The ultraluminous state revisited: fractional variability and spectral shape as diagnostics of super-Eddington accretion
虽然我们已经接近达成共识，大多数ULX都是处于超爱丁顿状态的恒星质量黑洞，但这种吸积模式的物理学还没有建立起来。在这里，我们使用一个组合的X射线光谱和时间分析的ULXs的样本来调查这个新的吸积制度。我们提出了一个光谱分类方案，将ULXs分为三类：一个扩大的光盘类，和两个组件的硬和软超亮制度。在最低光度的ULX人口占主导地位的来源与扩大光盘光谱，而两个组件的光谱被认为是在较高的光度，暗示的区别~爱丁顿和超爱丁顿吸积模式。我们发现高水平的可变性仅限于具有软超亮光谱的ULX和一些加宽的光盘源。此外，变异性在高能量下最强，这表明它起源于较硬的光谱分量。这些特性与当前的超级爱丁顿发射模型是一致的，其中风在吸积流的中心区域周围形成漏斗。由于风提供了软分量，这表明倾斜度是观测到的X射线光谱的关键决定因素，如果这是由于风边缘的云状物质间歇性地模糊了我们对ULX中心区域的视线，那么变化结果就非常有力地支持了这一点。在两个ULXs，跨越硬/软超铝制度边界的光谱变化与光度的模式是一致的风增加在较高的吸积率，从而缩小漏斗的开口角。因此，这项工作表明，大多数ULX可以被解释为恒星质量的黑洞在爱丁顿极限或以上吸积，其观察到的特征由两个变量控制：吸积率和倾角。（节略）
2013-07-30 astro-ph.HE
Puzzling accretion onto a black hole in the ultraluminous X-ray source M101 ULX-1
对于亮度超过$10^{39}$ erg s $^{-1}$的超亮X射线源（ULX），有两种解释。它们可能是中等质量的黑洞（大于100- 1000，太阳质量，$M_\odot$），以次最大（次爱丁顿）速率辐射，就像银河系黑洞X射线双星一样，但具有更大，更冷的吸积盘。或者，它们可能是以艾丁顿或超艾丁顿速率辐射的恒星质量黑洞。在被发现时，M101 ULX-1的光度为$3\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，超软的热盘光谱具有异常低的温度-不受热电子日冕激发的光子的影响-更符合吸积中等质量黑洞的预期外观。在这里，我们报告的光学光谱监测M101 ULX-1。我们证实了先前的建议，该系统包含一个沃尔夫-拉叶星，并揭示了轨道周期为8.2天。这个黑洞的最小质量为$5M_\odot$，更可能是$20-30M_\odot$，但我们认为它不太可能是一个中等质量的黑洞。因此，它在高Eddinton比率下异常柔软的光谱违反了对恒星质量黑洞吸积的预期。吸积必须发生在被捕获的恒星风中，迄今为止，人们一直认为恒星风的效率很低，无法为超亮源提供动力。
2013-12-02 astro-ph.HE
Searching for coherent pulsations in ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）的亮度大得令人不安，如果与爱丁顿极限相比，各向同性吸积到恒星质量的物体。超光速X星的高光度通常被认为是恒星质量黑洞的超临界吸积或中等质量黑洞的吸积。然而，最近发现的M82 ULX与NuSTAR的相干脉动表明，另一种情况意味着吸积到磁化中子星是可能的ULX。受这一发现的启发，我们重新访问了几个明亮ULX的可用XMM-牛顿档案观测，并有针对性地搜索脉动，以检查吸积中子星是否也可能为其他ULX提供动力。我们没有发现任何证据表明在包括M82 ULX在内的任何来源中存在显著的相干脉动。我们提供了上限的振幅可能未检测到的脉冲信号的源在样品中。
2014-10-27 astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion through a Multiwavelength Lens: Searching for Counterparts of Ultraluminous X-ray Sources
INAF-OAR（意大利国家天体物理研究所奥泰亚诺天文台）；INAF-OAC（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；INAF-OAT（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）；ICE-CSIC（西班牙高等科学研究理事会星际化学研究所）；INAF-OAB（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；INAF-IASF MI（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；INAF-IASF PA（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文物理研究所）；Durham University（杜伦大学）
本文研究超亮X射线源的超埃德蒙顿吸积机制，通过多波段透镜寻找其反面，探讨致密天体性质、吸积盘几何及反馈机制。
2025-12-23 astro-ph.HE
The origin of the bimodal luminosity distribution of ultraluminous X-ray pulsars
指出了双星系统中超爱丁顿X射线谱双峰光度分布的机制。从高到低的状态，这些对象的过渡解释吸积流球化由于在某些（高）吸积率的辐射压力。状态之间的转变可以与吸积速率的逐渐变化相关联。用提出的机制解释了最近发现的超铝X射线谱仪M 82 X-2、NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13的复杂行为。所提出的模型也很自然地解释了在这些中子星中测量到的中子星的自旋上升，它比预期的慢了好几倍。
2017-06-29 astro-ph.HE
Study of accretion flows around an ultraluminous X-ray source M82 X-1 using NuSTAR data
利用{ \it NuSTAR}观测研究了超铝X射线源M82\，X-1的光谱特性和吸积流行为。我们使用物理的双组分平流（TCAF）模型来拟合数据，并推导出的源的吸积流特性。从模型拟合的参数中，我们发现M82，X-1的中心有一个中等质量黑洞，其质量从$156.04^{+13.51}_{-15.30}$到$380.96^{28.38}_{-29.76}$ M $_\odot$ .该黑洞的误差加权平均质量为$273\pm43$ M $_\odot$，以近超爱丁顿速率吸积.康普顿云结构紧凑，大小为$\sim13 r_g$，激波压缩比为\textcolor{black}{nearly intermediate values except for the epoch four}。这表明可能有大量物质从盘的内部流出。由模型拟合参数估计的准周期振荡（QPO）频率可以再现观测到的QPO。通过绘制模型参数间的置信度等值线，验证了模型参数的鲁棒性。
2022-08-11 astro-ph.HE
Gas Accretion by Star Clusters and the Formation of Ultraluminous X-ray Sources from Cusps of Compact Remnants
在这里，我们表明，过剩的超亮，紧凑的X射线源（ULXs）与中等年轻的星系团在相互作用的星系，如银河和车轮可以给出另一种解释，不涉及中等质量黑洞（IMBHs）的存在。我们认为，在这些系统内的气体密度增强的集体潜力的集群被吸积到个别集群成员，因此，从中子星成员产生的聚合X射线光度可以超过$>10^{39} {\rm erg s^{-1}}$。讨论了区分IMBH和吸积中子星尖点的各种观测试验。
2009-10-08 astro-ph.HE
Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是恒星质量的黑洞或超过爱丁顿极限吸积的中子星。从宽带光谱学确定致密物体的性质和吸积模式目前是一个挑战，但观察到的定时特性提供了对致密物体的深入了解以及几何形状和吸积过程的细节。在这里，我们报告的800 ksXMM牛顿运动的超软超铝X射线源，NGC 247 ULX-1的时序分析。在X射线光变曲线中出现深而频繁的下降，其幅度随着能带的增加而增加。功率谱和相干性分析揭示了倾斜优先发生在$\sim 5$ ks和$\sim 10$ ks时间尺度上。这种下降可能是由于中心X射线源被光学厚结构遮蔽（如吸积盘的翘曲），或者是由于吸积盘发射的风遮蔽，或者两者兼而有之。这种行为支持了超软ULX被认为接近吸积盘的观点。
2021-05-19 astro-ph.HE
Evidence for precession due to supercritical accretion in ultraluminous X-ray sources
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是超临界吸积致密天体，其中大量外流是不可避免的。利用雨燕X射线望远镜的长期监测数据，我们发现了明亮的硬ULX的一个共同特征：它们在硬X射线波段显示准周期调制，但在软波段没有。结果，一些源在硬度强度图上显示双峰分布。我们认为，这些模型无关的结果可以很好地解释在一个图片，涉及超临界吸积与岁差，从中央漏斗的硬X射线发射或多或少的光束，而软X射线可能会产生从光球的大规模外流和近各向同性。这意味着岁差可能普遍存在于超临界系统中，例如银河系微类星体SS~433。硬X射线如何被调制可以用来约束硬X射线发射的角分布和吸积流的几何形状。我们还发现两个ULX聚束器（NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13）表现出相似的行为，但没有双峰分布，这可能意味着它们具有不同的聚束形状或机制。
2018-01-31 astro-ph.HE
Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques
超铝X射线（ULX）天体的磁场是理解天体性质和吸积物理的关键参数。然而，这些ULX磁体中的典型磁场值仍处于争论之中。我们使用六种不同的扭矩模型来研究ULX整流器的磁场，以了解导出的磁场如何随不同模型而变化，并确定哪些模型更适合ULX整流器。我们采用了7颗已确认的ULX双星M82 X-2、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 5907、NGC 300 ULX 1、NGC 1313 X-2、M51 ULX-7、Swift J0243.6+6124以及一颗潜在的ULX双星SMC X-3的当前可用周期、周期导数和通量数据。这些ULX磁体的磁场受到两个物理条件的限制：自旋上升过程和接近平衡。我们检查了磁场估计对不同扭矩模型的可能依赖性。计算结果表明，Ghosh & Lamb [1]、Wang [2]、Kluzniak & Rappaport [3]和Campbell [4]的吸积力矩模型更可能支持ULX中子星的磁星模型，而Lovelace、Romanova & Bisnovatyi-Kogan [5]的吸积力矩模型一般能预测正常中子星的磁场。我们的结果结合其他独立的方法的影响进行了讨论，这将有助于我们理解这些ULX双星的性质和旋转行为。
2021-04-19 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources as neutrino pulsars
中子星吸积光度的经典极限由爱丁顿光度给出。磁化中子星吸积的先进模型解释了磁约束吸积柱的出现，并允许吸积光度比爱丁顿值高几十倍。然而，最近在NGC 5907中发现的来自超铝X射线源（ULX）的脉动表明，吸积光度可以超过爱丁顿值高达500倍。我们提出了一个模型来解释NGC 5907中ULX-1的观测性质，而没有任何特别的假设。我们表明，吸积柱在极端光度成为平流。在小的几何体积内的巨大能量释放和平流导致在吸积柱的底部非常高的温度，这需要考虑由于中微子发射的能量损失，这可能比辐射能量损失更有效。我们发现，总光度的质量吸积率以上$10^{21}\,{\rm g\,s^{-1}}$是由中微子发射类似的情况下，核心坍缩超新星。我们认为，吸积率测量的基础上检测到的光子光度的情况下，明亮的ULX供电的中子星可以在很大程度上被低估，由于强烈的中微子发射。最近在星系NGC 5907中发现的脉动ULX-1，其光子光度为$\sim 10^{41}\,{\rm erg\,s^{-1}}$，预计在中微子中更亮，因此是第一颗已知的中微子脉冲星。
2018-02-22 astro-ph.HE
Irradiated, colour-temperature-corrected accretion discs in ultraluminous X-ray sources
虽然已经尝试限制光学对应物的恒星类型为ULX，但光学变化的检测表明它们可能由照射外部吸积盘的X射线的再处理发射主导。在这里，我们报告的结果，从一个组合的X射线和光谱研究的ULX样品，这是选定的具有扩大的盘状X射线光谱，和已知的光学同行。我们同时将来自ULX的光学和X射线数据与来自黑洞周围经过辐照、色温校正的吸积盘的发射的新光谱模型进行了拟合，该吸积盘具有中央康普顿日冕。我们发现，ULXs需要再处理馏分$\sim 10^{-3}$，这是类似于亚爱丁顿热优势状态BHB，但小于已报道的ULXs与软超铝X射线光谱。我们认为，后处理部分可能是由于在一个几何厚的超临界吸积盘的自屏蔽，并从远高于中央黑洞反射的光学薄材料在出生的超爱丁顿风喷射的相反效果。然后，较高的后处理分数报告的ULX与风为主的X射线光谱可能是由于增强散射到外光盘通过更强的风在这些对象。或者，这些ULX中的吸积盘在几何上可能不是特别厚，相反，它们在这方面可能类似于热主导状态BHB。
2014-08-11 astro-ph.HE
Radiative GRMHD simulations of accretion and outflow in non-magnetized neutron stars and ultraluminous X-ray sources
我们运行两个GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积盘周围的黑洞和非磁化，非旋转的中子星。中子星是用反射内边界条件模拟的。在中子星模拟中，我们观察到在盘的内部区域形成了一个过渡层，这导致了比黑洞情况更大的质量流出率和更低的辐射光度。当从各个方向观察中子星的情况时，流动的球形化导致在爱丁顿值附近的无穷远处可观察到的光度，与黑洞的情况形成对比，其中当沿着盘轴观察时，发射的准直导致可观察到的光度高出约一个数量级。我们发现外流是光学厚散射，这将导致任何中子星在相应的ULX观测到的脉动模糊。
2018-06-06 astro-ph.HE
Can the 62 day X-ray period of the Ultraluminous X-ray source M82 X-1 be due to a precessing accretion disk?
我们分析了所有存档的超铝X射线源（ULX）M82 X-1的RXTE/PCA监测观测结果，以研究其62天X射线周期的特性（Kaaret & Feng 2007）。基于它的高相干性，人们认为观察到的周期就是双星的轨道周期。利用比以往研究长得多的数据集，我们发现：（1）用热吸积盘和幂律模型模拟的相位分辨X射线（3-15 keV）谱表明，吸积盘对总通量的贡献受到相位的强烈调制。(2)暗示性的证据表明，在光变曲线的前半部分和后半部分之间有一个突然的相移--大约0.4的相位（25天）--相隔大约1000天。如果得到证实，那么改变周期的时间尺度大约是10年，这对于轨道现象来说是非常快的。这两个独立的证据与进动吸积盘的周期性是一致的，类似于在Her X-1、LMC X-4和SS 433等系统中观察到的超轨道周期。然而，需要通过额外的观察来确认期间变化的时间证据。这应该是可能的进一步监测M82的仪器，如雨燕X射线望远镜（XRT）。
2013-08-07 astro-ph.HE
Linking soft excess in ultraluminous X-ray sources with optically thick wind driven by supercritical accretion
超临界吸积到紧凑的物体上可能会驱动大规模的风，这些风接近球形，光学厚度和爱丁顿限制。光球的黑体辐射是风的直接观测特征。在这里，我们调查是否可以解释软发射组件中看到的超铝X射线源（ULXs）的能谱。基于15个ULX的高质量XMM-牛顿光谱，我们发现软分量可以被建模为具有几乎恒定光度的黑体发射，并且样品中的5个已知脉动ULX（PULXs）显示最低的黑体光度。这与软辐射来自光学厚风光球层的假设是一致的。然而，导出的黑体光度的脉冲星是显着高于爱丁顿限制的中子星。一个可能的解释是，相当一部分的光学厚风根在内部吸积流，其中的辐射通量可能会超过爱丁顿极限，由于减少散射截面或增强辐射传输与磁浮力。基于风模型，推断的质量吸积率在这些标准ULXs重叠，但平均低于发光和非常软的X射线源，这也是候选人与超临界吸积。或者，不能排除软发射分量是硬分量的结果，例如，通过冷介质中的向下散射，因为它们之间可能存在弱相关性。
2020-11-11 astro-ph.HE
Pulsed fraction of super-critical column accretion flows onto neutron stars: modeling of ultraluminous X-ray pulsars
基于Kawashima等人的模拟结果，计算了磁轴与自转轴不重合的磁化中子星（NS）上超临界柱吸积流的脉冲分数（PF）. (2016，PASJ，68，83）.在这里，我们求解史瓦西时空中光的测地线方程，以考虑光的弯曲效应。引力红移和相对论性多普勒效应的气体运动的吸积柱也被纳入。脉冲发射的出现是因为观测到的亮度，它超过了恒星质量黑洞的爱丁顿亮度，通过NS旋转引起的柱的进动而周期性地变化。PF倾向于随着$θ_{\rm obs}$接近$θ_{\rm B}$而增加，其中$θ_{\rm obs}$和$θ_{\rm B}$是观察者的视角和从旋转轴测量的磁轴的极角。最大PF约为50%。此外，我们发现对于$θ_{\rm obs} \lesssim 5^\circ$或对于$θ_{\rm B} \lesssim 5^\circ$，PF变得小于5%。我们的结果与超铝X射线散射体（ULXP）的观察结果一致，只有少数例外，因为ULXP大多表现出$\lesssim$ 50%的PF。我们目前的研究支持的假设，ULXPs是由超临界柱吸积到NS。
2020-03-17 astro-ph.HE
A multi-wavelength view of distinct accretion regimes in the pulsating ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
NGC 1313 X-2是少数已知的脉动超亮X射线源（PULXs）之一，因此被认为包含一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。然而，这种吸积的物理性质仍有待确定。在这里，我们报告的结果，两个同时XMM牛顿和HST观测这PULX采取观察两个不同的X射线行为定义从其斯威夫特光曲线。我们发现，在较低通量、较低变率振幅行为的观察期间，PULX的X射线谱最好地由硬超铝（HUL）状态描述;在较高通量、较高变率振幅时期，其谱改变为加宽的圆盘。然而，我们没有看到光学/UV通量的伴随变化，唯一的区别是随着X射线通量的增加，近红外通量减少。我们试图拟合辐照模型来解释UV/光学/IR通量，但它们未能提供有意义的约束。相反，该系统的物理模型使我们得出结论，光学光由伴星O/B星主导，尽管红外过量可能表明喷流。我们将讨论这些结果可能是一致的进动的吸积盘的内部区域导致所观察到的X射线属性的变化，但不是光学，以及我们是否应该期望观察再处理发射ULXs。
2022-02-14 astro-ph.HE
From ultraluminous X-ray pulsar to supermassive neutron star
研究提出超大质量中子星可经由持续10^5至10^6年的超亮X射线脉冲星阶段形成，并分析其磁场掩埋与毫秒级自转演化。
2024-01-25 astro-ph.HE
Revisiting Putative Cool Accretion Disks in Ultraluminous X-ray Sources
在一些ULX中观察到的软的、潜在的热光谱成分可以与来自冷的、光学厚度的吸积盘的发射模型相拟合。如果这种描述是正确的，那么观测到的低温意味着“中等质量”黑洞的吸积。随后的工作发现，这些成分可能遵循光度和温度之间的反比关系，这意味着这种发射的非黑体起源。我们重新分析了极端ULX的许多XMM-牛顿光谱。至关重要的是，其中源落在芯片间隙的观测结果由于其不确定的通量校准而被排除在外，并且沿着给定源的视线的中性柱密度由多个光谱共同确定。根据标准薄盘的黑体辐射，发现软分量的亮度与温度呈正相关，并且在测量的带通中与L ~ T^4大致一致。这些结果名义上与质量超过银河系X射线双星目前已知范围的黑洞吸积一致，尽管有重要的警告。来自非均匀或超爱丁顿盘的辐射也可能与数据一致。
2013-09-17 astro-ph.HE
Nature of the soft ULX in NGC 247: super-Eddington outflow and transition between the supersoft and soft ultraluminous regimes
我们报告的XMM-牛顿/钱德拉/斯威夫特/HST观测的超亮X射线源（ULX）在NGC 247，这是发现之间的超软超亮（SSUL）制度的光谱占主导地位的冷（$\sim 0.1$ keV）黑体组件和软超亮（SUL）制度具有可比的黑体和幂律组件共享的亮度。多历元观测揭示了黑体半径和温度之间的反相关性，$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2.8 \pm 0.3}$，排除了标准的吸积盘作为软X射线发射的起源。软X射线发射在SSUL制度中的短时间尺度和长时间尺度上都比在SUL制度中更易变。我们认为，SSUL制度可能是一个延伸的超铝状态向高吸积端，是一个极端的情况下，SUL制度，黑体发射所产生的光球厚流出和硬X射线的发射泄漏从嵌入的吸积盘通过中央低密度漏斗或平流通过风。但是，不能排除超软ULX是几乎从侧面看的标准ULX的情况。在200 s的时间尺度上观察到通量下降。这种下降不能用吸收的增加来解释，但可能是由于吸积速率的变化或与风或盘中的热波动有关。NGC 247 ULX的光辐射在19，000 K的温度下呈现出半径为20 $R_\odot$的黑体光谱，可能来自OB超巨星伴星。
2016-08-25 astro-ph.HE
Estimating the spins of supermassive black holes in distant ultraluminous quasars
研究估计了遥远极亮类星体中超大质量黑洞的自旋等参数，发现自旋值普遍偏高且参数间存在强相关性，表明早期黑洞质量增长主要源于高效增加自旋的高吸积率盘吸积。
2025-05-13 astro-ph.HE
Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 astro-ph.HE
SN 2022jli: The ultraluminous birth of a low-mass X-ray binary
本研究发现超新星SN 2022jli衍生的双星系统符合低质量X射线双星形成假说，其超爱丁顿光度可由超新星引发的高质量转移率导致的吸积集束效应解释。
2024-02-14 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）的起源是一个谜，在外部星系的X射线亮度超过我们银河系中最明亮的黑洞的数百和数千倍。最流行的ULX模型涉及以超爱丁顿速率吸积的中等质量黑洞（IMBH）或恒星质量黑洞。这里我们回顾一下ULX的属性。它们的X射线谱表明，在它们的吸积盘中存在着热风，假设它们是超临界吸积。近年来，在X射线数据、ULX射线谱和高达0.2 c的高速外流中发现了新的令人惊讶的结果。它们也符合超爱丁顿吸积。然而，最有力的证据来自光谱学。ULX对应物的光谱与我们银河系中唯一已知的超临界吸积体SS 433非常相似。光谱显然是WNL型（晚氮沃尔夫-拉叶星）或LBV（发光蓝变星）在他们的热状态，这是非常罕见的恒星对象。我们发现这些光谱不是来自WNL/LBV型施主，而是来自于吸积盘的非常热的风，它与这些恒星的星风具有相似的物理条件。结果表明，真正的ULX必须构成一个均匀类的对象，其中最有可能有超临界吸积盘。
2017-02-17 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto a stellar mass ultraluminous X-ray source NGC 4190 ULX1
我们提出了高质量的XMM-牛顿观测的结果，在星系NGC 4190的ULX。在NGC 4190 ULX 1光谱中检测到光谱截止，排除了ULX处于标准低/硬正则吸积状态的解释。我们报告说，高质量的EPIC光谱可以更好地描述了广泛的热组件，如一个薄的磁盘。此外，我们发现长期的光谱和通量的变化源使用几个XMM牛顿和雨燕数据。通量和幂律光子指数之间存在明显的反相关，进一步证实了ULX的光谱态演化。ULX的光谱特性表明，该源是在一个扩大的磁盘状态与光度（$\approx (3-10) \times 10^{39}$尔格s $^{-1}$）落在ultraluminous制度。正的亮度-温度关系进一步表明，多色盘模型遵循$L \propto T^4$关系，这是预期的黑体盘发射从一个恒定的区域和薄盘模型似乎有利于$L \propto T^2$关系与平流主导的盘发射一致。从这种光度下的宽盘状光谱特征，我们估计了中心致密天体的质量上限，并发现ULX拥有一个恒星质量的黑洞。
2021-03-18 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）代表了一类比银河系中任何黑洞都更亮的双星系统。这些物体的性质长期以来一直不清楚。最流行的ULX模型涉及以超爱丁顿速率吸积的中等质量黑洞（IMBH）或恒星质量黑洞。在过去的几年里，我们对这些天体的理解有了显著的提高，这使得超爱丁顿吸积模型更可取。X射线谱和光学谱都为超临界吸积盘的强外流提供了证据。另一个令人惊讶的结果是在四个ULX中发现了脉动，这表明这些系统必须拥有中子星。除了脉动的存在，超铝反射镜和正常ULX之间没有明显的区别。这一事实意味着大量已知的ULX最终可能是中子星。
2018-12-06 astro-ph.HE
Ultrafast outflows in ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）是明亮的河外源，其X射线亮度超过10^39 erg/s，由致密物体上的吸积提供动力。根据第一次使用XMM-牛顿进行的研究，ULX似乎是中等质量黑洞（10^2-4太阳质量）的绝佳候选者。然而，在过去的几年里，对大多数ULX的恒星质量黑洞或中子星的超爱丁顿吸积的解释已经获得了强烈的共识。确认超级艾丁顿情景的一个关键缺失部分是直接检测到预期作为ULX光谱中原子发射/吸收线的大规模辐射驱动风。风的第一个证据是在ULX的软X射线光谱中发现的。最近，我们已经能够解决这些残差到静止帧发射和蓝移（~0.2c）吸收线所产生的高度电离的气体在深高分辨率XMM-牛顿光谱的两个超铝X射线源。因此，紧凑的物体被强大的超快风包围，正如超爱丁顿吸积模型所预测的那样。在这里，我们将讨论这些发现的相关性和进一步的重要性，深，XMM-牛顿观测强风在许多其他超亮X射线源估计风的能量，系统的几何形状，和中央吸积物的质量。
2016-11-02 astro-ph.HE
Ultraluminous X-Ray Binaries
本文综述了超亮X射线双星的研究进展，介绍其观测技术、吸积物理及形成机制，并指出其能源可来自中子星或黑洞。
2024-07-01 astro-ph.HE
XMM-Newton Campaign On Ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-1: Wind vs. State Variability
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是由超过爱丁顿极限的中子星和黑洞吸积提供动力的。如果致密物体是一个黑洞或一个具有磁场$\lesssim10^{12}$ G的中子星，吸积盘预计会膨胀并发射由辐射压力驱动的强大风。通过XMM-牛顿号上的高分辨率光谱仪在ULX中发现了这种风的证据，但仍有一些未知数，例如这些风的几何形状和发射机制。为了更好地了解ULX风及其与吸积机制的联系，我们与XMM-牛顿一起开展了一项重大活动，研究ULX NGC 1313 X-1，已知它表现出强烈的发射和吸收特征。新的观测结果显示，风的变化明显，快速分量明显减弱（0.2c），新的风相上升，更冷，更慢（0.06-0.08c）。我们还首次检测到的发射线，这表明在吸积盘或风的起源的变化。我们描述了可变的超爱丁顿吸积率的框架内的风的变化，并讨论了一种可能的几何吸积盘。
2020-01-13 astro-ph.HE
A comparative study of occurrence rates and nature of Ultraluminous X-ray sources in spiral and elliptical galaxies
Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育部马尼帕尔自然科学中心）；Space Astronomy Group, U R Rao Satellite Center, ISITE Campus（印度空间研究组织乌尔·拉奥卫星中心空间天文学组）
研究比较了螺旋和椭圆星系中超亮X射线源的发生率和性质差异，发现N=1螺旋星系中存在一个独立的ULX群体，包含软和硬源，而其他类别主要包含更硬的源，同时发现N=1椭圆星系中有六个与球状星团相关的ULX。
2026-05-07 astro-ph.HE
Constraining soft and hard X-ray irradiation in ultraluminous X-ray sources
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是由超临界吸积到紧凑的对象。关于这些物体的关键问题之一是硬X射线是否几何地朝向对称轴发射。我们建议测试的情况下，使用磁盘照射，看看有多少外部吸积盘看到中央硬X射线。我们收集了一个样本的11个明亮的ULX与识别一个独特的光学对应物，并考虑到两个辐射源模型的光通量：软X射线从光球的光学厚风驱动的超临界吸积，如果需要的话，此外，硬X射线从康普顿化组件。我们的研究结果表明，软X射线照射可以解释在大多数的ULX的光发射，和硬X射线的分数被限制在不超过$\sim$ $10^{-2}$在一般情况下，外盘上的再处理。这样的上限是很好的一致的照射分数的情况下，预期没有聚束。因此，根据当前的数据质量，对波束效应没有严格的约束。
2021-11-03 astro-ph.HE
Population synthesis of ultraluminous X-ray sources with magnetised neutron stars
用混合方法计算了一个具有类似于银河系薄盘恒星形成历史的螺旋星系中具有磁化中子星（NULX）的超亮X射线源的布居模型。首先，应用解析近似（代码BSE），我们构建了可以成为NULX潜在前兆的密近双星（CBS）系综。其次，用演化程序MESA计算了磁化中子星（NS）的吸积演化。计算了亚、超临界圆盘模型和平流圆盘模型在NS上的吸积率和X射线光度。在吸积到磁化的NS上的过程中，当NS磁层所定义的盘的内边界处的能量释放是亚爱丁顿时，在亚临界阶段已经达到了超爱丁顿光度$L_\mathrm{X}>10^{38}$ erg~s $^{-1}$。它表明，CBS的标准演变与帐户的吸积到磁化NS的特殊性，使我们能够解释定量观察到的NULX特性（X射线光度，NS自旋周期，轨道周期和质量的视觉组件），而无需额外的模型假设的准直X射线发射NS与高观测超爱丁顿光度。在一个恒星形成率为3- 5 $M_\odot {\rm yr^{-1}}$的模型星系中，可能存在多个NULX。如果发现NULX中存在$L_{\mathrm X} \sim 10^{41}$ erg~s $^{-1}$的强风，那将是磁化NS上超级爱丁顿吸积的一个标志。
2021-02-19 astro-ph.HE
Resolved atomic lines reveal outflows in two ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源是位于星系外、远离星系核的点源，其X射线光度超过3x10^39 erg/s，被认为是由致密天体的吸积提供能量。可能的解释包括中子星上的吸积，中子星具有强磁场，恒星质量的黑洞（< 20兆太阳能）达到或超过经典爱丁顿极限或中等质量的黑洞（10^3-5兆太阳能）。在以前的分析中，由于缺乏足够的能量分辨率，迄今为止一直无法清楚地识别X射线带中的任何发射线或吸收线，从而妨碍了对吸积流的详细分析。在这里，我们报告的X射线发射线产生的高度电离的铁，氧和氖的累积显着性> 5西格玛，蓝移（~0.2c）的吸收线（5西格玛）的高分辨率X射线光谱的超铝X射线源NGC 1313 X-1。在类似的源NGC 5408 X-1中，我们也检测到静止和蓝移吸收的发射线。蓝移的吸收谱线必须出现在快速流出的气体中，而发射谱线则起源于源周围缓慢移动的气体中。我们的结论是，紧凑的对象是由强大的风与流出速度约为0.2 c的吸积超大质量黑洞和超吸积恒星质量黑洞模型预测。
2016-04-28 astro-ph.HE
On the Magnetic Fields of Ultraluminous X-ray Pulsars
到目前为止，已经发现了相当多的超铝X射线（ULX）天体。在这项工作中，我们构建了一个超爱丁顿，磁吸积盘模型来估计偶极磁场的8个ULX星系的基础上，他们观察到的自旋上的变化和光度。我们得到了偶极磁场解的两个分支。它们分布在分别对应于低和高$B$溶液的$B\sim (0.16-64.5)\times 10^{10}\,{\rm G}$和$\sim (0.275-79.0)\times 10^{13}\,{\rm G}$范围内。低磁场解对应于中子星远离自旋平衡的状态，而高磁场解则接近自旋平衡。在Be型ULX双星中导出的超强磁场意味着Be型ULX双星中的吸积模式可能比持久ULX双星中的吸积模式更复杂，并且可能不能用磁化吸积盘模型来解释。我们建议，吸积器和螺旋桨制度之间的过渡可以用来区分低和高$B$磁场的解决方案，除了检测的回旋共振散射功能。
2021-03-30 astro-ph.HE
Repeating Ultraluminous X-ray Bursts and Repeating Fast Radio Bursts: A Possible Association?
超亮X射线暴（英语：Ultra-aluminous X-ray burst，以下简称ULXB）是一种快速上升（$\sim$ 1分钟）和缓慢衰减（$\sim$ 1小时）的超亮X射线耀斑，通常在河外球状星团中观测到。大多数ULXB是观测到的一次性爆发，而Irwin等人在NGC 5128中发现了来自同一来源的五个耀斑。在这封信中，我们提出了一个具有超爱丁顿吸积率的中子星（NS）-白矮星（WD）双星模型来解释NGC 5128中ULXB源的重复行为。对于偏心轨道，质量转移发生在近星点，WD填充其洛希瓣。超明亮的X射线耀斑是由南北向磁极周围的吸积柱产生的。另一方面，在河外球状星团中也发现了一些重复的快速射电暴（以下简称FRB）。重复ULXB和重复FRB分别是X射线和无线电波段中最猛烈的爆发。我们提出了一个可能的关联之间的重复ULXB和重复FRB。这种关联值得通过对附近河外球状星团的后续观测来进一步研究。
2022-08-18 astro-ph.HE
Unveiling the disc structure in ultraluminous X-ray source NGC 55 ULX-1
尽管有二十年的研究，它仍然不清楚是否ULX光谱转换是由于风的随机变化或吸积率或源的几何形状的变化。对于大多数ULX来说，紧凑对象也是未知的。为了限制这种情况和吸积盘的结构，我们研究了可变源NGC 55 ULX-1的光谱分量的时间演化。使用最近和档案数据获得的XMM-牛顿卫星，我们模拟的光谱与两个黑体组件，我们解释为热发射的内部吸积流和周围或超出球化半径的区域。每个光谱分量的亮度-温度（L-T）关系与薄盘模型中预期的L比例T^4关系一致，这表明吸积速率接近爱丁顿极限。然而，在最高光度时有一些小的偏差，可能是由于圆盘的膨胀和风在较高吸积率下的贡献。假设这种偏差是由于交叉的爱丁顿或超临界吸积率，我们估计一个紧凑的对象质量为6-14 Msun，有利于恒星质量的黑洞作为吸积。
2022-09-01 astro-ph.HE
Stellar Mass Black Holes and Ultraluminous X-Ray Sources
我们回顾了可能的人口，观测特性，和广泛的影响，恒星质量的黑洞和超明亮的X射线源。我们专注于明确的经验规则连接吸积和流出，已建立了恒星质量的黑洞在过去的十年半的双系统。这些行为模式可能是关键，将使我们能够理解黑洞反馈的最大尺度上的宇宙学时间尺度。
2012-08-06 astro-ph.HE
Diagnosing the accretion flow in ultraluminous X-ray sources using soft X-ray atomic features
在超铝X射线源（ULX）的X射线光谱中，缺乏明确的原子特征探测已被证明是诊断吸积流性质的障碍。因此，软能量下的光谱残差与吸收和/或发射中的原子特征以及可能因速度色散而扩大的原子特征之间的可能联系可能是理解这些神秘来源的关键。在这里，我们第一次表明，这样的残差被认为是在几个来源，并出现非常相似的形状，这意味着一个共同的起源。通过简单的论证，我们断言，来自极端碰撞风的发射，与ULX星云相关的物质壳层的吸收以及与恒星形成相关的热等离子体发射都极不可能提供起源。虽然CCD光谱缺乏直接确定特征性质所需的能量分辨率（即由窄线或本质上宽的复合物形成），但研究具有潜在光谱形状的残差的演变可以对其起源进行重要的间接测试。ULX NGC 1313 X-1提供了执行此类测试的最佳机会，因为存档观测提供了光谱硬度的动态范围。我们通过高度简化的光谱建模表明，特征的强度（无论是吸收还是发射）似乎与光谱硬度反相关，这将排除通过反射主要连续体的起源，而是支持与这种流出相关的风或附近材料中的原子跃迁的图片。
2015-09-22 astro-ph.HE
The linear rms-flux relation in an Ultraluminous X-ray Source
我们报告的第一个检测的均方根变化幅度和通量之间的线性相关性的超铝X射线源NGC 5408 X-1。均方根通量关系已在几个银河系黑洞X射线双星、几个活动星系核和至少一个中子星X射线双星中观测到。这一结果支持了一个假设，即线性均方根通量关系是共同的所有发光黑洞吸积，甚至可能是一个基本属性的吸积流动的紧凑的对象。我们还首次展示了这种ULX的可变性的交叉光谱特性，比较低于和高于1千电子伏的变化。的相干性和时间延迟的约束很差，但一致的两个频带之间的高相干性，在大多数的可观察的频率范围内，和一个显着的时间延迟（硬领先软变化）。滞后的幅度和频率依赖性与BHB中通常观察到的基本一致，但滞后的方向相反。这些结果表明，ULX的可变性研究，使用长X射线观测，约束的过程中驱动ULXs的行为，和ULXs的位置的计划中的黑洞吸积从BHB到活动星系核的承诺。
2010-03-30 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources with flat-topped noise and QPO
分析了5个超铝X射线源（ULX）的X射线功率密度谱，它们是仅有的同时具有平顶噪声（FTN）和准周期振荡（QPO）的ULX：NGC 5408 X-1、NGC 6946 X-1、M82 X-1、NGC 1313 X-1和IC 342 X-1。我们研究了QPO频率、分数均方根（rms）变率、X射线亮度和光谱硬度。我们发现FTN水平与QPO频率呈反相关。随着QPO频率和光源亮度的增加，它们的分数变率减小。我们提出了一个简单的解释，使用spherizarion半径，粘度时间和$α$参数作为这些系统的基本属性。观测到的变异性的主要物理驱动因素是质量吸积率，同一来源的不同观测之间的变化>3。随着吸积速率的减小，球化半径减小，FTN和QPO向更高的频率移动，导致分数均方根变率减小。我们还建议，在所有的ULXs吸积率足够低（但仍然超爱丁顿）的QPO和FTN消失。假设最大X射线亮度只取决于黑洞（BH）的质量，而不取决于吸积率（不考虑超爱丁顿盘的倾斜或辐射的几何光束的影响），我们估计所有的ULX都有大约相似的BH质量，除了M82 X-1，它可能是10倍。
2019-04-09 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources: three exciting years
被称为超铝X射线源（ULX）的极端河外源是研究致密天体群和吸积过程的独特测试环境。其性质长期以来一直存在争议。它们的光度远高于恒星质量的黑洞的爱丁顿光度，这可能意味着存在一个中等质量的黑洞或一个吸积超过爱丁顿极限的恒星黑洞。这两种解释对于更好地理解大质量黑洞的吸积过程和演化都是很重要的。在过去的几年里，我们对这些来源的了解有了显著的提高。特别是，对大部分ULX群体的超级爱丁顿解释已经获得了强烈的共识。尽管如此，这种普遍趋势的例外确实存在，特别是一个ULX被证明是一颗中子星，另一个被证明是一个非常可能的IMBH候选者。在本文中，我将回顾过去几年所取得的进展。
2015-10-19 astro-ph.HE
Spitzer Observations of MF 16 Nebula and the associated Ultraluminous X-ray Source
我们介绍了斯皮策红外光谱仪（IRS）对超亮X射线源（ULX）NGC 6946 X-1及其相关星云MF 16的观测。这个ULX与著名的Holmberg II ULX具有非常相似的性质，Holmberg II ULX是第一个显示出与活动星系核中发现的红外线[O IV]发射线相当的ULX。本文试图限制ULX光谱能量分布（SED）给定的光学/紫外光度通量和高分辨率X射线观测。具体来说，钱德拉X射线数据和公布的哈勃光学/紫外数据外推产生一个完整的光学X射线SED模型。红外线和比率的光电离建模，然后用来测试不同的吸积光谱模型。虽然辐射盘模型或O-超巨星加吸积盘模型都能很好地拟合数据，但我们更倾向于后者，因为它更好地拟合星云参数。在第二种情况下，吸积盘单独主导了极紫外和X射线发射，而O超巨星负责大部分远紫外发射。
2012-03-19 astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations on possible collimation effects of outflows to fan-beamed emission of ultraluminous accreting X-ray pulsars
脉动超铝X射线源（PULXs）是一种吸积星，其表观X射线亮度超过$10^{39}\, \rm erg\ s^{-1}$。我们用蒙特卡罗模拟研究了在存在吸积流出时，高准直效应（或强聚束效应）是否对脉冲X星中中子星吸积柱的扇形束辐射起主导作用。我们发现，附近的三个脉冲X（RX J0209.6 $-$ 7427，斯威夫特J0243.6+6124和SMC X-3），即这里的三个火枪手，有他们的主要脉冲发射没有强烈的准直，即使强流出存在。这个结论可以扩展到目前的河外PULX样本，如果吸积外流通常是从它们产生的。这意味着观测到的PULX的高亮度确实是内在的，这可以用来推断$\sim10^{13-14}$ G存在非常强的表面磁场，可能是多极场。然而，如果由于辐射压力导致的吸积盘球形化，从PULX中的吸积盘发射出强烈的外流，则可能需要$\sim10^{12}$ G的规则偶极磁场，与三个火枪手的磁场相当，它们经历了从远低于爱丁顿极限的巨大光度变化（NS为$2\times10^{38}\, \rm erg\ s^{-1}$）到超级爱丁顿，它们的最大光度填补了银河系外的PULX和银河系外的PULX之间的光度差距。
2022-11-15 astro-ph.HE
Discovery of a soft X-ray lag in the Ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-1
超铝X射线源（ULXs）为研究超爱丁顿吸积的几何和能量提供了一个独特的机会。超爱丁顿吸积涉及的辐射过程还没有得到很好的理解，因此研究不同能带之间的相关变化可以提供对不同发射区域之间因果关系的见解。我们从最近的XMM-牛顿运动中提出了NGC 1313 X-1的光谱定时分析。光谱可以被分解成两个类热分量，其中较热的可能来自内部吸积盘，较冷的来自光学厚流出。我们发现硬（2-10千电子伏）和软（0.3-2千电子伏）波段之间的相关变化在千秒的时间尺度上，并找到一个软滞后约150秒。协方差谱表明，排放的滞后贡献主要是与热的两个热的组件，可能来自内部吸积流。这只是第三个ULX表现出软滞后。滞后的幅度范围超过三个数量级，但所有三个都是相应特征变异性时间尺度的~ 5%至~ 20%。如果这些软滞后可以在ULX的统一图片的上下文中理解，则滞后时间尺度可以提供对辐射驱动的流出的密度和范围的约束。
2019-11-21 astro-ph.HE
X-ray Outflows and Super-Eddington Accretion in the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1
对X射线连续谱发射和通量变化的研究还没有最终揭示在分布的高亮度端（Lx > 1 e40 erg/s）的超亮X射线源（ULX）的性质。这些都是特别感兴趣的，因为光度需要超级爱丁顿吸积到一个质量约10 Msun的黑洞，或更多的标准吸积到一个中等质量的黑洞。超级爱丁顿吸积模型预测了强烈的外流风，使原子吸收线成为极端ULX性质的关键诊断。为了寻找这样的功能，我们已经进行了长期的，500公里的观测活动Holmberg IX X-1与朱雀。这是迄今为止，对于明亮的孤立ULX，铁K带通中最敏感的数据集，但我们在发射或吸收中没有发现统计上显著的原子特征;任何未检测到的窄特征必须具有小于15-20 eV的等效宽度，置信度为99%。如果观察到的质量流入和流出速率之间的趋势延伸到超爱丁顿区域，这些极限远低于预期的>150 eV的线，并且事实上排除了在各种次爱丁顿黑洞中从盘风观察到的线强度。因此，我们不能通过任何实质性的物质柱来观察Holmberg IX X-1的中心区域，排除了球形超爱丁顿吸积模型。如果Holmberg IX X-1是一个超爱丁顿源，任何相关的外流必须具有各向异性的几何形状。最后，铁元素的缺乏表明这颗伴星不可能产生强风，而霍姆伯格IX X-1必须主要通过罗氏瓣溢出吸积。
2013-06-10 astro-ph.HE
Unlocking the nature of ultraluminous X-ray sources using their X-ray spectra
我们通过使用XMM-牛顿公共档案中的一些最高质量的数据对其光谱形状进行详细的调查，探索超铝X射线源的性质。现象学模型使我们能够解释它们的光谱，而更多的“物理动机”模型使我们能够探索这些特征背后的物理过程。这些物理模型暗示了恒星质量的黑洞存在着极端的（可能是超级爱丁顿）吸积。
2011-01-25 astro-ph.HE
Theoretical modeling of Comptonized X-ray spectra of super-Eddington accretion flow: origin of hard excess in Ultraluminous X-Ray Sources
基于辐射流体动力学模拟数据，采用MonteCarlo辐射传输模拟方法研究了超爱丁顿吸积流的X射线连续谱，其中考虑了热散射和体康普顿散射.我们比较了质量为$M_{\rm BH} = 10, 10^2, 10^3$和$10^4 M_\odot$的黑洞周围吸积流的计算光谱，其中固定质量注入率（从$10^3 r_{\rm s}$的计算边界）为$10^3 L_{\rm Edd}/c^2$（$r_{\rm s}$、$L_{\rm Edd}$和$c$分别为史瓦西半径、爱丁顿光度和光速）。软X射线光谱表现出与标准盘关系的质量依赖性;最大表面温度按比例缩放为$T \propto M_{\rm BH}^{-1/4}$。相比之下，如果我们用$M_{\rm BH}$对辐射光度进行归一化，硬X射线带的光谱在不同的模型中看起来非常相似。这反映了硬组分是由源自过热和/或漏斗区域中的吸积流的软光子的热和体康普顿散射产生的，其温度没有质量依赖性。硬X射线谱可由温度为$T\sim 3$ keV的Wien谱再现，伴随着在光子能量高于几keV时的硬过剩。过量光谱可以很好地拟合与功率定律的光子指数$Γ\sim 3$。这一特征与最近NuSTAR对ULX（超发光X射线源）的观测结果一致。
2017-09-05 astro-ph.HE
ULX behaviour: the ultraluminous state, winds & interesting anomalies
最近的证据-特别是NuSTAR获得的硬X射线光谱，以及当超亮X射线源（ULX）显示软光谱时观察到的大振幅硬X射线变化-表明常见的ULX行为与已知的亚爱丁顿吸积模式不一致，正如对中等质量黑洞（IMBH）所预期的那样。相反，似乎大多数ULX都是由恒星质量黑洞上的超级爱丁顿吸积提供动力的。在这里，我们将回顾深入研究ULX光谱计时行为的工作，证明它与超级爱丁顿吸积的预期保持一致。这张照片中的一个关键缺失部分是直接检测到ULX预期的大规模辐射驱动风，作为ULX光谱中的原子发射/吸收线特征;我们将证明这些很可能已经被检测到作为ULX软X射线光谱中的残留物。最后，我们将讨论似乎不符合新兴ULX行为模式的ULX。特别是，我们讨论了识别一个良好的IMBH候选人作为背景类星体的影响;和确认的IMBH/ULX候选人在星系NGC 2276通过无线电/X射线基本平面。
2015-10-21 astro-ph.HE
Spectral State Transitions of the Ultraluminous X-ray Source IC 342 X-1
我们用Chandra和JVLA同时在X射线和无线电中观察了超铝X射线源IC 342 X-1，以研究先前报道的与ULX一致的未分辨无线电发射。钱德拉的数据揭示了一个比以前观察到的要软得多的光谱，并且很好地模拟了热吸积盘光谱。在ULX区域内没有观察到高于均方根噪声水平的显著无线电发射，这与热状态的解释一致，尽管目前的数据不能完全排除其他状态。我们估计黑洞的质量使用模拟的内部盘温度是$30~\mathrm{M_{\odot}} \lesssim M\sqrt{\mathrm{cos}i}\lesssim200~\mathrm{M_{\odot}}$的基础上Shakura-Sunyaev盘模型。通过对现有X射线观测的硬度和高能曲率的研究，我们发现X-1的吸积状态并不完全由光度决定。
2014-07-23 astro-ph.HE
Spectral and timing variability of the transient ultraluminous X-ray source NGC 4631 X-4
Institut für Astronomie und Astrophysik（天文与天体物理研究所）；University of Çukurova（丘库罗瓦大学）；University of Çanakkale Onsekiz Mart（恰纳卡莱十月十八日大学）
通过分析NGC 4631 X-4的X射线数据，发现其光谱和流量在短、长时标上剧烈变化，光谱符合吸收多色盘黑体加幂律模型，不支持标准盘L-T关系，时变表现为非周期涨落和千秒峰状结构，支持超爱丁顿吸积，但无法区分中子星或恒星级黑洞。
2026-06-23 astro-ph.HE
Magnetic field strength of a neutron-star-powered ultraluminous X-ray source
超铝X射线源（ULX）是位于附近星系中的明亮X射线源，与中心超大质量黑洞无关。它们的光度意味着它们要么是由一个紧凑的恒星残骸上的极端吸积速率提供动力，要么是一个中等质量（$\sim100-10^5$ M $_{\odot}$）黑洞。最近对来自三个明亮ULX的相干脉动的探测表明，其中一些来源是由中子星上的吸积提供动力的，这意味着吸积率大大超过爱丁顿极限，高度的几何光束，或两者兼而有之。如果中子星的表面场在磁星区（$10^{14}$ G）很高，那么与高吸积率相关的物理挑战可以得到缓解，因为这会抑制电子散射截面，降低辐射压力，从而抑制高光度的吸积。确定表面磁场的几种方法之一是通过检测由量子化朗道能级之间的带电粒子跃迁产生的回旋共振散射特征（CRSF）。到目前为止，CRSF只在银河系的吸积恒星中被发现。在这里，我们提出了在3.8-σ意义的强吸收线的检测在4.5 keV的剩余帧能量的钱德拉光谱中的ULX在M51。我们发现，这一特征很可能是由中子星的强磁场产生的CRSF。假设电子被散射，磁场强度被认为是$\sim10^{11}$ G，然而这条线比以前观察到的任何电子CRSF都要窄，并且假设热加宽，暗示的温度比吸积盘或柱要低得多。然而，线的形状与质子共振散射特征一致，这意味着中子星在B $\sim10^{15}$ G的表面附近具有磁场。
2018-03-06 astro-ph.HE
NGC 7793 P9: An Ultraluminous X-Ray Source Evolved from a Canonical Black Hole X-Ray Binary
瞬态超铝X射线源（ULX）是连接瞬态低质量X射线双星和ULX的重要纽带。在这里，我们报告的第一个发现的典型的亚爱丁顿爆发和超明亮的超爱丁顿爆发从一个不寻常的瞬态ULX，NGC 7793 P9的变异因子高于$10^3$。其X射线谱在典型的高/软态和陡峭的幂律态之间切换。吸积盘的内径和盘的温度-光度相关性表明，P9藏有一个恒星质量的黑洞（BH）。在开始的超铝爆发，我们观察到一个很冷的外盘与硬康普顿光谱，这意味着过渡到ULX制度。当光度增加到$L\gtrsim3\times10^{39}$ erg/s时，P9显示出一个明显弯曲的光谱，可以用一个细长的圆盘或一个强烈弯曲的康普顿化日冕来描述。唯象模型表明，在超铝爆发峰值附近观测到的热盘与热径迹的延伸是一致的。利用更多的物理康普顿化盘模型，我们认为，日冕冷却和明显的盘状光谱是由软康普顿化占主导地位。高于1 keV的显著变化支持这种双组分方案。光谱演化也可以用超临界吸积模型来解释。这些都表明正则黑洞的X射线双星可以表现出ULX的性质。
2018-08-23 astro-ph.HE
Long-term X-ray spectral evolution of Ultraluminous X-ray sources: implications on the accretion flow geometry and the nature of the accretor
在几个超铝X射线源（ULX）中发现的脉动表明，一小部分ULX是由中子星（NS）上的超爱丁顿吸积提供动力的。这引发了关于ULX中NS与黑洞（BH）之比的争论，以及是什么物理机制允许ULX达到远超过其爱丁顿光度的光度：强磁场还是相当强的流出物将辐射准直到观察者。为了区分超临界吸积BH，弱或强磁化NS，我们研究了长期的X射线光谱演化的样本17 ULX，其中6个是已知的主机NS。我们结合档案数据从\chandra，\xmm \和\nustar \天文台采样范围广泛的光谱状态为每个源，并跟踪每个源的发展硬度光度图（HLD）。我们发现NS-ULX是我们样本中最难的来源之一，具有高度可变的高能发射。在此基础上，我们将M81 X-6确定为强NS-ULX候选者，其变异性与NGC 1313 X-2相似。大多数软源与未知的吸积物显示存在三个显着不同的光谱状态，我们解释调用的质量吸积率和模糊的超临界风/漏斗结构的变化。最后，我们报告在高能量（$\gtrsim$ 10 keV）在NGC 1313 X-1和Holmberg IX X-1，我们认为可能提供的手段来区分BH从NS-ULX的缺乏变化。我们认为，在我们的样本中最硬的源可能窝藏强磁化的NS，而较软的源可以解释为弱磁化的NS或BH，其中流出的存在自然解释其较软的光谱通过康普顿下散射，他们的光谱跃迁和脉冲发射的稀释，如果这些源中的一些包含NS。
2021-02-22 astro-ph.HE
