A significant excess in major merger rate for AGNs with the highest Eddington ratios at z<0.2
观测研究越来越多地发现证据，反对主要合并是触发活动星系核的主要机制。在研究了z=2时爱丁顿比最高的活动星系核和主要合并之间的联系之后，我们在这里将我们的分析扩展到z<0.2，探索相同的活动星系核参数空间。使用ESO VLT/FORS 2 B-，V-和彩色图像，我们研究了17个星系的形态与爱丁顿比>0.3的活动星系核，和25个质量和红移匹配的控制星系。为了匹配两个样本的外观，我们将合成点源添加到不活跃的比较星系中。活动星系核和不活跃星系的组合样本由19位专家根据形态扭曲的程度进行独立排名。我们将由此产生的个人排名组合成多个整体排名，从中我们得出两个样本各自的主要合并分数。最好的估计为0.41 $\pm$ 0.12的活动星系的宿主星系和0.08 $\pm$ 0.06的不活跃的星系，我们的结果意味着我们的活动星系的宿主星系有一个显着更高的合并率，无论观察到的波长或应用的方法。我们的结论是，虽然主要的合并是一个必要的机制，以触发本地高爱丁顿比活动星系核在z<0.2，起源>=50%的这个特定的活动星系核亚群仍然不清楚。
2020-09-30 astro-ph.GA
Super- and sub-Eddington accreting massive black holes: A comparison of slim and thin accretion discs through study of the spectral energy distribution
我们采用光学和紫外观测，目前的两个混响映射的样本的超爱丁顿和亚爱丁顿活动星系核相似的光度分布的SED。样品与吸积盘模型，以寻找SED的差异，取决于爱丁顿比。拟合考虑到测量BH质量和吸积率，BH自旋和源的内在红化。这两组中的所有对象都可以在0.2-1 $\,μ$ m的范围内用变红作为自由参数的薄AD模型拟合。拟合数据所需的固有红化相对较小，$E(B-V)\leq0.2$ ~mag，除了一个源。超级爱丁顿活动星系核似乎需要更多的红化。$E(B-V)$的分布与在较大的活动星系核样品中观察到的相似。最佳拟合盘模型恢复很好的BH质量和吸积的两组。然而，SED非常不同，超级爱丁顿光源需要更明亮的远紫外连续光谱。确切的数量取决于超薄光盘中紫外线辐射的可能饱和度。特别是，我们推导出的超爱丁顿源的典型的辐射热校正在5100欧姆的60-150相比，中位数的$\sim$ 20次爱丁顿活动星系核。两组中测量的相对于$λL_λ(5100Å$的环面光度相似。$α_{OX}$的分布也相似。然而，我们发现超爱丁顿源的环面覆盖因子非常小，比亚爱丁顿活动星系核小一个数量级。两组之间关于光谱范围0.2-22 $\,μ$ m的微小差异，以及与我们无法观察到的SED部分相关的显著差异，可能与一些超薄光盘模型一致。另一种解释是，目前的薄圆盘模型高估了这些物体的远紫外光度。
2016-02-21 astro-ph.GA
The fraction of AGN in major merger galaxies and its luminosity dependence
我们使用一个连接星系和活动星系核群体的唯象模型来研究活动星系核通过z~0处的主要星系合并而触发的过程。该模型使用恒星质量函数作为输入，并允许基于假设的爱丁顿比分布函数（ERDFs）的AGN光度函数的预测。我们发现，合并星系的活动星系核的数量相对于活动星系核的总数增加作为活动星系核光度的函数。这是由于更大质量的星系更有可能经历合并，并且不需要假设合并导致比长期过程更高的爱丁顿比。我们的定性分析还表明，为了与观测结果相匹配，合并星系托管活动星系核并在给定的爱丁顿值下吸积的概率必须相对于一般活动星系核人口增加约10倍。一个额外的显着增加的分数合并宿主星系之间的高爱丁顿比活动星系核导致与观测到的X射线光度函数的不一致。物理上，我们的研究结果意味着，与一般的星系人口相比，合并星系中的活动星系核的比例高10倍。然而，平均而言，合并触发不会导致爱丁顿比率大幅上升。
2018-02-12 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion and Feedback from the First Massive Seed Black Holes
超级爱丁顿吸积到大质量黑洞种子上可能在早期宇宙中很常见，那里存在快速吸积的条件。直接坍缩黑洞常被认为是再电离前宇宙中超大质量黑洞观测的一种可能的解决方案。我们在这里调查如何反馈，主要是双极射流的形式，从超级爱丁顿吸积种子黑洞将影响其随后的增长。我们发现，几乎独立的双极射流的质量负载，由射流产生的暴力外流疏散周围的黑洞种子约0.1 pc的区域。然而，喷流无法摆脱晕，它们的影响仅限于黑洞附近。外流抑制任何吸积约一个动态的时间。然后气体冷却，重新组合并回落到中心，在那里再次观察到高吸积率。总体效果是产生有效的吸积率，其值在爱丁顿率的0.1至0.5倍之间。如果这种偶然的吸积率保持5亿年，那么黑洞的质量将增加3到300倍，但远远低于在$z>6$观测到的种子变成SMBH所需的$10^4$倍。因此，直接坍缩的黑洞诞生于原子冷却晕，并经历强烈的负机械反馈，需要外部影响（例如与其他晕的快速大合并）来促进有效的吸积，并在数亿年内达到SMBH质量。
2019-04-11 astro-ph.GA
BAL Outflows are common in Low Eddington Ratio AGN
本研究利用SDSS DR16数据发现，宽吸收线类星体在低爱丁顿比率下也普遍存在，且其外流特征与高爱丁顿比率源总体相似，支持辐射压驱动外流，并提示低比率下存在额外形成机制。
2025-02-25 astro-ph.GA
An enhanced fraction of starbursting galaxies among high Eddington ratio AGNs
我们研究了1620个X射线选择的活动星系核宿主星系的恒星形成特性作为其特定X射线光度的函数（即，X射线光度每单位主机恒星质量）-爱丁顿比的代理。我们的动机是确定是否有任何证据表明，在高爱丁顿比，这可能暗示对“活动星系核反馈”的影响，恒星形成的抑制。恒星形成率（SFR）是根据赫歇尔测量的远红外光谱能量分布拟合得出的，并考虑了活动星系核的任何污染。赫歇尔未探测到的活动星系核通过叠加分析，以提供平均SFR的红移和特定的X射线光度（跨越$0.01 \lesssim L_{\rm X}/M_{\ast} \lesssim 100~L_{\odot} ~M_{\odot}^{-1}$）的箱子。经过归一化的质量和红移所产生的影响，从不断发展的星系主序列，我们发现，SFR的高比光度AGN略有增强相比，其较低的比光度对应。这表明活动星系核宿主的SFR分布随着特定的X射线光度而变化，我们发现与一般恒星形成星系群相比，高特定光度活动星系核中恒星爆发宿主的比例显着更高（即，8-10% vs. 3%）。与我们最初的动机相反，我们的研究结果表明，高比光度活动星系核更有可能居住在恒星形成水平提高的星系中。
2016-04-21 astro-ph.GA
BAT AGN Spectroscopic Survey-III. An observed link between AGN Eddington ratio and narrow emission line ratios
我们研究了观测到的黑洞质量（$M_{\rm BH}$），热光度（$L_{\rm bol}$）和爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）与光发射线比率（[NII] λ6583/Hα，[SII] λ 6716，6731/Hα，[OI] λ6300/Hα，[OIII] λ5007/Hβ，[NeIII] λ3869/Hβ，和HeII λ4686/Hβ）的硬X射线选择活动星系核。我们发现，[NII] λ6583/Hα比值与$λ_{\rm Edd}$具有显著相关性（$R_{\rm Pear}$ =-0.44，$p$ -值= $3\times10^{-13}$，σ = 0.28 dex），并且这种相关性不仅仅由$M_{\rm BH}$或$L_{\rm bol}$驱动。观察到的[NII] λ6583/Hα比值与$M_{\rm BH}$之间的相关性强于与$L_{\rm bol}$的相关性，但两者均弱于$λ_{\rm Edd}$相关性。这意味着活动星系核宿主星系的大尺度窄谱线携带着活动星系核中央引擎吸积状态的信息。我们认为，[NII] λ6583/Hα是一个有用的爱丁顿比指示器，均方根散射为0.6 dex，它可以用来测量$λ_{\rm Edd}$，从而从测量的$L_{\rm bol}$测量$M_{\rm BH}$，即使对于高红移的遮蔽活动星系核也是如此。我们简要讨论了这种相关性背后可能的物理机制，如质量…
2016-09-27 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion in the WISE-Selected Extremely Luminous Infrared Galaxy W2246-0526
我们使用光学和近红外光谱来观察静止紫外线发射线，并估计黑洞质量的WISEA J224607.56-052634.9（W2246-0526）在z = 4.601，最明亮的热尘埃遮蔽星系尚未发现的WISE。从MgII-2799 A发射线的宽分量，我们测量到一个黑洞质量log（M_BH/M_sun）= 9.6 +- 0.4。宽CIV-1549 A线是不对称的，并且显著蓝移。从蓝移校正的宽CIV线宽导出的M_BH与MgII结果一致。通过使用采样良好的SED直接测量，测辐射热光度为3.6 * 10^14 L_sun。W2246-0526的相应爱丁顿比为lambda_Edd = L_AGN / L_Edd = 2.8。这种高爱丁顿比可能达到由于吸积流中的光子捕获而使光度饱和的水平，并且对质量吸积速率不敏感。在这种情况下，W2246-0526中的M_BH增长率将超过从观测到的光度导出的表观吸积率。
2018-10-06 astro-ph.GA
Dusty Gas Accretion onto Massive Black Holes and Infrared Diagnosis of the Eddington Ratio
最近的观测有力地证明了早期宇宙中超大质量黑洞（SMBH）周围存在尘埃的证据。然而，对于含尘气体中SMBHs的吸积机制还没有很好的认识。利用一维辐射流体动力学模拟研究了尘埃云中$\sim 10^{5}~M_{\odot}$的中等质量黑洞的生长。我们发现，含尘气体到IMBHs的吸积进行温和的小波动的吸积率，而原始气体引起更激烈的周期性爆发。当尘埃与气体的质量比接近太阳附近时，时间平均光度比原始气体小一个数量级，而当初始气体密度为$n_{\rm H} = 10 - 1000~\rm cm^{-3}$时，时间平均爱丁顿比的范围为$\sim 10^{-4}$ ~ $\sim 10^{-2}$。我们的计算表明，在调节BH的增长，尘埃不透明度单独的效果是次要的尘埃辐射压力相比。我们还通过计算尘埃的热辐射得到了红外波段的光谱能量分布，并表明$λ\lesssim 20~\rm μm$和$\gtrsim 100~\rm μm$之间的通量比与爱丁顿比密切相关。BH附近的热尘埃的热辐射仅在高吸积阶段占主导地位，在$\lesssim 20~\rm μm$产生更高的通量密度。因此，我们认为，JWST的MIR观测和ALMA或Spitzer的FIR观测的组合可以用来估计大质量黑洞的爱丁顿比。
2017-04-19 astro-ph.GA
The Intrinsic Eddington Ratio Distribution of Active Galactic Nuclei in Star-forming Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey
活动星系核（AGN）的黑洞吸积率分布是河外天文学中的一个重要问题。基于X射线波长的观测，观测到的爱丁顿比分布表现为幂律，而光学研究通常产生对数正态分布。越来越多的证据表明，这些观测到的差异可能是由于恒星形成和其他选择效应的污染。使用斯隆数字巡天数据发布7星系的样本，我们测试，如果一个内在的爱丁顿比分布，采取的Schechter函数的形式是一致的，与以前的工作表明，年轻的星系在光学调查有一个观察到的对数正态爱丁顿比分布。我们模拟的人口的星系和活动星系核使用广泛的瞬时光度分布所描述的谢克特函数附近的爱丁顿极限的光发射线的属性。这个模拟的活动星系核人口进行比较，观察到的星系通过发射线激发图和爱丁顿比分布的位置。我们提出了一种改进的方法提取AGN分布使用BPT诊断，使我们能够探测超过一个数量级的爱丁顿比抵消稀释的影响，恒星形成。我们的结论是，在年轻星系的光学选择AGN，内在的爱丁顿比分布是一致的，可能是一个普遍的，广泛的幂律与指数截止，因为这种分布是在旧的光学选择星系和X射线观察。
2016-05-05 astro-ph.GA
AGN and their host galaxies in the local Universe: two mass independent Eddington ratio distribution functions characterize black hole growth
我们用唯象模型证明了局域宇宙（z < 0.1）中的黑洞生长可以用两个独立的、与质量无关的爱丁顿比分布函数（ERDF）来描述。我们假设黑洞可以分为两个独立的群体：那些具有辐射效率的吸积，主要是由光学蓝色和绿色星系，和那些辐射效率低的吸积，主要是在红色星系中发现。以观测到的星系恒星质量函数为输入，我们证明了观测到的活动星系核光度函数可以用质量无关的、破幂律的ERDFs来再现。我们使用所观察到的硬X射线和1.4 GHz的无线电光度函数来约束的ERDF辐射有效和低效AGN，分别。我们还测试了替代ERDF形状和质量相关模型。我们的结果是一致的质量独立AGN分数和AGN主机被随机抽取的星系人口。我们认为ERDF不是由星系尺度效应形成的，而是由物质如何有效地从内部几个秒差距输送到吸积盘。我们的结果是不兼容的最简单形式的质量淬火大质量星系主机较高的吸积率活动星系核。此外，如果达到一定的爱丁顿比是维持模式的充分条件，那么它可以发生在所有的红色星系中，而不仅仅是最大的星系。
2017-07-17 astro-ph.GA
Dependence of the Radio Emission on the Eddington Ratio of Radio-Quiet Quasars
大约10%的类星体是“无线电大声”的，在大型喷流中产生大量的无线电发射。其余90%类星体的低水平射电辐射的来源尚不清楚。利用甚长基线射电望远镜阵对八个射电宁静类星体进行观测，发现它们的射电性质强烈地依赖于它们的爱丁顿比（r_Edd=L_AGN/L_Edd）。在较低的Eddington比（r_Edd < 0.3）下，活动星系核的射电辐射主要来自一个非常致密的区域，可能与吸积盘一样小。在更高的爱丁顿比（r_Edd > 0.3），这个紧凑区域的相对贡献显着减少，虽然总的无线电功率保持不变，现在的发射来自区域>100 pc大。无线电发射等离子体区域的物理起源与r_Edd的变化是出乎意料的，因为无线电大声类星体的性质与爱丁顿比无关。我们的研究结果表明，在较低的爱丁顿比的磁化等离子体很可能是由吸积盘日冕限制，只有在较高的爱丁顿比逃逸到更大的规模。恒星质量的黑洞表现出类似的依赖性，其无线电特性的吸积率，支持的范式，统一的吸积到整个质量范围的黑洞。
2022-08-02 astro-ph.GA
The Balmer Break and Optical Continuum of Little Red Dots from Super-Eddington Accretion
本研究通过半解析大气模型和辐射输运计算，证明超爱丁顿吸积系统可同时产生小红点的巴耳末跃变和红色光学颜色，无需外部气体吸收或尘埃红化，并预测了几何厚球形吸积流模型与观测相符。
2025-10-27 astro-ph.GA
Super-Eddington Accretion in Tidal Disruption Events: the Impact of Realistic Fallback Rates on Accretion Rates
在恒星被大质量黑洞潮汐分裂后，分裂的恒星碎片可以以大大超过其爱丁顿极限的速度落回黑洞。为了了解黑洞质量如何影响潮汐破坏事件中超级爱丁顿吸积的持续时间，我们首先运行一套模拟的破坏太阳系恒星的超大质量黑洞的质量变化，直接测量回落率到洞，我们比较这些回落率的分析预测的“冻结”模型。然后，采用零伯努利吸积流作为黑洞吸积流的解析表达式，研究了黑洞的吸积率随更精确的回退率的变化规律.我们发现，数值模拟的回退率产生吸积率的洞，可以根据黑洞质量，是近一个数量级大于冻结近似预测。我们的研究结果提出了新的限制最大黑洞质量的超爱丁顿吸积发生在潮汐破坏事件。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Electromagnetic Vortex solitons in the magnetospheres of super-Eddington AGN
研究了超爱丁顿活动星系核（AGN）电子正电子等离子体中电磁涡旋孤子的传播和动力学。这种结构的存在和稳定性证明了高度透明的AGN等离子体介质。动力学特征和相应的观测签名的可能影响进行了讨论。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
The effects of super-Eddington accretion and feedback on the growth of early supermassive black holes and galaxies
本研究通过宇宙学模拟比较了爱丁顿限制与超爱丁顿吸积对早期超大质量黑洞及宿主星系增长的影响，发现超爱丁顿吸积导致黑洞爆发式增长和星系更延展，且模拟结果与JWST观测一致。
2025-01-22 astro-ph.GA
The Eddington Ratio Distribution of Narrow Line Active Galactic Nuclei
The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；University of California Observatories, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校加州大学天文台）；Wells Fargo（富国银行）；Department of Physics and Astronomy, Siena College（锡耶纳学院物理与天文学系）
研究通过MaNGA数据测定了局部光学窄线活动星系核的埃登顿比分布，探讨AGN反馈理论。利用线比诊断技术确定AGN星系的Hβ和[OIII]辐射强度，并分析特定恒星形成率与恒星质量对AGN活动的影响。
2026-05-08 astro-ph.GA
The importance of super-Eddington black hole accretion for the emergence of massive quiescent galaxies at high redshift
Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（达勒姆大学物理系计算宇宙学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
研究发现COLIBRE模拟通过允许超爱丁顿吸积，成功再现了JWST观测到的高红移大质量宁静星系丰度，超爱丁顿吸积贡献了约50%的黑洞质量增长。
2026-06-16 astro-ph.GA
Stellar and black hole assembly in z<0.3 infrared-luminous mergers: intermittent starbursts vs. super-Eddington accretion
我们研究恒星和黑洞的质量组装在一个样本的42个红外发光星系合并在z<0.3的辐射转移模型与档案措施的分子气体和黑洞质量相结合的结果。恒星质量、分子气体质量和黑洞质量之间的比值与z<0.3的大质量富气星系的比值一致。先进的合并可能会显示增加的黑洞质量恒星质量比，从活动星系核的过渡到椭圆形一致，并意味着大量的黑洞质量增长的过程中合并。恒星形成率相对于当地的主序增强，在星爆中为100倍，在宿主中为1.8倍。星暴恒星的形成率似乎不同的恒星形成的主序在所有的红移至少z~5。星爆可能更喜欢合并的后期，但在任何合并阶段都可以观察到。我们没有发现证据表明，在这些低红移系统的恒星暴大大增加了恒星的总质量，与软上限的恒星质量增加从恒星暴活动的一个因素约为2。相比之下，12个天体显示了与后期合并有关的超级爱丁顿吸积的证据，这表明许多红外发光合并的活动星系核经历了超级爱丁顿阶段。超爱丁顿阶段可能使黑洞质量增加一个数量级，在44+/-2200万年的时间内吸积效率为42+/-33%。我们的结果表明，超爱丁顿吸积是一个重要的黑洞的增长渠道，在所有的红移红外光星系。
2022-04-29 astro-ph.GA
Super-Eddington accretion in high-redshift black holes and the emergence of jetted AGN
本研究利用 DELPHI 半解析模型探讨高红移黑洞与宿主星系共同演化，发现超爱丁顿吸积模型在中等质量区间预测黑洞质量函数存在间隙，并在高红移下使黑洞质量显著增加，同时模拟了活动星系核喷流的占空比及其对观测数密度的影响。
2024-03-22 astro-ph.GA
Searching for Super-Eddington Quasars using a Photon Trapping Accretion Disc Model
在超大质量黑洞（SMBH）形成和演化的背景下，以超过爱丁顿极限的速率吸积到黑洞上的问题已经讨论了很长时间，这为大质量类星体在高红移（z $\gtrsim$ 7）的存在提供了一个可能的解释，同时也对SMBH在以后的时代的增长产生了影响。然而，目前还不清楚这种“超级爱丁顿”吸积是否发生在SMBH，它是多么普遍，或者是否每个SMBH可能会遇到它。在这项工作中，我们调查的观测结果的一个简单的模型的超级爱丁顿吸积流-一个光学厚，几何薄吸积盘（AD）的最内部的部分经历严重的光子捕获，其随着增大的吸积速率而增强。由此产生的光谱能量分布（SED）显示出显著缺乏静止帧UV，甚至光学光子。使用网格的模型SED跨越参数空间（包括SMBH质量和吸积率）的范围很广，我们发现，大型光学类星体的调查（如SDSS）可能会错过这些发光系统的大部分。然后，我们提出了一组跨光学和红外颜色空间的颜色选择标准，旨在在两个宽场调查中选择超级爱丁顿SED（例如，使用SDSS、2 MASS和WISE）以及深和窄场勘测（例如，COSMOS）。建议的选择标准是必要的第一步，在建立对流影响的超爱丁顿吸积到SMBHs在早期宇宙时代的相关性。
2020-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion in Quasars
本文综述类星体中超大质量黑洞超爱丁顿吸积的观测识别、极端光谱特征、早期黑洞增长证据及其作为宇宙学距离指示器的潜力。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Observational Difference Between the Accretion Disk-Corona Connections among Super- and Sub-Eddington Accreting Active Galactic Nuclei
我们提出了一个系统的X射线和多波长的研究样本的47个活动星系核（AGN）的混响映射测量。该样本包括21个超爱丁顿吸积活动星系核和26个亚爱丁顿吸积活动星系核。使用高状态观测与同时X射线和UV/光学测量，我们调查是否super-Eddington吸积活动星系核表现出不同的吸积盘-日冕连接相比，sub-Eddington吸积活动星系核。我们发现X射线到紫外/光谱斜率参数（$α_{\rm OX}$）和单色光度在$2500~Å$（$L_{\rm 2500~Å}$）的超级和子爱丁顿子样本之间的紧密相关性。最佳拟合的$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系是一致的整体，表明超爱丁顿吸积活动星系核不是特别的X射线弱，一般相比，次爱丁顿吸积活动星系核。我们发现$α_{\rm OX}$的依赖性的爱丁顿比（$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd}$）和黑洞质量（$M_{\rm BH}$）参数为我们的全部样本。多变量线性回归分析产生$α_{\rm OX}=-0.13 {\rm log}(L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd})-0.10 {\rm log}M_{\rm BH}-0.69$，其散点与$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系相似。硬（静止帧$>2\rm ~keV$）X射线光子指数（$Γ$）是强相关的$L_{\rm Bol}/L_{\rm E…
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation pressure and absorption in AGN: results from a complete unbiased sample from Swift
在明亮的活动星系核（AGN）附近，外辐射压力可以超过气体云向内的引力。这就在观测到的柱密度-爱丁顿分数平面上为长寿命的尘埃云创造了一个禁区。(The爱丁顿分数lambda_Edd是活动星系核的辐射热光度与其黑洞质量的爱丁顿极限的比值。Swift/BAT星表是迄今为止最完整的活动星系核硬X射线选择样本，包含97个低红移活动星系核，并给出了它们的柱密度N_H和黑洞质量的计算结果。利用最近的辐射热校正得到了源的爱丁顿分数，并将源标绘在N_H -λ_Edd平面上。只有一个源位于禁带中，由于电离的热吸收体，它具有大的N_H值，从而降低了辐射压。源粒子数的有效爱丁顿极限表明，在更明亮的天体中，高密度的云位于内部的几个pc内，中心的黑洞提供至少一半的质量。我们的结果表明，辐射压确实影响了星系内部核球中气体云的存在。我们简要地讨论了如何N_H -λ_Edd平面可能演变到更高的红移时，由于辐射压力的反馈可能已经很强。
2009-01-02 astro-ph.GA
Eddington-Limited Accretion in z~2 WISE-selected Hot, Dust-Obscured Galaxies
热，尘埃模糊星系，或“热狗”，是一种罕见的，尘埃，超亮星系人口发现的智慧任务。主要是在红移2-3，它们包括宇宙中最明亮的已知星系。它们的高光度可能来自于高度遮蔽的超大质量黑洞（SMBH）的吸积。我们利用Keck/MOSFIRE和Gemini/FLAMINGOS-2对5个z~2热犬的SMBH质量进行了初步测量。我们检测到广泛的H_α发射在所有五个热狗。我们发现这些热DOG（~ 10^{9} M_sun）的相应SMBH质量，它们的爱丁顿比接近于1。这些z~2的热狗是在给定黑洞质量下最亮的活动星系核，这表明它们以黑洞的最大速率吸积。已知的z~6类星体也有类似的性质。我们的研究结果是一致的情况下，热狗代表一个过渡，高吸积阶段之间的模糊和清晰的类星体。热DOG可能标志着红类星体和光学类星体阶段之前的一个特殊的演化阶段，它们可能存在于其他宇宙时代。
2017-12-06 astro-ph.GA
The Relationship Between Eddington Ratio and Column Density in U/LIRG AGN
本文通过计算九个U/LIRG AGN的爱丁顿比率，验证红外选AGN是否遵循辐射压调控的生长模式，发现现有样本虽少但与理论一致，并建议扩大动力学黑洞质量测量样本以进行更严格检验。
2025-06-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic X-ray reverberation from super-Eddington accretion flow
X射线反射是一种强有力的技术，它利用被吸积盘反射的日冕辐射的回波来绘制出黑洞周围的吸积盘内部区域的结构。虽然X射线混响理论几乎完全是针对标准薄盘发展起来的，但最近已经从可能的超爱丁顿吸积源（如喷射潮汐破裂事件Swift J1644+57）观察到了混响滞后。本文将X射线反射研究扩展到超爱丁顿吸积区，重点研究Fe Kα线区的滞后现象。我们发现日冕光子主要被从超爱丁顿吸积流发射的快速光学厚风反射，这种漏斗状反射几何产生了具有独特特征的滞后频率谱和滞后能谱。滞后频谱在第一个过零点附近呈现阶梯状衰减。因此，滞后能量谱的形状几乎与频带的选择无关，并且在很大的参数空间范围内与黑洞质量成线性比例。这些形态上的差异不仅可以用来区分超爱丁顿吸积系统从子爱丁顿系统，他们也是关键约束的反射几何和提取参数从观察到的滞后。在解释Swift J1644+57的X射线反射滞后时，我们发现超爱丁顿盘的几何形状比薄盘更好，我们通过拟合滞后谱得到了500 - 600万太阳质量的黑洞和10个引力半径左右的日冕高度。
2021-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recipes for Jet Feedback and Spin Evolution of Black Holes with Strongly-Magnetized Super-Eddington Accretion Disks
本文通过广义相对论辐射磁流体动力学模拟，建立了磁化停滞盘吸积黑洞的磁化强度、喷流效率和自旋演化公式，揭示超爱丁顿吸积会驱使黑洞自旋趋向于零，对活动星系核反馈和宇宙学自旋演化具有重要应用价值。
2023-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Imprints of the super-Eddington accretion on the quasar clustering
超爱丁顿质量吸积被认为是形成超大质量黑洞的有效机制。我们使用一个基于大体积宇宙学$N$体模拟的星系和类星体形成的新半解析模型研究了超爱丁顿吸积过程的辐射效率对类星体成簇的影响。我们的模型包括一个简单的类星体的辐射效率模型，它模仿了光子捕获的高质量吸积率的效果。我们发现，辐射效率模型影响类星体光度与类星体晕质量之间的关系。当类星体光度没有上限时，类星体晕质量对类星体光度的依赖性很弱。另一方面，当类星体的光度受其爱丁顿光度限制时，它对类星体的光度有显著的依赖性。在后一种情况下，类星体的偏置也依赖于类星体的光度，亮类星体的偏置与观测结果一致。我们的结果表明，类星体聚集研究可以为吸积盘模型提供约束。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Infrared Medium-deep Survey. IV. Low Eddington Ratio of A Faint Quasar at $z\sim6$: Not Every Supermassive Black Hole is Growing Fast in the Early Universe
到目前为止，大多数在$z\sim6$发现的发光类星体都是以爱丁顿比（$λ_{\rm{Edd}}\sim1$）处于最大吸积状态，这表明早期宇宙的核活动增强。然而，这可能不是超大质量黑洞（SMBH）生长的全貌，因为以前的研究还没有涉及到更有可能拥有低$λ_{\rm{Edd}}$的SMBH的微弱类星体。为了更好地了解早期宇宙中类星体的吸积活动，我们获得了一个类星体IMS J220417.92+011144.8（以下简称IMS J2204+0112）的深近红外光谱，它是$z\sim6$发现的最暗类星体之一。从近红外光谱中的红移C IV $λ1549$发射线，我们发现IMS J2204+0112拥有一个大约10亿太阳质量的SMBH和$λ_{\rm{Edd}} \sim 0.1$，但这两个量都有很大的不确定性（0.41 dex）。IMS J2204+0112在$z\sim6$的类星体中具有最低的爱丁顿比，但在$z\sim2$的类星体中具有共同的值。它的低$λ_{\rm{Edd}}$可以用两种情况来解释; SMBH从恒星质量黑洞通过短持续时间的超爱丁顿吸积事件或从大质量黑洞种子（$\sim10^{5}\,M_{\odot}$）与爱丁顿有限吸积的增长。更微弱的类星体的近红外光谱需要更好地了解在$z \sim 6$的SMBH吸积活动。
2018-02-08 astro-ph.GA
Variability Selected Active Galactic Nuclei from ASAS-SN Survey: Constraining the Low Luminosity AGN Population
低光度活动星系核（LLAGN）探测低爱丁顿区的吸积物理，可以提供星系演化的额外线索。活动星系核的可变性是普遍存在的，因此提供了一个可靠的工具，寻找活动星系核。我们用$g<14$和Sloan数字巡天光谱分析了1218个星系的超新星全天空自动巡天光变曲线。我们发现37个对象，都是可变的，并具有活动星系核的结构功能，这是约3%的样本。大部分的活动星系核是爱丁顿比在$10^{-4}$到$10^{-2}$之间的LLAGN。因此，我们估计的分数LLAGN人口的星系为2%下降到一个中位数爱丁顿比$2\times10^{-3}$。结合BPT线比诊断和宽线活动星系核，高达$\sim$ 60%的活动星系核候选者被光谱证实。BPT诊断也将10-30%的候选者归类为恒星形成星系，而不是AGN。
2022-04-25 astro-ph.GA
How the super-Eddington regime affects black hole spin evolution in high-redshift galaxies
通过对孤立暗物质晕中星系的三维流体动力学模拟，我们跟踪了黑洞（BH）在其生长过程中经历超爱丁顿阶段的自旋参数$a$的演化.这一制度，怀疑伴随着强大的喷流外流，预计将减少BH的自旋幅度。我们结合超爱丁顿吸积与子爱丁顿阶段（类星体和无线电模式），并遵循BH自旋演化。由于超爱丁顿事件的频率较低，在这种情况下的相对论喷流不能有效地降低自旋的幅度，因为类星体模式中的薄盘吸积不可避免地增加了BH自旋。由于超爱丁顿事件的反馈，超和亚爱丁顿吸积的结合并不导致自旋演化的简单显式表达式。假设超爱丁顿反馈始终较弱，可以使用解析表达式来计算$a\lesssim0.3$的演化。最后，从低自旋星等开始的黑洞能够增长到最高质量，如果它们最初开始与银河系盘不对齐，它们通过逆行吸积获得少量的吸积。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray fluorescence from super-Eddington accreting black holes
X射线混响已被证明是一种强有力的工具，能够探测致密物体周围吸积盘的最内部区域。目前的理论研究通常假设圆盘在几何上是薄的，光学上是厚的，并且以开普勒速度运行。因此，这些模型不能适用于系统的超爱丁顿吸积发生，因为薄盘近似失败，在这种吸积制度。此外，国家的最先进的数值模拟表明，光学厚风发射的超级爱丁顿吸积盘，从而改变了反射几何显着从薄盘图片。我们进行了理论研究这一主题的重点是铁K $α$荧光线产生的超爱丁顿磁盘，并表明，他们的线轮廓形状的漏斗几何形状和风加速度。我们还系统地比较了Fe线的轮廓从超爱丁顿厚磁盘薄磁盘，并发现前者更蓝移和对称的形状。这些结果与观测到的Fe K $α$线一致，该线来自喷射潮汐破裂事件Swift J1644，在该事件中，恒星碎片形成了瞬态的超爱丁顿吸积盘。因此，仔细分析的Fe K $α$线轮廓可以用来识别系统进行超爱丁顿吸积。
2019-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sustained super-Eddington accretion around neutron stars & black holes
本文通过半解析计算平流主导流的速度表达式，推导出中子星和黑洞周围细吸积盘实现持续超爱丁顿吸积的条件，并考虑磁场截断对中子星情形的影响，表明此类吸积几乎总是可能发生。
2023-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling Reconstructed Images of Jets Launched by SANE Super-Eddington Accretion Flows Around SMBHs with the ngEHT
超大质量黑洞（SMBH）周围的潮汐破裂事件（TDEs）是研究超爱丁顿吸积盘的潜在实验室，有时会产生射电和亚毫米波段的强喷流或外流。在这项工作中，我们从广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）模拟的BH吸积盘/喷流系统，假设TDE导致在一个磁化吸积盘周围的BH吸积在$\sim 12-25$倍的爱丁顿吸积率模型的热同步辐射的射流。通过与下一代事件视界望远镜（ngEHT）和图像重建分析的综合观测，我们证明，TDE喷流可能提供引人注目的目标，在本工作中探索的模型的背景下。特别是，我们发现，喷气机发射的SANE超爱丁顿磁盘周围的自旋$a_*=0.9$达到ngEHT检测阈值在大的距离（高达100兆秒差距在这项工作中）。一个双温度等离子体在射流或较弱的射流，如自旋$a_*=0$模型，需要一个更近的距离，因为我们证明在10 Mpc的$a_*=0,\,\mathcal{R}=1$或$a_*=0.9,\, \mathcal{R}=20$的限制情况下检测。我们还表明，TDE喷流可能会出现作为超光速源，如果BH是快速旋转和射流被视为近面对。
2022-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Local Black Hole Scaling Relations Imply Compton Thick or Super Eddington Accretion
最近对用于估计黑洞局部质量密度的黑洞标度关系的分析表明，标度关系的归一化应增加约五倍。局部黑洞质量密度通过类星体体积密度的时间积分与吸积的平均辐射效率相联系。这种对辐射效率的估计与理论上从薄盘吸积中预期的辐射效率之间的对应关系长期以来一直被用作黑洞的大部分增长是通过发光吸积发生的论点。黑洞中质量密度的增加将平均观测到的辐射效率推到低于对于任何黑洞自旋值的薄盘吸积所预期的值，包括逆行的吸积盘。这可以通过本质上辐射效率低的黑洞生长通道来适应，例如超爱丁顿吸积，或者通过本质上辐射效率高但观察到很少光子的生长通道来适应，例如康普顿厚吸积。在X射线背景中的30 keV峰值的测量表明康普顿厚源的显著人口，这可以解释局部黑洞质量密度的变化的一些，但不是全部。如果这一结果被视为超爱丁顿吸积是普遍存在的证据，那么与宇宙在该红移处的年龄相比，它大大降低了与观测到的z=7类星体的生长时标相关的张力。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative hydrodynamical simulations of super-Eddington accretion flow in tidal disruption event: the accretion flow and wind
本研究通过辐射流体动力学模拟探究潮汐瓦解事件中回落碎片的吸积比例，发现不同质量黑洞的吸积率存在差异，且超爱丁顿阶段均会产生高速高功率风，为研究风与核周介质的相互作用提供了依据。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
How a Klein-Nishina Modified Eddington limited accretion explains rapid black hole growth in the early universe
本文通过引入基于 Klein-Nishina 公式的修正电子截面，提出内盘准球形流吸积模型，使黑洞在遵循爱丁顿极限下仍能快速增长，将超大质量黑洞形成时间最多减少47%，解决了早期宇宙黑洞快速增长与爱丁顿极限的矛盾。
2025-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Wind Dynamics of Super-Eddington Sources in FRADO
我们利用非流体动力学的2.5维模拟方法，研究了基于尘埃辐射压力的吸积盘上物质的动力学行为。我们假设一个超吸积盘的吸积率为10倍的爱丁顿率与中央黑洞的质量范围从$10^7$到$10^9 M_{\odot}$。如此高的吸积率是极端源的特征。结果表明，对于高吸积体，基于FRADO模型的辐射尘埃驱动机制总是导致盘表面的大量外流，并且失败风仅在较大半径处发展。流出率强烈地依赖于黑洞的质量，并在光学厚的能量驱动的解决方案可以超过吸积率大于$10^ 8 M_{\odot}$的质量，但动量驱动的流出不超过吸积率，即使是超爱丁顿吸积，因此不违反所采用的定常性的磁盘。然而，即使在这种情况下，从盘流出也意味着强烈的机械反馈。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Weakness of X-rays and Variability in High-redshift AGNs with Super-Eddington Accretion
本文提出高密度日冕包裹的超爱丁顿吸积盘模型，解释JWST高红移宽线AGN的X射线微弱、光谱偏软及紫外/光学变率受抑现象。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the relation between hard X-ray photon index versus accretion rate for super-Eddington accreting quasars
研究了超爱丁顿吸积类星体和亚爱丁顿吸积类星体的硬X射线光子指数（$Γ$）与吸积率的关系是否不同.我们从斯隆数字巡天数据发布14类星体目录中构造了113个亮类星体的样本，其中38个类星体作为超级爱丁顿子样本，75个类星体作为次爱丁顿子样本。我们推导出黑洞质量使用一个简单的历元维里质量公式的基础上的${\rm Hβ}$线，我们使用标准的薄盘模型推导出无量纲吸积率（$\dot{\mathscr{M}}$）为我们的样本。这些类星体的X射线数据是从钱德拉和XMM-牛顿档案中收集的。我们使用单一幂律模型拟合硬X射线光谱以获得$Γ$值。我们发现超级爱丁顿子样本的$Γ$和$\dot{\mathscr{M}}$之间存在统计学显著相关性（$R_{\rm S}=0.43$，$p=7.75\times{10}^{-3}$）。亚爱丁顿子样本的$Γ$相关性也很显著，但较弱（$R_{\rm S}=0.30$，$p=9.98\times{10}^{-3}$）。线性回归分析显示，超级和亚爱丁顿子样本的${\rm Γ}=(0.34\pm0.11){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.71\pm0.17)$和${\rm Γ}=(0.09\pm0.04){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.93\pm0.04)$分别。两个子样本的$Γ$ - $\dot{\mathscr…
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
BAL QSOs and Extreme UFOs: the Eddington connection
我们建议一个共同的物理起源连接快速，高度电离的风（UFO）在附近的活动星系核，和较慢的和较低的电离风的BAL类星体。主要的区别是风中的质量损失率，这最终取决于大尺度上质量向中心超大质量黑洞（SMBH）输送的速率。这在大多数UFO中低于爱丁顿吸积率，在极端的UFO中略高于爱丁顿，如PG 1211 +143，但在BAL类星体中高达$\sim 10-50$倍。对于不明飞行物来说，这意味着黑洞的吸积率和风的质量损失率最多与爱丁顿相当，产生快速，高度电离的风。相反，BAL类星体黑洞有轻微的超爱丁顿吸积率，驱动风的质量损失率明显超爱丁顿，因此速度较慢，电离程度较低。这张照片正确地预测了观测到的风的速度和电离状态，包括最近在SDSS J1106+1939中发现的风。我们认为，发光活动星系核可能会演变通过一个序列从BAL类星体通过LoBAL不明飞行物产生的塞弗特或类星体作为他们的爱丁顿因素下降期间，一个明亮的吸积事件的衰减。LoBALs对应于一个短暂的阶段，在此阶段中活动星系核的辐射压力在很大程度上抽空了电离锥，但在大规模吸积率下降到爱丁顿值之前。我们表明，亚爱丁顿风率将产生一个$M - σ$关系躺在上面观察到的。我们的结论是，重要的SMBH质量增长必须发生在超级爱丁顿阶段，无论是作为BAL类星体，极端的不明飞行物，或从直接观察模糊。
2013-04-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Structure and Evolution of BASS AGN through Eddington Ratios
我们使用Swift-BAT 70个月/BASS DR 2调查，在低和高遮蔽度（log NH <= 22和22 < log NH < 25）的箱中限制了局部活动星系核的固有埃丁顿比（\lamEdd）分布函数。我们解释的部分模糊AGN的环核几何和时间演化。具体来说，在低爱丁顿比（log lamEdd < -2）时，活动星系核模糊的数量是未模糊的数量的4倍，反映了环核物质的覆盖因子（0.8，或环面张开角约34度）。在高爱丁顿比（\log lamEdd > -1）时，趋势相反，为< 30% of AGN having log NH >22，我们认为这主要是由于在高度模糊状态下花费的时间很小。考虑到窄线和宽线活动星系核的爱丁顿比分布函数，我们看到了一个定性相似的图像。为了解开时间和几何效应在高lamEdd，我们探索合理的清除方案，使时间加权覆盖因子与观察到的人口比例一致。我们发现，在高lamEdd下，活动星系核的遮蔽率很低，这主要是由于覆盖因子下降得非常快，超过一半的时间都花在了< 10%的覆盖因子上。我们还发现，几乎所有的活动星系核在高lamEdd时都表现出一些宽线。我们认为这是因为耗尽环的高度低于宽线区的高度，使得宽线区从所有视线都可见。
2022-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington growth of black holes in the early Universe: effects of disk radiation spectra
为了研究早期宇宙中黑洞的快速增长，我们研究了质量为$M_{\rm BH}$的黑洞（BH）在密度为$n_{\infty}$的初始均匀气体云中吸积流的性质.在以前的工作中，从外部的邦迪半径的超爱丁顿吸积的条件进行了研究，假设在中心BH附近产生的辐射有一个单一的幂律谱$ν^{-α}$在$hν\geq 13.6~{\rm eV}$（$α\sim 1.5$）。然而，辐射光谱依赖于BH质量和吸积率。在这里，我们进行二维多频辐射流体动力学模拟考虑到更现实的辐射光谱与核吸积盘的属性。我们发现，过渡到超爱丁顿吸积的条件是减轻了广泛的质量（$10\lesssim M_{\rm BH}/M_{\odot} \lesssim 10^6$），因为吸积盘光谱的光电离效率低于那些单次幂律谱。对于圆盘光谱，由于辐射光谱变得太硬而不能吸收气体，因此在较低的BH质量下更有可能发生超爱丁顿跃迁。即使当吸积流暴露于各向异性辐射，由于辐射光谱的影响收缩的电离区域，并可能导致过渡到一个完全中性的吸积阶段。最后，通过推广我们的模拟结果，我们构建了一个新的分析标准所需的超爱丁顿吸积; $(M_{\rm BH}/10^5~M_{\odot}) (n_{\infty}/10^4~{\rm cm^{-3}}) \gtrsim 2.4~ (\langleε\rangle /100~{\rm eV})^{-5/9}$，其中$\langle…
2019-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Simple Condition for Sustained Super-Eddington Black Hole Growth
宇宙学中最紧迫的问题之一是，在大爆炸后的10亿年内，为高红移类星体提供动力的黑洞（BH）是如何成长为超大质量的。在这里，我们表明，持续的超爱丁顿吸积可以实现与爱丁顿分数$f_{\rm Edd}$ > 2/ $ε$的黑洞，其中$ε$是在吸积过程中产生的辐射的效率。在这种情况下，辐射携带的动量太少，无法阻止吸积流，下落的气体捕获了辐射。BH生长然后不受阻碍地进行，直到气体供应被耗尽，与以较低速率的吸积形成对比，该较低速率的吸积受到吸积过程中产生的辐射的限制。在大质量高红移类星体宿主星系中的大量气体供应可能很容易通过这种供应有限的吸积模式吸积到种子黑洞上，为这种超大质量黑洞如何在早期宇宙中组装提供了解释。这种持续的超爱丁顿增长也可以解释推断的寿命短的H II地区周围的高红移类星体，如果大部分的BH增长发生没有相关的辐射逃逸到星系际介质。这进一步意味着，一群被遮蔽的快速增长的黑洞可能很难被探测到，这也许可以解释为什么只有很少的类星体的爱丁顿分数高于几个。最后，这个简单的持续超爱丁顿增长的条件可以很容易地在宇宙学模拟中实现，可以用来评估它发生在什么环境中。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic Broad-band X-ray Study of super-Eddington Accretion onto Supermassive Black Holes. I. X-ray Continuum
我们首次利用同步的{ \it NuSTAR}和{ \it XMM-Newton}或{ \it Swift}/XRT观测对8个具有爱丁顿比$1<λ_{\rm Edd}<426$的超爱丁顿吸积活动星系核进行了系统的宽带X射线研究。我们发现，SEAMBHs显示出陡峭的主要连续斜率的源吸积在超爱丁顿制度，主要是由相对论反射。铁K $α$发射线的源，我们的样品显示相对论加宽。此外，铁K $α$线的窄分量的等效宽度遵循“X射线鲍德温”效应，也称为“岩泽-谷口”效应。我们发现一个统计学上显着的相关性之间的光子指数的主要幂律和爱丁顿比，与过去的研究一致。此外，正如对超爱丁顿源的预期，我们分析的源的反射分数的中值是一个因子$\sim 2$高于从BASS样品的1型活动星系核的反射分数的中值。我们能够估计我们的样品的三个源的日冕温度：Mrk\，382（$kT_e=7.8$ \，keV），PG\，0026 +129（$kT_e=39$ \，keV）和IRAS\，04416 +1215（$kT_e=3$ \，keV）。从SEAMBHs源在密度-温度图上的位置可以看出，在超爱丁顿活动星系核中，与低爱丁顿比活动星系核一样，X射线日冕是由电子对的产生和湮灭控制的。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Sub-Eddington accretion Flows in AGN: Origin of Soft X-ray Excess and Rapid Time Variabilities
本文研究了当赛弗特星系的光度超过爱丁顿光度（$L_{\mathrm{Edd}}$）的0.1%时，观测到的软X射线过剩分量的来源。利用辐射磁流体动力学程序CANS+R模拟了辐射无效吸积流中稠密团的演化过程。当$10^7M_{\odot}$黑洞的吸积率超过爱丁顿吸积率（$\dot M_{\rm Edd}=L_{\rm Edd}/c^2$，其中$c$是光速）的10%时，由于辐射冷却，致密的斑点垂直收缩，并形成汤姆逊厚，相对较冷的（$\sim10^{7-8}$ K）区域。冷区与黑洞附近的光学薄热（$T\sim10^{11}~\mathrm{K}$）RIAF共存。冷盘负责软X射线发射，而硬X射线是从热的内部吸积流发射。软X射线发射区与黑洞附近的光学薄、热（$T \sim 10^{11}~\mathrm{K}$）、辐射效率低的吸积流（RIAF）共存。这种冷热吸积流的混合结构与从“外观变化”的活动星系核（CLAGN）观测到的硬和软X射线发射是一致的。此外，我们还发现在软X射线发射区存在准周期振荡。这些振荡可能是CLAGN中观察到的快速X射线时间变化的起源。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rest-frame Optical Spectroscopy of $z \sim 2$ Quasars with Steep Hard X-ray Spectral Shapes: X-ray Selection of Super-Eddington Accretion and Verification
本研究通过观测9个高红移类星体的近红外光谱，检验了利用陡峭硬X射线光子指数选择超爱丁顿吸积类星体的方法，发现该方法颇具前景但需更大样本验证可靠性。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Is radio jet power linearly proportional to the product of central black hole mass and Eddington ratio in AGN?
本文提出了一个射电喷流功率与活动星系核中心黑洞质量和爱丁顿比的乘积之间关系的模型，并用文献资料对该模型进行了检验。我们发现，射电喷流功率与BH质量（$m$在太阳质量中的分量）和爱丁顿比（$λ$）的乘积成正相关，但不是线性关系，并且在射电星系和Seyfert星系中，相对低吸积（$λ<0.1$）活动星系核（$P_{j}\propto (λm)^μ$）的幂律指数（$μ$）明显小于1。这导致射电响度与低光度活动星系核的$λm$之间的负相关，即$R\propto (λm)^ρ$与$ρ=(7/6)μ-1<0$，这可能归因于BH自旋对总喷流功率的贡献，假设自旋诱导喷流随着吸积率的增加而逐渐被抑制。然而，对于高z类星体，往往表现出斜率$μ\geq1$，射电响度和光盘光度之间的正相关关系的预测。我们讨论了高z FRII类星体的喷流功率可能是由吸积盘，而不是由BH自旋主导。
2014-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hoyle-Lyttleton accretion on to black hole accretion disks with super-Eddington luminosity for dusty gas
研究了中心源为黑洞吸积盘的尘埃气体的Hoyle-Lyttleton吸积。通过求解运动方程，考虑到辐射力，这是衰减的灰尘吸收，我们揭示了稳定的结构，周围的中心物体的流动。我们发现，质量吸积率往往增加与流动的光学厚度的增加和气体可以吸积，即使盘的光度超过爱丁顿光度的尘埃气体，因为辐射力被削弱的衰减通过灰尘的吸收。当气体从旋转轴的方向流动时，对于具有$Γ^{'}=3.0$的盘，吸积率约为$τ_{\rm{HL}}=3.3$的Hoyle-Lyttleton吸积率的93%，对于$τ_{\rm{HL}}=1.0$为零，其中$Γ^{'}$是尘埃气体的爱丁顿比，$τ_{\rm{HL}}$是Hoyle-Lyttleton半径的典型光学厚度。由于沿盘面方向的辐射通量较小，辐射力不能阻止来自盘面附近方向的气体吸积。对于$τ_{\rm{HL}}=3.3$和$Γ^{'}=3.4$，虽然在$Θ=0$的情况下吸积是不可能的，但在$Θ=90$的情况下吸积率是Hoyle-Lyttleton的28%，其中$Θ$是气体来自的方向与盘的旋转轴之间的角度。我们还获得了相对较高的吸积光度，实现时的吸积率的盘到BH是通过考虑到辐射的影响的Hoyle-Lyttleton机制一致。这意味着在稠密的尘埃气体中运动的中等质量黑洞被认为是红外波段的发光物体。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
How the super-Eddington regime regulates black hole growth in high-redshift galaxies
超级爱丁顿吸积是一种可能解释$\sim 10^9\rm\, M_\odot$超大质量黑洞（BH）在宇宙的第一个十亿年内快速聚集的情景。这种临界状态与辐射效率低下的吸积有关，并伴有风和喷流形式的强大外流。通过对孤立星系及其宿主晕中黑洞演化的流体动力学模拟，研究了超爱丁顿反馈对黑洞质量增长的影响。结果表明，超爱丁顿反馈有效地防止BH增长在几个百万年。超爱丁顿吸积事件仍然相对温和，典型的速率约为2-3倍的爱丁顿限制，因为在该制度下的喷流的有效调节。我们发现，这些喷流足够强大，可以从宿主星系的中心以几千秒差距的速度将气体喷射到星系尺度，但不会对这些大尺度的气体流入产生显着影响。通过改变射流反馈效率，我们发现，较弱的超爱丁顿射流允许通过更频繁的超爱丁顿吸积事件更显着的BH增长。我们的结论是，有效的超级爱丁顿增长是可能的，因为我们发现，模拟与弱射流反馈效率提供了一个稍大的BH质量演化在很长一段时间（$\sim 80\,\rm Myr$）比BH吸积在爱丁顿限制。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
A novel sub-grid model for super-Eddington accretion of spinning black holes in galaxy-scale simulations
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Oxford（牛津大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Università degli Studi dell’Insubria（因斯布鲁克大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究提出了一种新型子网格模型，用于模拟银河尺度中自转黑洞的超埃登顿吸积过程，通过自洽的自转演化方案和吸积盘结构，探讨了角动量偏移对超埃登顿吸积的影响。
2025-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supermassive Black Holes with High Accretion Rates in Active Galactic Nuclei. IV. H$β$ Time Lags and Implications for Super-Eddington Accretion
我们已经完成了两年的光度和光谱监测的大量活动星系核（AGN）的吸积率非常高。在本文中，我们报告的结果的第二阶段的运动，在2013- 2014年，和测量的五个新的H $β$时间滞后的8个监测活动星系核。这五个物体都被确认为超级爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBHs）。在这次活动中测得的最高吸积率的物体是$\dot{\mathscr{M}}\gtrsim 200$，其中$\dot{\mathscr{M}}= \dot{M}_{\bullet}/L_{\rm Edd}c^{-2}$，$\dot{M}_{\bullet}$是质量吸积率，$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，$c$是光速。我们发现，在SEAMBHs的H $β$时间滞后是显着短于亚爱丁顿活动星系核的测量，并增加吸积率增加的偏差。因此，宽线区尺寸（$R_{_{\rm Hβ}}$）和5100埃光学光度（$R_{_{\rm Hβ}}-L_{5100}$）之间的关系需要吸积率作为附加参数。我们建议，很大程度上的效果可能是由于强烈的各向异性的细长盘辐射。用黑洞的引力半径标度$R_{_{\rm Hβ}}$，定义了一个新的半径-质量参数（$Y$），并证明了它在临界吸积率$\dot{\mathscr{M}}_c=6\sim 30$处饱和，表明吸积盘从薄向薄过渡，薄吸积盘的光度达到饱和.参数$Y$是一个非常有用的探针，用于理解大质量黑洞的各种吸…
2015-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Weak AGNs from Super-Eddington Accretion onto Infant Black Holes
针对JWST选出的宽线活动星系核的X射线弱性，提出超爱丁顿吸积模型，内冕嵌入漏斗几何，冷却至30-40 keV，产生极软谱（Γ=2.8-4.0），导致钱德拉难以探测。
2024-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
