Simulating ULXs and blazars as GRMHD accretion flows around a black hole
本文利用GRMHD模拟研究黑洞吸积流，证实高度磁化平流吸积可解释ULXs的超爱丁顿光度，并通过磁场特性差异及自旋、磁场与吸积率的相互作用解释FSRQ与BL Lacs的光谱二分现象。
2025-02-05 astro-ph.HE
On the Black Hole Masses In Ultra-luminous X-ray Sources
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核X射线源，其X射线光度为$\geq$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$。超大型X射线黑洞质量的测量是一个长期存在的问题。在这里，我们估计BH质量的样本ULX与XMM牛顿观测使用两种不同的质量指标，X射线光子指数和X射线变化幅度的基础上建立的活动星系核（AGN）的相关性。对两种方法估算的BH质量进行了比较和讨论。我们发现一些极高光度（$L_{\rm X} >5\times10^{40}$ erg s $^{-1}$）ULX包含10 $^{4}$-10 $^{5}$ $M_\odot$的BH。对于低光度的ULX，X射线变率振幅的结果与X射线光子指数的结果不一致。这表明，这些ULX通常以不同于X射线发光活动星系核的速率吸积，或者它们具有不同的X射线变率功率谱密度。我们的结论是，大多数ULX的超爱丁顿速率吸积，因此港口恒星质量BH。
2014-11-13 astro-ph.HE
Milliarcsec-scale radio emission of ultraluminous X-ray sources: steady jet emission from an intermediate-mass black hole?
大多数超铝X射线源（ULX）的高X射线亮度的起源仍然知之甚少。大多数解释其性质的方案都假设ULX是由黑洞（BH）的吸积提供动力的。在这种情况下，对致密射电辐射的探测和ULX在基本平面（X射线与射电光度平面）中的位置可以提供对ULX BH质量的估计，并有助于解决其物理性质的问题。我们提出了一个高分辨率（甚长基线干涉测量）的无线电观测活动的结果，旨在检测和研究紧凑的无线电发射在四个ULXs与已知的无线电同行。我们发现其中一个目标（N4559-X4）以前被错误分类：其低X射线亮度表明该源不是ULX。N4559-X4和ULX N4490-X1和N5194-X2都没有探测到毫弧秒尺度的射电辐射，因此估算了它们的射电光度上限。这些限制强烈反对在这三个系统中存在超大质量黑洞。对于N4559-X4，低的X射线光度以及射电和X射线光度的比值表明存在X射线双星。ULX N5457-X9在其\textit{Chandra}位置误差范围内检测到紧凑的无线电发射，使N5457-X9成为具有稳定喷流发射的潜在中等质量BH。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The observed vs total population of ULXs
我们已经分析了辐射的各向异性发射如何影响所观察到的样品的超亮X射线源（ULXs）的恒星星族的演化进行模拟，采用恒星和双星物理学的最新发展，并通过利用几何光束模型的理论和观测的动机。虽然携带黑洞吸积体的ULX（BH ULX）通常是各向同性发射的，但大多数携带中子星吸积体的ULX（NS ULX）被发现是波束。这些发现证实了先前的断言，即由于发射光束和视线的实质性不对准，很大一部分ULX被隐藏起来。我们发现，在恒星形成、太阳金属丰度和年龄超过1 Gyr的地区，NS ULXs的总数高于BH ULXs，尽管在观测上这两个种群是可比的。对于较低的金属含量BH ULX占主导地位的总和观察到的ULX人口。就爆发恒星的形成而言，年轻的ULX族群主要是BH ULX，但随着族群年龄的变化，恒星形成后，NS ULX主导了观测到的ULX族群和总的ULX族群。我们还比较了我们的模拟输出到以前的分析预测BH NS ULXs的相对比例在理想化的通量限制的意见，并找到广泛的协议，但最低的金属丰度。在这样做的时候，我们发现，在这样的调查中，观察到的ULX人口应严重占主导地位的黑洞系统，而不是由系统包含中子星。
2019-05-02 astro-ph.HE
Magnetically arrested advective accretion flows and jets/outflows around stellar mass black holes: Explaining hard state ULXs with GRMHD simulations
本研究利用GRMHD模拟恒星质量黑洞周围强磁场下的亚爱丁顿平流吸积系统，揭示磁场对吸积和外流的影响，无需超爱丁顿吸积率或中等质量黑洞即可解释硬态ULXs的高光度特征。
2024-11-27 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
Disk-Outflow Symbiosis in GRMHD Simulations: Explaining Hard-State ULXs
本文利用GRMHD模拟和BHAC代码研究恒星级黑洞周围高度磁化平流吸积流，证明其可解释硬态超亮X射线源（ULXs）的超爱丁顿光度，并验证所需磁场约为10^7高斯。
2025-05-05 astro-ph.HE
Variability in Ultra-luminous X-ray Sources
许多即将进行的调查，特别是在无线电和光学领域，旨在探测一系列天文物体的时间和/或空间变化。根据这些高分辨率的调查，我们审查的主题超发光X射线（ULX）源，这被认为是吸积黑洞的大部分。我们还讨论了被称为超亮X射线源的ULX的子类，这可能是吸积中等质量的黑洞。我们专注于一些开放的问题，将与新的设施，如ULXs的黑洞的质量，其时间的变化和状态变化的性质，其周围的星云和ULXs居住的区域的性质。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Binary Black Hole Merger Rate from Ultraluminous X-ray Source Progenitors
超亮X射线源（ULX）超过了$\approx 10M_\odot$黑洞的爱丁顿光度。引力波探测器ALIGO最近探测到的黑洞合并表明，质量为$> 10 M_\odot$的黑洞确实存在。出于这一动机，我们探索的情况下，ULX的黑洞组成的大质量，低金属量的恒星的崩溃，这些ULX成为二元黑洞（BBHs），最终合并。我们使用ULX的数量和恒星形成率和宿主星系金属丰度之间的经验关系来估计ULX的形成率和BBH合并率在所有的红移。这假设ULX速率与给定金属丰度的恒星形成速率成正比，并且黑洞吸积速率呈对数正态分布。我们包括增强的ULX形成率在较早的时代，由于较低的平均金属丰度。简化的假设，我们的模型是能够再现的速率和质量分布的BBH合并在附近的宇宙推断从探测GW 150914，LVT 151012，GW 151226，和GW 170104 ALIGO如果ULXs的峰值吸积率是一个因素$\approx$ 1 - 300大于爱丁顿率。我们对BBH合并率、质量分布和红移演化的预测可以在不久的将来由ALIGO进行测试，这反过来又可以用来探索ULX形成和BBH合并率在宇宙时间内的联系。
2017-08-29 astro-ph.HE
Constraining the mass of accreting black holes in ultraluminous X-ray sources with ultrafast outflows
超铝X射线源（ULX）-具有光度的非核河外源，假定为各向同性，$\gtrsim 10^{39}$ erg s $^{-1}$ -的性质仍有争议。一种可能性是ULX是恒星黑洞吸积超过爱丁顿极限。这一观点最近得到了加强，在$\sim 0.1$ - $0.2c$超快外流的发现，在高分辨率光谱的少数ULX，超临界吸积盘模型预测。假设ULX是由超爱丁顿吸积到黑洞，我们使用的属性观察到的流出，自洽约束其质量和吸积率。我们发现质量$\lesssim 100$ M $_{\odot}$和典型的吸积率$\sim 10^{-5}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，即$\approx 10$倍大于爱丁顿极限计算的辐射效率为0.1。然而，发射的光度仅比爱丁顿光度高出$\approx 10\%$，因为吸积盘内部释放的大部分能量都用于加速风，这意味着辐射效率为$\sim 0.01$。我们的研究结果是一致的形成模型，ULXs是黑洞残余的大质量恒星在低金属环境中发展。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as magnetically powered sub-Eddington advective accretion flows around stellar mass black holes
为了解释超亮X射线源（ULX）异常高的光度和光谱性质，一些潜在的黑洞被认为是中等质量的，在几十到几百万太阳质量之间。事实上，长期以来一直存在一个问题，即黑洞的中程质量缺失。然而，由于一些ULX也被认为是中子星，因此它们不寻常的高亮度通常是由超艾丁顿吸积引起的。然而，所有的模型都是基于非磁化或弱磁化吸积。然而，有证据表明，恒星质量的黑洞周围的吸积盘/流中的磁场可能是百万高斯。这样一个磁制动吸积流理所当然地起着关键的作用，许多组合盘射流/流出系统的动力。在这里，我们表明，2.5维对流磁化吸积盘/流出系统周围的恒星质量黑洞的流动能量足以解释ULXs在其硬态的权力。因此，它们既不会有中等质量的黑洞，也不会有超级爱丁顿吸积体。我们认为，至少有一些ULX是围绕恒星质量黑洞的磁动力亚爱丁顿吸积体。
2018-08-30 astro-ph.HE
The missing link between ultraluminous X-ray sources and metallicity
超铝X射线源（ULX）的性质仍有争议。最近的研究表明，贫金属大质量恒星可以坍缩成大质量恒星黑洞，即质量大于25 Msun的黑洞。这样的MSBH足够大，可以解释大多数ULX，而不需要实质上违反爱丁顿极限。最近发现的环境金属丰度和每个星系ULX数量之间的反相关性支持了这一假设。我们目前的N体模拟的结果，包括金属丰度依赖的恒星演化，我们讨论的主要途径，以产生X射线双星的MSBH供电。
2013-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Black holes in stellar-mass binary systems: expiating original spin?
我们系统地研究了吸积黑洞系统是否可能达到黑洞自旋及其吸积盘与双星平面的全局对准。在低质量X射线双星（LMXB）中，只有适度的趋势达到这样的全局对准，并且很难完全实现：除了特殊的初始条件，我们预计在LMXB的大部分寿命中，自旋和轨道平面的偏差约为1弧度。在高质量X射线双星（HMXB）中也是如此。在大多数恒星质量的超亮X射线双星系统（ULX）中，伴星充满其洛希瓣，并在热时标上转移到质量较低的黑洞，这可能是一种相当接近全局对准的方法。这些系统不太可能出现轨道食，因为它们的发射锥靠近黑洞的旋转轴。这提供了一个潜在的观测测试，因为调用中等质量黑洞的ULX模型确实预测了大于10个系统的集合的日食。最近的观测工作表明，ULX中的食要么不存在，要么极其罕见，支持大多数ULX是恒星质量的双星，其伴星质量比吸积体更大。
2016-07-07 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray Sources forming in low metallicity natal environments
在过去的几年里，多波长观测促进了我们对超铝X射线源（ULX）的理解。然而，关于ULX的最基本的问题仍然有待明确回答：它们是否包含恒星或中等质量的黑洞？它们是如何形成的？我们调查的可能性，黑洞托管在ULX起源于大质量（40-120 $M_\odot$）恒星在低金属丰度出生环境。这样的黑洞具有$\sim 30-90 M_\odot$范围内的典型质量，并且可以解释明亮（高于$\sim 10^{40}$ erg s $^{-1}$）ULX的性质。在过去的$10^7$年里，在贫金属的车轮星系中可能以这种方式产生了超过$\sim 10^5$的大质量黑洞，并可能为其中观察到的大多数ULX提供动力。支持我们解释的是NGC 1313 X-2，第一个在光学波段初步确定轨道周期的ULX，双星演化计算表明，该系统很可能是由大量施主向$50-100 M_\odot$黑洞倾倒物质而形成的。
2010-03-18 astro-ph.HE
Broad absorption features in wind-dominated ULXs?
超亮X射线源（ULX）的亮度需要一个奇异的解决方案，无论是超临界吸积模式到恒星质量黑洞或亚临界吸积到中间质量黑洞（IMBH）被调用。由于目前缺乏直接的质量测量，区分两者是不平凡的。超临界吸积模式的一个关键预期是强大的辐射驱动风的存在。在这里，我们分析了NGC 5408 X-1和NGC 6946 X-1的XMM-牛顿数据，发现X射线光谱中存在的强软残差可以与部分电离的蓝移吸收相调和，光学薄相的风。我们推导出风的物理参数的初始值，我们还讨论了其他可能的起源所观察到的功能。
2013-10-31 astro-ph.HE
On the thermal line emission from the outflows in ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）的X射线光谱中的原子特征可能与外流有关（Middleton等人，2015），这可能提供了一种探索ULX物理学的方法。我们建立了一个锥形外流模型，并计算了热X射线Fe发射线从外流。我们的结果表明，热线亮度随流出速度或/和流出的开口角的增加而减小，对于一个固定的动力学功率的流出。假设流出的动能功率与ULXs中的吸积功率相当，我们发现，对于具有恒星质量黑洞的ULXs中流出的热X射线Fe发射线，等效宽度可以是几个eV。热谱线亮度与1/M成正比（M是ULX的黑洞质量）。等效宽度随黑洞质量的增加而减小，这意味着当ULX中含有中等质量的黑洞时，很难探测到Fe线的辐射.我们的结果表明，热X射线Fe谱线的发射应该优先被探测到的ULX的高动力学功率从周围的恒星质量的黑洞/中子星的吸积盘缓慢移动的流出。最近观察到的ULX流出物的X射线原子特征可能意味着它包含恒星质量的黑洞/中子星（Pinto等人，2016）。
2016-06-05 astro-ph.HE
Spectroscopic comparison between ultraluminous X-ray sources and magnetar bursts
附近的星系拥有超亮X射线源（ULX），其性质在很大程度上仍然未知。在第一颗ULX脉冲星M82 X-2被发现之前，大多数ULX的大光度的动力机制被认为是超级爱丁顿吸积到黑洞上。ULX脉冲星清楚地表明，这一假设并不普遍，问题是，其他ULX是否也是由中子星上的吸积提供动力的。一种可能性是通过强磁场来降低不透明度，就像磁星一样，就像对M82 X-2提出的那样。为了研究ULXs和磁星爆发/耀斑之间的联系，我们进行了这些类之间的比较光谱研究，这两个类都在$L \sim 10^{40}$ erg s $^{-1}$附近发射类似的超爱丁顿光度。我们发现，当它们的光谱与双热模型拟合时，ULX的长期光谱变化与磁星耀斑期间看到的短期光谱变化相似。在这两类源中，黑体温度和半径遵循类似的$R_\textrm{bb} \propto T_\textrm{bb}^{-2}$趋势，唯一的区别是ULX中的温度低一个数量级，因此它们具有大得多的特征发射面积。此外，两个黑体分量的亮度之间的比率显示出相同的一对一的依赖性在ULX和磁星。我们讨论了这些相似性的可能起源，并推测，在“磁星-ULX”缺乏脉动的原因可能是，他们的光球远远超出了中子星表面。
2017-01-24 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
Ultraluminous X-ray Sources in the Chandra and XMM-Newton Era
超铝X射线源（ULX）是吸积黑洞，可能包含丢失的人口的中间质量黑洞或反映超爱丁顿吸积物理。钱德拉和XMM-牛顿对ULX的十年观测，结合了对它们的多波段研究，产生了丰富的观测数据和现象学分类。我们回顾了它们的宿主星系的属性，列出流行的光谱模型和标准和超临界吸积物理的影响，演示了这些对象的X射线定时如何限制它们的质量。我们还回顾了ULXs的多波长研究，包括双星系统的光发射和它们周围的星云。我们总结了三类黑洞可以为ULX提供动力：正常恒星质量的黑洞（~10个太阳质量），大质量恒星黑洞（~<100个太阳质量）和中等质量的黑洞（10^2 - 10^4个太阳质量）。我们收集的证据，这三种类型的紧凑的对象，包括每种解释的警告的存在，并简要回顾其形成过程。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Do Neutron Star Ultra-Luminous X-Ray Sources Masquerade as Intermediate Mass Black Holes in Radio and X-Ray?
本研究通过射电观测分析7个中子星超亮X射线源，发现其射电辐射极弱，不会干扰射电/X射线波段的中等质量黑洞筛选，带致密射电对应体的超亮X射线源大概率不是中子星。
2024-10-30 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
In-depth studies of the NGC 253 ULXs with XMM-Newton: remarkable variability in ULX1, and evidence for extended coronae
我们研究了2003年NGC 253的110 ksXMM-牛顿观测中三个超亮X射线源（ULX）的变化。值得注意的是，我们发现ULX 1在0.3- 10 keV波段的变化是ULX 2的三倍，尽管ULX 2更亮。实际上，ULX 1表现出的功率密度谱与规范高态或非常高/陡峭的幂律态一致，但与规范低态不一致。ULX 1的0.3- 10 keV发射主要是非热的，并且可能与非常高的状态有关。我们还用圆盘黑体、超薄圆盘和卷积康普顿化（SIMPL x DISKBB）模型拟合了ULX光谱。最亮的ULX光谱通常由两个发射分量（圆盘黑体+康普顿化分量）描述;然而，SIMPL模型导致单个发射分量，并且可以帮助确定众所周知的软过量是ULX光谱的特征还是双分量模型的伪影。对于ULX 3（以及黑洞+ Wolf-Rayet双星IC 10 X-1），SIMPL模型被拒绝;因此，我们推断观察到的软过剩是ULX发射光谱的真正特征。我们使用一个扩展的日冕的情况下，解释软过剩看到所有最高质量的ULX光谱，并提供了一个机制，恒星质量的黑洞表现出超爱丁顿光度，同时保持本地次爱丁顿。
2010-01-06 astro-ph.HE
An Environmental Study of the Ultraluminous X-ray Source Population in Early-type Galaxies
超铝X射线源（ULX）是在星系核外发现的最亮的现象之一，对它们的解释通常是物质吸积到黑洞上。在这里，我们进行了迄今为止最大的人口研究ULX在早期类型的星系，重点是星系的大规模环境是否会影响其ULX的内容。使用AMUSE调查，其中包括均匀的X射线覆盖的100个椭圆星系在室女星系团和类似数量的椭圆星系在外地（跨越恒星质量为1 e8 - 1 e12 M_sun），我们确定37.9 +/- 10.1 ULX在处女座和28.1 +/- 8.7 ULX在外地。在这两个样本中，我们限制了每单位恒星质量的ULX数量，即，ULX的特定频率为0.062 +/- 0.013 ULX/10^10 M_sun（或大约1 ULX/1.6e11 M_sun的星系恒星质量）。我们发现，ULX的数量，ULX的特定频率，和平均ULX频谱特性都是相似的集群和现场环境。与晚型星系相反，我们没有看到特定ULX频率和宿主星系恒星质量之间的任何趋势，我们表明矮椭圆星系在统计上有意义的水平上比晚型矮星系拥有更少的ULX。我们的研究结果是一致的ULXs在早期类型的星系探测发光的尾巴的低质量X射线二进制人口，并简要讨论了引力相互作用的影响的背景下，星系的（旧）恒星星族的长期演化。
2013-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Herschel views on ultra-luminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）是一种非核的河外X射线源，其亮度超过恒星质量黑洞的爱丁顿光度，其性质仍然是未知的。它们可能是处于超爱丁顿吸积状态的黑洞X射线双星，可能具有显著的辐射，或者它们可能拥有中等质量（10^2到10^5太阳质量）的黑洞。由于辐射的能量巨大，ULX可能与其环境发生强相互作用，特别是如果发射不是光束，并且如果它们拥有一个巨大的黑洞。我们提出了一个项目的早期结果，该项目使用档案赫歇尔红外观测的星系托管明亮的ULXs，以约束周围的ULXs和可能的相互作用的环境的性质。我们已经观察到ULX和冷物质密集云之间的空间相关性，这将在后续工作中量化。这些观测将使我们能够测试与银河系高质量X射线双星环境的相似性。该项目还将揭示宿主星系的性质，以及可能有利于星系中ULX存在的可能因素。
2013-02-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Lense-Thirring timing-accretion plane for ULXs
识别超亮X射线源（ULX）中的致密物体迄今为止需要检测脉动或回旋共振散射特征（CRSF），这表明是磁化的中子星。然而，脉动被观察到是短暂的，这是合理的，吸积到中子星上可能已经抑制了表面磁场，使脉动和CRSF将完全消失。因此，我们可能缺乏识别中子星系统的直接手段，而我们目前缺乏识别黑洞ULX的有效手段。在这里，我们提出了一个可能的方法来分离ULX人口假设X射线，兆赫准周期振荡（QPO）和天的时间尺度周期/QPO分别与Lense-Thirring进动的流入和流出风。岁差时间尺度与软X射线成分的温度相结合，产生了吸积体质量作为自由参数进入的平面。根据风的性质，使用这些飞机可能是强大的角动量（自旋）的范围内，并为高吸积率，基本上独立于中子星的表面偶极场强度。我们的模型还预测了mHz QPO频率和相位滞后的幅度印记由于通过光学厚风传播的情况下，NGC 5408 X-1，我们随后推断一个黑洞质量和高自旋。最后，我们注意到，观察长期QPO演变超过足够的基线可能表明一个中子星，作为岁差响应自旋向上，这是不容易观察到的黑洞小学。
2019-09-09 astro-ph.HE
The First Glimpse of ULXs Through the Near-Infrared Images Captured by the James Webb Space Telescope
本文利用JWST近红外观测首次识别NGC 1672中多个ULX的对应体，揭示温尘埃或环双星盘及可能的红超巨星供体星，并指出高分辨率数据要求重新评估以往ULX红外研究。
2023-10-27 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
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
On the association of ULXs with young superclusters: M82 X-1 and a new candidate in NGC 7479
我们研究了超亮X射线源（ULXs）与年轻大质量恒星团的空间重合。特别是，我们执行天体测量钱德拉和HST数据的两个ULXs可能与这样的集群。到目前为止，M82 X-1是唯一一个声称与年轻的大质量星团重合的ULX。我们重新测量这个源的位置，具有很高的精度，并发现X射线源的位置是0.65弧秒远离星团，对应的偏移量的意义为3西格玛。我们还报告了一个新的候选人的发现，基于NGC 7479的观测。在三次X射线观测中观察到的ULX之一被发现与HST图像中观察到的年轻超星系团在空间上重合（位置误差在1 sigma内）。在最亮的状态下，ULX的吸收光度是几倍于$10^{40}$ erg s $^{-1}$，而在最暗的状态下，低于$\sim4$乘以$10^{39}$ erg s $^{-1}$的检测极限。假设各向同性发射，最亮状态的光度需要至少100 M $_{\odot}$的吸积黑洞质量。然而，这个辐射源有可能被附近超新星SN 2009 jf的X射线辐射污染。在这种情况下，ULX的光度在一个范围内，它是一个超级爱丁顿恒星质量黑洞还是一个中等质量黑洞。主星团的颜色显示了一个年轻的恒星星族，年龄在1千万年到1亿年之间。星团的总质量是$\sim5\cdot10^{5}$ M $_{\odot}$。
2011-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The sub-classes of ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）自发现以来一直是一个谜。ASCA表明它们正在吸积质量未知的黑洞（BH），而钱德拉和XMM的数据表明，许多较低光度的ULX可以通过极端吸积到恒星残骸BH上来解释。超亮X射线源的发现引发了人们的猜测，即我们可能再次发现了难以捉摸的中等质量黑洞，但在去年，出现了第三类极端ULX，其性质尚不清楚。在这里，我们定义和讨论这些迷人的系统的子类，探索其性质的可能解释，并指出其分析中可能的未来步骤。
2013-06-28 astro-ph.HE
On the association of the ultraluminous X-ray sources in the Antennae galaxies with young stellar clusters
附近星系中超亮X射线源（ULX）的性质是一个有争议的问题。其中一个流行的假设是，它们与中等质量黑洞以亚爱丁顿速率的吸积有关。另一种可能性是在高质量X射线双星中以超爱丁顿速率吸积的恒星质量黑洞。在本文中，我们发现了一个非常显着的关联最亮的X射线源在银河系和星团。另一方面，我们表明，大多数的X射线源位于这些集群之外。我们研究集群与ULXs使用ESO甚大望远镜光谱和哈勃空间望远镜的数据与理论的进化轨迹，并确定其年龄低于6百万年。这意味着ULX的前身质量肯定超过30倍，有些天体更接近100倍太阳质量。我们还估算了靠近亮度较低的X射线源（亮度范围为3 × 10^38 < L_X < 10^39 erg/s）的星团的年龄，发现它们中的大多数都小于1000万年，因为它们被强的H $α$辐射所包围。这些发现是一致的想法，即大多数ULX是大质量的X射线双星，已被抛出的过程中形成的星团的几个机构遇到，并在同一时间排除的建议，大多数ULX是中等质量的黑洞。
2013-04-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Long-Term Spectral Variations of Ultraluminous X-ray Sources in the Interacting Galaxy Systems M51 and NGC4490/85
可变超亮X射线源（ULX），被认为是黑洞双星（BHB），已知显示类似于银河系BHB的状态转换。然而，ULX状态和银河系BHB状态之间的关系仍然不清楚，主要是由于与银河系BHB相比，ULX的行为还不太清楚。在这里，我们报告了一个统计X射线光谱研究的34个能谱从7个明亮的ULX在相互作用的星系系统M51和NGC 4490/85，使用档案数据从多个钱德拉和XMM牛顿观测跨越了几年。为了与银河系BHB状态进行比较，我们应用了BHB的代表性光谱模型;幂律（PL），多色盘黑体（MCD）和细长盘模型到所有ULX光谱。我们在样品的光度分布中发现了双峰结构的暗示，这表明ULX有两个状态，典型的光度为3-6*10^{39}和1.5-3*10^{39}尔格/秒。大多数光谱在较亮的状态下的MCD或薄盘模型解释，而在较暗的状态下的PL模型解释。特别是，细长盘模型成功地解释了观测到的光谱变化的NGC 4490/85 ULX-6和ULX-8的质量吸积率的变化，一个黑洞的估计质量<40 Msun。从每个状态的最佳拟合模型参数，我们推测这两个ULX中较亮的状态对应于银河系BHB的最亮状态，这通常被称为“明显的标准状态”。ULXs的较暗状态具有PL形状的光谱，但光子指数范围比银河系BHBs的任何单一状态都要宽得多。因此，我们推测这是ULX特有的状态。有些光源的光谱比我们认为是另一种状态的微弱状态更暗更陡。
2010-08-25 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
A spectral-timing model for ULXs in the super-critical regime
光度在~ 3x 10 ^{39} -2x 10 ^{40} erg/s之间的超亮X射线源（ULX）代表了一个有争议的物体样本，因为它们的亮度，以及对绝大多数中心物体缺乏明确的质量估计，导致了一个退化的方案，其中吸积物可能是恒星残骸（黑洞或中子星）或中等质量黑洞（IMBH）。最近，高质量的观测表明，在大多数这些对象的存在IMBH是不太可能的，除非吸积流以某种方式强烈偏离基于已知质量的对象的预期。另一方面，超临界流入的物理动机模型可以重新创建所观察到的X射线光谱及其演变，虽然一直缺乏一个强有力的解释其可变性。在本文中，我们包括一个部分不均匀的风的影响，通过两种不同的方法印上的X射线发射的变化。该模型在很大程度上依赖于两个倾斜的视线和质量吸积率，导致一系列的定性和半定量的预测。我们研究了一个样本的时间平均光谱和变异性观察良好的ULX，发现源行为可以解释我们的模型在两个单独的情况下，以及在整个样本，特别是在硬度变化的趋势功率。我们提出了这些来源的协方差谱的第一次，这揭示了相关的变异性和与广泛的ULX光谱建模相关的问题。
2014-12-15 astro-ph.HE
The Black-Hole Masses of High-Redshift QSOs
本文通过类比超亮X射线源的束流效应，提出高红移类星体的表观高光度可能源于各向异性辐射而非超大质量黑洞，从而解释其黑洞质量可从恒星质量在宇宙时间内增长而来，并探讨了观测检验方法。
2024-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring the nature of ultra-luminous X-ray sources across stellar population ages using detailed binary evolution calculations
本研究利用POSYDON模拟不同年龄恒星族中的超亮X射线源（ULX），发现几何束效应与脉冲抑制导致观测到的中子星ULX及脉冲源占比偏低，揭示了年龄与模型假设对ULX族群的影响。
2023-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Optical Counterparts of ULXs and Their Host Environments in NGC 4490/4485
本文报道了NGC 4490/4485星系对中7个超亮X射线源中5个可能的光学对应物的鉴别。使用存档的哈勃太空望远镜（{ \it HST}）成像数据，我们确定了两个ULX（X-4和X-7）的单个光学候选者和其他三个ULX（X-2，X-3和X-6）的多个光学候选者，在$\sim$ $0\farcs2$误差半径内，置信度为90%。在剩余的两个ULX中，X-1没有{ \it HST}成像数据，由于X-5在NGC 4490中的位置，无法进行光度测定。光学候选者的绝对幅度（$M_{V}$）位于$-5.7$和$-3.8$之间。色幅图（CMD）已被用来研究对应物及其环境的属性。X-2、X-4和X-6的位置表明它们可能与附近的恒星群有关，而其他的则与星团或恒星群无关。为了比较的目的，我们分析了以前未使用的三个档案XMM-牛顿观测。源的长期X射线光变曲线（除了瞬态X-7）显示出在十多年的时间尺度上三倍的变化。使用磁盘黑体模型的质量的紧凑的对象表明，这些对象可能有质量最有可能在10 $-$ 15 $M_{\sun}$的范围。
2019-03-12 astro-ph.HE
Statistical study of a large and cleaned sample of ultraluminous and hyperluminous X-ray sources
本研究基于XMM-Newton等目录构建并清洗了迄今最纯的ULX/HLX样本，通过分析其X射线特性与环境，发现两者在星系偏好及光度函数上存在显著差异，支持部分HLX为矮星系中吸积中等质量黑洞的观点。
2023-10-25 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
Optical Counterparts of ULXs in NGC 1672
在这项工作中，我们部署了来自{ \it HST}、{\it Chandra}、{ \it XMM-Newton}和{ \it Swift-XRT}的存档数据，以探测NGC 1672中9个候选ULX的性质。具体来说，我们的研究重点是使用精确的源位置通过改进的天体测量的基础上{ \it钱德拉}和{ \it HST}的观测，以搜索和识别潜在的光学对应这些ULX。为ULX候选者中的两个识别唯一的光学对应物，即，X2和X6;对于三个候选者，即，X1，X5和X7，我们发现每个源在各自的误差半径内有两个潜在的对应物。其余四个源没有发现光学对应物。X 2的光谱能量分布与温度为$\sim$ 10 $^{4}$ K的黑体光谱拟合，确定其光谱类为超巨星施主星B7 $-$ A3。我们用彩色星等图（CMD）调查的年龄的同行。在所有研究的来源中，X9表现出最大的可变性，在2004年至2019年的时间段内，X射线通量变化了$\sim$ 50倍，并且还在硬度-强度图中追踪了部分q曲线样特征，暗示了可能的光谱跃迁。
2022-07-13 astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources and neutron-star-black-hole mergers from very massive close binaries at low metallicity
双星黑洞（BH）合并GW 150914产生的引力波可能会启发我们对超亮X射线源（ULX）的理解，因为大于30 Msun的BH可以在不超过爱丁顿极限的情况下达到大于4 × 10^39 erg·s^-1的光度。因此，重要的是研究合并黑洞的进化通道的变化，这可能会形成吸积黑洞并成为ULX。最近的研究表明，质量比接近于1和紧密轨道的大质量双星可以进行有效的旋转混合，并在化学上均匀地演化，从而形成紧凑的BH双星。我们研究了类似的系统，通过计算~120000详细的二进制模型与MESA代码涵盖了广泛的初始参数。当初始质量比M_2/M_1为0.1 ~ 0.4时，> 40 Msun的初生体可以化学均匀地演化，保持致密，形成BH，而不发生Roche瓣溢出。然后次级膨胀并将质量转移到BH，启动ULX阶段。我们预测，每10^4颗大质量恒星中，约有1颗是这样演化的，并且在局部宇宙中，每Msun/yr^-1的恒星形成速率中，可以观测到0.13个ULX，并且强烈倾向于低金属丰度。当金属丰度log Z>-3时，由于成对不稳定性超新星的出现没有留下任何残余，导致X射线光度截止，ULX中的BH质量被限制在60 Msun。在较低的金属丰度下，超大质量的恒星可以避免爆发成对不稳定的超新星，而是形成质量超过130 Msun的黑洞，在ULX光度分布中产生一个缺口。在ULX阶段之后，中子星-BH双星的形成速率小于0.2 Gpc…
2017-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The most extreme ultraluminous X-ray sources: evidence for intermediate-mass black holes?
我们给出了对一个新样本的X射线和光学研究结果，该样本包括8个极端亮度的超亮X射线源（ULX）候选者，这些候选者是在2XMM-DR 1和RC 3星表的互相关中确定的位于100 Mpc以内的最亮ULX（LX> 5 × 10^40 erg/s）。这些天体是如此明亮，以至于它们很难用目前的超爱丁顿吸积模型来描述，除非是最大质量的恒星残骸;因此它们是最有可能容纳更大的中等质量黑洞（IMBH）的候选者之一。有两个天体在至少一次观测中足够明亮，可以被归类为超亮X射线源（HLX）候选者，其中包括一个位于S 0星系中的持久HLX，它（3 × 10^41 erg/s）是迄今为止探测到的第二明亮的HLX。剩下的七个源位于螺旋星系中，其中几个似乎与恒星形成区域密切相关，这对于许多亮度较低的ULX来说很常见。然而，这些极端ULX的X射线特征似乎与亮度较低的物体不同。它们通常更硬，具有吸收的幂律连续光谱，光子指数约为1.7，并且在短时间尺度上可能更具可变性，在0.2-2 ks的时间尺度上，数据与约10%-20%的均方根变化一致。这些性质似乎与亚爱丁顿硬态相一致，考虑到观测到的这些天体的光度，这表明存在质量在10^3-10^4 M_Sun之间的IMBH。因此，这加强了这些最明亮的ULX作为高度难以捉摸的IMBH的最终结论性检测的良好候选者的情况。然而，我们警告说，最高的合理的超爱丁顿吸积率和最大的允许恒星黑洞残…
2012-03-19 astro-ph.HE
A mass of less than 15 solar masses for the black hole in an ultraluminous X-ray source
大多数超亮X射线源（ULX）显示出银河系恒星质量黑洞（BH）所没有的一系列典型特性：更高的亮度Lx > 3 10^39 erg/s，异常柔软的X射线成分（kT < 0.3 keV），以及其光谱在~ 5 keV以上的特征性下降。这种令人困惑的性质被解释为中等质量黑洞的证据，或者是恒星质量黑洞在爱丁顿极限以上吸积时的发射，类似于一些银河系黑洞在峰值亮度时的发射。最近，一个非常软的X射线光谱已被观察到在一个罕见的和短暂的恒星质量BH。本文表明星系NGC 7793中的X射线源P13是一个周期为64天的双星，并具有ULX的所有三个正则性质。通过模拟B 9 Ia施主星由于X射线加热而产生的强光学和紫外调制，我们将BH质量限制在小于15个太阳质量。我们的结果表明，在P13，软热辐射和光谱曲率确实是超临界吸积的签名。以此类推，具有相似X射线光谱和高达几个10^40 erg/s的光度的ULX可以用大质量恒星BH的超临界吸积来解释。
2014-10-15 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
The fading of two transient ULXs to below the stellar mass Eddington limit
我们报告了新的探测到的两个瞬态超亮X射线源（ULX）在NGC 5128从一个正在进行的钱德拉观测系列。这两个源之前都被观测到Lx（2-3）E39 erg/s，在ULX光度范围的低端。新的观测使我们能够研究银河系黑洞X射线双星（BH XB）经常光顾的光度制度中的这些来源。我们提出了最近的光变曲线的ULX。1 RXH J132519.8-430312（ULX 1）在Lx ~ 1 E38 erg/s时被观测到，而CXH132518.2 -430304（ULX 2）则下降到Lx ~ 2 E37 erg/s，然后在这个光度下徘徊了数百天。我们表明，这两个占空比的合理上限为0.2，ULX 2的下限为0.12。这个占空比比大于预期的瞬态ULX在旧的恒星星族。通过拟合简单的光谱模型，在一个观察与~50计数，我们恢复与银河系BH XB一致的属性，但不确定的光谱状态。我们利用分位数分析来证明光谱通常是软的，并且在一次观察中，ULX 2的光谱在>95%的置信度下与典型的硬态不一致。这与吸积的IMBH主星的预期相反，我们预计它在这些光度下处于硬态。我们讨论了在早期星系中发现的短暂ULXs的缺乏和excogitate解释。我们认为，瞬态ULX的数量与巨星和亚巨星种群的规模，而不是总的XB的数量。
2013-07-30 astro-ph.HE
Pulsator-like spectra from Ultraluminous X-ray sources and the search for more ultraluminous pulsars
超亮X射线源（ULX）是一群银河系外天体，其亮度超过10 Msun黑洞（BH）的爱丁顿极限。它们的性质被广泛解释为吸积恒星质量或中等质量的黑洞。然而，最近通过发现周期性脉动，在ULX中至少发现了三颗中子星（NS）。受这些发现的启发，我们使用简单的连续模型研究了明亮ULX样本的光谱特性，该模型被广泛用于拟合银河系中吸积磁性NS的X射线光谱。我们发现，这样一个模型，由一个高能量指数截止的幂律组成，非常适合这里分析的ULX光谱的大部分，在一个级别上相当于涉及吸积BH的模型。仅凭这些理由，我们认为其他非脉动ULX可能拥有NS。我们还发现，在2 keV以上，已知脉动ULX的光谱比样品中大多数其他ULX的光谱更硬，只有IC 342 X-1和Ho IX X-1显示出具有可比硬度的光谱。因此，我们认为，这两个ULXs可能会举办一个吸积NS和鼓励搜索周期性脉动的流量。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources as super-Eddington accretion disks
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。在这里，我们回顾ULX的性质，它们的X射线谱表明，在超临界吸积假设的吸积盘中存在热风。然而，最有力的证据来自光谱学。ULX对应物的光谱与SS 433非常相似，SS 433是我们银河系中唯一已知的超临界吸积体。
2016-01-26 astro-ph.HE
Evolution of the spectral curvature in the ULX Holmberg II X-1
超铝X射线源（ULX）是一个有趣的系统，因为它们可以容纳中等质量的黑洞。或者，ULX可以代表以超爱丁顿速率吸积的恒星质量黑洞。最近，在高质量的ULX光谱中已经检测到能量高于几keV的光谱曲率或断裂。这些光谱特征被认为是反对中等质量黑洞的证据。在本文中，我们报告了一个新的XMM-牛顿观测的ULX Holmberg II X-1，也显示了一个清晰的光谱断裂约4千电子伏。这一观测是在系统的低光度状态下进行的，通过将这一新数据与高光度状态的XMM-牛顿观测进行比较，我们可以得出结论，光谱断裂能随光度增加而增加。这种行为与Holmberg IX星系中的ULX不同，在Holmberg IX星系中，光度和光谱突变能量之间的趋势相反。我们讨论的机制，可以解释这种复杂的行为。
2012-02-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Optical counterparts of two ULXs in NGC5474 and NGC3627 (M66)
我们在星系NGC 5474和NGC 3627（M66）中发现了两个最亮的超亮X射线源（ULX）的光学对应物。哈勃太空望远镜图像中的对应物非常微弱，它们的V星等分别为24.7（$M_V \approx -4.5$）和25.9（$M_V \approx -4.2$）。NGC 5474 X-1使X射线通量改变了两个数量级以上，在亮态下具有$L_X \approx 1.6 \times 10^{40}$ erg/s，其能谱可用光子指数为$Γ\approx 0.94$的吸收幂律模型拟合。M66 X-1在X射线中的变化系数约为2.5，其最大光度为$2.0 \times 10^{40}$ erg/s，具有$Γ\approx 1.7$。NGC 5474 X-1的光谱显示出一个蓝色的光谱，然而它被附近一颗23等的恒星污染了，但对应的光谱更红。在其他被狭缝捕获的物体中，有一个背景发射线星系（z=0.359）和一个新的年轻星系团NGC 5474。我们发现，这两个ULX具有最大的X射线光学比的$L_X/L_{opt}$ ~ 7000的NGC 5474 X-1（在其明亮的状态）和8000的M66 X-1与最微弱的光学同行有史以来测量。它们的光辐射可能来自施主星。如果它们有恒星质量黑洞的超级爱丁顿吸积盘，它们也可能在ULX中具有最低的质量吸积率，如M81 X-6和NGC 1313 X-1。
2015-10-27 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources in Globular Clusters
本文针对球状星团（GCs）中超亮X射线源（ULXs）的形成与演化问题，利用MOCCA蒙特卡罗代码研究动力学作用，发现非潮汐填充星团ULX种群更大，还识别出逃逸ULX并指出其对场ULX种群的贡献。
2025-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supercritical Accretion Discs in Ultraluminous X-ray Sources and SS 433
外星系中超亮X射线源（ULX）的黑洞质量和吸积率是一个尚未解决的问题，ULX的X射线亮度比银河系中最亮的黑洞亮度高出几百到几千倍$^{1,2}$。在这里，我们报告说，所有的ULX光谱观测到的有大约相同的光谱显然WNL型（晚氮沃尔夫-拉叶星）或LBV（发光蓝变星）在其热状态，这是非常罕见的恒星对象。我们表明，光谱不来自WNL/LBV型捐助者，但从非常热的风吸积盘与接近正常的氢含量，具有类似的物理条件，从这些恒星的恒星风。光谱与SS 433相似，SS 433是我们银河系中唯一已知的超临界吸积体$^{3}$，尽管ULX光谱表明风的温度更高。我们的研究结果表明，具有X射线光度为$\sim 10^{40}$ erg s $^{-1}$的ULX必须构成一类均匀的物体，这很可能具有超临界吸积盘。
2015-12-01 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
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
