Modeling reflection spectra of super-Eddington X-ray sources
Fudan University（复旦大学）；New Uzbekistan University（新乌兹别克斯坦大学）；Ulugh Beg Astronomical Institute（乌鲁格别克天文研究所）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard-Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）；Institute for Advanced Studies, New Uzbekistan University（新乌兹别克斯坦大学高等研究院）；University of Warwick（华威大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
本文提出两种新模型用于超爱丁顿源的X射线反射光谱分析，揭示了喷流和盘结构对Fe K线的影响。
2025-12-12 astro-ph.HE gr-qc
Puffy accretion disks: sub-Eddington, optically thick, and stable
本文报道了在广义相对论中通过三维、全局、辐射磁流体力学模拟得到的一类新的黑洞吸积盘解。它结合了典型的薄、细长和厚磁盘模型的特征，但在关键方面与每一个模型都不同。我们希望这些新的解决方案，以提供一个更现实的描述黑洞磁盘比超薄磁盘模型。我们提出了一个非旋转黑洞在亚爱丁顿质量吸积率，$\dot M=0.6\,\dot M_{\rm Edd}$盘的解决方案。通过密度标度-高度测量，盘看起来很薄，在高度$h_ρ \sim 0.1 \,r$的赤道面附近有一个高密度的核心，但是大部分的流入通过一个高度平流、湍流、光学厚度的开普勒区域发生，该区域夹在核心之间，并且具有与半径$H \sim r$相当的几何厚度。吸积流体在很大程度上由磁场支撑在中平面上方，气体和辐射与磁压力之比为$β\sim 1$，这使得盘热稳定，即使辐射压力强烈地主导气体压力。从圆盘中发出的辐射有很大一部分被黑洞捕获，因此圆盘的亮度低于薄圆盘在相同吸积率下的亮度。
2019-09-25 astro-ph.HE
Swift observations of V404 Cyg during the 2015 outburst: X-ray outflows from super-Eddington accretion
黑洞双星V404 Cyg在经过26年的X射线静止后，于2015年6月进入爆发阶段，其行为打破了大多数黑洞双星典型的爆发演化模式。我们用雨燕卫星观察了整个爆发，并对其最活跃的阶段进行了时间分辨光谱学分析，获得了1000多个光谱，曝光时间从几十秒到几百秒不等。所有的光谱都可以用吸收幂律模型拟合，这在大多数情况下需要部分覆盖的存在。蓝移的铁-K α线出现在10%的光谱中，并伴随着高柱密度的特征，大约20%的光谱似乎显示出反射的特征。没有一个光谱显示明确存在的软盘黑体发射，而观测到的辐射热通量超过爱丁顿值的光谱的3%。我们的结果可以解释假设吸积流的内部膨胀成一个细长的磁盘，既隐藏了最里面（和最亮）的流量区域，并产生一个冷，cloudly，高密度的流出，介绍了高吸收和快速光谱变化观察。我们认为，天鹅座V404中的黑洞可能以爱丁顿/超爱丁顿速率不规则地甚至连续地吸积-从而维持周围的细长盘-同时部分或完全被膨胀的盘及其流出物所掩盖。因此，由源产生的最大耀斑可能不是吸积驱动的事件，而是隐藏在系统中的极亮源的暴露的影响。
2017-07-04 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
A generalized solution for advection-dominated accretion flow, standard disc, and slim disc
本文提出包含熵径移、辐射压和光子俘获效应的广义轴对称高度平均方程，统一描述 ADAF、SLE、SSD 和细盘四种吸积解，并给出其光度、辐射效率与光谱。
2025-05-06 astro-ph.HE
Slim disk modeling reveals an accreting intermediate-mass black hole in the luminous fast blue optical transient AT2018cow
最明亮的亚类的快蓝色光学瞬变（LFBOTs）的起源仍然是未知的。我们提出了一个X射线光谱分析的AT 2018 cow的LFBOT原型，使用NuSTAR，雨燕，和XMM牛顿数据。源谱可以用细长的吸积盘的存在来解释，我们发现在源发现后>~ 200天，质量吸积率下降到亚埃丁顿水平。将我们的细长盘模型应用于多个观测时期获得的数据，我们将AT 2018 cow中心致密天体的质量限制为log（M_BH/Msun）=2.4+0.6/-0.1，置信水平为68%。我们的质量测量是独立的，但一致的，从以前采用的方法的结果。质量约束是一致的潮汐中断和黑洞-恒星合并的情况下，如果后者的模型可以外推到测量的黑洞质量。我们的工作为吸积中等质量黑洞（10^2- 10^6 Msun）作为AT 2018 cow的中心引擎提供了证据，并通过扩展，在类似于AT 2018 cow的LFBOT源中。
2024-09-26 astro-ph.HE
Investigating slim disk solutions for HLX-1 in ESO 243-49
ESO 243-49星系中的超亮X射线源HLX-1是目前最好的中等质量黑洞候选者，它显示出的光谱跃迁与银河系黑洞双星中观察到的光谱跃迁相似，但亮度要高出100-1000倍。我们研究了这个独特的源拟合多历元数据收集的斯威夫特，XMM牛顿和钱德拉与磁盘模型计算光谱的广泛的次和超爱丁顿吸积率假设一个非旋转的黑洞和面对磁盘（i = 0度）的X射线特性。在这些假设下，我们发现HLX-1中的黑洞处于中等质量范围（~2 × 10^4 M_odot），吸积流处于亚爱丁顿区。圆盘辐射效率为eta = 0.11 +/-0.03。我们还证明了源的质量估计符合L_X ~ T^4关系。在爆发峰值处，源辐射接近爱丁顿极限。吸积速率随后几天保持在4 × 10^（-4）M_odot yr^（-1）附近，然后呈指数下降。吸积速率的这种“平台”可以证明，增强的传质速率是HLX-1中驱动突出的机制。我们还报告了2011年8月由斯威夫特X射线望远镜观测到的新爆发。这次新爆发的时间进一步加强了~1年复发时间尺度。
2012-04-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Could an X-ray Flare after GRB 170817A Originate from a Post-merger Slim Accretion Disc?
GRB 170817 A是费米-GBM 1.7 μ s探测到的中子星双星合并后的一个新发现，它首次提供了中子星合并和短持续时间伽马射线暴之间联系的直接证据。GRB 170817 A之后的X射线观测表明，可能有一个X射线耀斑，其峰值亮度在第156天附近的$L_{\rm peak} \sim 2\times 10^{39}\,{\rm erg\,s}^{-1}$。在这里，我们表明，这种X射线耀斑可以理解的基础上，一个紧凑的对象周围的薄盘。一方面，存在着最大的吸积率$\dot M_{\rm max}$的薄盘，在此之上的光学厚流出是显着的，从光盘的辐射是模糊的。基于能量平衡分析，我们发现当细长盘的角速度介于$\rm (1/5)^{1/2}Ω_K$和$\rm Ω_K$之间时（其中$\dot M_{\rm Edd}$为爱丁顿吸积率，$Ω_K$为开普勒角速度），$\dot M_{\rm max}$介于$\sim 4\dot M_{\rm Edd}$和$\sim 21\dot M_{\rm Edd}$之间.利用$\dot M_{\rm max}$，薄盘可以为$2.5 M_{\sun}$的紧凑物体提供亮度$\sim L_{\rm peak}$。另一方面，如果合并的两个NS形成一个典型的中微子占主导地位的吸积盘，其吸积率$\dot M$遵循幂律下降与指数$-1.8$，那么系统必须通过外流制度，并进入细…
2019-03-19 astro-ph.HE
Modelling the spectral energy distribution of super-Eddington quasars
我们发展了一个宽带谱模型agnsli}来描述超爱丁顿黑洞吸积盘谱。这是基于薄圆盘发射率，其中径向平流使表面光度保持在局部爱丁顿极限，导致L（r）~ r^{-2}而不是Novikov-Thorne（标准，次爱丁顿）圆盘发射率预期的r^{-3}。风损失也很重要，但预计这些损失会产生类似的辐射发射率。我们假设流动是径向分层的，具有外部标准盘、内部热Comptonising区域和中间暖Comptonising区域以产生软X射线过量。这使模型具有足够的灵活性来拟合观测数据，但需要额外的能量守恒要求来给出物理约束。我们用它来拟合最极端的活动星系核之一窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的宽带光谱。窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的黑洞质量是由H_β线宽导出的10^6太阳质量的（6~9）倍。这不能与标准的圆盘发射率在这个质量，因为即使零自旋模型过度生产所观察到的光度。相反，我们证明了薄盘模型能很好地再现谱，给出了约（5~10）倍爱丁顿极限的质量吸积率。由于平流降低了效率，因此对黑洞的自旋没有约束。这种极端的吸积率应该是第一类类星体的特征，我们通过拟合最近发现的超级爱丁顿类星体PSO J 006 +39的光谱来证明这一点，z=6.6。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Crossing the Eddington limit: examining disk spectra at high accretion rates
最暗的超亮X射线源（ULX），即那些光度为1 < L_X/10^39 < 3 erg s^-1的0.3 ~ 10 keV的超亮X射线源，其X射线谱往往是盘状的，但比薄的吸积盘所预期的要宽。这些“加宽的圆盘”光谱被认为表明了恒星残骸黑洞上的近或轻度超爱丁顿吸积。在这里，我们报告的样本明亮的热占主导地位的黑洞二进制文件，其中有爱丁顿比限制到中等的值，也表现出扩大磁盘光谱在0.3-10千电子伏波段在一个数量级较低的光度。这种加宽在仅观察~2 keV以上的研究中会被错过。虽然这可能表明，扩大磁盘ULX可能是由吸积到大质量恒星残余黑洞接近最大的自旋，我们认为，在一个场景中，他们是在接近爱丁顿光度赞成，这样的辐射压力预计将导致几何超薄，平流吸积盘。然而，这意味着需要一个额外的物理机制来产生在低爱丁顿比下观察到的宽光谱。
2016-11-28 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
Suzaku investigation into the nature of the nearest ultraluminous X-ray source, M33 X-8
对最近的超铝X射线源M33 X-8的X射线谱进行了仔细分析，以检查其性质。这是迄今为止，在0.4 - 10 keV范围内具有最高信号统计的唯一数据。尽管能够再现X射线光谱，但盘光子的康普顿化未能给出物理上有意义的解决方案。多色盘模型的一个修正版本，其中盘温度对半径的依赖关系被描述为r^（-p），其中p是一个自由参数，也可以近似光谱。由该模型得到最内层盘的温度和辐射热光度分别为T_in = 2.00-0.05+0.06 keV和L_disk = 1.36 x 10^39（cos i）^（-1）ergs/s，其中i为盘倾角。小的温度梯度（p = 0.535-0.005+0.004）和高的吸积盘温度被认为是细长吸积盘模型的特征，表明M33 X-8是以高质量吸积速率吸积的。考虑到细长盘的修正因子，最内层盘半径R_in =81.9-6.5+5.9（cos i）^（-0.5）km，对应于黑洞质量M \sim 10 M_sun（cos i）^（-0.5）。因此，测辐射热盘的光度估计约为爱丁顿极限的80（cos i）^（-0.5）%。一个数值计算的薄盘光谱被发现达到类似的结果。因此，M33 X-8的性质并不需要用超爱丁顿光度来解释。这一结论被用来论证在L_disk > 10^（40）ergs/s的超亮X射线源中存在M > 100 M_sun的亚/trans-Eddington光度的中等质量黑洞。
2012-05-24 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
Wind from the Hot Accretion Flow and Super-Eddington Accretion Flow
本文综述了热吸积流和超爱丁顿吸积流中风的理论与观测进展，指出风在活动星系核反馈中比喷流起更关键作用。
2024-08-29 astro-ph.HE
A Super-Eddington Compton-Thick Wind in GRO J1655-40?
在2005年的爆发中，GRO J1655-40被钱德拉HETGS以高光谱分辨率观测到，揭示了一个富含蓝移吸收线的光谱，表明了一个吸积盘风-显然太热，太密集，太靠近黑洞，而不是由辐射压力或热压力驱动（米勒等人）。但是这种奇异的风只是这次爆发中的一块拼图，因为它的存在与极其柔软和弯曲的X射线连续光谱，显着的X射线可变性（Uttley & Klein-Wolt）以及明亮的，意想不到的光学/红外黑体分量相一致，该黑体分量随轨道周期而变化。聚焦于X射线连续谱和光学/红外/紫外光谱能量分布，我们认为这种“超软状态”的不寻常特征是来自盘的超爱丁顿康普顿厚风的自然后果：光学/红外黑体代表密集的冷光球，扩展流出，而X射线发射被解释为康普顿散射相对凉爽，光学厚风。这种风掩盖了内盘的内在光度，我们认为它可能已经达到或超过了爱丁顿极限。
2016-03-13 astro-ph.HE
The properties of wind and jet from a super-Eddington accretion flow around a supermassive black hole
本文通过辐射磁流体动力学模拟和虚拟粒子轨迹方法，研究了超大质量黑洞周围超爱丁顿吸积流产生的风和喷流性质，发现风的动量通量更高且在AGN反馈中可能比喷流更重要，其加速主要由洛伦兹力主导。
2023-05-11 astro-ph.HE
Testing Super-Eddington Accretion onto a Supermassive Black Hole: Reverberation Mapping of PG 1119+120
本研究通过光谱和测光监测对类星体PG 1119+120进行反响映射，测得黑洞质量并分析其吸积流光变，发现其吸积呈超爱丁顿特征，观测结果与slim disc模型高度一致。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for Optically Thick, Eddington-limited Winds Driven by Supercritical Accretion
超临界吸积到紧凑的物体上，为光学厚度和爱丁顿限制的大规模风提供动力。如果大部分来自中央圆盘的硬X射线被风遮蔽，源将显示出类似黑体的光谱，其亮度与致密物体的质量成比例。从钱德拉附近星系的档案中，我们选择了一个明亮和非常软的光源样本，并排除了前景物体和超新星遗迹的污染。他们被发现优先与晚型星系。我们样本中的大多数来源要么太热，要么太亮，不能用白矮星表面的核燃烧来解释，而被认为是由吸积提供动力的。最可能的解释是，它们是由于超临界吸积驱动的风从光球层发射到致密物体上。它们的黑体光度范围从~10^37到近10^40 erg/s，表明存在中子星和恒星质量的黑洞。黑体的光度也显示出可能的双峰分布，虽然在低的意义，达到峰值附近的爱丁顿极限的中子星和恒星质量的黑洞，分别。如果这一点能够得到证实，那将是超临界吸积为厚风提供动力的确凿证据。基于风模型，推断这些天体的质量吸积率大约是爱丁顿速率的几百倍，这表明它们可能在吸积率方面介于典型的超铝X射线源和SS 433之间。
2018-12-07 astro-ph.HE
The Super-Eddington Nature of Super Massive Stars
超大质量恒星（SMS）是大质量的氢天体，缓慢地辐射它们的引力结合能。这种假设的原始天体可能是在星系中心观测到的大质量黑洞（BH）的种子。在标准图片下，这些天体可以近似描述为n=3的多面体，并且它们的亮度非常接近爱丁顿光度。然而，一旦人们考虑到由爱丁顿极限附近的不稳定性引起的孔隙度，这会引起超爱丁顿态，标准图像应该被修改。我们研究这些物体的结构，演化和质量损失。我们发现以下情况。首先，SMS的进化由于其增加的能量释放而加速。它们加速连续驱动的风。如果没有旋转稳定性，这些风不足以“蒸发”物体，这样它们就可以坍缩形成超大质量的BH，然而，它们确实阻止了SMS发射大量的电离辐射。如果SMS是旋转稳定的，风会“蒸发”物体，直到一颗正常的亚爱丁顿星（sub-Eddington star）保留下来，质量只有几个100 Msun。
2012-03-20 astro-ph.HE
Line-driven disc wind in near-Eddington active galactic nuclei: decrease of mass accretion rate due to powerful outflow
根据最近的X射线观测，来自超大质量黑洞的超快速流出物预计将有足够的能量对其宿主星系产生巨大影响，但其发射和加速机制尚未得到很好的理解。我们进行二维辐射流体动力学模拟紫外线驱动的盘风，以计算在这些模型中的质量损失率和动能。我们开发了一种新的迭代技术，减少了通过内盘的风质量损失的质量吸积率。这使得内部圆盘的紫外线亮度较低，与先前假设半径恒定的吸积率的模拟相比，风力减少。在我们的模拟中，线驱动风仍然非常强大，对于质量$10^8-$ $10^{10}\, M_\odot$在$L/L_{\rm Edd}=0.5-$ $0.9$处吸积的黑洞，大约有一半的质量吸积率被喷射到风中。我们的结果为基于线驱动盘风物理模型估算超大质量黑洞的增长率和估算向星际介质喷射的动能（活动星系核反馈）开辟了途径.
2020-04-02 astro-ph.HE
X-ray spectral residuals in NGC 5408 X-1: diffuse emission from star formation, or the signature of a super-Eddington wind?
如果超亮X射线源（ULX）是由恒星残骸黑洞的吸积提供动力的，那么许多X射线源肯定是以超爱丁顿速率吸积的。据预测，如此高的吸积率应该会产生大量的辐射驱动风。然而，风的观测证据，以吸收或发射特征的形式，仍然难以捉摸。因此，在NGC 5408 X-1的XMM-牛顿光谱中检测到X射线光谱残差的报告可能与风中的吸收有关，这可能是非常令人兴奋的。然而，先前有几位作者假设这些特征只是源于ULX宿主星系中与恒星形成有关的背景扩散等离子体发射。在这项工作中，我们利用钱德拉的空间分辨率来测试我们是否可以排除后一种解释。我们证明了这些光谱特征中的大部分光度是从接近ULX的高度局部化区域发出的，即使在钱德拉的情况下也是点状的。因此，极有可能的光谱特征与ULX本身有关，并且在这个光谱分量中的通量很少来自宿主星系的空间扩展发射。这可能与超爱丁顿风的光学薄相的吸收建议是一致的。或者，我们可以看到黑洞附近碰撞电离物质的发射，但关键是这很难与源倾角在很大程度上决定观测到的X射线光谱和时间特性的模型相一致。
2015-10-13 astro-ph.HE
Modelling optical emission of Ultra-luminous X-ray Sources accreting above the Eddington limit
本文研究了超亮X射线源双星系统的演化，并假设它们通过一个非标准的、对流占优的、有外流的细长盘吸积到黑洞上，计算了它们的光辐射。我们考虑系统的黑洞的$20M_{\odot}$和$100M_{\odot}$，和施主质量之间的$8M_{\odot}$和$25M_{\odot}$。超临界吸积对光辐射有很大的影响。在外流的存在下，辐射通量仍然比标准圆盘产生的辐射通量强得多。然而，在非常高的吸积率的贡献X射线照射变得越来越不重要相比，从光盘发出的本征通量。在主序之后，光学对应物在色星等图上的演化轨迹与Eddington限制吸积的演化轨迹明显不同。具有恒星质量黑洞和超临界吸积的$12-20 M_{\odot}$施主的系统的特征是蓝色（F450 W-F555 W $\simeq - 0.2 : +0.1$）和高光度（$M_{V} \simeq - 4 : - 6.5$）。从类似质量的演化施主超临界吸积更多质量黑洞的系统具有类似的颜色，但可以达到$M_V \simeq - 8$。我们将我们的模型应用于NGC 1313 X-2和NGC 4559 X-7。这两个来源都很好地代表了一个系统增生以上爱丁顿从一个大规模的演变捐助者。对于NGC 1313 X-2来说，协议是一个$\sim 20M_{\odot}$黑洞，而NGC 4559 X-7需要一个质量更大的黑洞。
2018-09-13 astro-ph.HE
Black Hole Winds II: Hyper-Eddington Winds and Feedback
我们表明，黑洞提供的质量在超爱丁顿率驱动外流与温和的次相对论速度。它们是爱丁顿吸积因子$\dot m_{\rm acc} \sim 10 - 100$的$\sim 0.1 - 0.2c$和$\dot m_{\rm acc} \sim 10^4$的$\sim 1500\,{\rm km\, s^{-1}}$。像这样的风在超亮源（ULXs）的X射线光谱中被发现，强烈支持ULXs是超爱丁顿吸积状态的恒星质量致密双星的观点。从主X射线发射锥外观察，SS 433似乎是一个极端的ULX系统（$\dot m_{\rm acc} \sim 10^4$）。对于不太极端的爱丁顿因子$\dot m_{\rm acc} \sim 10 - 100$，风的光球温度是$\sim 100$ \，eV，与超铝超软源（ULS）是在中等能量X射线束之外看到的ULX的图像一致，统一了ULX/ULS群和SS 433（实际上是一个ULS，但光球发射太软而无法检测）。对于超大质量黑洞（SMBH），来自超爱丁顿吸积的反馈比通常的近爱丁顿（“UFO”）情况要强大得多，如果在自然界中实现，将意味着$M - σ$的质量明显小于观察到的质量。我们认为，在这种情况下，吸积盘的可能翘曲可能会导致大部分盘质量被驱逐，严重减少这种强烈的反馈的发生率。我们表明，超-爱丁顿反馈明亮的ULXs可以对他们的宿主星系产生重大影响。这可能对小星系的形成和…
2015-10-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington winds from Type I X-ray bursts
我们提出了流体动力学模拟的球对称超爱丁顿风的径向膨胀I型X射线爆发。以往的研究假设一个稳定状态的风和治疗的质量损失率作为一个自由参数。使用MESA，我们遵循的多区域的时间相关的燃烧，对流和辐射加热的大气在爆发上升，和发射和演变的光学厚辐射驱动的风光球向外扩展到半径$r_{\rm ph} \gtrsim 100\text{ km}$。我们专注于中子星（NS）吸积纯氦和研究爆发的点火深度范围内。我们发现风对吸积层的$\approx 0.2\%$的影响几乎与点火深度无关。这意味着核能释放的$\approx 30\%$被用于从NS表面解绑物质。我们表明，灰烬的核燃烧喷射在风中，占主导地位的爆炸，点燃在列深度$\gtrsim 10^9\text{ g cm}^{-2}$的风成分。喷出物主要由质量数为$A> 40$的元素组成，我们发现这应该会在爆发光谱上留下光电离边缘的印记。重元素边缘的证据已经在强烈的径向膨胀爆发的光谱中被报道。我们发现，在$\approx 1\text{ s}$之后，风的成分从位于大气顶部的轻元素（$^4$ He和$^{12}$ C）转变为位于更深处的重元素（$A>40$）。这可以解释为什么所有超膨胀爆发的光球半径在$\approx 1\text{ s}$之后都显示出从超膨胀（$r_{\rm ph}>10^3\text{ km}$）到中等膨胀（$r_{\rm ph}\sim…
2018-08-12 astro-ph.HE
Constraints on Compton-thick winds from black hole accretion disks: can we see the inner disk?
强有力的证据表明，风可以从活动星系核（AGN）和银河系黑洞双星（GBHB）的吸积盘的中心区域驱动。高电离、康普顿薄的内盘风的直接证据来自蓝移（v~0.05-0.1c）铁K X射线吸收线的观测。然而，有人认为黑洞吸积盘的内部区域也可以驱动康普顿厚度的风-这样的风会覆盖内部盘，阻止我们看到吸积盘的直接特征（即光球热发射，或多普勒/引力加宽的铁K-α线）。在这里，我们表明，提供的源是次爱丁顿，完善的风驱动机制未能推出康普顿厚的风从内部磁盘。对于康普顿厚度的风的加速区域，风中携带的动量必须超过可用的光子动量至少2/lambda，其中lambda是源的爱丁顿比，排除辐射加速，除非源非常接近爱丁顿极限。康普顿厚的风也携带着大的质量通量，考虑到风和圆盘之间的联系，这与磁离心驱动不相容。最后，热驱动的风被排除在大康普顿半径的基础上，典型的黑洞系统。在没有新的加速机制的情况下，我们得出结论，黑洞周围的亚爱丁顿吸积盘的内部区域确实是裸露的。
2012-10-10 astro-ph.HE
BAL QSOs and Extreme UFOs: the Eddington connection
我们建议一个共同的物理起源连接快速，高度电离的风（UFO）在附近的活动星系核，和较慢的和较低的电离风的BAL类星体。主要的区别是风中的质量损失率，这最终取决于大尺度上质量向中心超大质量黑洞（SMBH）输送的速率。这在大多数UFO中低于爱丁顿吸积率，在极端的UFO中略高于爱丁顿，如PG 1211 +143，但在BAL类星体中高达$\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$关系躺在上面观察到的。我们的结论是，重要的SMBH质量增长必须发生在超级爱丁顿阶段，无论是作为BAL类星体，极端的不明飞行物，或从直接观察模糊。
2013-04-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Little Red Dots As Super-Eddington Fountain Flows
Princeton University（普林斯顿大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文提出小红点是由偏离视轴观测的超爱丁顿超大质量黑洞被慢速光子疲劳风包裹所致，通过辐射转移模拟重现了从蓝点到红LRD的光谱序列。
2026-09-21 astro-ph.HE
The ultraluminous state revisited: fractional variability and spectral shape as diagnostics of super-Eddington accretion
虽然我们已经接近达成共识，大多数ULX都是处于超爱丁顿状态的恒星质量黑洞，但这种吸积模式的物理学还没有建立起来。在这里，我们使用一个组合的X射线光谱和时间分析的ULXs的样本来调查这个新的吸积制度。我们提出了一个光谱分类方案，将ULXs分为三类：一个扩大的光盘类，和两个组件的硬和软超亮制度。在最低光度的ULX人口占主导地位的来源与扩大光盘光谱，而两个组件的光谱被认为是在较高的光度，暗示的区别~爱丁顿和超爱丁顿吸积模式。我们发现高水平的可变性仅限于具有软超亮光谱的ULX和一些加宽的光盘源。此外，变异性在高能量下最强，这表明它起源于较硬的光谱分量。这些特性与当前的超级爱丁顿发射模型是一致的，其中风在吸积流的中心区域周围形成漏斗。由于风提供了软分量，这表明倾斜度是观测到的X射线光谱的关键决定因素，如果这是由于风边缘的云状物质间歇性地模糊了我们对ULX中心区域的视线，那么变化结果就非常有力地支持了这一点。在两个ULXs，跨越硬/软超铝制度边界的光谱变化与光度的模式是一致的风增加在较高的吸积率，从而缩小漏斗的开口角。因此，这项工作表明，大多数ULX可以被解释为恒星质量的黑洞在爱丁顿极限或以上吸积，其观察到的特征由两个变量控制：吸积率和倾角。（节略）
2013-07-30 astro-ph.HE
Hard X-ray flares and spectral variability in NGC 4395 ULX1
利用最近的XMM-NEWTON观测，我们首次在附近的超亮X射线源（ULX）NGC 4395 ULX 1中探测到耀斑事件。耀斑发作的光谱比稳定的发射间隔，导致更高的分数变化在高能量的制度。一个薄的开普勒和一个薄的吸积盘提供了XMM-牛顿光谱的最佳拟合连续。所有的观测结果都显示出在$\sim 0.9$ keV附近有一个宽的驼峰状特征，这可能与混合发射线的集合有关，并通过与其他显示出类似特征的ULX进行比较，表明该ULX中存在风/外流。耀斑光谱对应于更高的薄盘温度，由于更高的质量吸积率下的对流占主导地位的吸积方案。不同通量状态下的光温（L-T）值均呈现正的变化趋势。当以幂律关系表征时，L-T曲线与分析数据的$L\propto T^2$和$L\propto T^4$关系大致一致。经验预测的超薄吸积盘的情况下，超爱丁顿吸积到恒星质量的紧凑对象是$L \propto T^2$，这是一个可能的情况下，ULX 1。耀斑事件的起源被理解为吸积速率的内在变化或在吸积盘内部区域存在可变的云团风。
2022-09-12 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 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
A broadband X-ray spectral study of the intermediate-mass black hole candidate M82 X-1 with NuSTAR, Chandra and Swift
M82 X-1是已知的最明亮的超亮X射线源（ULX）之一，假设Eddington有限吸积和其他考虑，使其成为最好的中等质量黑洞（IMBH）候选者之一。然而，ULX仍然可以解释为超级爱丁顿吸积到恒星遗迹黑洞。我们提出了同时NuSTAR，钱德拉和斯威夫特/XRT观测在一个耀斑发作的高峰期，其目的是模拟M82 X-1的发射，并深入了解其性质。我们发现，薄吸积盘模型都需要吸积率等于或高于爱丁顿极限，以重现光谱形状，给定的范围内的黑洞的质量和自旋。由于在这样高的爱丁顿比下，薄圆盘模型由于圆盘中的径向平流而失效，因此我们认为薄圆盘模型的结果是不符合物理的。我们发现，作为磁盘半径（$T(r)\propto r^{-p}$）的函数的温度分布是显着平坦（$p=0.55^{+ 0.07}_{- 0.04}$）比预期的标准薄磁盘（$p=0.75$）。一个较平坦的轮廓是一个细长的盘的特征，这是高度暗示超爱丁顿吸积。此外，超爱丁顿吸积的辐射流体动力学模拟表明，这些系统的预测光谱是非常相似的，我们观察到的M82 X-1。因此，我们认为M82 X-1是一个超爱丁顿吸积体。我们从内部盘半径推断的质量估计意味着当假设零自旋时是恒星遗迹黑洞（$M_{\rm BH}=26^{+9}_{-6} M_{\odot}$），或者当假设最大自旋时是IMBH（$M_{\rm BH}=125^{+45}_{-30} M_{\odot…
2016-07-13 astro-ph.HE
Modeling Multiple X-Ray Reflection in Super-Eddington Winds
本研究针对超爱丁顿源的X射线反射特征，通过广义相对论射线追踪与蒙特卡洛模拟，建模非自旋黑洞超爱丁顿风的多次X射线反射，发现Fe Kα线轮廓受风运动学等参数影响且可呈双峰，为超爱丁顿吸积黑洞研究提供新依据。
2024-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Limits on luminosity and mass accretion rate of a radiation pressure dominated accretion disc
在吸积盘中，黑洞的引力在垂直方向上存在极大值。如果盘的辐射通量大于对应于最大垂直重力的临界值，则可能从盘驱动外流。我们发现，外流驱动的辐射力从光盘，如果吸积率大于爱丁顿率。因此，盘的辐射受到这种流出的限制。在大mdot病例中，视盘亮度L=L_Edd \propto ln mdot。对于mdot~100，盘的爱丁顿比为~3，这显著低于没有流出的传统细长盘。这意味着某些具有高度超爱丁顿光度的超亮X射线源的辐射应该是多普勒波束的，或者在这些源中是中等质量的黑洞而不是恒星质量的黑洞。当mdot>2时，流出圆盘的频谱在高频端饱和。我们认为，饱和辐射可以用来估算高速吸积的黑洞的质量，如窄线塞弗特星系。黑洞的质量吸积速率总是在爱丁顿速率附近，即使外半径处的质量吸积速率非常高，因为大多数气体都被移到了流出物中。这意味着，高红移z>6的发光类星体应该是以接近爱丁顿速率的持续吸积长大的。
2015-02-10 astro-ph.HE
A Global Three Dimensional Radiation Magneto-hydrodynamic Simulation of Super-Eddington Accretion Disks
利用三维辐射磁流体动力学方法研究了黑洞的超爱丁顿吸积流。我们解决了时间相关的辐射转移方程的具体强度，以准确地计算出的角度分布的发射辐射。由磁旋转不稳定性产生的湍流提供了自洽的角动量转移。在吸积速率约为220 L_edd/c^2时，模拟达到了流入平衡，并沿旋转轴形成了辐射驱动的流出。外流携带的机械能通量约为辐射能通量的20%。外流损失的总质量通量约为净吸积率的29%。该流的辐射光度为~10L_edd。这产生了~ 4.5%的辐射效率，这与标准薄盘模型中的值相当。在我们的模拟中，由磁浮力引起的辐射的垂直平流传输能量比光子扩散更快，允许相当一部分光子在平流进入黑洞之前从盘的表面逃逸。我们将我们的结果与大多数模型中推断的较低辐射效率进行对比，例如忽略垂直平流的细长圆盘模型。我们推断的辐射效率也超过了以前的全球数值模拟，这并没有归因于一个显着的作用，垂直平流公布的结果。我们简要地讨论了早期宇宙中超大质量黑洞的生长的影响，并描述了这些结果如何为解释超亮X射线源的光谱和人口统计提供了基础。
2014-10-02 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion; flow regimes and conditions in high-z galaxies
我们回顾和讨论的理论研究解决气体吸积到黑洞发生的速度超过爱丁顿限制的可能性。我们的重点是在高红移黑洞种子生长中的应用。首先介绍了超爱丁顿吸积的一般概念，然后总结了研究这种机制的不同模型和数值模拟。我们认为光学厚流在吸积盘以及在球对称信封，并特别注意广泛采用的模型的基础上SLIM盘解决方案。虽然SLIM磁盘解决方案的吸引力，其简单性，是由最新一代的三维辐射（磁）流体动力学模拟，其中辐射损失可以是一个数量级更高的挑战，和辐射传输的机制是更复杂的比直平流，因为它发生在一个复杂的湍流制度。然后，我们讨论了气体供应率的次pc尺度吸积盘或信封从更大的尺度，重温气体流入率在各种条件下的原星系。我们的结论是，在致密的气体核的高Z星系的超爱丁顿吸积制度，如高光学深度和高气体供应率从大尺度的发病所需的条件，应该自然满足。根据吸积盘中超临界流的辐射磁流体动力学模拟结果，来自生长中的BH种子的反馈不应显著改变这种条件。此外，基于所需的核气体流入率和恒星反馈的趋势，以有效地消除气体在低质量的晕，我们认为，超临界吸积将更容易实现相对较大的晕，维里质量$M_{\rm vir} > 10^{10}$ M $_{\odot}$，这变得更常见的$z < 15$。
2018-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Efficiency of Super-Eddington Magnetically-Arrested Accretion
研究了磁制动盘中超爱丁顿吸积黑洞的辐射效率，其中磁制动盘附近的磁通量达到饱和。我们的三维广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）的自旋BH（自旋$a/M=0.8$）吸积在$\sim 50$倍爱丁顿显示总效率$\sim 50\%$时，时间平均和总效率$\gtrsim 100\%$的时刻。旋转BH附近的磁通量产生的磁压缩导致了一个薄圆盘，其辐射通过磁化风的平流以及通过布兰德福德-兹纳耶克（BZ）喷流创建的低密度通道的传输逸出。由于光学厚辐射对磁力线的惯性加载，BZ效率是次优的，导致BZ效率在地平线上为$\sim 40\%$，BZ效率通过风的吸收为$r\sim 400r_g$（引力半径）为$\sim 5\%$。重要的是，辐射逃逸在$r\sim 400r_g$与效率$η\approx 15\%$（亮度$L\sim 50L_{\rm Edd}$），类似于$η\approx 12\%$的Novikov-Thorne薄盘和超过$η\lesssim 1\%$看到在以前的GRRMHD模拟或薄盘理论。我们的模拟显示如何BH自旋，磁场和喷流质量加载影响辐射和喷流效率的超爱丁顿吸积。
2015-08-10 astro-ph.HE gr-qc
A persistent disk wind and variable jet outflow in the neutron-star low-mass X-ray binary GX 13+1
本文通过VLA、Chandra/HETG和NICER多波段观测近爱丁顿中子星LMXB GX 13+1，发现持续电离盘风与变化射电喷流可共存且无相关性，表明两者发射机制在该系统中并不必然关联。
2025-04-07 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 astro-ph.HE
Self-shadowing Effects of Slim Accretion Disks in Active Galactic Nuclei: Diverse Appearance of the Broad-line Region
活动星系核中的超大质量黑洞具有很大的吸积速率变化范围，从而导致了黑洞形态的多样性。本文研究了从Shakura-Sunyaev区到具有超Eddington吸积率的细长吸积盘的宽线区（BLR）上的吸积盘的各向异性辐射效应。薄盘内部区域的几何厚漏斗产生强烈的自遮蔽效应，导致辐射场的非常强的各向异性。我们证明了辐射场的各向异性程度随着吸积率的增加而增加。由于这种各向异性，BLR云接收不同的光谱能量分布，这取决于它们相对于磁盘的位置，从而导致BLR的不同观测外观。我们表明，自阴影的内部部分的磁盘自然产生两个动态不同的区域的BLR，吸积率的依赖。这两个地区表现为运动学上不同的组成部分，广泛的H $β$线轮廓与不同的线宽和通量，共同帐户的洛伦兹配置文件通常观察到的窄线塞弗特1星系。在时间域中，这两个组件预计混响不同的时间滞后相对于不断变化的电离连续，这取决于吸积率和观察者的视角。由于各向异性电离能量源引起的BLR的多样外观可以通过H $β$和其他宽发射线（例如，\feii），为诊断BLR的结构和动力学提供了新的工具。我们的模型的其他观测结果也进行了探讨。
2014-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stratified wind from a super-Eddington X-ray binary is slower than expected
本文通过XRISM Resolve光谱分析中子星X射线双星GX 13+1，发现其超爱丁顿状态下的层状风速度异常缓慢，更符合外盘热-辐射风模型，挑战了传统爱丁顿风理论。
2025-09-18 astro-ph.HE
Super-Critical Growth of Massive Black Holes from Stellar-Mass Seeds
我们认为超临界吸积与角动量到恒星质量的黑洞作为一个可能的机制，从光种子生长十亿太阳质量的洞在早期。我们使用的辐射效率低的“薄盘”解决方案-平流，光学厚流，概括了标准的几何薄盘模型-显示如何温和的超爱丁顿间歇性吸积可能会显着缓解问题的组装第一个大质量黑洞时，宇宙年龄小于0.8 Gyr。由于非旋转以及快速旋转的孔周围的薄盘的低辐射效率，在这个制度的质量e-折叠的时间尺度几乎是独立的自旋参数。简要讨论了早期宇宙超临界增长的条件。
2014-03-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Super-Eddington QSO RX J0439.6-5311. II. Multi-wavelength Constraints on the Global Structure of the Accretion Flow
我们提出了一个详细的多波长的研究，一个清晰的，高度超爱丁顿1型类星体RX J0439.6-5311。我们将最新的XMM-牛顿观测与从红外到硬X射线的所有档案数据相结合。光谱与1H 0707-495非常相似，具有极弱的[O { \sc iii}]和强的Fe { \sc ii}发射线，尽管黑洞质量可能略高于$5-10 \times10^{6}~\rm M_{\odot}$。宽带SED是唯一定义良好的，由于极低的银河系和本征吸收，所以热光度是严格限制的。可见光/紫外吸积盘的连续性下降到900 μ m，表明有一个标准的薄盘结构下降到$R \ge$ 190-380 $R_{\rm g}$，并确定通过外盘的质量吸积率。这预测了一个比观测到的高得多的热光度，表明必须有强风和/或对流能量损失从内部光盘，作为预期的高度超爱丁顿吸积流。在NLR和BLR发射线中都检测到显著的外流，证实了风的存在。我们提出了一个全球性的图片的超级爱丁顿吸积流的结构，其中的内盘鼓起来，屏蔽大部分潜在的NLR材料，并显示如何倾斜角度相对于此和风可以解释非常不同的X射线性能的RX J0439.6-5311和1H 0707-495。因此，这个来源提供了强有力的支持证据，“简单的”和“复杂的”超级爱丁顿NLS 1可以统一在同一吸积流的情况下，但不同的倾角。我们还提出，这些极端NLS 1可能是弱发射线类星体（WLQ）的低红移类似物。
2017-06-25 astro-ph.HE
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
Spin measurement of 4U 1543-47 with Insight-HXMT and NICER from its 2021 outburst: A test of accretion disk models at high luminosities
本文利用 Insight-HXMT 观测 4U 1543-47 在 2021 年的明亮爆发，通过比较 kerrbb2 和 slimbh 吸积盘模型在爱丁顿极限下的光谱演化行为，检验了高光度下的吸积盘模型，并确定了两个最适合进行自旋连续谱拟合的“黄金”时期。
2023-07-21 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
Line-force driven wind from a thin disk in tidal disruption event
本文利用PLUTO二维流体动力学模拟表明，TDEs中10^6倍太阳质量黑洞周围的薄亚爱丁顿吸积盘在光度超过20%爱丁顿光度时可产生线力驱动强风。
2025-10-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington accreting massive black holes as long-lived cosmological standards
超爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBH）在一定的吸积率以上，由于光子捕获和平流在细长的吸积盘中达到饱和亮度。我们表明，这些SEAMBHs可以提供一个新的工具，估计宇宙学距离，如果它们被正确识别的硬X射线观测，特别是其2-10千电子伏的连续斜率。为了验证这一想法，我们获得了黑洞质量估计和X射线数据的样本60窄线塞弗特1星系，我们认为是最有前途的SEAMBH候选人。我们证明了新方法得到的样品中的物体的距离得到更接近标准的光度距离的硬X射线连续变得陡峭。这些结果使我们能够分析在未来的活动黑洞样本中使用该方法的要求，并证明在足够大的样本下，预期的不确定性可以使它们成为一个有用的新的宇宙学标尺。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal stability of winds driven by radiation pressure in super-Eddington accretion disks
超铝X射线源（ULX）主要由中子星或恒星质量黑洞的吸积提供动力。辐射压以超过爱丁顿极限的几倍到几百倍的速度吸积，预计会使吸积盘膨胀，并驱动实际上以光速的很大一部分观测到的快速风。在超爱丁顿光度下，吸积盘会比次爱丁顿吸积体（如常见的活动星系核和X射线双星）更厚，导致不同的光谱能量分布，并可能导致风的不同热状态。在这里，我们展示了第一次尝试计算的光电离平衡的风驱动的强辐射压力厚光盘的ULX主机黑洞或非磁性中子星的重点。我们发现，风一般是在热稳定的平衡，但长期变化的吸积率和倾斜由于岁差可能有显着的影响风的外观和稳定性。我们的模型趋势可以解释1 keV左右的光谱残差和ULX光谱状态之间的相关性。我们还发现了一个可能的相关性之间的光谱硬度的ULX，风速和电离参数的一般情况下的支持。
2019-12-05 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.comp-ph
Radio emission from colliding outflows in high-mass X-ray binaries with strongly magnetized neutron stars
我们提出了一个玩具模型的无线电发射在HMXB与强磁化中子星（NS）的风碰撞区形成的NS流出和恒星风的大质量的同伴。射电辐射预计来自激波加速电子的同步辐射和恒星风的自由-自由辐射。我们发现，对于大多数参数，GHz光度（$L_R$）和吸积X射线光度（$L_X$）之间的关系可以写成$L_R \propto L_X^b$。当星风的热辐射在射电中占主导地位时，预计与X射线没有相关性（$b=0$）。我们通常发现亚爱丁顿X射线光度的相关性很陡（$b=12/7$），而超爱丁顿X射线光度的相关性较浅（$b=2(p-1)/7$），其中$p$是加速电子的幂律指数。最大预测射电亮度与NS性质无关，而取决于恒星风动量、双星分离距离和最小电子洛伦兹因子。使用贝叶斯方法，我们模拟了PDMATHAMT的无线电观测，涵盖了广泛的质量吸积率。我们的研究结果支持了在亚爱丁顿X射线光度下射电探测的激波起源。然而，没有物理上有意义的参数可以发现的超爱丁顿阶段的爆发，这表明一个不同的起源。未来使用更灵敏的仪器进行观测，可能会发现大量的HMXB，它们在无线电中具有强磁化的NS，从而可以确定$L_R-L_X$关系中的斜率，并将风碰撞情景投入测试。
2021-10-22 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
Probing the Peculiar Behavior of GRS 1915+105 at Near-Eddington Luminosity
为了理解超临界吸积的本质，我们系统地分析了GRS 1915+105在准稳态下的{ \it RXTE}/PCA数据，选择了1999 - 2000年期间变化较小的数据。我们应用一个圆盘加上热康普顿化模型，并考虑到准确的星际吸收，反射分量，并从磁盘风自洽吸收功能。有一个很强的相关性之间的内部磁盘的温度和磁盘组件的分数。大多数的康普顿化占主导地位的光谱显示$T_{\rm in} \sim 1$ keV的高电子温度为$>10$ keV，这可能对应于在正则黑洞X射线双星（BHB）的非常高的状态。相比之下，磁盘占主导地位的光谱有$T_{\rm in} \sim 2$ keV的低温（$<10$ keV）和光学厚康普顿化，并显示两个独立的分支（$L$ - $T_{\rm in}$）图。较低的分支明显遵循$L \propto T_{\rm in}^4$轨道。此外，应用扩展的磁盘黑体模型，我们发现，9的12个数据集与磁盘光度高于$0.3 L_{\rm E}$更喜欢一个平坦的温度梯度比在标准磁盘（$p < 0.7$）。我们解释说，在较低的分支，磁盘向下延伸到最里面的稳定的圆形轨道，是最有可能在细长盘状态。一个快速旋转的黑洞可以解释$L \propto T_{\rm in}^2$轨道的缺乏和非旋转黑洞所需的高光谱硬化因子（$\sim 4$）。上支的谱与低温康普顿化的截断盘的图像一致。这种状态是唯一从GRS …
2010-01-22 astro-ph.HE
Chandra reveals a possible ultra-fast outflow in the super-Eddington Be/X-ray binary Swift J0243.6+6124
预计超爱丁顿速度的增长将伴随着强劲的资金外流。在银河系X射线双星和河外超亮X射线源（ULX）中观察到这种外流。然而，由于它们的源距离很远，ULX外流对检测和详细研究具有挑战性。银河系中子星以超爱丁顿速率从Be星伴星吸积，显示出与ULX中子星的许多相似之处，因此提供了一种替代方法来研究这种吸积机制中的外流。在这里，我们介绍了这样一颗超级爱丁顿吸积中子星Swift J0243.6+6124的钱德拉高分辨率光谱，以寻找其2017/2018年巨大爆发高峰期间的风外流特征。我们检测到狭窄的发射特性，在休息从Ne，Mg，S，Si和Fe。此外，我们检测到的吸收功能，可以确定在两种方式的集合：无论是作为所有的铁过渡在休息（可能的贡献，从镁），或三个蓝移的Ne和镁线在$\sim 0.22c$的组合，而其余的线是在休息。第二种情况意味着外流的速度与ULX中看到的速度相似，包括ULX脉冲星NGC 300 ULX-1。这一结果也意味着斯威夫特J0243.6+6124发射了一个喷流，在无线电中检测到并报告过，同时以超爱丁顿吸积速率发射了超快的风外流。
2019-06-04 astro-ph.HE
The remarkable microquasar S26: a super-Eddington PeVatron?
本研究探讨了微类星体S26的超爱丁顿吸积特性，指出其吸积盘风吸收了盘辐射导致X射线光度偏低，并证实其具备将宇宙线加速至PeV能量的PeVatron潜力。
2024-09-15 astro-ph.HE
