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
Detection of a Radio Bubble around the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1
我们提出了著名的超铝X射线源（ULX）Holmberg IX X-1的C和X波段射电观测，以前发现与光发射线星云几百pc的范围。我们最近对ULX的红外研究表明，一股喷流可能是在ULX位置探测到的红外过量的原因。利用卡尔G. Jansky甚大阵（VLA）在B配置，揭示了一个射电对应星云的存在，光谱斜率为-0.56，类似于其他ULX。重要的是，我们没有发现与ULX本身相关的未解决的无线电源的证据，我们设定了一个上限，任何5 GHz的无线电核心发射6.6 $μ$ Jy（$4.1\times10^{32}$ erg s $^{-1}$）。这比我们预期的要暗20倍，如果气泡是由射流激发的。如果喷流存在，它的核心成分不太可能是红外过量的原因，除非它是可变的。在超级爱丁顿源中预计的强风也可能在吹胀无线电泡沫中发挥重要作用。我们讨论了可能的解释的无线电/光学气泡，我们更喜欢喷气+风吹气泡的情况下类似的微类星体SS 433。
2020-06-09 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
Optical Counterpart to the Ultraluminous X-Ray Source in the UGC6456 Galaxy
本文报道了蓝矮星系UGC 6456（VII Zw 403）中瞬态超铝X射线源的光学对应物的鉴别。该源在X射线（100倍以上，0.3-10 keV）和光学（3倍以上，V波段）范围内变化很大。UGC 6456 ULX的峰值X射线亮度超过$10^{40}$ erg/s;当光源光学明亮时，绝对星等为M $_V = -8.24\pm0.11$，这使得该光源成为光学范围内最亮的ULX之一。我们发现光学和X射线通量之间的相关性（系数为$0.9\pm 0.3$），这可能表明，光学发射是由来自超临界吸积盘的光学厚风的外部的X射线再处理产生的。UGC 6456 ULX的光谱显示出宽而可变的氢和氦发射线，这也证实了强风的存在。
2020-10-12 astro-ph.HE
How Beaming Shapes the Demographics of Ultraluminous X-ray Sources?
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））
本文研究了不同反光模型对ULX人口统计学的影响，发现对数修正模型在高光度下更符合观测数据，并增加了可观察中子星ULXs的比例。
2026-01-14 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
Gamma-ray binaries: microquasars and binary systems with pulsar
在高能（HE，E > 100 MeV）和/或甚高能（VHE，E > 100 GeV）伽马射线下已经探测到几个双星系统。其中一些是X射线双星，其中吸积为相对论性射电喷流提供能量，并为非热发射提供动力（即，微类星体），而在其他的能量来自年轻脉冲星的风，而不是吸积。虽然这些系统的动力机制不同（吸积与脉冲星风），但它们都是无线电，X射线和伽马射线发射器，并且有一个高质量的明亮伴星（O或B），这是IC散射的种子光子和强子相互作用的目标核的来源。我在这里回顾了一些主要的观测结果的非热辐射的X射线双星，以及一些建议的方案来解释生产的伽马射线。
2011-01-25 astro-ph.HE
Study of the Cygnus X-3 Microquasar with the RATAN-600 Radio telescope in Multi-Azimuth Observing Mode
本文利用RATAN-600射电望远镜多方位角模式观测微类星体Cygnus X-3，首次在10分钟短时间尺度上发现了与其轨道周期相当的耀发光谱演化，揭示了相对论性喷流同步辐射特征。
2023-11-22 astro-ph.HE
X-ray reflection in a sample of X-ray bright Ultraluminous X-ray sources
我们应用基于反射的模型的最佳可用的XMM牛顿光谱的X射线明亮的超发光X射线（ULX）源（NGC 1313 X-1，NGC 1313 X-2，M 81 X-6，Holmberg IX X-1，NGC 5408 X-1和Holmberg II X-1）。在能量为6-7 keV的所有源的数据中，光谱下降是明显的。这里用来自吸积盘的相对论模糊电离反射来解释这种下降。在NGC 5408 X-1和Holmberg II X-1的情况下，从这些源也检测到软过剩（通常在活动星系核的光谱中发现），从O K和Fe L发射，这可以理解为来自盘反射的特征。值得注意的是，电离盘反射和相关的幂律连续谱提供了一个很好的描述宽带光谱，包括软过剩。在光谱的描述中，不需要来自内盘的热发射。这样，这些系统中的黑洞必定是高速旋转的，其旋转速度接近最大旋转黑洞的最大速率。这些结果需要在这些源中的强光弯曲的作用。我们认为，它们可能是强吸积的黑洞，其中大部分能量是从磁流中提取的，并在盘上方释放，从而避免了传统的爱丁顿极限。
2009-11-17 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
Observations of ultraluminous X-ray sources with the 6-m telescope of the SAO RAS
超铝X射线源（ULX）的性质尚未完全了解，但可以通过分析其光发射和环境以最有效的方式进行。我们提出了一些新发现的ULX光学同行的光度和光谱研究的初步结果。基于Liu 2011年的ULX候选物的X射线目录，我们已经明确地在光学范围内确定了100多个源，其中49个我们进行了长缝光谱。根据这些结果，大多数最亮的候选者（m $_V < 22^m$）原来是不同类型的背景对象，但其他来源的样本的观测参数允许我们将它们分类为真正的ULX。在这里，我们提出了10个选定的来源的结果。
2020-10-12 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
Deep VLBI constraints on compact radio cores in four ultraluminous X-ray sources
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Spallation Neutron Source Science Center（散裂中子源科学中心）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Tsinghua University（清华大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；INAF—Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；The University of Sydney（悉尼大学）；INAF, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica（意大利国家天体物理研究所空间与宇宙物理研究所）
本文利用高灵敏度VLBI观测四个超超亮X射线源，发现无毫米角秒尺度紧凑发射，推导出无线电亮度上限，质疑持续明亮硬态紧凑核心的存在，同时探讨非探测可能原因。
2026-04-23 astro-ph.HE
FERMI observation of the jets of the microquasar SS433
我们报告我们的分析与大面积望远镜（LAT）的费米伽马射线太空望远镜（费米）的SS 433/W50区域获得的数据。总数据长度为10年。不同于以前的结果报告的这一地区（其中使用旧版本的数据库），我们发现，过量的排放被检测到周围的W1区域在西瓣的射流从SS 433。由于射流和周围介质之间的相互作用，该区域在X射线下是明亮的。这一探测结果也与最近用高海拔水切伦科夫（HAWC）对SS 433/W 50的甚高能探测结果相吻合。然而，在HAWC的观测中稍亮的东部区域在费米数据中没有检测到。构造西部地区的宽波段光谱能量分布（SED），我们与东部地区的HAWC结果进行比较，并讨论了发射的可能来源。轻子方案可以提供一个适合的费米GeV谱和HAWC TeV检测，其中前者和后者是由于同步辐射和逆康普顿过程分别。然而，该模型不能同时解释该地区的X射线和射电辐射，因此需要对该地区进行进一步的观测和理论研究，以澄清原因。
2019-02-22 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
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
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
Large-scale radio nebula around the Ultra-Luminous X-ray Source IC 342 X-1
我们利用甚大阵（VLA）观测到一个与超亮X射线源（ULX）IC 342 X-1有关的射电星云。把周围的星云当作量热计，人们可以限制ULX源的内在能量。我们比较所获得的功率，需要提供无线电星云与微类星体SS 433和其他ULX供电的W50星云。我们发现，所需的功率至少比与微类星体SS 433相关的W50星云的无线电发射功率大两个数量级。此外，我们还报告了在X射线源的位置检测到一个紧凑的无线电核心。
2010-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
The ultraluminous GRB 110918A
GRB 110918 A是Konus-WIND在19年的连续观测中发现的最亮的长GRB，也是自1997年宇宙学时代开始以来观测到的最亮的GRB。我们报告的最后IPN本地化的这一事件及其详细的多波长研究与一些天基仪器。瞬发辐射具有典型的持续时间、时间积分谱的中等$E_{peak}$和较强的硬-软演化。在z=0.984处，观察到的高能量通量产生巨大的各向同性等效能量释放$E_{iso}=(2.1\pm0.1)\times10^{54}$ erg。在短、亮、硬的初始脉冲的峰值处观察到的破纪录的能量通量导致了前所未有的各向同性等效光度$L_{iso}=(4.7\pm0.2)\times10^{54}$ erg s $^{-1}$。软伽马射线发射的尾巴被检测到的同步加速器前向激波模型预测的典型的时间和光谱行为。Swift/XRT和Swift/UVOT在爆发后1.2至48天观察到明亮的余辉，没有发现喷流中断的证据。从我们的分析来看，余辉的后破裂方案是首选的，其中隐含了硬底层电子光谱和类似ISM的环暴环境。我们的结论是，在调查的多种原因中，射流的紧密准直一定是产生这种异常明亮的爆发的关键因素。1.7-3.4度的推断喷流开口角导致了合理的准直校正辐射能量和峰值光度值，然而，对于这种紧密准直的事件，它们仍然处于其分布的顶部。我们估计一个类似的超亮伽玛暴的探测视界$z\sim7.5$的Konus-WI…
2013-11-22 astro-ph.HE
2XMM Ultraluminous X-Ray Source Candidates in Nearby Galaxies
超铝X射线源（ULX）是迄今为止已知的最神秘的X射线亮源之一。人们普遍认为，它们不可能拥有像活动星系那样大的黑洞，但它们似乎比更好理解的银河系X射线双星（XRB）表兄弟更明亮，同时显示出与它们的差异和相似之处的有趣组合。通过研究这些来源的大量有代表性的样本，我们可能希望加强我们对它们的理解。为此，我们得到了一个大型目录的650 X射线探测470 ULX候选人，位于238个附近的星系，通过交叉相关的2XMM偶然调查与第三参考目录的明亮Galeries。与以前发表的目录相比，所提出的专门目录在数量和背景污染物的贡献方面都有重大改进，例如遥远的类星体，我们估计最多为24%，但更有可能为17%。我们定义了一个“完整的”源子样本，它是从对灵敏度极限低于10^39 erg/s的星系的观测中汇编而成的。该样品的光度函数符合简单的幂律。虽然我们没有发现任何统计要求的高光度截止，如以前报道的那样，我们不能排除它的存在。此外，我们发现，每单位星系质量的ULXs的数量随着与螺旋星系相关的ULXs的星系质量的增加而减少，与以前的结果广泛一致，但与椭圆星系相关的源的星系质量是恒定的。
2011-06-01 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
An Ultraluminous X-ray Source Powered by An Accreting Neutron Star
超铝X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其X射线亮度超过了恒星质量黑洞的理论最大球形入口（爱丁顿极限）。它们的光度范围从$10^{40}$ erg s $^{-1} < L_X$（0.5 - 10 keV）$<10^{40}$ erg s $^{-1}$。由于更高的质量意味着亮度与各向同性爱丁顿极限的极端比率较低，因此理论模型主要关注黑洞而不是中子星系统。最具挑战性的解释来源是那些在发光端（$L_X$ > $10^{40}$ erg s $^{-1}$），这需要黑洞质量MBH >50太阳质量和/或显着偏离标准薄盘吸积，为明亮的银河系X射线双星提供动力。在这里，我们报告宽带X射线观测星系M82的核区域，其中包含两个明亮的ULX。观测结果表明，脉动的平均周期为1.37秒，正弦调制为2.5天。脉动是由磁化中子星的旋转引起的，而调制则是由它的双星轨道引起的。单独的脉冲通量对应于$L_X$（3 - 30 keV）= $4.9 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$。脉动源在空间上与变量ULX重合，变量ULX可以达到$L_X$（0.3 - 10 keV）= $1.8 \times 10^{40}$ erg s $^{-1}$。这种关联意味着对于一个1.4太阳质量的天体来说，它的亮度是爱丁顿极限的100倍，或者说比任何已知的吸积脉冲星都亮10倍以上。这一发现意味着中…
2014-10-14 astro-ph.HE
X-ray spectral variability in the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1
我们使用XMM-牛顿和雨燕数据来研究超铝X射线源（ULX），Holmberg IX X-1的光谱变化。光源的光度变化3-4倍，引起相应的光谱变化，这些变化是显著的，但微妙的，并且不能很好地通过简单的硬度比来跟踪。相反，我们共同添加的雨燕数据的强度箱，并做全光谱拟合光盘加上热康普顿模型。所有的数据都很好地拟合了一个低温，光学厚Comptonising日冕，和可变性可以大致的特点是降低温度和增加光学深度的源变得更亮，如预期的那样，如果日冕是逐渐质量加载的材料吹离超爱丁顿内盘。在具有类似光谱的其他ULX中观察到这种可变性行为，但与在具有更软光谱的ULX中观察到的趋势相反。这支持了ULX中存在两种不同的物理机制的想法，其中光谱从由盘状日冕主导到由风主导。
2009-12-15 astro-ph.HE
Observation of microquasars high-energy emission with INTEGRAL
本文利用INTEGRAL/IBIS望远镜测量蟹状星云和黑洞X射线双星Swift J1727.8-1613的软伽马射线偏振，以区分微类星体150 keV以上高能辐射起源于混合康普顿化还是喷流底部同步辐射。
2024-04-16 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
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
An accreting pulsar with extreme properties drives an ultraluminous x-ray source in NGC 5907
邻近星系中的超铝X射线源（ULX）比我们银河系中的任何X射线源都要亮。ULX通常被建模为以非常高的速率吸积的恒星质量黑洞（BH）或中等质量黑洞。我们的观测结果表明，NGC 5907 ULX是一颗X射线吸积中子星（NS），其自旋周期从2003年的1.43~s演化到2014年的1.13~s.它的各向同性峰值亮度约为17.1Mpc的爱丁顿极限的1000倍。标准的吸积模型无法解释它的光度，即使假设光束发射，但一个强大的多极磁场可以描述它的属性。这些发现表明，其他极端的ULX（X射线光度> 10^{41} erg/s）可能藏有NS。
2017-02-26 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
Constraining soft and hard X-ray irradiation in ultraluminous X-ray sources
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是由超临界吸积到紧凑的对象。关于这些物体的关键问题之一是硬X射线是否几何地朝向对称轴发射。我们建议测试的情况下，使用磁盘照射，看看有多少外部吸积盘看到中央硬X射线。我们收集了一个样本的11个明亮的ULX与识别一个独特的光学对应物，并考虑到两个辐射源模型的光通量：软X射线从光球的光学厚风驱动的超临界吸积，如果需要的话，此外，硬X射线从康普顿化组件。我们的研究结果表明，软X射线照射可以解释在大多数的ULX的光发射，和硬X射线的分数被限制在不超过$\sim$ $10^{-2}$在一般情况下，外盘上的再处理。这样的上限是很好的一致的照射分数的情况下，预期没有聚束。因此，根据当前的数据质量，对波束效应没有严格的约束。
2021-11-03 astro-ph.HE
A Systematic Search for Near-Infrared Counterparts of Nearby Ultraluminous X-ray sources (II)
我们提出了我们的近红外（NIR）的候选人对应的超亮X射线源（ULXs）在10兆秒差距内继续系统搜索的结果。我们在24个邻近星系中观测到42个ULX，并检测到15个ULX的近红外候选对应物。其中14个ULX在我们的图像中似乎有一个候选对应物，其余的ULX有2个候选对应物。有7颗ULX的绝对星等在-9.26到-11.18等之间，符合红超巨星的标准。其他八个ULX的候选者的绝对星等太亮，不可能是一个单一的恒星源。其中一些近红外光源显示出活动星系核（AGN）的扩展形态或颜色，强烈表明它们可能是星团或背景星系。红超巨星候选对应物形成了后续光谱观测的宝贵样本，以确认它们的性质，最终目标是使用二元多普勒频移直接测量为ULX提供动力的紧凑吸积体的质量。
2017-04-04 astro-ph.HE
X-raying the galaxy pair Arp 41: no collision in NGC 1232 and three ultraluminous sources in NGC 1232A
我们用钱德拉研究了NGC 1232 / NGC 1232 A星系对，寻找相互作用和碰撞的证据。我们报告说，有没有云的扩散发射在NGC 1232，在文献中以前的索赔相反。相反，我们发现小的“伴星”星系NGC 1232 A包含三个超亮X射线源（ULX），峰值为0.3-10 keV，亮度超过10^{40} erg/s（假设该星系的宇宙学距离为93 Mpc）。就其质量、形态、金属丰度和明亮的ULX星族而言，NGC 1232 A类似于更靠近的晚型螺旋星系NGC 1313。
2021-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5643 X-1
我们提出了一个高质量的硬X射线光谱的超铝X射线源（ULX）NGC 5643 X-1的测量与NuSTAR在2014年5月至6月。我们通过仔细分离来自ULX和位于0.8弧分之外的其宿主星系NGC 5643的活动核的信号获得了这个光谱。加上2009年7月和2014年8月进行的长时间XMM-牛顿观测，NuSTAR数据自信地揭示了NGC 5643 X-1光谱中高于~10 keV的高能截止，这是ULX的特征。NuSTAR和XMM-Newton的数据与该源一致，除了最近一次观测（2014年8月）外，该源的亮度一直保持在约1.5E40 erg/s（0.2-12 keV），当时它变亮到约3E 40 erg/s。这种增加与占主导地位的硬光谱成分（可能是来自超临界吸积盘内部区域的准直发射）有关，而一个额外的软成分（如果用吸积盘发射来描述，温度约为0.3 keV），可能与从吸积盘流出的大规模风有关，在光谱中也很明显，但没有表现出显着的变化。
2016-08-30 astro-ph.HE
The X-ray Decay of the ultraluminous supernova SN 1978K in NGC 1313
位于附近星系NGC 1313中的IIn型超新星（SN）1978 K在多波长下保持明亮超过$\sim 25$年。从1990年到2006年，ROSAT、ASCA、XMM-Newton和Chandra收集的SN 1978 K的档案数据显示，软X射线发射没有显著变化，但硬X射线通量略有下降。在这项工作中，我们使用超过15年的XMM-牛顿观测进行了详细的分析。从2000年到2015年，0.5-2 keV和2-10 keV的光变曲线都以$t^{-1}$的形式下降。光变曲线的转变可以用反向激波在早期是辐射的，然后在后期变成绝热的方式来解释。频谱分析结果也支持这种情况。我们还发现，在吸收柱密度的减少，这表明在辐射阶段的冷壳的存在。
2017-04-19 astro-ph.HE
Exploratory Chandra observation of the ultraluminous quasar SDSS J010013.02+280225.8 at redshift 6.30
我们报告了对红移为6.30的超亮类星体SDSS J010013.02+280225.8的探索性\chandra观测。类星体被\chandra \清楚地探测到，可能有扩展发射的成分。静止帧2-10 keV的光度为9.0 $^{+9.1}_{-4.5}$ $\times$ 10 $^{45}$ erg s $^{-1}$，推断的光子指数为$Γ$ = 3.03 $^{+0.78}_{-0.70}$。这个类星体是X射线明亮的，推断出X射线与光通量的比值\aox \ $=-1.22^{+0.07}_{-0.05}$，高于其他类似紫外光度的类星体。从这次探索性观测中推断出的性质表明，这个超亮类星体可能是随着超爱丁顿吸积而生长的，并且可能是以小倾角观察的。深X射线观测将有助于探测这种超亮类星体的可能的扩展辐射，并更好地约束其光谱特征。
2016-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Disk-Corona Model and Mass Estimates of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1
超铝X射线源（ULX）的$(0.3-30)\,$ keV能量范围内的可变X射线发射的起源仍然不清楚，这使得难以约束中央致密物体的质量。明亮ULX的X射线亮度可以用中等质量黑洞的亚临界吸积（$L<L_{\rm Edd}$）来解释，另一种解释是恒星质量黑洞的超临界吸积。宽带X射线发射在前一种情况下，可以解释使用规范盘加康普顿化日冕模型，而在后一种情况下，辐射压力驱动的大规模的风导致复杂的光谱，是倾斜角的依赖。在这里，我们适合宽带（光学/UV到X射线）光谱的持续明亮的ULX Holmberg IX X-1与磁盘电晕加上照射外磁盘模型，努力约束BH质量。我们使用一个单区含时的数值代码来精确求解光学厚日冕光子-电子-正电子等离子体的稳态性质。我们的模型表明，Holmberg IX X-1拥有恒星质量BH，质量为$4\lesssim(\hat M_{\rm BH}\equivαM_{\rm BH}/M_\odot)\lesssim10$，其中$1/6\leqα<1$为旋转（克尔）BH，经历超临界吸积（$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd}\sim20α$）。在我们的模型中，低于$10\,$ keV的X射线谱用具有内部盘温度$k_BT_{\rm in}\sim(2.2-2.9)\,$ keV的吸收多色盘谱来解释。一个额外的冷却器的热光谱组件，在许多作品中发现，并不包括在我们的建模，是必…
2021-11-26 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
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
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
Discovery of mHz X-ray Oscillations in a Transient Ultraluminous X-ray Source in M82
本文报道了在M82中的一个瞬态超亮X射线源（ULX）X42.3+59中发现了频率为3-4 mHz的X射线准周期振荡（QPO）。QPO强而宽，出现时带有微弱或不存在的红噪声，只有当光源亮度超过10^40尔格/秒时，才能在钱德拉观测中被探测到。QPO行为类似于XTE J1550-564中发现的A-I型QPO，其是具有介于A型和B型之间的性质的低频QPO的子类。因此，我们确定X42.3+59中的QPO为A型或B型，并排除了C型的可能性。有了这个鉴定，X42.3+59中黑洞的质量可以通过将QPO频率标度到恒星质量黑洞中A/B型QPO的频率来推断为12，000 - 43，000太阳质量。在钱德拉的一次观测中发现了冷盘发射，盘的内半径表明了类似的黑洞质量范围。如此高质量的黑洞能够以类似于X42.3+59的方式直接从星际介质吸积产生能量输出。
2010-01-20 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
Magnetic field strength of a neutron-star-powered ultraluminous X-ray source
超铝X射线源（ULX）是位于附近星系中的明亮X射线源，与中心超大质量黑洞无关。它们的光度意味着它们要么是由一个紧凑的恒星残骸上的极端吸积速率提供动力，要么是一个中等质量（$\sim100-10^5$ M $_{\odot}$）黑洞。最近对来自三个明亮ULX的相干脉动的探测表明，其中一些来源是由中子星上的吸积提供动力的，这意味着吸积率大大超过爱丁顿极限，高度的几何光束，或两者兼而有之。如果中子星的表面场在磁星区（$10^{14}$ G）很高，那么与高吸积率相关的物理挑战可以得到缓解，因为这会抑制电子散射截面，降低辐射压力，从而抑制高光度的吸积。确定表面磁场的几种方法之一是通过检测由量子化朗道能级之间的带电粒子跃迁产生的回旋共振散射特征（CRSF）。到目前为止，CRSF只在银河系的吸积恒星中被发现。在这里，我们提出了在3.8-σ意义的强吸收线的检测在4.5 keV的剩余帧能量的钱德拉光谱中的ULX在M51。我们发现，这一特征很可能是由中子星的强磁场产生的CRSF。假设电子被散射，磁场强度被认为是$\sim10^{11}$ G，然而这条线比以前观察到的任何电子CRSF都要窄，并且假设热加宽，暗示的温度比吸积盘或柱要低得多。然而，线的形状与质子共振散射特征一致，这意味着中子星在B $\sim10^{15}$ G的表面附近具有磁场。
2018-03-06 astro-ph.HE
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1 - II. Constraints from photometry
点状X射线源HLX-1靠近S0星系ESO 243 - 49，是已知最亮的超亮X射线源，也是最强的中等质量黑洞候选者之一。我们认为，HLX-1的对应物可能是一个卫星星系的核心，与S0星系进行轻微的合并。我们调查这种情况下运行一组N体/平滑粒子流体动力学模拟的S0星系和气体丰富的膨胀卫星星系之间的轻微合并，并通过比较的结果与可用的测光哈勃太空望远镜（HST）的数据ESO 243 - 49和HLX-1对应。特别是，我们推导出合成表面亮度轮廓模拟对应的HLX-1在六个HST过滤器，从远紫外（FUV）到红外波长。这样的合成配置文件包括一个贡献，从恒星星族与模拟中断的卫星和辐射盘模型的贡献。这些与观测到的HLX-1对应物的表面亮度轮廓相当一致，前提是合并处于足够晚的阶段（自第一次近心点通过以来>~2.5 Gyr）。模型和观测之间的主要区别是在FUV波段，HST图像显示模糊和扩展的发射。我们发现，ESO 243 - 49的隆起的光谱能量分布不能用一个单一的老恒星星族来解释，但需要存在一个年轻的恒星成分。这与我们的N体模拟得出的恒星形成历史非常一致，并且是对小合并场景的进一步暗示。
2013-05-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Impact of ultraluminous X-ray sources on photoabsorption in the first galaxies
在局域宇宙中，来自高质量X射线双星（HMXB）的积分X射线发射主要是由亮度>10^40 erg/s的最亮的超亮X射线源（ULX）。这种罕见的天体可能也主导了早期宇宙中X射线的产生。我们证明，一个Lx为10^40-10^41 erg/s（0.1-10 keV能量带的各向同性等效光度）的ULX，在大约10^5年（HMXB超临界吸积阶段的预期持续时间）的时间内发光，可以显著电离其宿主矮星系（总质量为10^7-10^8 Msun）中的ISM，从而降低其对软X射线的不透明度。因此，从ULX逃逸到星系际介质（IGM）中的软X射线（低于1 keV）辐射的比例可以在其寿命期间从约20-50%增加到约30-80%。这意味着与忽略ISM上的ULX反馈的估计相比，HMXB可以在z>10处诱导IGM的更强加热。然而，M>3 x 10^8 Msun的较大星系即使在早期宇宙中最明亮的ULX也无法显著电离。由于这类星系可能在z<10时开始主导全球恒星形成率，因此在这些时期，HMXB群体的软X射线总体逃逸比例可能保持在较低的水平，<30%。
2018-02-02 astro-ph.GA 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
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
Bubble in the Whale: Identifying the Optical Counterparts and Extended Nebula for the Ultraluminous X-ray Sources in NGC 4631
本文通过深度光学成像与档案数据，在星暴星系 NGC 4631 中识别出超亮 X 射线源的光学对应体，并发现 X4 周围的不对称气泡星云，结合数值模拟估算其机械功率与年龄，提出黑洞自旋为超爱丁顿喷流提供额外能量。
2022-12-30 astro-ph.HE
On the Nature of the mHz X-Ray Quasi-periodic Oscillations from Ultraluminous X-Ray Source M82 X-1: Search for Timing-Spectral Correlations
使用所有档案XMM牛顿X射线（3-10 keV）的超铝X射线源（ULX）M82 X-1的观察，我们寻找它的可变mHz准周期振荡（QPO）频率和它的硬度比（5-10 keV/3-5 keV），能谱幂律指数的指标之间的相关性。当恒星质量黑洞（StMBH）表现出C型低频QPO（~ 0.2-15 Hz）时，已知QPO的质心频率与能谱指数相关。这种相关性的检测将加强M82 X-1的mHz QPO作为C型的识别，并通过将其QPO频率缩放到已知质量的StMBH中的C型QPO频率来实现更可靠的质量估计。我们通过表面亮度建模解决了M82 X-1和附近明亮ULX（源5/X42.3+59）的计数率和硬度比。我们在36-210 mHz的频率范围内检测到QPO，在此期间，M82 X-1的硬度比从0.42-0.47变化。我们的主要结果是：（1）我们没有发现mHz QPO频率与硬度比（能谱幂律指数的替代）之间的任何相关性;（2）与某些吸积X射线双星类似，我们发现M82 X-1的mHz QPO频率随其X射线计数率的增加而增加（Pearson相关系数= +0.97）。QPO质心频率和硬度比之间明显缺乏相关性，这对先前的说法提出了挑战，即M82 X-1的mHz QPO是StMBH的C型低频QPO的类似物。另一方面，观察到的硬度比和QPO频率之间的关系可能代表StMBH的C型QPO中所见的相关性的饱和部分-在这种情况下…
2013-08-07 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 Source Correlations with Star-Forming Regions
利用斯隆数字巡天u-g、g-r和r-i色的低倾角邻近星系图来确定超铝X射线源（ULX）是否主要与其宿主星系的恒星形成区有关。一个经验的选择标准来自于M81和M101中的HII区域的颜色，区分年轻的蓝色恒星成分和较老的盘和凸起人口。这个标准适用于样本的58个星系的哈勃型S 0和以后，并通过应用Fisher的线性判别分析验证。结果发现，60%（49%）的ULX在光学明亮的环境中是在其宿主星系的HII区域的蓝色区域内，相比之下，只有27%（0%）的控制样本根据经验（费舍尔）标准。如果ULX随机分布在它们的银河宿主中，这比预期的32%（27%）高出3 σ。这表明ULX偏好年轻的、大约<1000万年的OB协会。然而，ULX环境中没有一个具有大质量年轻超级星团的形态和光学亮度，尽管有几个处于扩展或拥挤的恒星形成（蓝色）环境中，可能包含斯隆成像无法解决的星团。12个ULX候选者中有10个估计的X射线光度超过3e 39 erg/s，在ULX环境组向红的HII区域和光学昏暗区域组之间平均分配。这可能表明，最亮的ULX的开启时间比典型的HII区域要晚一些，比如在恒星形成结束后的1000万到2000万年。如果施主星是一颗小于20太阳质量的恒星，这将与施主星上升到巨分支时吸积阶段的开始相一致。
2009-07-27 astro-ph.GA 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
No Strong Geometric Beaming in the Ultraluminous Neutron Star Binary NGC 300 ULX-1 (SN 2010da) from Swift and Gemini
我们获得了超亮X射线源（ULX）NGC~300 ULX-1（以前称为SN~ 2010 da）的近同步Swift/XRT成像和Gemini GMOS光谱。观测到的X射线发射与不均匀的风相一致，这种风部分地掩盖了中央明亮的内部吸积盘。我们使用相同的部分覆盖模型同时拟合了在$\sim$ 1年时间段（2016年4月至2017年7月）内获得的11个0.3-10 keV光谱，并发现尽管覆盖率变化很大（从78%到与0%一致），但未吸收的光度在所有观测中基本保持不变（$2-6\times10^{39}$ erg s $^{-1}$）。在所有11次观测中观察到相对较高的0.3-10 keV分数变异幅度（$F_{\rm var}$），为$\sim$ 30%。来自Gemini的光谱显示出许多发射线（例如，H $α$，H $β$，He II $λ$ 4686），这表明中子星主星是紧邻双星的光致电离物质。我们比较了He II $λ$ 4686线的光度（$\sim7-9\times10^{35}$ erg s $^{-1}$）和同时代的软X射线辐射，发现X射线辐射与观测到的He II线光度大体一致。我们的X射线观测和光谱学的结合表明，ULX-1系统中的几何光束效应是最小的，使ULX-1成为少数真正的ULX之一，由中子星上的吸积提供动力。
2018-07-14 astro-ph.HE
Evolution of the spin, spectrum and super-orbital period of the ultraluminous X-ray pulsar M51 ULX7
M51 ULX 7是一小批已知的超铝X射线准直器（ULXP）之一。中子星的自转周期为2.8秒，围绕伴星的公转周期为2天，其X射线光变曲线显示其超轨道周期为38天。在这里，我们展示了2019年的NuSTAR和XMM-Newton数据，这些数据是在光源接近峰值亮度时获得的。我们探测到脉动，自2018年以前探测到以来，它们以3 $\pm0.5\times10^{-10}$ s $^{-1}$ s的速度旋转。该数据还提供了第一个高质量的宽带频谱源。我们发现它与其他ULXP非常相似，有两个盘状组件和一个高能量尾巴。当结合2018年获得的XMM-牛顿数据时，我们探索了具有超轨道相位的光谱分量的演化，发现较热分量的光度驱动超轨道通量调制。盘组件的倾角似乎随相位而变化，这可能支持这些超轨道周期是由盘进动引起的想法。我们还用3年的Swift/XRT监测重新检查了超轨道周期，发现周期是可变的，从2018--2019年的38.2 $\pm0.5$天增加到2020--2021年的44.2 $\pm0.9$天，这排除了超轨道周期的其他解释。
2021-11-09 astro-ph.HE
Spectral variability in Swift and Chandra observations of the Ultraluminous source NGC 55 ULX1
NGC 55 ULX 1是一个明亮的超铝X射线源，距离地球1.78 Mpc。我们分析了2013年4月至8月期间拍摄的20个Swift观测样本，以及2001年9月和2004年6月拍摄的两个Chandra观测样本。我们只发现了有限数量的光变曲线的下降，以前报道发生在这个源的边缘提示，虽然由于数据的低计数统计的不确定性很大。Chandra和Swift光谱显示出清晰的光谱变异性，这与在其他ULX中观察到的相似。我们可以解释这种光谱的变化方面的变化，在两个标准化和固有的柱密度的两个组件的模型组成的黑体（软组件）和多色吸积盘（硬组件）。我们讨论的可能性，强大的外流喷出的光盘是部分负责这种光谱的变化。
2015-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revisiting the XMM-Newton Observations of the Galactic Microquasar SS 433: Implications for the Origin of the Ultrahigh-Energy Emission Detected by LHAASO
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天体学与天体物理教育部重点实验室）；Tianfu Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）
本研究通过重新分析XMM-牛顿对SS 433的观测，探讨LHAASO探测到的超高能γ射线起源，发现喷流基部硬电子成分或可解释该辐射，但磁场剖面及喷流内额外粒子过程影响结论。
2026-08-05 astro-ph.HE
