Super-Eddington fluxes during thermonuclear X-ray bursts
近三十年来，人们已经知道热核X射线爆发的能谱通常与普朗克函数很好地拟合，温度如此之高，以至于它们意味着发射表面存在超埃丁顿辐射通量，即使在没有光球半径膨胀证据的爆发部分也是如此。这种明显的不一致性通常被搁置一边，假设通量实际上是亚爱丁顿的，拟合的温度如此之高，是因为光谱被大气的能量依赖不透明度扭曲了。在这里，我们表明，目前可用的传统大气模型预测的光谱出现不兼容的最高精度测量的爆发光谱使用罗西X射线定时探测器，如在4U 1820-30超级爆发和长爆发从GX 17+2。相比之下，这些测量与具有高温和适度化学势的玻色-爱因斯坦光谱非常吻合。这种光谱与普朗克光谱非常相似。它们意味着地表辐射通量比爱丁顿通量大三倍以上。我们发现，从许多来源的许多其他突发的片段是很好的拟合类似的玻色-爱因斯坦光谱，这表明在发射表面的辐射通量也超过了爱丁顿通量在这些段。我们认为，爆发谱可以密切接近玻色-爱因斯坦谱，并有超过爱丁顿通量的通量，因为它们是由康普顿化形成的扩展，低密度辐射气体由向外辐射力的支持，并由纠缠的磁场限制。
2010-07-16 astro-ph.HE
Strong X-ray Variability of I Zwicky 1: Obscuration from Clumpy Accretion-Disk Winds
Nanjing University（南京大学）；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））；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute for Gravitation and the Cosmos, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学引力与宇宙学研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究超爱丁顿吸积活动星系核I Zwicky 1的强X射线变化，通过部分覆盖吸收模型分析团块吸积盘风导致的遮蔽，解释其X射线耀发和长期光谱演化。
2026-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of dust clumps in the torus of active galactic nuclei
Zhejiang University（浙江大学）；Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）
本文提出了一种解释活动星系核尘埃环形成的新模型，通过热不稳定性和辐射力平衡解释尘埃团块的形成及分布。
2026-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Clumpy Outflow from Supercritical Accretion Flows
超临界（或超爱丁顿）吸积流中的物质的显着部分被吹走的辐射力，从而形成外流，然而，这种辐射驱动的外流的性质一直知之甚少。我们在一个514 r_S × 514 r_S（r_S为Schwarzschild半径）的大模拟箱中对10或10^8太阳质量的黑洞的超临界吸积流进行了全球二维辐射-磁流体动力学模拟。我们证实，未准直的流出速度的10倍的光速出现从吸积流的最里面的一部分超过10 - 50度的大角度从磁盘旋转轴。重要的是，在~ 250 rS高度以上，流出流表现为团簇结构.团簇的典型尺寸约为10 rS，对应于一个光学深度，其形状沿流出方向略微拉长。由于团块开始形成在（向上）辐射力克服（向下）重力的层中，瑞利-泰勒不稳定性似乎是主要原因。此外，当辐射漏斗穿过辐射压力支持的大气时产生的辐射流体动力学不稳定性也可能有助于形成一个光学厚度的团块。磁光子泡的不稳定性似乎不是必要的，因为类似的cluerous流出结构中获得非磁辐射流体动力学模拟。由于团块的空间覆盖因子估计约为0.3，而且它们的光学厚度略高，因此它们至少可以解释活动星系核的一些快速光变。我们进一步讨论了由云团外流产生宽线云的可能性。
2013-05-05 astro-ph.HE
Expanded atmospheres and winds in Type I X-ray bursts from accreting neutron stars
本文通过构建含广义相对论效应的辐射驱动超爱丁顿星风与静态膨胀包层稳态模型，研究I型X射线暴中光球半径演化，并指出静态模型在暴上升阶段不适用、触地通量解释存在系统不确定性以及光球光谱移动主要由引力红移主导。
2023-10-30 astro-ph.HE
Non-linear Evolution of Rayleigh-Taylor Instability in a Radiation Supported Atmosphere
本文用数值方法研究了由两种不同密度的均匀流体组成的辐射支持大气中瑞利-泰勒不稳定性（RTI）的非线性区。我们进行模拟，使用我们最近开发的数值算法的多维辐射流体动力学的基础上实施的可变爱丁顿张量在雅典娜，专注于制度，散射不透明度大大超过吸收不透明度。我们发现，辐射场可以减少RTI的增长和混合速率，但这种减少是显着的，只有当辐射压力显着超过气体压力。在这种情况下，小尺度结构也被抑制。在非线性制度，密集的手指下沉速度比稀薄的气泡可以上升，导致界面的非对称结构。通过比较使用可变爱丁顿张量（VET）与爱丁顿近似的计算，我们表明，在辐射场的各向异性可以影响RTI的非线性发展显着。我们还研究了破裂壳的冷气加速强辐射压力，激发辐射驱动的超亮红外星系外流的模型。我们发现，当RTI的增长率小于加速时间尺度时，由于RTI的存在，被辐射场推开的气体量减少。
2012-12-08 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
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
Three-dimensional structure of clumpy outflow from supercritical accretion flow onto black holes
我们对10 Msun黑洞超临界吸积流的外流进行了全局三维辐射流体动力学（RHD）模拟。我们只解决流出部分，从轴对称的2D模拟数据在一个接近稳定的状态，但在一个正弦形式的小扰动被添加在方位角方向。在基础的二维模拟数据中，黑洞的质量吸积速率约为10^2 L_E/c^2，流出速率约为10 L_E/c^2（LE和c分别为爱丁顿光度和光速）。我们首先证实了在距离中心黑洞几百个史瓦西半径（r_S）的光球层上方出现了由二维RHD模拟发现的彗核外流。作为突出的3D特征，我们发现这些团块的形状像是一张撕裂的薄片，而不是一根切断的弦，而且它们以亚开普勒速度绕着中心黑洞旋转，距离中心约为10^3 r_S。典型的团簇尺寸在径向上约为30 r_S或更小，在角向上更细长，最多约为数百r_S。纸页分离范围为50 - 150 r_S。我们预期当团块穿过远处观察者的视线时会有随机的时间变化。对于质量为10到几十个Msun的黑洞，变化时间尺度估计为几秒，与某些超亮X射线源的观测结果大致一致。
2018-02-02 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
A dust condensation instability in AGN atmospheres: failed winds and the broad line region
研究通过模型和2D流体动力学模拟发现AGN吸积盘大气中尘埃凝聚引发线性不稳定性，形成速度弥散超1000 km/s的尘埃喷泉结构，为宽线区FRADO模型提供物理基础。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Campaign on the Super-Eddington NLS1 RX J0134.2-4258 -- I. Peculiar X-ray Spectra and Variability
我们已经对已知的最超爱丁顿窄线Seyfert 1（NLS 1）之一，即RX J0134.2 - 4258进行了一项新的长期多波长活动。在这篇第一篇论文中，我们报告了XMM-Newton和NuSTAR在2019年12月19日进行的深度同时X射线观测，在此期间，RX J0134.2 - 4258偶然处于其最低X射线通量状态之一。然而，有一个明显的上升超过4千电子伏，这意味着本征源通量可能更高。1996年至2019年期间观测到的X射线光谱显示出剧烈的变化，可能是由于沿视线的复杂可变吸收。不寻常的是，软X射线过剩在所有这些光谱中表现得非常弱，即使当硬X射线光谱具有$Γ\simeq 2.2$的陡峭斜率时。我们探讨了新的（低X射线通量）和档案（高X射线通量）XMM牛顿数据的光谱定时特性，同时拟合其时间平均值，均方根和滞后谱。的变化谱表明存在一个非常弱的软X射线康普顿化组件，其形状是类似于正常的超爱丁顿NLS 1的软过剩，但与通量相对的幂律，这是低于一个以上的数量级。高于4keV的低通量数据是由不同的组件，这相对于较低的能量发射滞后占主导地位。这与位于100 Rg范围内的低电离物质的反射或部分覆盖吸收的起源一致。我们认为这进一步表明了clueriddisc风的存在。
2022-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral and timing variability of the transient ultraluminous X-ray source NGC 4631 X-4
Institut für Astronomie und Astrophysik（天文与天体物理研究所）；University of Çukurova（丘库罗瓦大学）；University of Çanakkale Onsekiz Mart（恰纳卡莱十月十八日大学）
通过分析NGC 4631 X-4的X射线数据，发现其光谱和流量在短、长时标上剧烈变化，光谱符合吸收多色盘黑体加幂律模型，不支持标准盘L-T关系，时变表现为非周期涨落和千秒峰状结构，支持超爱丁顿吸积，但无法区分中子星或恒星级黑洞。
2026-06-23 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
Revealing the location and structure of the accretion disk-wind in PDS456
我们提出的证据的快速变化的高速铁K壳层吸收附近（$z=0.184$）类星体PDS 456。从最近在2013年进行的长朱雀观测（$\sim1$ Ms有效持续时间）中，我们发现铁K吸收的等效宽度在观测期间增加了$\sim5$的一个因子，从观测的前100 ks内的$<105$ eV开始增加，直到接近终点的最大深度$\sim500$ eV。$\sim0.25$ c的隐含流出速度与早期（2007年，2011年）朱雀观测所声称的一致。吸收在短至$\sim1$周的时间尺度上变化。我们表明，这种变化可以同样很好地归因于（i）柱密度的增加，可能与clusively时变流出，或（ii）减少电离的平滑均匀流出，这是在光电离平衡与当地的光子场。可变性允许吸收体位置的直接测量，其被限制在黑洞的$r=200-3500$ $\rm{r_{g}}$内。即使在最保守的情况下，流出的动能也是爱丁顿光度的$\gtrsim6\%$，质量流出率超过爱丁顿吸积率的$\sim40\%$。风的动量率是直接相当于爱丁顿动量率，这表明该流可能已被加速连续散射在一集的爱丁顿有限吸积。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Strong and Rapid X-ray Variability of the Super-Eddington Accreting Quasar SDSS J081456.10+532533.5
本研究发现超爱丁顿吸积类星体SDSS J081456.10+532533.5存在强烈快速X射线光变，结合多波段观测提出其由小尺度团块吸积风的可变遮蔽效应导致，为超爱丁顿吸积系统的结构研究提供新观测证据。
2023-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Geometrically Thin Sub-Eddington AGN Accretion Disks show a suppressed Lyman Edge
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）
针对AGN观测缺乏理论预测的莱曼边问题，利用磁压主导的亚爱丁顿三维MHD吸积盘模拟，发现低密度导致莱曼边被抑制，为调和理论与观测提供了可能方案。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the properties of AGN feedback in hot atmospheres triggered by cooling-induced gravitational collapse
辐射冷却可能会导致大质量星系或星系团中心的热气体在引力作用下变得不稳定。这种气体随后在动力学时间尺度上的坍缩可以为AGN加热和恒星形成提供丰富的燃料来源。因此，这种机制提供了一种将活动星系核吸积速率与周围冷却流的全球性质联系起来的方法，但没有隐含的假设，即吸积物质必须从10千秒差距外流向黑洞。结果表明，这种燃料机制，自然导致活动星系核加热和热，X射线发射晕的辐射冷却率之间的密切平衡。此外，由冷却引起的引力不稳定性提供能量的活动星系核将表现出特征占空比（delta），这与最近的观测结果相似：delta与L_X/sigma_{*} ^{3}成正比，其中L_X是热大气的X射线光度，sigma_{*}是宿主星系的中心恒星速度色散。结合这一结果与众所周知的标度关系，我们推导出一个占空比无线电活动星系核在椭圆星系，大约是成正比的M_{BH} ^{1.5}，其中M_{BH}是中央黑洞的质量。给出了爆发持续时间和爱丁顿比。基于这些研究结果，我们认为引力不稳定性可能是大质量星系和星系团活动星系核提供燃料的重要机制，值得进一步研究。
2011-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
