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
An extreme Ultraluminous X-ray source X-1 in NGC 5055
目标。本文分析了亮度高达$2.32\times10^{40}\ \rm erg\ s^{-1}$的超铝X射线源（ULX）NGC 5055 X-1的多历元X射线数据，以约束源的物理参数。方法.我们对Chandra和XMM-Newton观测进行了时间和光谱分析。我们使用的光谱模型，假设发射是从一个吸积黑洞系统。我们适合的数据与一个powerlaw（PL）或热康普顿化（NTHCOMP）组件相结合的磁盘（MCD），并比较这些适合与一个超薄磁盘模型。结果光源的光变曲线没有显示出显著的变化。从硬度比（3-10千电子伏/0.3-3千电子伏通量），我们推断，源是不是光谱可变的。我们发现光子指数与未吸收的0.3-10 keV通量和氢柱密度紧密正相关。此外，温度发射率曲线表明偏离标准的亚爱丁顿薄盘模型。在所有拟合的模型中，源显示出光度和内部盘温度之间的负相关。结论.我们的分析有利于源处于超铝软状态。光子指数和流量之间的正相关性，以及光子指数和氢柱密度之间的正相关性可能表明源在高爱丁顿比下吸积，并可能表明风的存在。所有光谱模型的光度与内盘温度的反比关系可能表明，辐射是由光学厚的外流几何光束。
2020-08-05 astro-ph.HE
On the Nature of the X-ray Emission from the Ultraluminous X-ray Source, M33 X-8: New Constraints from NuSTAR and XMM-Newton
我们提出了几乎同时NuSTAR和XMM牛顿附近（832千秒差距）的超铝X射线源（ULX）M33 X-8的观测。M33 X-8的光度为LX ~ 1.4 x 10^39 erg/s，接近“超亮”分类的边界，使其成为了解典型银河系X射线双星和ULX之间联系的重要来源。过去的研究表明，X-8的0.3-10 keV光谱可以用平流主导的吸积盘模型来描述。我们发现，当拟合到我们的NuSTAR和XMM-Newton观测时，需要额外的高能（>10 keV）康普顿化分量，这使我们能够排除单一平流主导的磁盘和经典的亚爱丁顿模型。在我们的新约束条件下，我们分析了过去17年中拍摄的XMM-牛顿数据，结果表明，M33 X-8的0.3-10 keV通量的微小（约30%）变化导致了与其他ULX观察到的光谱变化相似的光谱变化。数据所建议的两种最可能的现象学情景在约束吸积致密物体的性质方面是退化的（即，黑洞对中子星）。我们进一步提出了一个搜索脉动使用我们的套件的数据，但是，没有明确的脉动检测。未来的观测旨在观察M33 X-8在不同的通量水平在整个0.3-30千电子伏的范围将显着改善我们的约束的性质，这一重要的来源。
2018-10-26 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
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
Estimating the spins of supermassive black holes in distant ultraluminous quasars
研究估计了遥远极亮类星体中超大质量黑洞的自旋等参数，发现自旋值普遍偏高且参数间存在强相关性，表明早期黑洞质量增长主要源于高效增加自旋的高吸积率盘吸积。
2025-05-13 astro-ph.HE
Ultraluminous X-Ray Binaries
本文综述了超亮X射线双星的研究进展，介绍其观测技术、吸积物理及形成机制，并指出其能源可来自中子星或黑洞。
2024-07-01 astro-ph.HE
An accreting low magnetic field magnetar for the ultraluminous X-ray source in M82
最近在M82中发现了一个超亮X射线源（命名为NuSTAR J 095551 +6940.8），它是一颗吸积中的中子星。它有一个超级爱丁顿光度和旋转。对于一个老化的磁星，它更可能是一个低磁场磁星。一个吸积的低磁场磁星可以解释这个源的超爱丁顿光度和旋转行为。考虑到聚束的影响，使用传统的附加扭矩形式可以理解加速速率。讨论了M82 X-2的瞬态性质和光谱特性。给出了吸积磁星的理论周期范围。总结了吸积磁星的三种观测现象。
2015-02-10 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of the extreme ultraluminous X-ray source NGC 5907 ULX1: A Vanishing Act
我们提出了从极端超亮X射线源（ULX）NGC 5907 ULX 1的两个宽带X射线观测中获得的结果，已知其峰值X射线光度为~ 5e 40 erg/s。这些XMM-Newton和NuSTAR的观测结果仅相隔约4天，揭示了短期通量变化的极端水平。在第一个时期，NGC 5907 ULX 1没有被NuSTAR探测到，而XMM-牛顿探测器只能微弱地探测到（如果有的话），而在第二个时期，NGC 5907 ULX 1在两个任务中都被清晰地探测到。这意味着在这个~4天的窗口期间，通量增加~2个数量级或更多。我们认为，这可能是由于质量吸积率的快速上升，而不是从一个非常模糊的状态到一个清晰的过渡。在第二个时期，我们观察到宽带0.3-20.0 keV的X射线光度为（1.55+/-0.06 e40 erg/s，类似于大多数档案X射线观测。从第二个时代获得的宽带X射线光谱与银河系黑洞双星中观察到的低/硬吸积状态不一致，但很好地模拟了一个简单的吸积盘模型，将光子平流的影响。这强烈表明，当明亮时，NGC 5907 ULX 1是一个高爱丁顿吸积体。
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
A comparative study of occurrence rates and nature of Ultraluminous X-ray sources in spiral and elliptical galaxies
Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育部马尼帕尔自然科学中心）；Space Astronomy Group, U R Rao Satellite Center, ISITE Campus（印度空间研究组织乌尔·拉奥卫星中心空间天文学组）
研究比较了螺旋和椭圆星系中超亮X射线源的发生率和性质差异，发现N=1螺旋星系中存在一个独立的ULX群体，包含软和硬源，而其他类别主要包含更硬的源，同时发现N=1椭圆星系中有六个与球状星团相关的ULX。
2026-05-07 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
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
On the Physical Nature of the Source of Ultraluminous X-ray Pulsations
为了使观测到的来自M82 X-2的NuSTAR X射线脉动的异常高亮度与对爱丁顿极限的最极端的破坏相一致，并鉴于来自M82 X-2的持续X射线辐射几乎排除了普通恒星的可能性，我们利用黑洞的{ \em微观理论}（MTBH）的含义来解决这个问题。MTBH理论的发展在超高能宇宙线物理研究中取得了丰硕的成果。也就是说，由事件视界内的基础设施取代中心奇点，受一定的规则，MTBH解释了ZEV中微子的起源是至关重要的UHE粒子的来源。M82 X-2被认为是一个旋转的中等质量黑洞，处于最后的生长阶段。作为推论，热黑体X射线辐射是由于黑洞的旋转动能从事件视界逃逸到外界，被探测到的是超亮X射线脉动。M82 X-2实际上主要在X射线带通$0.3-30$ keV中释放$\sim 99.6\%$的脉冲辐射能量。本文导出了半分离X射线双星的脉冲轮廓，并给出了能量和轨道参数的定量计算，该双星分别含有一个质量为$M\simeq 138.5-226\,M_{\odot}$的主吸积体M82 X-2和一个质量为$R> 22.1- 25.7\,R_{\odot}$的二次吸积体$M_{2}> 48.3- 64.9\,M_{\odot}$。我们计算每单位质量的吸积物质增加到M82 X-2上的扭矩，从而得到测量的自旋加速率。
2015-12-01 astro-ph.HE
Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques
超铝X射线（ULX）天体的磁场是理解天体性质和吸积物理的关键参数。然而，这些ULX磁体中的典型磁场值仍处于争论之中。我们使用六种不同的扭矩模型来研究ULX整流器的磁场，以了解导出的磁场如何随不同模型而变化，并确定哪些模型更适合ULX整流器。我们采用了7颗已确认的ULX双星M82 X-2、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 5907、NGC 300 ULX 1、NGC 1313 X-2、M51 ULX-7、Swift J0243.6+6124以及一颗潜在的ULX双星SMC X-3的当前可用周期、周期导数和通量数据。这些ULX磁体的磁场受到两个物理条件的限制：自旋上升过程和接近平衡。我们检查了磁场估计对不同扭矩模型的可能依赖性。计算结果表明，Ghosh & Lamb [1]、Wang [2]、Kluzniak & Rappaport [3]和Campbell [4]的吸积力矩模型更可能支持ULX中子星的磁星模型，而Lovelace、Romanova & Bisnovatyi-Kogan [5]的吸积力矩模型一般能预测正常中子星的磁场。我们的结果结合其他独立的方法的影响进行了讨论，这将有助于我们理解这些ULX双星的性质和旋转行为。
2021-04-19 astro-ph.HE
On the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar M82 X-2
超亮X射线脉冲星M82 X-2的发现引起了人们对吸积中子星性质的热烈讨论。在以往的研究中，中子星的磁场是根据标准的薄磁化吸积盘模型，从观测到的自旋上升/下降速率导出的。然而，在超爱丁顿吸积下，吸积盘的内部变得几何厚。在这项工作中，我们考虑了来自中子星的辐射反馈和厚盘中的亚开普勒旋转，并计算了测量的自旋变化率的磁矩-质量吸积率关系。我们发现导出的中子星偶极磁场依赖于所采用的最大吸积率，但可能是$\lesssim 10^{13}$ G。预测的吸积率变化可以用来测试所提出的模型与观测比较。
2017-04-01 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
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
Probing the nature of the low state in the extreme ultraluminous X-ray pulsar NGC 5907 ULX1
本文通过2003-2022年对极亮超亮X射线脉冲星NGC 5907 ULX1的长期监测，发现其在2017-2020年低态期间发生显著自旋减慢，并利用螺旋桨效应和吸积力矩模型首次将该源磁场约束为大于1e13G。
2023-02-07 astro-ph.HE
A Large Catalogue of Ultraluminous X-ray Source Candidates in Nearby Galaxies
超铝X射线源（ULX）自发现以来，由于其极端亮度和核外位置的组合而引起了人们的关注。然而，它们是一种相当罕见的现象，由于相对缺乏已知的来源，调查人口一般特性的努力受到阻碍。在这里，我们提出了一个大型的ULX候选人目录，包括475个离散源的655个检测，基于2XMM偶然调查。为了证明这样的资源的潜力，我们提出了一些科学的分析，这个人口，重点是频谱营业额看到，往往在~6千电子伏，在最高质量的ULX数据。我们还演示了如何最近的反射和康普顿化解释这一功能可能会区分在未来的观测，特别是使用NGC 4517 ULX 1，以前未经分析的来源与高质量的数据，作为一个例子。
2010-11-01 astro-ph.HE
Exploring the nature of an ultraluminous X-ray source in NGC 628
本研究利用多历元X射线数据分析了NGC 628中极亮X射线源的光谱与时域性质，结合光学数据寻找对应体，推测致密天体可能是3-16太阳质量的黑洞，但难以排除中子星可能。
2024-08-24 astro-ph.HE
Discovery of coherent pulsations from the Ultraluminous X-ray Source NGC 7793 P13
本文报道了对超亮X射线源NGC 7793 P13相干脉动的探测。大约0.42秒的近正弦脉动最初是在2016年使用XMM-牛顿和NuSTAR进行的宽带X射线观测中发现的。随后，我们还在2013年和2014年拍摄的XMM-牛顿档案数据中发现了脉动。相干脉动的显著（>>5 sigma）探测表明P13中的致密天体是一颗中子星，观测到的峰值光度为~ 1 e40 erg/s（假设各向同性），远高于1.4 M太阳吸积体的爱丁顿极限。这使得P13成为第二个由吸积中子星提供能量的超亮X射线源。脉冲周期在不同时期之间变化，在2013-2016年期间缓慢但持续的旋转。这一自旋上升表明了B ~ 1.5e 12 G的磁场，这是许多吸积星系的典型特征。对于极端亮度最可能的解释是高度的光束，然而这很难与正弦脉冲轮廓相协调。
2016-10-17 astro-ph.HE
Diagnosing the accretion flow in ultraluminous X-ray sources using soft X-ray atomic features
在超铝X射线源（ULX）的X射线光谱中，缺乏明确的原子特征探测已被证明是诊断吸积流性质的障碍。因此，软能量下的光谱残差与吸收和/或发射中的原子特征以及可能因速度色散而扩大的原子特征之间的可能联系可能是理解这些神秘来源的关键。在这里，我们第一次表明，这样的残差被认为是在几个来源，并出现非常相似的形状，这意味着一个共同的起源。通过简单的论证，我们断言，来自极端碰撞风的发射，与ULX星云相关的物质壳层的吸收以及与恒星形成相关的热等离子体发射都极不可能提供起源。虽然CCD光谱缺乏直接确定特征性质所需的能量分辨率（即由窄线或本质上宽的复合物形成），但研究具有潜在光谱形状的残差的演变可以对其起源进行重要的间接测试。ULX NGC 1313 X-1提供了执行此类测试的最佳机会，因为存档观测提供了光谱硬度的动态范围。我们通过高度简化的光谱建模表明，特征的强度（无论是吸收还是发射）似乎与光谱硬度反相关，这将排除通过反射主要连续体的起源，而是支持与这种流出相关的风或附近材料中的原子跃迁的图片。
2015-09-22 astro-ph.HE
On the nature of the ultraluminous X-ray source Holmberg II X-1
通过对Holmberg II X-1的X射线光谱分析，发现双热成分模型描述其连续谱，L-T趋势偏离幂律表明超临界吸积，推断为16-36太阳质量的恒星质量黑洞，并发现富氮供体恒星迹象。
2023-11-27 astro-ph.HE
Long-term X-ray spectral evolution of Ultraluminous X-ray sources: implications on the accretion flow geometry and the nature of the accretor
在几个超铝X射线源（ULX）中发现的脉动表明，一小部分ULX是由中子星（NS）上的超爱丁顿吸积提供动力的。这引发了关于ULX中NS与黑洞（BH）之比的争论，以及是什么物理机制允许ULX达到远超过其爱丁顿光度的光度：强磁场还是相当强的流出物将辐射准直到观察者。为了区分超临界吸积BH，弱或强磁化NS，我们研究了长期的X射线光谱演化的样本17 ULX，其中6个是已知的主机NS。我们结合档案数据从\chandra，\xmm \和\nustar \天文台采样范围广泛的光谱状态为每个源，并跟踪每个源的发展硬度光度图（HLD）。我们发现NS-ULX是我们样本中最难的来源之一，具有高度可变的高能发射。在此基础上，我们将M81 X-6确定为强NS-ULX候选者，其变异性与NGC 1313 X-2相似。大多数软源与未知的吸积物显示存在三个显着不同的光谱状态，我们解释调用的质量吸积率和模糊的超临界风/漏斗结构的变化。最后，我们报告在高能量（$\gtrsim$ 10 keV）在NGC 1313 X-1和Holmberg IX X-1，我们认为可能提供的手段来区分BH从NS-ULX的缺乏变化。我们认为，在我们的样本中最硬的源可能窝藏强磁化的NS，而较软的源可以解释为弱磁化的NS或BH，其中流出的存在自然解释其较软的光谱通过康普顿下散射，他们的光谱跃迁和脉冲发射的稀释，如果这些源中的一些包含NS。
2021-02-22 astro-ph.HE
SN 2022jli: The ultraluminous birth of a low-mass X-ray binary
本研究发现超新星SN 2022jli衍生的双星系统符合低质量X射线双星形成假说，其超爱丁顿光度可由超新星引发的高质量转移率导致的吸积集束效应解释。
2024-02-14 astro-ph.HE
Direct Detection of an Ultraluminous Ultraviolet Source
我们介绍了哈勃太空望远镜在远紫外波段对NGC 6946中与光学星云MF 16相关的超亮X射线源的观测。在FUV中探测到与X射线源重合的点状源和周围的星云。点源的通量为5E-16 erg s^-1 cm^-2 Ang^-1，星云的通量为1.6E-15 erg s^-1 cm^-2 Ang^-1，以1533 Ang表示，假设消光为A_V = 1.54。因此，MF 16似乎是第一个直接检测到的超铝紫外线源（ULUV）。点源的通量与T ~ 30，000 K的黑体一致，可能来自大质量伴星，但这个光谱并不足以产生足够的电离辐射来产生星云HeII通量，需要第二个更热的发射成分。用~ 16，000 K的外盘温度截断的圆盘黑体光谱提供了对FUV、B、V、I和HeII通量的充分拟合，并且可以产生所需的电离辐射。还需要进行更多的观测，以确定放射源的物理性质。
2010-03-22 astro-ph.HE
Ionised Emission and Absorption in a Large Sample of Ultraluminous X-ray Sources
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是由恒星质量致密天体上的超爱丁顿吸积提供动力的。在这种极端状态下的吸积体自然会在其附近电离大量的等离子体，并从其圆盘中发射强大的辐射驱动外流。利用最好的数据集对几个ULX进行了高光谱分辨率的X射线观测（XMM-Newton上带有RGS光栅），确实发现了复杂的线光谱，并证实了这种极端（0.1- 0.3 c）风。然而，在大型ULX样品中使用严格的技术搜索等离子体特征从未被执行过，从而使我们无法理解它们的统计特性，例如发生率，以限制流出几何形状及其占空比。我们开发了一种快速的X射线谱线自动检测方法，并将其应用于完整的RGS ULX存档，严格量化任何候选谱线的统计显著性。收集135个最重要的功能检测到89个观测19个对象，我们创建了第一个目录的谱线检测软X射线ULX光谱。我们发现，检测到的发射线集中在已知的休息帧元素的过渡，因此起源于低速材料。相反，吸收线避开了这些跃迁，这表明它们是由蓝移的流出物留下的印记。因此，这种风在ULX种群中很常见。此外，我们发现，光谱硬ULXs显示较少的线检测比软ULXs，表明它们的吸积几何形状和方向的一些差异，可能导致过电离的等离子体的较硬的光谱能量分布的较硬ULXs。
2021-09-29 astro-ph.HE
A Population of Ultraluminous X-ray Sources with An Accreting Neutron Star
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是X射线双星系统，但以前的观测和理论研究往往倾向于黑洞而不是中子星吸积体。最近从ULX M82 X-2中发现的1.37 s脉动，确定了它作为磁化中子星的性质。在这项工作中，我们模拟的形成历史的中子星ULX在M82或银河系类星系，通过使用两个双人口合成和详细的双演化计算。我们发现，出生率是在$10^{-4}\, \rm yr^{-1}$左右的早期X射线双星在这两种情况下。我们展示了ULX人口在施主质量轨道周期平面的分布。结果表明，与黑洞X射线双星相比，中子星X射线双星对ULX星群的贡献更大，而在M82和类银河系中，高质量和中等质量X射线双星分别占中子星ULX星群的主导地位.
2015-02-13 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
An Extremely Luminous and Variable Ultraluminous X-ray Source in the Outskirts of Circinus Observed with NuSTAR
一个偶然的检测与NuSTAR天文台，我们提出了一个多历元的光谱和时间分析的极端超亮X射线源（ULX）位于郊区的Circinus星系，以下Circinus ULX 5，包括协调的后续观测与XMM牛顿和NuSTAR。这里提供的NuSTAR数据代表了在硬X射线（E>10 keV）下可靠检测到ULX的首批实例之一。圆规座ULX 5在长时间尺度上的变化至少是通量的5倍，并且在我们2013年的观测中处于历史上最明亮的状态（0.3-30.0 keV光度为1.6e40 erg/s）。在这个时期，该源显示出弯曲的3-10 keV光谱，与其他明亮的ULX大致相似。虽然在许多情况下，ULX的光谱成分的解释是不确定的，光谱和时间属性的所有高质量的数据集，目前可强烈支持一个简单的盘日冕模型，让人想起调用的银河系双星，与吸积盘变得更加突出的光度增加。然而，尽管盘的温度和光度在目前探测的所有时间尺度上都有很好的相关性，但观测到的光度遵循T^（1.70+/-0.17），比简单黑体辐射的预期要平坦。Circinus ULX 5所显示的光谱变异性与一些已知的银河系黑洞双星（BHB）在高光度下所观察到的光谱变异性非常相似。这种比较意味着圆规座ULX 5的黑洞质量约为90 Msun。然而，考虑到从银河系BHB吸积盘观察到的不同行为，这个质量估计仍然是不确定的。最后，2013年数据集对任何未检测到的铁吸收特征的限制意味着我…
2013-10-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Key results from an XMM-Newton and Chandra study of a new sample of extreme ULXs from the 2XMM catalogue
我们展示了对10个极端亮度候选者超亮X射线源（L_X > 5 x 10^（40）erg sec^（-1））样本的研究结果，这些源的距离都小于100 Mpc，它们是通过星系的RC 3星表与2XMM星表的互相关确定的。钱德拉也观察到了其中的五个样本。在这10个来源中，有7个位于螺旋星系的盘或臂中，其余3个靠近大型椭圆星系。与许多不太明亮的超亮X射线源不同，在我们的样本中，大多数源在短（ks）和长（年）的时间尺度上观察到时间变化。在某些源中，长期光谱变化也很明显。在一种情况下，我们使用档案钱德拉数据来证明，由XMM-牛顿确定的超亮X射线源候选者实际上被分解为高空间分辨率的多个点源，但请注意，其他候选者在钱德拉的严格审查下仍然没有得到解决。
2010-11-19 astro-ph.HE
Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是恒星质量的黑洞或超过爱丁顿极限吸积的中子星。从宽带光谱学确定致密物体的性质和吸积模式目前是一个挑战，但观察到的定时特性提供了对致密物体的深入了解以及几何形状和吸积过程的细节。在这里，我们报告的800 ksXMM牛顿运动的超软超铝X射线源，NGC 247 ULX-1的时序分析。在X射线光变曲线中出现深而频繁的下降，其幅度随着能带的增加而增加。功率谱和相干性分析揭示了倾斜优先发生在$\sim 5$ ks和$\sim 10$ ks时间尺度上。这种下降可能是由于中心X射线源被光学厚结构遮蔽（如吸积盘的翘曲），或者是由于吸积盘发射的风遮蔽，或者两者兼而有之。这种行为支持了超软ULX被认为接近吸积盘的观点。
2021-05-19 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
On the Spin Period of the Neutron Star in the Ultraluminous X-Ray Source M51 ULX-8
最近在附近星系以及我们自己的星系中发现了超亮X射线源（ULX）家族的几个成员的周期性脉动，揭示了吸积致密物体的性质。无论是否观测到脉动，目前认为是中子星而不是黑洞为大量ULX提供了动力。在ULX的X射线光谱中探测到回旋吸收线，提供了一种将致密物体识别为中子星的替代方法。在非脉动ULX中，已经报道了在M51 ULX-8的光谱中存在回旋共振散射特征（CRSF）。在目前的工作中，在M51 ULX-8的中子星表面上的磁场强度推断从所观察到的CRSF的能量，以估计在X射线发射的聚束分数，更重要的是难以捉摸的中子星自旋周期的可观测范围，希望在不久的将来发现的空间任务。
2022-01-12 astro-ph.HE
The origin of the Ultraluminous X-ray Sources
最近，几个超铝X射线（ULX）源被证明是中子星（NS）吸积体的宿主。我们进行了一套进化计算表明，事实上，NS是占主导地位的类型的ULX吸积体。虽然黑洞（BH）在恒星形成爆发后的早期占主导地位，但NS在几亿年后超过它们，并可能在恒星形成事件结束后的几个Gyr出现。如果恒星形成是一个长期和连续的事件（即，在太阳金属丰度环境中，NS吸积体在任何时刻都占优势，而在太阳下金属丰度环境中，BH吸积体占优势。我们的研究结果显示了一个非常明确的（和可测试的）的伴侣/捐助者的进化阶段和年龄的系统之间的关系。典型的NS ULX由$\sim1.3\,M_\odot$ NS和$\sim1.0\,M_\odot$ Red Giant组成。一个典型的BH ULX由一颗$\sim8\,M_\odot$ BH和一颗$\sim6\,M_\odot$主序星组成。此外，我们发现，非常发光的ULX（$L_X\gtrsim10^{41}$ erg/s）主要是BH系统（$\sim9\,M_\odot$）与Hertzsprung间隙供体（$\sim2\,M_\odot$）。然而，某些NS ULX系统也可能达到极高的X射线亮度（$\gtrsim10^{41}$ erg/s）。
2017-09-01 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
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
Spitzer Observations of MF 16 Nebula and the associated Ultraluminous X-ray Source
我们介绍了斯皮策红外光谱仪（IRS）对超亮X射线源（ULX）NGC 6946 X-1及其相关星云MF 16的观测。这个ULX与著名的Holmberg II ULX具有非常相似的性质，Holmberg II ULX是第一个显示出与活动星系核中发现的红外线[O IV]发射线相当的ULX。本文试图限制ULX光谱能量分布（SED）给定的光学/紫外光度通量和高分辨率X射线观测。具体来说，钱德拉X射线数据和公布的哈勃光学/紫外数据外推产生一个完整的光学X射线SED模型。红外线和比率的光电离建模，然后用来测试不同的吸积光谱模型。虽然辐射盘模型或O-超巨星加吸积盘模型都能很好地拟合数据，但我们更倾向于后者，因为它更好地拟合星云参数。在第二种情况下，吸积盘单独主导了极紫外和X射线发射，而O超巨星负责大部分远紫外发射。
2012-03-19 astro-ph.HE
Fan beamed X-ray emission from 1 keV to above 130 keV from the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427 in the Small Magellanic Cloud
我们详细介绍了2019年大爆发期间小麦哲伦星云中瞬态X射线脉冲星RX J0209.6 $-$ 7427的时间和光谱分析。它的距离比大多数银河系X射线星体更远，它的峰值亮度被确定为\it;因此它是一个脉冲超亮X射线源（PULX）。由于\textit{Insight} -HXMT的宽能带，它的脉冲X射线发射被检测到从1 keV到130 $-$ 180 keV带，这是从银河系以外的任何PULX检测到的最高能量发射。这使我们能够得出结论，它的主要脉冲X射线发射来自吸积柱的“扇形束”，因此它的光度是内在的。我们还估计它的磁场（4.8 $-$ 8.6）$\times10^{12}$ G或（1.7 $-$ 2.2）$\times10^{13}$ G，从它在爆发期间吸积柱结构中的自旋演化或跃迁;我们认为磁场强度的两个值对应于中子星的偶极和多极磁场，类似于最近在银河系PULX Swift J0243.6+6124中的发现。因此，中子星的性质及其ULX辐射可以在当前吸积中子星的理论框架内理解。这可能对理解那些更远的河外PULX的性质有影响。
2022-08-31 astro-ph.HE
A candidate proton cyclotron feature in the ultraluminous X-ray source NGC 4656 ULX-1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UNLP)（空间科学研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Cagliari（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)
研究发现NGC 4656 ULX-1中存在可能的质子回旋共振散射特征，推断其局部磁场强度约为6-7×10¹⁴高斯。
2026-03-12 astro-ph.HE
Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 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
Discovery of a 115 Day Orbital Period in the Ultraluminous X-ray Source NGC 5408 X-1
我们报告的检测周期为115天的SWIFT/XRT监测数据从超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1。我们正在进行的活动大约每周两次对其X射线通量进行采样，现在已经达到了约485天的时间基线。周期图分析揭示了一个显著的周期性，周期为115.5 +-4天。检测到的调制具有3.2 e-4的显著性。分数调制幅度随着能量的增加而减小，范围从高于1 keV的0.13到低于1 keV的0.24。轮廓的形状也会演变，在较高的能量下变得不那么尖锐。周期图分析与周期性过程一致，然而，需要持续监测以确认调制的相干性质。光谱分析表明，NGC 5408 X-1的亮度可达0.3 - 10 keV，约2 e40 ergs/s。我们认为，像M82（X41.4+60）中ULX的62天周期一样，NGC 5408 X-1中检测到的周期性代表了包含ULX的黑洞双星的轨道周期。如果这是真的，那么次级恒星只能是巨星或超巨星。
2009-11-06 astro-ph.HE
The High Energy X-ray Probe (HEX-P): Studying Extreme Accretion with Ultraluminous X-ray Sources
本研究针对超亮X射线源（ULXs）属性测量难题，通过模拟对比HEX-P与XMM-Newton、NuSTAR的观测能力，证实HEX-P凭借高灵敏度等优势更适合ULXs脉冲探测与宽谱研究，助力理解超爱丁顿吸积物理及致密天体演化。
2023-11-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
Revisiting Putative Cool Accretion Disks in Ultraluminous X-ray Sources
在一些ULX中观察到的软的、潜在的热光谱成分可以与来自冷的、光学厚度的吸积盘的发射模型相拟合。如果这种描述是正确的，那么观测到的低温意味着“中等质量”黑洞的吸积。随后的工作发现，这些成分可能遵循光度和温度之间的反比关系，这意味着这种发射的非黑体起源。我们重新分析了极端ULX的许多XMM-牛顿光谱。至关重要的是，其中源落在芯片间隙的观测结果由于其不确定的通量校准而被排除在外，并且沿着给定源的视线的中性柱密度由多个光谱共同确定。根据标准薄盘的黑体辐射，发现软分量的亮度与温度呈正相关，并且在测量的带通中与L ~ T^4大致一致。这些结果名义上与质量超过银河系X射线双星目前已知范围的黑洞吸积一致，尽管有重要的警告。来自非均匀或超爱丁顿盘的辐射也可能与数据一致。
2013-09-17 astro-ph.HE
Swift-XRT 6-year monitoring of the ultraluminous X-ray source M33-X8
ULX的长期演化及其光谱和光度随时间的变化为ULX的性质和为其提供动力的吸积过程提供了重要线索。我们在这里报告的结果Swift-XRT 6年的监测活动的最接近的例子，持久的ULX，M33 X-8，延长到16年的软X射线监测这个来源。这个源的光度只有几个10^39 erg/s，标志着ULX光度函数的微弱结束。我们分析了Swift监测期间收集的15个观测数据。我们采用几种常用的模型来拟合ULX的X射线谱，寻找不同观测时期谱参数的差异。该源具有30%量级的通量变化。监测期间未观察到显著的光谱变化。平均0.5-10 keV的光谱可以很好地描述了一个热模型，无论是在一个超薄盘的形式，或作为一个组合的康普顿化的日冕和一个标准的吸积盘。
2016-01-29 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
The hard ultraluminous state of NGC 5055 ULX X-1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA；UNLP)
该研究结合XMM-Newton与NuSTAR同步数据首次分析NGC 5055 ULX X-1的宽波段X射线特征，确认其处于硬超亮态，并在黑洞吸积假设下约束其质量为11-26倍太阳质量。
2025-11-17 astro-ph.HE
Search for Fast Radio Bursts and radio pulsars from pulsing Ultraluminous X-ray Sources
本研究利用FAST和Parkes射电望远镜对8个脉冲超亮X射线源进行FRB和脉冲星搜寻，未探测到信号，为射电通量设定了严格上限，并约束了PULXs作为FRB前身星的理论模型。
2025-04-03 astro-ph.HE
The Hunt for Pulsating Ultraluminous X-ray Sources
受最近发现的六个超铝X射线源（ULX）由高度超爱丁顿X射线源驱动的启发，我们通过识别表现出至少一个数量级的长期通量变化的源（在6个已知的PULX中看到的共同特征，这可能与向螺旋桨状态的转变有关）来搜索其他脉动ULX（PULX）候选者。在以前研究的基础上，我们使用XMM-Newton，Swift和Chandra的可用通量，以及在未检测到的情况下仔细计算的上限，为从XMM-Newton档案中选择的296个ULX样本构建长期光曲线。在这296个，我们发现25个源显示通量变化大于10的一个因素，其中17个显示一些证据（或至少是一致的）展示双峰通量分布，如预期的源经历螺旋桨过渡。这些来源是持续监测计划的最佳候选者，以进一步测试这种行为。在我们的最终样本中有3个源，其通量类似于NGC 5907 ULX 1，目前已知的最微弱的PULX，这也将是利用现有设施进行更深入观测以寻找脉动的良好目标。对于这里确定的其余PULX候选者，可能需要下一代X射线望远镜（如雅典娜）来确定它们的性质，因为它们的峰值通量较低。
2019-10-25 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
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
Winds in ultraluminous X-ray sources: new challenges
超亮X射线源（ULX）是亮度超过10^39 erg/s的极端X射线双星，在大多数情况下是超级爱丁顿吸积到中子星和恒星质量的黑洞吸积超过其爱丁顿极限的结果。这是在发现相干脉动、回旋加速线和强风之后才被理解的。后者之所以成为可能，要归功于XMM-牛顿号上的高分辨率X射线光谱仪。ULX风由于其相对论速度（0.1-0.3 c）而具有巨大的能量，并且能够显著影响周围的介质，可能会产生观察到的100 pc ULX超级气泡，并限制可以到达中央吸积体的物质数量。因此，对ULX风的研究对于理解1）致密物体能吸积多少物质和速度有多快以及2）它们对周围介质的反馈有多强是至关重要的。这也与理解超大质量黑洞的生长有关。在这里，我们提供了一个关于这种现象的概述，强调了一些最近的，令人兴奋的结果，并显示未来的任务，如XRISM，eXTP和ATHENA将如何提高我们的理解。
2022-10-31 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
