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
A Systematic Study of Variability in a Sample of Ultraluminous X-ray Sources
我们目前的结果，从短期的变化，在19个档案观测XMM-牛顿的16个超铝X射线源（ULXs）的研究。八个观测结果（六个来源）显示出内在的变化与功率谱的形式，无论是一个幂律或打破幂律类连续，在某些情况下，准周期振荡（QPO）。其余的观察结果用于确定隐藏在其中的可能变异性强度的上限。七个观测（七个来源）得出的上限与从具有可检测变化的观测中测得的值相当或更高。这些代表了7个最微弱的光源，它们的f_x都小于3 × 10 ^-12 erg cm^-2 s^-1。与此相反，有四个观测（三个来源）给出的上限值明显低于ULX观测的测量值（可检测到变化），以及通过与明亮的银河系黑洞X射线双星（BHB）和活动星系核（AGN）在观测频带（10^-3 - 1 Hz）中进行比较而预期的值。无论假设特征频率适合恒星质量（10 M_sun）还是中等质量（1000 M_sun）的黑洞，情况都是如此，这意味着与明亮的BHB和AGN相比，在某些ULX中，可变性被显著抑制。我们讨论的方法来解释这种不寻常的抑制方面的观察和内在的影响，以及这些解决方案是否支持我们的研究结果。
2009-05-08 astro-ph.HE
Long-term X-ray Variability of Ultraluminous X-ray Sources
位于银河系和麦哲伦云中的X射线双星的长期X射线调制已被广泛研究。对于其他附近的星系，只有最明亮的X射线源可以通过专门的观测进行监测。本文首次系统研究了Swift监测的四个超亮X射线源（ESO 243-49 HLX-1、Holmberg IX X-1、M81 X-6和NGC 5408 X-1）的长期X射线变化。通过使用各种动力学技术分析它们的光变曲线，我们发现了几个有趣的低频准周期性。虽然周期性信号可能不代表任何稳定的轨道调制，这些检测揭示了这种长期的规律性模式可能与超轨道周期和吸积盘的结构有关。特别是，我们表明，ESO 243-49 HLX-1的爆发复发时间随时间而变化，并建议它可能不是轨道周期。相反，它可能是由于某些类型的岁差，而真正的双星周期预计要短得多。
2015-09-02 astro-ph.HE
Investigating the nature of the ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
变率是研究X射线双星（XRB），特别是主要在X射线波段探测的超铝X射线源（ULX）性质的有力工具。对于大多数ULX来说，吸积体的性质是未知的，尽管一些ULX已经被证实以超爱丁顿速率吸积到中子星（NS）上。监测这些来源对于探测瞬变和推导与轨道和超轨道调制有关的周期性特别有用。在这里，我们提出了我们的监测活动的星系NGC 925的结果，与尼尔Gehrels斯威夫特天文台进行。我们还包括与钱德拉，XMM-Newton和NuSTAR获得的档案和文献数据。我们已经研究了光谱，光变曲线和变化性质的天到月的时间尺度。在这个星系中探测到的所有三个ULX都显示出通量的变化。ULX-1是已知的最明亮的ULX之一，因为只有10%的ULX的亮度超过$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{40}$ erg s $^{-1}$，但尽管它的高通量变化，我们只发现了微弱的光谱变化。我们将其归类为超爱丁顿吸积的硬超铝区域。ULX-2和ULX-3的亮度较低，但在通量和光谱形状上也可能变化。我们将它们分为介于硬和软之间的超亮区。ULX-3是一个瞬变源：通过应用Lomb-Scargle算法，我们得出周期为$\sim$ 126 d，这可能与轨道或超轨道起源有关。
2022-02-22 astro-ph.HE
X-Ray Spectral Variability of Ultraluminous X-Ray Sources in Extragalactic Globular Clusters
一些超亮X射线源（ULX）与河外球状星团（GC）有着物理联系。我们对其中最亮的八个源进行了系统的X射线分析。我们将GC ULX的光谱拟合为单幂律和单圆盘模型。我们发现，数据从来没有要求任何的源之间的磁盘和连续的观测幂律变化。通过单个盘最佳拟合的GC ULX显示出双峰分布：它们的温度远低于0.5 keV，或者温度变化范围在0.5 keV以上至2 keV。具有低kT的GC ULX在光度上具有显著的变化，但在kT上显示很少或没有变化。相比之下，具有较高kT的源要么同时改变kT和$L_X$，要么在任一参数中均不显示显著变化。值得注意的是，X射线特性可能与这些ULX的光学性质有关，其中两个最低kT源显示光学发射线。
2019-02-26 astro-ph.HE
A variable ultraluminous X-ray source in a globular cluster in NGC 4649
本文报道了在椭圆星系NGC 4649中发现的一个与球状星团有关的新的超亮X射线源（ULX）。最初探测到的X射线源的光度低于5 x 10^38 erg/s，但在7年和11年后的后续观测中，它已大幅增亮至2 ~ 3 x 10^39 erg/s。在六个独立的观测过程中，它显示出显着的光谱变化，在连续斜率和吸收柱。在至少一次观察中，还存在X射线通量的短期变异性。这个天体的性质似乎与以超爱丁顿速率（即在超铝吸积状态）吸积的恒星质量黑洞一致，尽管不能排除高度超爱丁顿中子星。在至少一次观测中，吸收柱的增加与短期变率的可能增强相一致，这表明有一股由clusifully辐射驱动的风穿过我们的视线到达该物体
2012-10-18 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
X-ray spectral states and metallicity in the ultraluminous X-ray sources NGC 1313 X-1 and X-2
本文利用三年的XMM-牛顿观测资料，对NGC 1313 X-1和NGC 1313 X-2的X射线谱进行了系统的分析。我们用康普顿化模型加上一个黑体盘来拟合连续体，该模型描述了吸积盘加上日冕的影响。我们检查了该光谱模型的光谱参数的变异模式的基础上的一致性。我们发现这两个源显示出不同的光谱状态。我们尝试性地解释了NGC 1313 X-1和X-2在近爱丁顿和/或超爱丁顿吸积框架内的观测行为。我们还试图从EPIC和RGS光谱确定NGC 1313 X-1和X-2在当地环境中的化学丰度。结果似乎表明，太阳下的金属量为两个来源。
2011-11-04 astro-ph.CO 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
First Search for an X-ray -- Optical Reverberation Signal in an Ultraluminous X-ray Source
利用NGC 5408的同步光学（VLT/FORS 2）和X射线（XMM-牛顿）数据，首次尝试在超亮X射线源（NGC 5408 X-1）中寻找混响信号。这个想法类似于AGN宽线混响映射，其中X射线和光通量之间的滞后测量与开普勒速度估计相结合，应该使我们能够称量中心紧凑对象。我们发现，尽管NGC 5408 X-1的X射线在几百秒的时间尺度上是可变的（RMS为9.0 $\pm$ 0.5%），但光发射没有显示出任何统计学上的显著变化。我们将RMS光学可变性的上限设定为3.3%，即3 $σ$。X射线与光学可变性的比率是X射线再处理效率的指标。在X射线双星中，这个比率大约是5。假设NGC 5408 X-1的比率相似，预期RMS光学变化为$\approx$ 2%，这仍然比本研究中VLT观测的可能值低大约2倍。我们在$\sim$ 24小时时间尺度上发现了光学变异性的边缘证据（3 $σ$）。我们的研究结果表明，这样的测量可以进行，但测光条件，低天空背景水平和更长的同时观测将需要达到类似于X射线双星的光学变化水平。
2016-01-11 astro-ph.HE
X-ray time lags and nonlinear variability in the ultraluminous X-ray sources NGC 5408 X-1 and NGC 6946 X-1
我们提出了我们的分析的X射线可变性的两个超铝X射线源（ULXs）的基础上多XMM-牛顿观测。我们发现，线性均方根通量的关系是存在于八个观测的NGC 5408 X-1，也在三个观测的NGC 6946 X-1，但从其他ULX的数据一般不足以约束任何均方根通量的关系。这种关系的存在以前只在NGC 5408 X-1的两次观测中报道过;我们的研究结果表明，这是NGC 5408 X-1可变性的持久特性，并延伸到至少一个其他变量ULX。我们推测这是一个普遍存在的属性ULX的变化，因为它是X射线的变化，在其他发光吸积源。我们还恢复了NGC 5408 X-1中硬带和软带之间的时间延迟，在频率高于~几mHz时，软带（<1 keV）相对于硬带（>1 keV）延迟高达~10 s（~0.2 rad）。对于第一次，我们延长了滞后分析，以较低的频率，并找到了一些证据的逆转的滞后，一个硬滞后的~1 ks在~0.1兆赫的频率。我们的能量分辨分析表明，时间延迟是能量依赖的。我们认为，滞后是不太可能的结果，从吸积盘反射（“混响”）的基础上缺乏反射功能的光谱，和大尺寸的反射器推断滞后的幅度。我们还认为，将软滞后与这些ULX中的准周期振荡（QPO）相关联-并在ULX中的软滞后与银河系X射线双星的一些低频QPO中看到的软滞后之间进行类比-还为时过早。
2015-08-06 astro-ph.HE
Spectral variability in NGC 1042 ULX1
我们报告的X射线光谱的变化，在一个超明亮的X射线源NGC 1042 ULX 1，使用档案XMM牛顿和最近的NuSTAR观测。在长期的演化过程中，源的光谱硬度呈现出变化的趋势。不同的XMM-牛顿观测的可变性在$\sim 1$ keV以上是突出的。特征温度为$\sim 0.2$ keV的冷热盘元件表明NGC 1042 ULX 1在所有历元中的光谱态与超铝态源的光谱态相似。光度和幂律指数之间明显的反相关表明，当光源处于较亮的状态时，它的光谱变得更硬。可以想象，这与吸积率的变化、康普顿化的强度、系统中的风/外流或不同盘掩星的表现有关。典型的硬超铝型光谱表明，NGC 1042 ULX 1总体上是一个低倾角系统。光谱特性表明，像许多其他ULX一样，光谱曲率在$\sim 6-10$ keV左右，NGC 1042 ULX 1可能是另一个恒星质量的超爱丁顿吸积体。
2022-10-20 astro-ph.HE
Spectral Analyses of the Nearest Persistent Ultraluminous X-Ray Source M33 X-8
我们提供了一个最近的持久河外超亮X射线源（ULX），M33 X-8的12 XMM观测的详细分析。在观测之间没有检测到显著的光谱演化，因此我们将各个观测组合起来以增加光谱拟合的信噪比。在0.3 ~ 10 keV波段，组合谱用自洽的无p盘加幂律分量模型拟合得最好，p = 0.571 - 0.030 ^{+0.032}，kT_{in} = 1.38 - 0.08}^{+0.09} keV，无p盘分量与幂律分量的通量比为0.63：0.37。拟合结果表明，M33 X-8中的黑洞是\sim 10 M_{\odot}，以超爱丁顿速率（\sim 1.5 L_{Edd}）吸积，且吸积盘的位相接近于细长盘（p = 0.5）.我们报告，第一次，一个额外的幂律组件是需要除了p-自由磁盘模型的ULXs。在超爱丁顿的情况下，幂律分量可能是由盘的光学薄的内部区域或类似于标准薄盘的康普顿化日冕产生的。
2009-08-31 astro-ph.CO 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
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
Revisiting the ultraluminous supersoft source in M101: an optically thick outflow model
M101星系包含最著名的超亮超软源（ULS），主要由kT ~ 0.1 keV的热分量控制。热分量的起源以及ULS与标准（宽带谱）超亮X射线源（ULX）之间的关系仍然存在争议。我们使用钱德拉和XMM-牛顿观测档案重新检查了M101 ULS的X射线光谱和时间特性。我们发现，X射线的时间变化和光谱特性是不一致的标准磁盘发射。热发射体的特征半径R_{bb}在~ 10，000 km和~ 100，000 km之间随时间变化;色温kT_{bb}在~50 eV和~140 eV之间变化;这两个量的比例近似为R_{bb} ~ T_{bb} ^{-2}。除了光滑的连续，我们还发现（在某些时期）光谱残差很好地拟合热等离子体模型和吸收边：我们解释这作为证据，我们正在寻找一个clusional，多温度外流。我们认为，在足够高的吸积率和倾角，超临界，辐射驱动的流出变得有效的光学厚度和完全热化的更硬的X射线光子从内部的流入，去除硬光谱尾巴。我们发展了一个简单的，球对称的外流模型，并表明它是一致的，所观察到的温度，半径和光度。一个更大、更冷的光球将发射峰移到远紫外线，并使X射线源变暗，但可能在紫外线中变得超亮。我们将我们的结果和解释与Liu et al.（2013）的结果和解释进行了比较。
2015-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectral States and Evolution of Ultraluminous X-ray Sources
我们研究了表观光度约为10^40尔格/秒的超铝X射线源（ULX）的光谱演化。基于本文的新结果和文献报道的结果，我们发现了两种常见的光谱行为：星暴星系中的ULX具有变化的光度（L），但仍保持在具有幂律谱和恒定的硬光子指数（Gamma）的硬态。其他ULX，如NGC 5204 X-1，显示了L和Gamma之间的相关性。我们解释这个L-Gamma相关相位作为一个中间状态的混合属性从热占主导地位的和陡峭的幂律状态。当NGC 5204 X-1的光谱用吸积盘黑体加幂律模型拟合时，X射线光度随吸积盘有效温度的增加而增加，其方式与恒星质量黑洞X射线双星相似，表明辐射来自于吸积盘.光度、盘的大小和温度表明NGC 5204 X-1拥有一个比恒星质量黑洞更大的致密物体。相比之下，IC 342 X-1中的圆盘模型被排除，因为光度随着温度的升高而降低;具有这种行为的源可能代表一类具有超爱丁顿吸积的物体。此外，我们报告了一个独特的软光谱功能IC 342 X-2和变化的时间尺度上的20 ks从Holmberg II X-1。需要更多的观察来检验这些结果。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Remarkable X-ray Spectra and Variability of the Ultraluminous Weak-Line Quasar SDSS J1521+5202
本文研究了极亮弱线类星体 SDSS J1521+5202 的 X 射线光谱与光变特性，发现其显著的 X 射线光变符合厚盘加外流模型，且外流导致的可变吸收是引起光变的主要原因。
2024-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time lags in the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1: implications for the black hole mass
我们提出的超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1的X射线的可变性和光谱定时特性的分析，迄今为止已知的最可变的ULX之一。的变化特性被用来作为一个诊断的吸积状态的源，并获得估计的黑洞（BH）的质量。观测到的高水平的快速X射线变化（分数均方根变化- rms -硬能带中$\sim$ 30%的振幅），分数均方根谱的硬化，以及QPO的性质，都类似于硬中间吸积状态下的源。我们确认了先前在2006年和2008年观测期间在源的X射线光变曲线中检测到的软滞后，并发现在最近的2010/2011年观测中仍然存在软滞后。使用整个可用的XMM-Newton数据集（截至2012年2月公开），我们观察到在相对较大的频率范围（$ν\sim 5-90$ mHz）上检测到软滞后（几秒幅度），该频率范围始终包括QPO频率。软滞后显示能量依赖性，（绝对）幅度作为能量分离的函数增加。我们发现密切的类比与软滞后BH二元系统中的C型QPO（虽然不能完全排除与其他类型的QPO的关联），以及在活动星系核中观察到的混响滞后。在这两种情况下，中间质量BH（IMBH）的解决方案似乎是最合理的。
2013-09-30 astro-ph.HE
Simultaneous X-ray/UV observations of ultraluminous X-ray source Holmberg II X-1 with Indian space mission AstroSat
利用AstroSat对ULX Holmberg II X-1进行8个时段的同步紫外/X射线观测，发现其X射线光度中等、谱形硬且变化性低，紫外变化不显著，无法建立波段间关联，但单次观测内X射线变化幅度可达2-3倍，并基于三种加热模型估计了可区分模型的变化性下限。
2022-05-10 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
Optical emission of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1: donor star or irradiated accretion disk?
我们获得了3个时期的同时哈勃空间望远镜（HST）/宽视场相机3和钱德拉观测的超亮X射线源NGC 5408 X-1。对应的X射线源被认为是在所有的HST过滤器，从紫外线到近红外线，并为第一次，我们解决了光学星云周围的ULX。我们在ULX附近发现了一个小型OB协会，可能是该系统的诞生地。这个星协是年轻的，约500万年前，包含的大质量恒星可达40个太阳质量，因此与其他ULX附近的星协相似，尽管更年轻。ULX对应物的紫外/可见/近红外光谱能量分布（SED）与B 0 I超巨星一致。我们还能够用辐照的圆盘模型拟合从X射线到NIR的整个SED。这三个时期的数据只显示出微小的变化，因此，我们不能确定光发射的性质。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
First Detection of Mid-Infrared Variability from an Ultraluminous X-Ray Source Holmberg II X-1
我们展示了超铝X射线源（ULX）Holmberg II X-1的中红外（IR）光变曲线，这些光变曲线来自2014年1月13日至2017年1月5日期间的观测，其中\textit{Spitzer Space Telescope}在\textit{Spitzer}红外密集瞬变巡天（SPIRITS）中的3.6和4.5 $μ$ m处。中红外光变曲线，揭示了第一次检测中红外可变性从ULX，确定主要是由尘埃排放，而不是从喷气或吸积盘流出。我们推导了尘埃温度（$T_\mathrm{d}\sim600 - 800$ K）、红外光度（$L_\mathrm{IR}\sim3\times10^4$ $\mathrm{L}_\odot$）、质量（$M_\mathrm{d}\sim1-3\times10^{-6}$ $\mathrm{M}_\odot$）和平衡温度半径（$R_\mathrm{eq}\sim10-20$ AU）的演化。X-1与大麦哲伦星云中一颗光谱上的大质量恒星的中红外色星等图比较表明，X-1中的质量供体是一颗超巨星（sg）B[e]-星。sgB[e]-解释与推导出的尘埃性质以及之前X-1近红外研究揭示的[Fe II]（$λ=1.644$ $μ$ m）发射线的存在一致。我们将X-1的中红外变化归因于位于环双星环面的尘埃加热增加。目前尚不清楚是什么物理过程导致尘埃加热增加;但是，鉴于2014年第一次…
2017-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A High Incidence of Mid-infrared Variability in Local Ultraluminous Infrared Galaxies
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）；Waseda University（早稻田大学）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究利用NEOWISE约11年测光数据，发现本地超亮红外星系中存在高比例中红外变源，多数变幅超超新星水平，或由潮汐瓦解事件或活动星系核尘埃环变化驱动，为探测隐匿活动星系核提供了有效工具。
2026-10-20 astro-ph.GA 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
The ultraluminous X-ray source population of NGC 4485/4490
结合Chandra和XMM-Newton观测，对相互作用的星系对NGC 4485/4490中的超亮X射线源（ULXs）进行了光谱和时间变化研究。四个单独的观测中的每一个都为这个系统中先前识别的六个ULX中的每一个提供了至少适度的质量光谱和光变曲线;我们还注意到在最近的观测中存在一个新的瞬态ULX。在我们的样本中没有观察到任何ULX的短期变化，但五分之三的来源显示出相关的通量/光谱变化在较长的时间尺度上，另外两个在光谱和光度上保持稳定至少五年。我们用简单的幂律模型和多色圆盘黑体模型对光谱进行建模。尽管这些数据不足以在统计上区分每个时期的模型，但那些用多色圆盘黑体更好地建模的模型（根据它们的卡方拟合）似乎显示出光度和温度之间的圆盘状相关性，而那些用幂律模型建模的模型则明显偏离了这种关系。具有可能相关的通量/光谱变化的ULX似乎在~2 x 10^39 erg s^{-1}处改变了光谱形式，这表明在高光度下光谱状态可能发生变化。如果这种转变发生在非常高的状态和超爱丁顿超铝状态之间，则表明这些ULX中的黑洞的质量约为10-15 M太阳能。
2009-04-24 astro-ph.HE
Optically thick outflows in ultraluminous supersoft sources
超铝超软源（ultraluminous supersoft sources，ULS）的定义是色温约为0.1 keV，辐射热光度约为10^39 erg/s，几乎没有超过1 keV的辐射。它们如何符合致密天体吸积的一般模式，这一点从来就不清楚。为了解决这个问题，我们研究了一个样本的七个ULS广泛的钱德拉和XMM-Newton覆盖。我们发现拟合的温度和热辐射体的半径之间有很好的相关性，而辐射光度与半径和温度之间没有相关性。我们比较的物理参数与经典的超软源，被认为是表面核燃烧的白矮星，和超明亮的X射线源（ULXs），被认为是超爱丁顿恒星质量的黑洞。我们认为，ULSs的子类ULXs看到通过dennial风，也许是一个延伸的软超铝制度。我们认为，在ULS中，大量的盘流出变得有效的光学厚度，并形成一个大的光球，从我们的观点包围内部区域。我们的模型预测，当光球层膨胀到> 10，000 km并且温度降低到约50 eV以下时，ULS在远紫外线中变得更亮，但在X射线中无法检测到。相反，我们发现，更硬的发射组件开始出现在ULS时，安装的热发射器的大小是最小的（解释为光球收缩）。所观察到的短期变化和吸收边缘也与cloudrofos外流一致。我们建议ULXs（具有较硬的尾部）和ULSs（仅具有软热分量）之间的过渡发生在约150 eV的黑体温度下。
2015-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cutoff in the hard X-ray spectra of the ultraluminous X-ray sources HoIX X-1 and M82 X-1
利用来自XMM-牛顿和INTEGRAL天文台的数据，我们在超亮X射线源HoIX X-1和M82 X-1的X射线谱中探测到能量高于10 keV的截止。所获得的光谱可用中温（kT~2-3 keV）、高光学厚度（τ ~15-25）气体云辐射康普顿化模型描述。在物质超临界吸积到恒星质量的黑洞上并伴随着强烈的气体流出时，这些条件可以得到满足。这项工作的结果证实了存在一个特定的光谱状态的超铝X射线源，这是不同于任何已知的光谱状态，在正常的X射线双星。
2013-12-06 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
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
The Hunt for Pulsating Ultraluminous X-ray Sources
受最近发现的六个超铝X射线源（ULX）由高度超爱丁顿X射线源驱动的启发，我们通过识别表现出至少一个数量级的长期通量变化的源（在6个已知的PULX中看到的共同特征，这可能与向螺旋桨状态的转变有关）来搜索其他脉动ULX（PULX）候选者。在以前研究的基础上，我们使用XMM-Newton，Swift和Chandra的可用通量，以及在未检测到的情况下仔细计算的上限，为从XMM-Newton档案中选择的296个ULX样本构建长期光曲线。在这296个，我们发现25个源显示通量变化大于10的一个因素，其中17个显示一些证据（或至少是一致的）展示双峰通量分布，如预期的源经历螺旋桨过渡。这些来源是持续监测计划的最佳候选者，以进一步测试这种行为。在我们的最终样本中有3个源，其通量类似于NGC 5907 ULX 1，目前已知的最微弱的PULX，这也将是利用现有设施进行更深入观测以寻找脉动的良好目标。对于这里确定的其余PULX候选者，可能需要下一代X射线望远镜（如雅典娜）来确定它们的性质，因为它们的峰值通量较低。
2019-10-25 astro-ph.HE
Spectral evolution of the ultraluminous X-ray sources M82 X-1 and X-2
M82拥有两个著名的超铝X射线源（ULX）。X-1是中等质量黑洞（IMBH）候选者，X-2是超亮X射线脉冲星（ULXP）。在这里，我们提出了一个宽带X射线光谱分析的基础上，同时与钱德拉和NuSTAR的10个观测源。Chandra提供了高空间分辨率来解决0.5 - 8 keV波段的拥挤场，NuSTAR提供了灵敏的硬X射线光谱数据，将我们的研究扩展到10 keV以上。在2015 - 2016年期间进行的观测涵盖了X-1的耀斑时期，使我们能够研究该源的光谱演化与光度。在其中的四次观测中，X-2被发现处于低通量水平，这使得X-1的发射清晰可见。我们发现X-1的宽带X射线发射与NuSTAR详细观察到的其他ULX中的发射一致，其光谱包括加宽的盘状成分和高能尾部。我们发现吸积盘的光度与盘内温度成L~T ^-3/2的比例关系，这与标准吸积盘的理论和以前的结果相反。这些发现排除了亚爱丁顿吸积的热状态，因此不支持M82 X-1作为IMBH候选者。我们还发现的证据表明，中性柱密度的物质在视线中增加与L $_X$，可能是由于增加的质量流出与吸积率。对于X-2，我们没有发现任何显着的光谱演化，但我们发现的相位平均宽带发射的光谱参数是一致的脉冲发射在最高的X射线亮度。
2020-01-20 astro-ph.HE
Measuring the black hole mass in Ultraluminous X-ray Sources with the X-ray Scaling Method
在我们最近的工作中，我们证明了一种新的X射线标度方法，最初介绍了银河系黑洞，可以可靠地扩展到估计质量的超大质量黑洞吸积在中等到高的水平。在这里，我们将这种X射线缩放方法应用于超铝X射线源（ULX），以约束其\mbh。使用49个ULXs与多个\xmm \观测，我们推断ULXs主机恒星质量BH和中间质量BH。我们的样本的大多数来源似乎是一致的假设，高度吸积大质量恒星黑洞与$M_{\rm BH}\sim100\,M_{\odot}$。我们的结果是在一般协议的\mbh \值与替代方法，包括模型无关的变异性方法。这表明X射线标度方法是一种实际的标度无关方法，可以应用于所有中高吸积速率的BH系统。
2017-08-18 astro-ph.HE
The ultraluminous X-ray source NGC 5643 ULX1: a large stellar mass black hole accreting at super-Eddington rates?
一组最亮的超亮X射线源（ULX），其X射线亮度远高于$10^{40}$ erg s $^{-1}$，通常具有可以很好地描述为硬幂律的能谱，以及超过$\sim10\%$的短期变化。这种性质的组合表明，这些ULX可能是中等质量黑洞（IMBH）的最佳候选者，这些黑洞将在银河系X射线双星中看到的硬态下以亚爱丁顿速率吸积。在这项工作中，我们提出了一个时间和光谱分析的所有可用的XMM牛顿数据从一个这样的ULX，以前研究不佳的2XMM J143242.1 $-$ 440939，位于NGC 5643。我们报告说，它的高品质EPIC光谱可以更好地描述了广泛的，热的组件，如平流为主的光盘或光学厚Comptonising电晕。此外，我们发现了一个提示的短期变化的边际变化，这似乎并不明显相关的源未吸收的光度。我们讨论了这些结果的影响，不包括的可能性，源可能是主机IMBH在一个低的状态，并有利于解释在超级爱丁顿吸积恒星起源的黑洞。NGC 5643 ULX 1的性质使我们能够将该源与硬/超铝ULX类的种群联系起来。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Monitoring of Ultraluminous X-Ray Sources
X射线监测观测是由雨燕天文台对超亮X射线源Holmberg IX X-1、NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2以及NGC 4395中的核X射线源进行的。Holmberg IX X-1保持在硬X射线光谱状态，因为它的通量变化了7倍，直到（各向同性）光度为2.8E40 erg/s。这种行为可能暗示着一个异常巨大的致密物体。我们发现在Holmberg IX X-1的X射线发射中，在60天和28天的周期附近有过剩的能量。需要额外的监测来测试这些信号的重要性。NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2似乎保持在钱德拉和XMM发现的软光谱状态，即使光度变化了9倍，光谱硬度也几乎没有变化。我们发现了NGC 4395核源的一次爆发，其X射线亮度达到9 E40 erg/s，比以前报道的高出几倍。
2009-07-30 astro-ph.HE
X-ray spectral cut-off and the lack of hard X-ray emission from two ultraluminous X-ray sources M81 X-6 and Holmberg IX X-1
利用Suzaku和XMM-Newton观测数据，对两个超亮X射线源（ULX）M81 X-6和Holmberg IX X-1进行了宽带X射线谱研究。我们进行联合宽带光谱分析的领域中最亮的源，即两个ULX和活动星系核（AGN）在M81，并证明了X射线光谱的ULX截止能量超过约3 keV，在朱雀HXD/PIN带的高能量的贡献可以忽略不计。在10- 30 keV波段，M81 X-6和Holmberg IX X-1的亮度上限分别为3.5e38ergs/s和1.2e39ergs/s。这些极限比M81 X-6的6.8e39ergs/s和Holmberg IX X-1的1.9e40 ergs/s的辐射热光度（0.1-30 keV）低一个数量级以上。我们的研究结果证实了早期的迹象推断，从明亮的ULX的XMM-牛顿观测光谱截止，并表明，没有一个额外的高能量幂律分量显着贡献的X射线发射。这两个ULX的光谱形式与银河系黑洞X射线双星（BHB）或活动星系核（AGN）的光谱形式有很大不同。这意味着ULX既不是恒星质量BHB的简单放大版本，也不是AGN的缩小版本。
2013-04-06 astro-ph.HE
The X-ray spectral evolution of the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1
本文对Swift、XMM-Newton和NuSTAR天文台观测到的Holmberg IX X-1原型超亮X射线源（ULX）的X射线谱进行了新的分析。这颗ULX是一个持久的光源，典型的光度约为10^40 erg s^-1，在8年的时间里变化了4 ~ 5倍。我们发现，它的光谱往往演变从相对平坦的或两个组件的光谱中的中等能量带（1-6千电子伏），在较低的光度，光谱是明显弯曲和盘状在最高的光度，与峰值能量在弯曲的光谱往往随着光度的增加而减少。我们认为，ULX的光谱演化可以解释的超级爱丁顿吸积模型，在这种情况下，我们认为ULX的疏散漏斗沿其旋转轴，其大规模的辐射驱动风的范围内。光谱的变化，然后起源于增强的几何光束的吸积率增加，风漏斗变窄，导致从超临界流的中心区域的散射通量比各向同性的热发射风更快地变亮，因此弯曲的硬光谱分量占主导地位，在最高的光度。风也使漏斗边缘的光子向下康普顿散射，导致光谱的峰值能量降低。我们还证实，Holmberg IX X-1显示光谱简并与光度，并建议所观察到的差异自然解释的建议风几何的黑洞旋转轴的进动。
2016-05-26 astro-ph.HE
The two Ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
NGC 925 ULX-1和ULX-2是位于NGC 925中的两个超亮X射线源，距离为8.5 Mpc。这是我们第一次分析两个来源的高质量，同时XMM-Newton和NuSTAR数据。虽然乍一看ULX-1类似于一个中等质量的黑洞候选者（IMBH），因为它的高X射线光度（$(2$ $-$ $4)\times10^{40}$ erg s $^{-1}$）和它的光谱/时间的特点，仔细检查表明，它的属性更类似于一个典型的超爱丁顿吸积恒星黑洞，我们将其归类为一个“加宽的光盘”超明亮的X射线源。基于这种光谱状态的物理解释，我们建议，ULX-1被认为是在小倾角，可能通过一个强大的风起源于吸积盘疏散锥。ULX-2的光谱分类是不太确定的，但我们不赞成IMBH吸积亚爱丁顿率，因为它的光谱/时间属性可以关联到银河系吸积黑洞二进制的软或硬状态。
2018-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray reverberation models of the disc wind in ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是超爱丁顿天体，为研究超临界吸积提供了近距离原型。在这项工作中，我们提出了使用混响映射技术的ULX NGC 5408 X-1的时滞谱的研究。使用两种不同的方法对时滞数据进行分箱：基于时间平均的光谱分箱和基于亮度的光谱分箱。这些光谱拟合使用两个建议的几何模型：单光子和多光子散射模型。虽然这两个模型类似地假设从内吸积盘发射的一部分硬光子可以随着超艾丁顿外流风而向下散射，成为滞后的软光子，但它们的不同之处在于硬光子随风散射的数量：即单次与多次。在平均光谱的情况下，两种模型始终将ULX的质量限制在$\sim$ 80-500 M $_{\rm \odot}$范围内。然而，对于来自基于光度的光谱的建模结果，BH质量的置信区间显著提高，并且被限制在$\sim$ 75-90 M $_{\rm \odot}$的范围内。此外，模型表明，风的几何形状是扩展的，其中光子可以向下散射的风在距离$\sim$ 10 $^{4}$ - 10 $^{6}$ $r_{\rm g}$。结果还表明滞后光谱的变化作为ULX光度的函数，但没有观察到吸积盘几何形状随光谱变化的明显趋势。
2021-08-30 astro-ph.HE
The ultraluminous X-ray sources NGC 1313 X-1 and X-2: a broadband study with NuSTAR and XMM-Newton
本文介绍了NGC 1313 X-1和X-2两个超亮X射线源（ULX）的NuSTAR和XMM-牛顿观测结果。这两颗卫星的组合光谱带通使我们能够产生X-1的第一个光谱在0.3和30 keV之间，而X-2在10 keV以上没有被NuSTAR显著检测到。NuSTAR的数据表明，X-1在10 keV以上有一个清晰的截止值，其存在仅能用以前的X射线观测勉强检测到。这个截止点排除了X-1是一个标准低/硬态的黑洞的解释，而且它比在反射主导的状态下加宽的铁谱线下降的预测要深。截止不同于单温康普顿化模型的预测。此外，在~0.3千电子伏的冷盘状黑体组件所需的数据，确认以前的测量XMM-牛顿只。我们观察到X-2的光谱跃迁，从一个具有高亮度和强可变性的状态到一个没有可检测到的可变性的低亮度状态，我们将这种行为与从超爱丁顿到亚爱丁顿政权的转变联系起来。
2013-11-22 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
Optical Properties of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1 and its Stellar Environment
Holmberg IX X-1是一个典型的超铝X射线源（ULX）。在这里，我们研究的光学对应物和它的恒星环境的光学数据从SUBARU/暗物体相机和摄谱仪，GEMINI/GMOS-N和哈勃太空望远镜（HST）/高级相机的调查，以及同时钱德拉X射线数据。光谱上确认的V ~ 22.6光学对应物是一个年龄小于2000万年的松散星团的一部分。因此，星协中单个恒星的质量上限约为20 M太阳。这颗对应的恒星比星协的其他恒星更明亮，这表明吸积盘对光学的贡献不可忽略。观测到的紫外线过剩也指向类似于X射线活跃的低质量X射线双星的非恒星光。在ULX的光谱中发现了一条宽的HeII 4686发射线，这进一步表明吸积盘中的X射线再处理产生了可见光。利用恒星的演化轨迹，我们将对应物的质量限制在>~ 10 M_sun，即使吸积盘对光学光度的贡献很大。与双星模型的光度特性比较表明，施主可能更大，>~ 25 M_sun，ULX系统可能经历AB情况下的质量转移。最后，对应的表现出光度变化0.14 mag之间的两个HST观测相隔50天，这可能是由于椭球的变化和/或磁盘的可变X射线发射的再处理。
2011-04-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Multi-epoch Timing and Spectral Study of the Ultraluminous X-Ray Source NGC 5408 X-1 with XMM-Newton
我们提出了新的XMM牛顿观测的超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1，少数几个ULX之一，以显示准周期振荡（QPO）的结果。我们在四个新的点（~ 100千分之一）检测QPO，扩大观察到的频率范围从10 - 40兆赫。我们将我们的结果与恒星质量黑洞系统中的时间和光谱相关性进行了比较，发现NGC 5408 X-1的时间和光谱行为的定性性质与陡峭幂律状态下表现出C型QPO的系统相似。然而，为了使这个类比定量地成立，我们必须只看到QPO频率-光子指数（或盘通量）关系的所谓饱和部分。假设是这样的话，我们将NGC 5408 X-1的质量下限定为> 800太阳质量。或者，QPO频率在很大程度上与光谱参数无关，在这种情况下，与恒星系统中的C型QPO的密切类比是有问题的。需要在更宽的能谱指数范围内测量源的定时特性，以明确地解决这种模糊性。我们搜索了所有可用的数据，以获得宽Fe发射线以及高频QPO类似物（0.1 - 1 Hz），但均未检测到。我们放置在6 - 7 keV频带中的任何Fe发射特征的等效宽度上的上限，以及约10 eV和约4%的高频QPO模拟的振幅（rms）的上限。
2013-08-07 astro-ph.HE
A long-term X-ray monitoring of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1 with Swift reveals the presence of dips but no orbital period
NGC 5408 X-1是一个经过充分研究的超亮X射线源（ULX），多年来一直被认为发射出超过恒星质量黑洞爱丁顿极限的X射线。在本文中，我们报告了最广泛的X射线监测的ULX，使用超过四年的观测斯威夫特卫星。我们发现Strohmayer（2009）报告的115天周期在几个周期后就消失了，证实了Foster等人（2010）的怀疑，即周期很可能是超轨道的，而不是系统的轨道周期。我们还报告了一个明确的浸渍行为的来源，可能与（超）轨道现象。所有这些特征都让人想起银河系的X射线双星，并加强了它们与ULX的联系。对倾角进行更深入的观测可以帮助解决对ULX光谱成分解释的模糊性。
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
An Extremely Luminous and Variable Ultraluminous X-ray Source in the Outskirts of Circinus Observed with NuSTAR
一个偶然的检测与NuSTAR天文台，我们提出了一个多历元的光谱和时间分析的极端超亮X射线源（ULX）位于郊区的Circinus星系，以下Circinus ULX 5，包括协调的后续观测与XMM牛顿和NuSTAR。这里提供的NuSTAR数据代表了在硬X射线（E>10 keV）下可靠检测到ULX的首批实例之一。圆规座ULX 5在长时间尺度上的变化至少是通量的5倍，并且在我们2013年的观测中处于历史上最明亮的状态（0.3-30.0 keV光度为1.6e40 erg/s）。在这个时期，该源显示出弯曲的3-10 keV光谱，与其他明亮的ULX大致相似。虽然在许多情况下，ULX的光谱成分的解释是不确定的，光谱和时间属性的所有高质量的数据集，目前可强烈支持一个简单的盘日冕模型，让人想起调用的银河系双星，与吸积盘变得更加突出的光度增加。然而，尽管盘的温度和光度在目前探测的所有时间尺度上都有很好的相关性，但观测到的光度遵循T^（1.70+/-0.17），比简单黑体辐射的预期要平坦。Circinus ULX 5所显示的光谱变异性与一些已知的银河系黑洞双星（BHB）在高光度下所观察到的光谱变异性非常相似。这种比较意味着圆规座ULX 5的黑洞质量约为90 Msun。然而，考虑到从银河系BHB吸积盘观察到的不同行为，这个质量估计仍然是不确定的。最后，2013年数据集对任何未检测到的铁吸收特征的限制意味着我…
2013-10-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectral Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar NGC 300 ULX-1
我们报告了中子星内部成分探测器（NICER）在2018- 2019年期间对超铝质X射线脉冲星NGC 300 ULX-1进行的为期一年的软X射线观测活动的结果。我们的分析还利用了Swift/XRT和XMM-Newton的数据，以模拟和消除附近食X射线双星NGC 300 X-1的污染。我们构建并拟合了NGC 300 ULX-1在0.4- 4.0 keV范围内的一系列5天平均NICER光谱，以评估源的长期光谱演化，并发现吸收幂律模型提供了最佳拟合。在我们的观测过程中，源通量（0.4- 4.0 keV;被吸收）从$2\times10^{-12}$变暗到低于$10^{-13}{\rm\,erg\,s^{-1}\,cm^{-2}}$，光谱变软，光子指数从$Γ\approx1.6$变为$Γ\approx2.6$。我们解释了光谱软化的再处理发射从吸积盘边缘进入视野，而脉冲星被可能的旋进盘。一些光谱拟合显着改善了磁盘黑体组件的列入，我们推测，这可能是由于脉冲星出现在之间的部分覆盖吸收体的遮蔽情节。我们证实，我们观察到的系统的低通量状态（由于视线吸收）偶尔出现的脉冲星，表明短期源的变化嵌套在长期的吸积盘岁差时间尺度。
2022-10-11 astro-ph.HE
NuSTAR and Swift observations of the ultraluminous X-ray source IC 342 X-1 in 2016: witnessing spectral evolution
我们报告了2016年10月使用NuSTAR和Swift对超亮X射线源IC 342 X-1进行的X射线观测活动，其中我们捕捉到了源显示光谱变化的时刻。10月9日至11日获得的Swift/XRT光谱具有幂律形状，与2012年协调的XMM-Newton和NuSTAR观测结果一致。在10月16- 17日，当3- 10 keV的通量变成$\approx$ 4倍时，我们同时进行了NuSTAR和Swift观测。在这个时期，源显示出更圆形的光谱，就像23年前ASCA所看到的那样。得益于NuSTAR的宽能量覆盖和高灵敏度，我们在IC 342 X-1的高亮度状态下首次获得了覆盖高达$\sim$ 30 keV的硬X射线数据。所观察到的光谱具有比多色盘黑体模型更宽的轮廓。在NuSTAR观测的最后几个小时，X射线通量再次下降，当时光谱形状接近2012年和2016年10月9日至11日看到的光谱形状。在我们的观测和2012年获得的光谱通常可以用盘发射及其在冷（$T_{\rm e} \approx 4$ keV）光学厚（$τ\approx 5$）等离子体中的康普顿化来描述。当X射线亮度降低时，在5- 10 keV附近看到的光谱转换向更高的能量移动。这种行为是一致的预测，从最近的数值模拟的超爱丁顿吸积流与康普顿厚流出。我们认为IC 342 X-1的光谱演化可以用质量吸积率的平滑变化来解释。
2017-03-19 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
An extreme Ultraluminous X-ray source X-1 in NGC 5055
目标。本文分析了亮度高达$2.32\times10^{40}\ \rm erg\ s^{-1}$的超铝X射线源（ULX）NGC 5055 X-1的多历元X射线数据，以约束源的物理参数。方法.我们对Chandra和XMM-Newton观测进行了时间和光谱分析。我们使用的光谱模型，假设发射是从一个吸积黑洞系统。我们适合的数据与一个powerlaw（PL）或热康普顿化（NTHCOMP）组件相结合的磁盘（MCD），并比较这些适合与一个超薄磁盘模型。结果光源的光变曲线没有显示出显著的变化。从硬度比（3-10千电子伏/0.3-3千电子伏通量），我们推断，源是不是光谱可变的。我们发现光子指数与未吸收的0.3-10 keV通量和氢柱密度紧密正相关。此外，温度发射率曲线表明偏离标准的亚爱丁顿薄盘模型。在所有拟合的模型中，源显示出光度和内部盘温度之间的负相关。结论.我们的分析有利于源处于超铝软状态。光子指数和流量之间的正相关性，以及光子指数和氢柱密度之间的正相关性可能表明源在高爱丁顿比下吸积，并可能表明风的存在。所有光谱模型的光度与内盘温度的反比关系可能表明，辐射是由光学厚的外流几何光束。
2020-08-05 astro-ph.HE
A bright ultraluminous X-ray source in NGC 5907
我们提出了一个多任务的X射线分析明亮的（峰值观测0.3-10千电子伏的光度约6x 10 ^{40}尔格·秒^{-1}），但相对高度吸收的ULX在边缘上的螺旋星系NGC 5907。ULX在X射线中是光谱硬的（伽马~ 1.2-1.7，当符合吸收幂律时），并且具有先前报道的硬光谱中断，与它处于超铝吸积状态一致。对于ULX来说，它也是相对高吸收的，除了我们银河系中的视线柱外，还有约0.4-0.9x10^{22}原子cm^{-2}的柱。虽然它的X射线光谱很好地代表了吸积盘模型，其可变性的特点反对这种解释。而ULX光谱似乎由一个冷的，光学厚的康普顿化日冕主导。我们将讨论如何测量9%的均方根变化和硬化的频谱，因为它的流量减少可能会调和一个非常大规模的，辐射驱动风的影响，并分别在日冕的微妙变化。我们推测，被认为是由风在其他ULX产生的冷盘状光谱分量可能会从观测到的光谱中丢失，由于低温（~ 0.1 keV）的组合，和高柱的ULX。除了它极端的X射线亮度外，我们没有发现任何证据表明该天体中存在中等质量的黑洞（~ 10^2 - 10^4 Msun）。相反，观测结果可以一致地解释为一个巨大的（大于~ 20 Msun）恒星遗迹黑洞在超爱丁顿吸积状态。
2013-06-20 astro-ph.HE
Synchrotron cutoff in Ultraluminous X-ray sources
本文提出同步加速辐射机制解释超亮X射线源的光谱截断，通过分析NGC 5907 ULX1和NGC 7793 P13的NuSTAR数据，拟合不同纬度发射，并指出多数ULX可能为中子星。
2023-02-22 astro-ph.HE
Three Ultraluminous X-ray Sources Hosted by Globular Clusters in NGC 1316
我们在NGC 1316的恒星系统中发现了三个由球状星团（GC）承载的超亮X射线源（ULX）。这些发现使GC中已知的ULX总数达到20个。我们发现，X射线光谱的三个新的来源不偏离其他已知的GC ULX光谱行为的既定模式。这些来源的X射线光谱行为的一致性指出了这些稀有和独特来源的形成和演化机制的多个路径。使用现在更大的GC ULXs样本，我们将整个已知的GC ULXs群体的光学特性与五个星系中的其他GC进行比较，发现拥有ULXs的星系团的特性与典型的星系团有很大的不同。最后，GC ULX优先被富含金属的簇所承载的任何趋势在该样品中并不显著。
2021-03-30 astro-ph.HE
The Ultraluminous State
我们通过对ULX的光谱形状进行详细的调查，重新审视了ULX的性质问题，使用了XMM-Newton公共档案中最高质量的X射线数据。我们确认，简单的光谱模型通常用于分析和解释的ULXs（幂律连续和多色盘黑体模型）是不够的，在面对这样的高质量的数据。相反，我们发现两个几乎无处不在的功能在频谱中：一个软过剩和翻转在3keV以上的能量的频谱。我们研究了一系列更物理的模型来描述这些数据。我们发现，光盘加康普顿日冕模型拟合数据很好，但派生的日冕是冷的，光学厚（τ~5 - 30）。我们认为，这些观察到的光盘的温度是不是一个很好的指标的黑洞质量的强大的，光学厚日冕排水能量从内部光盘，并掩盖它。我们估计的内在（无日冕）光盘温度，并证明在大多数情况下，它位于恒星质量的黑洞的制度。这些天体的光谱范围从类似于银河双星中最高质量吸积率状态的光谱，到那些明显具有两个峰值的光谱，一个峰值的能量低于1千电子伏（来自外部未康普顿化的圆盘），另一个峰值的能量高于3千电子伏（来自康普顿化的内部圆盘）。然而，一些ULX有一个显着冷却器校正光盘温度，我们认为，这些是最极端的恒星质量黑洞吸积物，其中一个巨大的风完全包裹内部光盘区域，创造一个凉爽的光球。我们的结论是，ULXs为我们提供了一个观测模板之间的过渡爱丁顿和超爱丁顿吸积流，后者占据了一个新的超铝吸积状态。
2009-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Study of Recent outburst in the Be/X-ray binary RX J0209.6-7427 with AstroSat: A new ultraluminous X-ray pulsar in the Magellanic Bridge?
我们使用AstroSat卫星上的软X射线望远镜（SXT）和大面积X射线正比计数器（LAXPC）仪器进行观测，在其罕见的2019年爆发期间对RX J0209.6-7427进行了时间和光谱研究。NICER飞行任务首次在0.2-10千电子伏能量带探测到周期为9.29秒的脉动，如本文所述，AstroSat在0.3-80千电子伏的宽能量带探测到周期为9.29秒的脉动。脉冲星在爆发期间表现出快速自旋。能量分辨折叠脉冲轮廓产生在几个能量带在3-80 keV。据我们所知，这是第一次报告的时间和光谱特性，这是二元脉冲星的硬X射线。存在脉冲轮廓随能量的演变的建议。通过对脉冲星能谱的最佳拟合，推测RX J 0209.6 -7427的X射线光度为${1.6}\times 10^{39}$ ergs $^{-1}$。我们的时间和光谱的研究表明，这个源的特点，一个超明亮的X射线脉冲星在麦哲伦桥。详细的结果，并在目前的想法进行了讨论。
2020-04-27 astro-ph.HE
