿光度辐射流。
细吸积盘（由Kolakowska命名）的吸积率仅稍高于爱丁顿光度，其速率大于或等于爱丁顿光度，有着碟状的形状及几乎全部的热光谱。它们被对流效应所冷却，其辐射不是很明显。它们由Abramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz于1988年所引入。

特性

吸积盘理论被广泛用于恒星和行星形成、致密星、活动星系核、X射线双星、伽玛射线暴等天体物理过程的研究。这些盘状物经常于临近中心体的地方产生喷流。这些喷流是一种有效的损失角动量的方式，同时不会使得星盘的质量损失太多。
自然界中最为壮观的吸积盘发现于活动星系核（AGN）以及类星体（quasars）。这两类星体中心被认为有大质量的黑洞。当物质沿螺线落向黑洞时，强大的引力场使得物质摩擦并被加热。黑洞的吸积盘足够热得辐射出X射线，不过注意是在事件视界之外。类星体强大的光辐射被确信为是超大质量黑洞吸积气体的结果。这一过程能够将物质质量以10%～40%的比率转为能量，相较之下，星体的热核聚变过程只不过能够转换物质0.7%的质量。
在紧密的双星系统中，越大质量的星体会越快地演化为白矮星、中子星或者黑洞，此时较松散的伴星演化为巨星，其气体充满它的洛希瓣，气体将沿着伴星流向主星。角动量直接地由一颗星移至另一颗星同时由吸积盘表现出来。
环绕于金牛T星（T Tauri stars）或赫比格Ae/Be星（Herbig Ae/Be stars） 的吸积盘被称为原行星盘（protoplanetary discs），因为它们被认为是形成行星系统的鼻祖。这种情况下，被吸积的气体来自于恒星形成时的分子云而非伴星。