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
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
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
XMM-Newton campaign on the ultraluminous X-ray source NGC 247 ULX-1: outflows
大多数ULX被认为是由超级爱丁顿吸积中子星和黑洞提供动力的。在爱丁顿速率之上，圆盘预计会膨胀，并通过辐射压力发射强风。最近在几个ULX中发现了风。然而，目前还不清楚是圆盘的增厚还是风的变化导致了在一些ULX中观察到的经典软态和超软态之间的切换。为了理解这种现象和整个超爱丁顿机制，我们用XMM-牛顿进行了一次大型（800 ks）观测活动，以研究NGC 247 ULX-1，它在超软和经典软ULX状态之间转换。新的观测结果显示了风的明确证据，这些风以高度电离的离子物种的发射和吸收线的形式存在，后者表明与其他ULX中的检测结果一致的轻微相对论流出（-0.17 c）。强烈的浸渍活动中观察到的光变曲线，主要是在最明亮的观测，这是典型的软ULXs，并表示吸积率和外观的倾角之间的密切关系。后者可能是由于增厚的光盘规模高度和风所示的一个逐步增加的蓝移的谱线。
2021-06-04 astro-ph.HE
ULX pulsar Swift J0243.6+6124 observations with NuSTAR -- dominance of reflected emission in the super-Eddington state
我们报告了ULX脉冲星Swift J0243.6+6124的超爱丁顿态中明亮反射发射分量的发现，这是基于NuSTAR在2017年爆发期间对该源的观测。反射辐射的通量在脉冲星相位上是弱可变的，而直接辐射显示出明显更大的脉动幅度。我们建议，在这个系统中的中子星发现自己在由几何厚的超爱丁顿吸积盘的内边缘截断的脉冲星的磁场形成的井的中心。阱的纵横比为H/R \sim 1。截断盘的内边缘被吸积柱的发射连续照亮，产生弱可变反射发射。当中子星旋转时，它的辐射扫过视线，产生脉动的直接辐射。根据铁谱线的多普勒展宽，我们测量了吸积盘\sim 50 R_g的截断半径.推断的磁场的偶极分量与先前的估计一致，有利于不是很强的场。这个系统的独特性是由它的适度的超爱丁顿吸积率和适度的磁场，使截断的几何厚吸积盘的内边缘是从中子星在一个大的立体角。
2022-08-05 astro-ph.HE
Soft Extragalactic X-Ray Binaries at the Eddington Threshold
对于定义超亮X射线源（ULX）的10^39 erg/s截止值及其以下的光度范围，人们很少探索。尽管如此，它还是拥有大量的X射线源，并且对于提高我们对~爱丁顿吸积率源的理解具有巨大的潜力。我们选择了一个样本的四个源在这个爱丁顿阈值制度与良好的数据进行进一步的研究，这些对象具有各种软的光谱形状。我们执行X射线光谱和时间分析的XMM牛顿和钱德拉数据，这些对象，以深入了解其吸积机制，并检查其光学同行使用HST图像。NGC 300 X-1是典型的陡峭幂律吸积态的一个非常明亮和著名的例子。M51 ULS呈现出冷的类黑体光谱，并且与超亮超软源（ULS）相一致，可能是通过光学厚的外流风在高倾角下观察到的超爱丁顿吸积物体。NGC 4395 ULX-1和NGC 6946 ULX-1具有异常陡峭的幂律尾，为此我们讨论了各种可能的物理机制和与银河系微类星体中类似特征的联系，并得出结论，这些来源可能是ULX和经典ULS之间的软超亮状态的中间物体。
2017-02-01 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
Nature of the soft ULX in NGC 247: super-Eddington outflow and transition between the supersoft and soft ultraluminous regimes
我们报告的XMM-牛顿/钱德拉/斯威夫特/HST观测的超亮X射线源（ULX）在NGC 247，这是发现之间的超软超亮（SSUL）制度的光谱占主导地位的冷（$\sim 0.1$ keV）黑体组件和软超亮（SUL）制度具有可比的黑体和幂律组件共享的亮度。多历元观测揭示了黑体半径和温度之间的反相关性，$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2.8 \pm 0.3}$，排除了标准的吸积盘作为软X射线发射的起源。软X射线发射在SSUL制度中的短时间尺度和长时间尺度上都比在SUL制度中更易变。我们认为，SSUL制度可能是一个延伸的超铝状态向高吸积端，是一个极端的情况下，SUL制度，黑体发射所产生的光球厚流出和硬X射线的发射泄漏从嵌入的吸积盘通过中央低密度漏斗或平流通过风。但是，不能排除超软ULX是几乎从侧面看的标准ULX的情况。在200 s的时间尺度上观察到通量下降。这种下降不能用吸收的增加来解释，但可能是由于吸积速率的变化或与风或盘中的热波动有关。NGC 247 ULX的光辐射在19，000 K的温度下呈现出半径为20 $R_\odot$的黑体光谱，可能来自OB超巨星伴星。
2016-08-25 astro-ph.HE
ULX collimation by outflows in moderately magnetized neutron stars
通过GRRMHD模拟发现，中等磁化中子星的超爱丁顿吸积外流可准直辐射，使表观光度达100爱丁顿，且弱磁场（10^10 G）比强磁场（10^11 G）更有利于产生超亮X射线源。
2025-02-17 astro-ph.HE
The Nature of ULX Source M101 X-1: Optically Thick Outflow from A Stellar Mass Black Hole
超亮X射线源（ULX）的性质长期以来一直受到中心致密天体是中等质量（IMBH，>~ 10^3 M_sun）还是恒星质量（几十M_sun）黑洞（BH）的模糊性的困扰。星系M101中ULX源X-1在高态时的高光度（~ 10^39 erg/s）和超软光谱（T ~ 0.1 keV）表明其发射半径很大（>~ 10^9 cm），这与IMBH以亚爱丁顿速率吸积相一致。然而，最近的运动学测量的二进制轨道的这个来源和识别的二次沃尔夫-拉叶星建议一个恒星质量BH主要与超级爱丁顿吸积。如果是这样的话，那么来自黑洞的热的、光学厚的流出物可以解释大的发射半径和软光谱。通过考虑光子的吸收和散射不透明度的相互作用，我们确定了流出的发射区的半径和质量密度，并限制了流出的质量损失率。这里提出的分析可以潜在地应用到其他ULX与热为主的光谱，和其他超爱丁顿吸积源。
2014-11-14 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
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
Pulsations and constraints on time lags in two distinct ULXs: NGC 5204 X-1 and NGC 55 ULX-1
Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文系）；Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University, Dept of Physics, South Road, Durham DH1 3LE, UK（达勒姆大学河外天文学中心）
本研究对两个超亮X射线源（NGC 5204 X-1 和 NGC 55 ULX-1）进行时变分析，发现显著的自转周期，并约束吸积盘尺度与结构。
2026-10-07 astro-ph.HE
Puzzling accretion onto a black hole in the ultraluminous X-ray source M101 ULX-1
对于亮度超过$10^{39}$ erg s $^{-1}$的超亮X射线源（ULX），有两种解释。它们可能是中等质量的黑洞（大于100- 1000，太阳质量，$M_\odot$），以次最大（次爱丁顿）速率辐射，就像银河系黑洞X射线双星一样，但具有更大，更冷的吸积盘。或者，它们可能是以艾丁顿或超艾丁顿速率辐射的恒星质量黑洞。在被发现时，M101 ULX-1的光度为$3\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，超软的热盘光谱具有异常低的温度-不受热电子日冕激发的光子的影响-更符合吸积中等质量黑洞的预期外观。在这里，我们报告的光学光谱监测M101 ULX-1。我们证实了先前的建议，该系统包含一个沃尔夫-拉叶星，并揭示了轨道周期为8.2天。这个黑洞的最小质量为$5M_\odot$，更可能是$20-30M_\odot$，但我们认为它不太可能是一个中等质量的黑洞。因此，它在高Eddinton比率下异常柔软的光谱违反了对恒星质量黑洞吸积的预期。吸积必须发生在被捕获的恒星风中，迄今为止，人们一直认为恒星风的效率很低，无法为超亮源提供动力。
2013-12-02 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
Diffuse X-ray emission around an ultraluminous X-ray pulsar
超亮X射线源（ULX）是位于偏离其宿主星系中心的河外X射线发射源，如果各向同性发射，其亮度超过几个${10^{39}\text{ erg s}^{-1}}$。周期性调制的发现表明，在某些ULX中，吸积的致密天体是一颗中子星，这表明它们的光度大大高于爱丁顿极限。在这方面最极端的天体是${NGC 5907~ULX-1}$（ULX 1），其峰值亮度是爱丁顿极限的500倍。在钱德拉观测探测ULX1的低态期间，我们在ULX1的位置检测到弥散X射线发射。它的直径是$2.7 \pm 1.0$ arcsec，包含25个光子，没有一个低于0.8 keV。我们将这个扩展的结构解释为由ULX1风驱动的膨胀星云。其直径约为${200\text{ pc}}$，特征能量为${\sim 1.9\text{ keV}}$，光度为${\sim 2\times10^{38}\text{ erg s}^{-1}}$，这意味着${1.3\times10^{41}\text{ erg s}^{-1}}$的机械能和年龄为${\sim 7 \times 10^{4}\text{ yr}}$。这种解释表明，一个真正的超爱丁顿状态可以持续的时间尺度远远长于驱动系统的中子星的自旋时间。由于单个ULX星云的机械能可以与整个星系的宇宙射线注入速率相媲美，因此ULX星云可能是重要的宇宙射线加速器。
2019-10-25 astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion through a Multiwavelength Lens: Searching for Counterparts of Ultraluminous X-ray Sources
INAF-OAR（意大利国家天体物理研究所奥泰亚诺天文台）；INAF-OAC（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；INAF-OAT（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）；ICE-CSIC（西班牙高等科学研究理事会星际化学研究所）；INAF-OAB（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；INAF-IASF MI（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；INAF-IASF PA（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文物理研究所）；Durham University（杜伦大学）
本文研究超亮X射线源的超埃德蒙顿吸积机制，通过多波段透镜寻找其反面，探讨致密天体性质、吸积盘几何及反馈机制。
2025-12-23 astro-ph.HE
Modelling multiwavelength emission of Ultra-luminous X-ray Sources accreting above the Eddington limit
为了更好地理解超亮X射线源（ULXs）的观测特性，我们模拟了超临界速率下双星吸积的多波长特性。我们计算一个扩展的网格的二元系统，通过罗氏瓣溢出和经历的情况下，从大规模的捐助者（高达25 Msol）到大规模的黑洞（BH）（高达100 Msol）的质量转移。角动量损失与通过外流的质量喷射被纳入。我们应用我们的超爱丁顿吸积模型，这些系统，计算其演化轨迹的颜色星等图（CMD）的约翰逊和HST测光系统。我们发现，轨道占据CMD上的特定位置取决于捐助者和二进制的进化阶段。此外，它们的形状是相似的，无论BH质量。质量越大的黑洞，轨道就越亮。我们还计算了它们的光学通过X射线的光谱能量分布（SED）考虑的影响，康普顿电晕包围的最里面的地区的光盘。我们将我们的模型应用于四个ULX：NGC 4559 X-7，NGC 5204 X-1，Holmberg II X-1和NGC 5907 ULX-2。我们发现，吸积到BH的质量范围在35-55 Msol是一致的，这些源的观测特性。最后，我们探讨和讨论的可能性，我们的模型也扩展到ULXs吸积脉冲星（PULXs）供电。
2021-11-04 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
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
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
A deficit of ultraluminous X-ray sources in luminous infrared galaxies
我们介绍了钱德拉对17个邻近的（D_L<60 Mpc）亮红外星系（LIRG）样本中的超亮X射线源（ULX）的研究结果，这些星系的恒星形成率（SFR）超过7 M_sun/年，前景星系柱密度低（N_H < 5*10^20 cm^-2）。共检测到53个ULX，我们确认这是LIRG样品ULX的完整目录。我们通过将单个天体的光谱叠加在三个光度箱中来研究ULX光谱随光度的演化，发现在光度约为2 *10^39 erg s^-1时光谱指数发生了明显的变化。这可能是10 M太阳黑洞从~爱丁顿吸积区过渡到超爱丁顿吸积区时光谱的变化，并得到了在发光ULX光谱上印刻的部分电离吸收的合理探测的支持（L_X ~5*10^39 erg s^-1）CX1024238.9 -000055，这与我们预期看到的由超级爱丁顿吸积流驱动的高度电离的大质量风相一致。该样本显示，每单位SFR检测到的ULX数量存在较大不足（0.2个ULX M_sun^-1 yr^-1）。这种赤字也表现为一个较低的差分X射线光度函数归一化的LIRG样品比其他恒星形成星系的样品。我们表明，这是不可能的，这种赤字是一个纯粹的观察效果。这种缺陷的部分原因可能是LIRG的高金属含量阻碍了ULX的生产效率和/或恒星形成开始和ULX生产之间的滞后;然而，我们认为，证据-包括非常低的N_ULX/L_FIR，在LIRG的中心区域，ULX的发生率甚至更低--这一缺…
2014-10-06 astro-ph.HE
Broadband X-ray spectral variability of the pulsing ULX NGC 1313 X-2
最近发现的X射线脉动和相对论风表明，超铝X射线源（ULX）主要由超爱丁顿吸积中子星或黑洞提供动力。本文对脉冲ULX NGC 1313 X-2近二十年的光谱演化进行了跟踪研究，以了解吸积盘的结构。其主要目的是通过研究它们随光源光度变化的变化来确定主要光谱成分的形状和性质。我们已经进行了光谱分析的所有高信号噪声XMM-牛顿观测的典型的0.3-10千电子伏的能量带，我们已经测试了一些不同的光谱模型，这应该近似超爱丁顿吸积盘。基线模型由两个具有不同温度的热黑体组件加上指数截止幂律组成。特别是，更热和更亮的热分量描述了来自超爱丁顿内盘的发射和截止幂律的贡献，从中子星的吸积柱。相反，较冷的分量描述了来自接近球化半径的圆盘外部区域的发射和风。冷分量的亮度-温度关系遵循负趋势，这与L $\propto$ T $^4$不一致，正如预期从亚爱丁顿薄盘的Shakura-Sunayev，也与L $\propto$ T $^2$，预期对流为主的光盘，但会同意与风为主的X射线发射区。相反，较热分量的（L，T）关系介于前两种理论情景之间。我们的研究结果同意超级爱丁顿的情况下，并提供进一步的细节光盘结构。源光谱演化在性质上类似于在NGC 1313 X-1和Holmberg IX X-1中看到的。
2021-06-29 astro-ph.HE
A Newly Identified Transient Ultraluminous X-ray Source in M31
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
该研究报道了M31中新发现的一颗暂现超亮X射线源ULX-3，其峰值光度约10^39 erg/s，光谱演化异常，并估计暂现ULX发生率为0.18±0.10 yr^-1，强调定期X射线监测的重要性。
2026-10-08 astro-ph.HE
The Great Pretenders Among the ULX Class
最近从三个超铝X射线（ULX）源中发现的脉冲X射线发射最终使我们能够识别ULX类中的一个子类：伟大的伪装者似乎以各向同性光度$L_X = 7\times 10^{39}$ ~erg~s $^{-1}-1\times 10^{41}$ ~ erg~发出X射线辐射的中子星（NS）我们之所以能认出它们是$^{-1}$，是因为它们的辐射强烈地射向我们的方向，而我们的视线只与它们的磁偶极轴偏离了几度。这三个已知的伪装者似乎比ULX类的假定黑洞，如Holmberg II \& IX X-1，IC 10 X-1和NGC 300 X-1更强的发射体。对于这三个NS，我们采用了一个合理的假设，即它们观测到的最亮爆发以爱丁顿速率展开，我们计算了它们的螺旋桨状态和表面磁场大小。我们发现，这些结果与最近对麦哲伦Be/X射线双星获得的结果没有任何不同：三个NS显示出大约0.3-0.4~TG的适度磁场和$\sim 10^{36-37}$ ~erg~s $^{-1}$的波束螺旋桨线X射线光度，基本上低于爱丁顿极限。
2017-03-24 astro-ph.HE
AstroSat Observations of the first Galactic ULX Pulsar Swift J0243.6+6124
SwiftJ0243.6+6124是第一颗银河系超亮X射线脉冲星，在2017-2018年与\emph{AstroSat}爆发期间被观测到，在亚爱丁顿和超爱丁顿吸积水平，X射线光度为$L_{X}{\sim}7{\times}10^{37}$和$6{\times}10^{38}$ $ergs^{-1}$，我们的宽带定时和光谱观测表明，X-当源在超爱丁顿能级吸积时，在${\sim}9.85\rm{s}$探测到能量高达150 keV的脉冲，脉冲轮廓是能量和源亮度的强函数，结果表明，连续X射线谱具有双峰分布，脉冲分数从$1.65\rm{keV}$的$\sim$ $10{\%}$增加到$70\rm{keV}$的40- 80 $\%$（$Γ$ ${\sim}$ 0.6-0.7）和一个或两个温度为$\sim$ 0.35 $\rm{keV}$和$1.2\rm{keV}$的黑体成分，这取决于吸积能级。在亚爱丁顿能级没有观察到铁线发射，而在超爱丁顿能级观察到约6.9keV的宽发射特征，以及黑体半径（$121-142\rm{km}$），其指示光学厚流出物的存在。
2020-10-16 astro-ph.HE
Ultrafast outflows in ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）是明亮的河外源，其X射线亮度超过10^39 erg/s，由致密物体上的吸积提供动力。根据第一次使用XMM-牛顿进行的研究，ULX似乎是中等质量黑洞（10^2-4太阳质量）的绝佳候选者。然而，在过去的几年里，对大多数ULX的恒星质量黑洞或中子星的超爱丁顿吸积的解释已经获得了强烈的共识。确认超级艾丁顿情景的一个关键缺失部分是直接检测到预期作为ULX光谱中原子发射/吸收线的大规模辐射驱动风。风的第一个证据是在ULX的软X射线光谱中发现的。最近，我们已经能够解决这些残差到静止帧发射和蓝移（~0.2c）吸收线所产生的高度电离的气体在深高分辨率XMM-牛顿光谱的两个超铝X射线源。因此，紧凑的物体被强大的超快风包围，正如超爱丁顿吸积模型所预测的那样。在这里，我们将讨论这些发现的相关性和进一步的重要性，深，XMM-牛顿观测强风在许多其他超亮X射线源估计风的能量，系统的几何形状，和中央吸积物的质量。
2016-11-02 astro-ph.HE
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
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
The First Detection of [O IV] from an Ultraluminous X-ray Source with Spitzer I. Observational Results for Holmberg II ULX
我们提出了第一个斯皮策红外光谱仪（IRS）的观测[O IV] 25.89 $μ$ m发射线检测到的超铝X射线源（ULX）在霍姆伯格II。这条线是一个公认的高度电离的标志，通常与活动星系核有关。它的检测表明ULX对周围的气体有很强的影响。Spitzer高分辨率光谱图显示[O IV]与ULX的X射线位置一致。[O IV]与低电离线的比值与活动星系核中观察到的相似，表明强紫外和X射线源是造成光电离的原因。最好的XMM-牛顿数据被用来模拟X射线带，然后外推到UV。我们进行红外和紫外测光，并使用以前公布的光学和无线电数据来构建完整的SED的ULX及其同伴。描述SED的首选模型包括一个吸积盘，它在软X射线中占主导地位，但在紫外和光学波长下贡献很小。光学对应物与先前在其他研究中提出的B超巨星一致。ULX的热光度表明存在一个中等质量的黑洞，质量为$>$ 85 M $_\odot$，用于亚爱丁顿吸积，或者，一个恒星质量的黑洞，以超爱丁顿速率吸积。在后续的第二篇论文中，我们进行了详细的光电离建模的红外线，以约束的热光度的ULX。
2009-04-12 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
The Local Environment of Ultraluminous X-ray Sources Viewed by XMM Newton's Optical Monitor
我们使用XMM-牛顿光学监视器（OM）图像来研究附近星系中27个超铝X射线源（ULX）样本的局部环境。UVW 1通量从以ULX位置为中心的100 pc区域中提取。我们发现，至少有4个ULX（10个出版）的光谱类型与以前的文献值一致。此外，它的颜色与年轻恒星相似。对于最高光度的ULX，UVW 1通量可能有一个重要的贡献，从吸积盘。我们发现大多数ULX都与最近的恒星形成有关。我们样本中的许多ULX位于年轻的OB协会或恒星形成区（SFR）内。根据它们的颜色，我们估计了位于我们样本中ULX 1 kpc以内的恒星形成区域的年龄和质量。OM的分辨率不足以探测到年轻的致密超星系团，但其中一些恒星形成区域的质量足以容纳这样的星系团。只有三个ULX没有相关的SFR，小于5000万年。年龄和质量估计集群被用来测试失控的情况。这些数据一般与以超爱丁顿速率吸积并由出生踢喷出的恒星质量双星兼容。我们还测试了ULX是由三体相互作用喷出的亚爱丁顿吸积IMBH的假设，但这并没有得到数据的很好支持。
2014-03-21 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources: three exciting years
被称为超铝X射线源（ULX）的极端河外源是研究致密天体群和吸积过程的独特测试环境。其性质长期以来一直存在争议。它们的光度远高于恒星质量的黑洞的爱丁顿光度，这可能意味着存在一个中等质量的黑洞或一个吸积超过爱丁顿极限的恒星黑洞。这两种解释对于更好地理解大质量黑洞的吸积过程和演化都是很重要的。在过去的几年里，我们对这些来源的了解有了显著的提高。特别是，对大部分ULX群体的超级爱丁顿解释已经获得了强烈的共识。尽管如此，这种普遍趋势的例外确实存在，特别是一个ULX被证明是一颗中子星，另一个被证明是一个非常可能的IMBH候选者。在本文中，我将回顾过去几年所取得的进展。
2015-10-19 astro-ph.HE
Identification of the X-Ray Thermal Dominant State in an Ultraluminous X-Ray Source in M82
黑洞双星（BHB）中的热主导态是很好理解的，但在超亮X射线源（ULX）中很少见到。利用钱德拉和XMM-牛顿同时观测M82，我们报告了第一个可能的识别的热主导状态的ULX的基础上消失的X射线振荡，低定时噪声，和光谱占主导地位的光盘发射与光度变化的4次幂的磁盘温度。这表明ULX类似于银河系BHB。最亮的X射线谱可以用相对论盘模型拟合，该模型既可以是高度超爱丁顿（L_disk/L_Edd = 160）的非旋转黑洞，也可以是接近爱丁顿（L_disk/L_Edd ~ 2）的快速旋转黑洞。后一种解释是更可取的，因为在银河系黑洞和活动星系核中不存在这种高度超爱丁顿态，并表明M82中的ULX包含一个200-800太阳质量的黑洞，其自旋接近最大值。在较长的时间尺度上，源通常停留在一个相对较低的通量水平，有规则的62天轨道调制，偶尔会出现不规则的耀斑活动。热优势态都出现在爆发期。
2010-03-01 astro-ph.HE
A New Transient Ultraluminous X-ray Source in NGC 7090
我们报告在星系NGC 7090中发现了一个新的瞬态超亮X射线源（ULX）。这个新的ULX，我们称之为NGC 7090 ULX 3，是在2019-20年期间通过$Swift$监测发现的，迄今为止已经显示出$L_{\rm{X}} \sim 6 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度。档案检索显示，在最近过渡到ULX制度之前，ULX 3似乎表现出相当稳定的亮度$L_{\rm{X}} \sim 10^{38}$ erg s $^{-1}$。这种强烈的长时间尺度变异性可能会让人联想到已知ULX脉冲星的小群体，尽管使用$XMM$ - $Newton$和$NuSTAR$进行的深度随访观察没有显示任何稳健的X射线脉动信号。然而，不能完全排除与从已知ULX光谱仪中观察到的脉冲类似的脉冲，因为在这些数据中未检测到的任何信号的脉冲分数的极限为$\lesssim$ 20\%。从这些观测的宽带光谱是一个简单的薄盘模型，符合亚爱丁顿吸积，这可能意味着一个中等大小的黑洞吸积（$M_{\rm{BH}} \sim 40 ~ M_{\odot}$）。同样，考虑到可用宽带数据的有限信噪比，不能排除与其他ULX（和已知ULX光谱仪）中看到的超爱丁顿光谱一致的更复杂的模型。因此，为这种新的ULX提供动力的吸积物的性质仍然不确定。
2020-11-19 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
Ultra-luminous X-ray sources as neutron stars propelling and accreting at super-critical rates in high-mass X-ray binaries
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其亮度远远超过恒星质量天体的爱丁顿极限。脉动ULXs（PULXs）的发现使人们认识到，尽管大多数ULXs缺乏相干脉动，但其中一部分可能是在高质量X射线双星（HMXB）中吸积中子星。一些HMXB的最早阶段可能存在快速旋转的中子星，它们将大质量伴星转移的物质推出来。中子星磁层传递到吸积盘的自旋下降功率在这个阶段可以远远超过爱丁顿光度和系统出现作为一个非脉动ULX。在这张图片中，PULXs看起来像非脉动ULXs的超临界质量增长后代。我们提出了这种演化的情况下，自洽模型的磁层磁盘相互作用，并讨论了我们的结果的自旋和磁场的中子星的影响。
2018-12-13 astro-ph.HE
Unveiling the disc structure in ultraluminous X-ray source NGC 55 ULX-1
尽管有二十年的研究，它仍然不清楚是否ULX光谱转换是由于风的随机变化或吸积率或源的几何形状的变化。对于大多数ULX来说，紧凑对象也是未知的。为了限制这种情况和吸积盘的结构，我们研究了可变源NGC 55 ULX-1的光谱分量的时间演化。使用最近和档案数据获得的XMM-牛顿卫星，我们模拟的光谱与两个黑体组件，我们解释为热发射的内部吸积流和周围或超出球化半径的区域。每个光谱分量的亮度-温度（L-T）关系与薄盘模型中预期的L比例T^4关系一致，这表明吸积速率接近爱丁顿极限。然而，在最高光度时有一些小的偏差，可能是由于圆盘的膨胀和风在较高吸积率下的贡献。假设这种偏差是由于交叉的爱丁顿或超临界吸积率，我们估计一个紧凑的对象质量为6-14 Msun，有利于恒星质量的黑洞作为吸积。
2022-09-01 astro-ph.HE
Pulsing and Non-Pulsing ULXs: the Iceberg Emerges
我们表明，超明亮的X射线源（ULXs）与相干X射线脉冲（PULXs）可能有中子星的自旋轴显着偏离其中央吸积盘。漏斗中的散射准直它们的发射并产生它们的表观超爱丁顿光度是所观察到的脉冲分数和X射线光子能量之间的相关性的最可能的起源。在中子星自旋与内盘紧密对齐的系统中，脉冲被抑制，这解释了为什么一些ULX显示出表明强磁场的回旋特征，但不产生脉冲。我们认为，对齐（或可以想象，通过吸积场抑制）通常发生在一个相当短的分数的ULX寿命，使大多数中子星ULX成为无脉冲。因此，我们进一步认为，几乎所有的ULX实际上都有中子星吸积体，而不是黑洞或白矮星，反映了它们的祖先高质量X射线双星和超软X射线源人口。
2020-03-31 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
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
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
Neutrinos from hidden ultraluminous X-ray sources in the Galaxy
Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文研究所）；CICPBA（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；UNLP)（马德普拉塔物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（马德普拉塔国立大学理学院物理系）；Instituto de Investigaciones Físicas de Mar del Plata (IFIMAR – CONICET)；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, Universidad Nacional de Mar del Plata
研究银河中隐藏的超亮X射线源中通过磁重联产生高能中微子的潜力，揭示其可能被KM3NeT和IceCube检测到的中微子通量。
2026-01-19 astro-ph.HE
Populations of Neutron Star Ultraluminous X-ray Sources: Mind your b's and B's
针对中子星超亮X射线源挑战传统吸积模型的问题，本研究通过群体合成模型探究强磁场对其观测特性的影响，发现新处方可改善与观测的一致性，拓宽自旋加速率范围并增加观测可能性，强调需考虑磁场效应并开发相关吸积处方。
2025-01-16 astro-ph.HE
High-Mass X-Ray Binaries with Be Donors as Ultraluminous X-Ray Sources
自2014年探测到来自超铝X射线源（ULX）的X射线脉冲以来，中子星一直被认为是其中心目标。然而，中子星如何能比爱丁顿光度更亮仍然不清楚，并且对于中子星的磁场和光束的程度也没有统一的看法。最近的观测表明，一些X射线脉动超巨星具有Be型施主，并且在Corbet图上它们与Be型高质量X射线双星（Be-HMXB）占据相同的区域，揭示了自旋与轨道周期的关系.这表明至少有一些ULX是Be-HMXB的特殊情况。在这项研究中，我们使用的质量吸积模型的框架下，Be-HMXB调查的条件下，中子星实现超越爱丁顿限制的质量吸积率，并成为可观察的ULXs。我们证明了如果中子星的磁场和Be盘的密度满足一定的条件，Be-HMXB可能成为ULX。我们还表明，虽然更强的磁场增加了中子星ULX的亮度与Be施主，其亮度不能超过爱丁顿极限的一个以上的${\approx} 50$的一个因素。最后，我们提出了一个方案，即一些正常的Be-HMXB可能会演变成ULX的捐助者演变成一个巨人。
2021-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Ultraluminous X-ray sources as neutrino pulsars
中子星吸积光度的经典极限由爱丁顿光度给出。磁化中子星吸积的先进模型解释了磁约束吸积柱的出现，并允许吸积光度比爱丁顿值高几十倍。然而，最近在NGC 5907中发现的来自超铝X射线源（ULX）的脉动表明，吸积光度可以超过爱丁顿值高达500倍。我们提出了一个模型来解释NGC 5907中ULX-1的观测性质，而没有任何特别的假设。我们表明，吸积柱在极端光度成为平流。在小的几何体积内的巨大能量释放和平流导致在吸积柱的底部非常高的温度，这需要考虑由于中微子发射的能量损失，这可能比辐射能量损失更有效。我们发现，总光度的质量吸积率以上$10^{21}\,{\rm g\,s^{-1}}$是由中微子发射类似的情况下，核心坍缩超新星。我们认为，吸积率测量的基础上检测到的光子光度的情况下，明亮的ULX供电的中子星可以在很大程度上被低估，由于强烈的中微子发射。最近在星系NGC 5907中发现的脉动ULX-1，其光子光度为$\sim 10^{41}\,{\rm erg\,s^{-1}}$，预计在中微子中更亮，因此是第一颗已知的中微子脉冲星。
2018-02-22 astro-ph.HE
Propeller states in locally super-critical ULXs
超亮X射线源（ULX）群体中存在中子星的预期特征是X射线光度的大尺度变化，因为系统达到自旋平衡和螺旋桨状态。我们探讨了预测的光度变化时，光盘是局部超临界的，发现一个重要的参数空间在偶极场强度和吸积率（在大半径）可以伴随着小于一个数量级的光度变化。我们讨论了光谱特征，并定位了三个ULX（IC 342 X-1，Cir ULX-5和NGC 1313 X-1），它们似乎显示出与超爱丁顿系统进入螺旋桨状态一致的变化，并对$<$ 10 $^{10}$ G的NGC 1313 X-1的偶极场强进行了粗略的限制。这项工作意味着，最可靠的手段，通过它来寻找推定的螺旋桨状态将是寻找硬度比的变化，并在高能量。
2022-11-24 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
Vertical Advection Effects on Hyper-accretion Disks and Potential Link between Gamma-ray Bursts and Kilonovae
最近对超爱丁顿吸积流的模拟表明，除了扩散过程外，基于磁浮力的垂直平流可以是一个更有效的过程，以释放光学厚盘中的捕获光子。因此，来自吸积盘的辐射光度可以远远超过爱丁顿值。根据这一精神，我们重新访问的结构和辐射的超吸积盘的质量吸积率范围内$10^{-3}\sim 10~M_{\sun}~{\rm s}^{-1}$。结果表明，由于垂直平流的强冷却作用，盘的温度比没有垂直平流的经典模型中的温度低，因此盘的中微子光度也低。另一方面，通过垂直平流释放的伽马射线光子可以是非常超爱丁顿的。我们认为，大量逃逸的γ射线光子对原始火球的贡献可能比中微子湮灭更大，并可能暗示了黑洞超吸积情景中伽马射线暴与千中子爆之间的联系.
2017-01-26 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
Characteristics and evolution of Be-type high mass X-ray binaries as potential Ultraluminous X-ray Sources
一些超铝X射线源（ULX）表现出X射线脉冲，它们的中心源被认为是中子星。也有人提出，有些是短暂的来源与Be型捐助者。本文利用Be型高质量X射线双星（BeHMXB）的质量吸积模型，估计了BeHMXB引起的X射线巨爆发超过爱丁顿光度的条件。此外，我们调查的持续时间BeHMXBs可以观察到的瞬态ULXs与以上的爱丁顿光度在二进制的演变。结果表明，BeHMXB可能是ULX的典型持续时间约为100万年。与附近观测到的BeHMXB的比较表明，许多二元系统在其演化过程中有可能成为ULX。特别地，当Be供体具有与轨道平面对齐的致密的deccretion盘时，BeHMXB系统倾向于变成ULX。由于BeHMXB是非常常见的对象，并且其中相当数量可以成为ULX，因此我们得出结论，所观察到的ULX的合理比例可能由进化的BeHMXB组成。
2022-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
