作为超爱丁顿吸积盘的超铝X射线源

NGC 247中软ULX的性质：超爱丁顿流出和超软与软超铝状态之间的转变

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。

超铝X射线源：激动人心的三年

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。

Holmberg IX X-1超铝X射线源中的X射线流出和超爱丁顿吸积

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。

从超亮X射线脉冲星到超大质量中子星

From ultraluminous X-ray pulsar to supermassive neutron star

研究提出超大质量中子星可经由持续10^5至10^6年的超亮X射线脉冲星阶段形成，并分析其磁场掩埋与毫秒级自转演化。

超铝X射线源中的超快外流

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。

超铝X射线源

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。

Super-Eddington accretion onto a stellar mass ultraluminous X-ray source NGC 4190 ULX1

We present the results of high-quality XMM-NEWTON observations of a ULX in the galaxy NGC 4190. The detection of spectral cutoff in NGC 4190 ULX1 spectra rules out the interpretation of the ULX to be in a standard low/hard canonical accretion state. We report that the high quality EPIC spectra can be better described by broad thermal component, such as a slim disk. In addition we found long term spectral and flux variability in the source using several XMM-NEWTON and Swift data. A clear anti-correlation between flux and power-law photon index is found which further confirms the unusual spectra…

爱丁顿阈的河外软X射线双星

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。

超亮X射线源M101 ULX-1中黑洞上令人困惑的吸积

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。

M82超铝X射线源X射线热主导态的识别

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。

Population synthesis of ultraluminous X-ray sources with magnetised neutron stars

A model of population of ultraluminous X-ray sources with magnetised neutron stars (NULX) in a spiral galaxy with the star formation history similar to that in the thin disc of Milky Way is computed using a hybrid approach. First, applying analytical approximations (code BSE) we construct the ensemble of close binaries (CBS) which can be potential precursors of NULX. Next, evolution with accretion onto magnetised neutron stars (NS) is computed by the evolutionary code MESA. Accretion rate onto NS and X-ray luminosity are calculated for the models of sub- and supercritical discs and for the dis…

超爱丁顿吸积流康普顿化X射线谱的理论模拟：超铝X射线源中硬过剩的起源

Theoretical modeling of Comptonized X-ray spectra of super-Eddington accretion flow: origin of hard excess in Ultraluminous X-Ray Sources

基于辐射流体动力学模拟数据，采用MonteCarlo辐射传输模拟方法研究了超爱丁顿吸积流的X射线连续谱，其中考虑了热散射和体康普顿散射.我们比较了质量为$M_{\rm BH} = 10, 10^2, 10^3$和$10^4 M_\odot$的黑洞周围吸积流的计算光谱，其中固定质量注入率（从$10^3 r_{\rm s}$的计算边界）为$10^3 L_{\rm Edd}/c^2$（$r_{\rm s}$、$L_{\rm Edd}$和$c$分别为史瓦西半径、爱丁顿光度和光速）。软X射线光谱表现出与标准盘关系的质量依赖性;最大表面温度按比例缩放为$T \propto M_{\rm BH}^{-1/4}$。相比之下，如果我们用$M_{\rm BH}$对辐射光度进行归一化，硬X射线带的光谱在不同的模型中看起来非常相似。这反映了硬组分是由源自过热和/或漏斗区域中的吸积流的软光子的热和体康普顿散射产生的，其温度没有质量依赖性。硬X射线谱可由温度为$T\sim 3$ keV的Wien谱再现，伴随着在光子能量高于几keV时的硬过剩。过量光谱可以很好地拟合与功率定律的光子指数$Γ\sim 3$。这一特征与最近NuSTAR对ULX（超发光X射线源）的观测结果一致。

超铝超软源的厚吸积盘吸积盘模型

Thick Accretion Disk Model for Ultraluminous Supersoft Sources

我们提出了一个几何厚，超爱丁顿吸积盘模型，其中光学厚风是不必要的，了解超铝超软源（ULS）。对于高质量吸积率$\dot M \ga 30\dot M_{\rm Edd}$和不小的倾角$θ\ga 25^{\circ}$，其中$\dot M_{\rm Edd}$是爱丁顿吸积率，从热的内部区域的硬光子可能被遮蔽的几何厚的内盘，因此只有软光子从外部薄盘和外光球的厚盘可以到达观察者。我们的模型可以很自然地解释典型热半径和热温度$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2}$之间的近似关系。此外，厚盘模型可以统一ULS和正常的超亮X射线源，其不同的观测特征可能与倾角和质量吸积率有关。通过与光学厚外流模型的比较，我们发现在我们的模型中需要更小的质量吸积速率。

超亮X射线源NGC 5643 ULX1：一个以超爱丁顿速率吸积的大恒星质量黑洞？

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。

新发现的超亮脉冲星NGC 300 ULX-1中可变超快外流的证据

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。

Holmberg IX X-1超亮X射线源的快速观测

Swift observations of the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1

Holmberg IX X-1是一个著名的超亮X射线源，其X射线亮度约为1 e40 erg/s。斯威夫特的X射线望远镜定期监测该源。自2009年4月以来，该源一直处于扩展的低光度状态。我们利用在不同光度状态下的共加光谱来研究源的光谱行为。简单的幂律和多色盘黑体模型可以排除。然而，最好的整体拟合是由具有冷黑体和暖盘黑体的双热模型提供的。这表明Holmberg IX X-1可能是一个10个太阳质量的黑洞，在比爱丁顿极限高7倍的地方吸积，或者是一个100个太阳质量的最大旋转黑洞，在爱丁顿极限处吸积，我们正在观察吸积盘的内部区域和致密物体的流出物。

ULX行为：超铝状态，风和有趣的异常

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。

银河中隐藏的超亮X射线源中的中微子

Neutrinos from hidden ultraluminous X-ray sources in the Galaxy

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。

NGC 4649球状星团中的可变超亮X射线源

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

超亮X射线脉冲星M82 X-2的磁场

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。

Linking soft excess in ultraluminous X-ray sources with optically thick wind driven by supercritical accretion

Supercritical accretion onto compact objects may drive massive winds that are nearly spherical, optically thick, and Eddington limited. Blackbody emission from the photosphere is the direct observational signature of the wind. Here we investigate whether or not it can explain the soft emission component seen in the energy spectra of ultraluminous X-ray sources (ULXs). Based on high-quality XMM-Newton spectra of 15 ULXs, we find that the soft component can be modeled as blackbody emission with a nearly constant luminosity, and the 5 known pulsating ULXs (PULXs) in the sample display a blackbody…

超亮X射线源M33 X-8的NuSTAR观测：一个处于非常高状态的黑洞？

NuSTAR observations of the ultraluminous X-ray source M33 X-8: a black hole in a very high state?

最近的已知超亮X射线源（ULX），M33 X-8，已经在其银河系外遗产计划期间被NuSTAR观测到，该计划包括对M33星系的硬X射线调查。我们介绍了2017年3月和7月对M33进行的两次长时间观测的结果，其中M33 X-8在视野中。在观测过程中，该源显示出几乎恒定的通量，其3-20 keV的光谱可以很好地由两个不同的组成部分描述：一个标准的吸积盘，其内半径的温度为~1 keV，以及一个光子指数为~3的幂律定律，其在高达20 keV时被显着检测到。在光谱中还存在高能量截止的指示，对应于>10 keV的康普顿化介质的温度。M33 X-8的宽波段光谱特性类似于黑洞X射线双星在其非常高的状态，这表明M33 X-8是一个黑洞吸积在一个接近爱丁顿率，与超爱丁顿吸积被认为发生在更明亮的ULX。

非磁化中子星和超铝X射线源吸积和外流的辐射GRMHD模拟

Radiative GRMHD simulations of accretion and outflow in non-magnetized neutron stars and ultraluminous X-ray sources

我们运行两个GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积盘周围的黑洞和非磁化，非旋转的中子星。中子星是用反射内边界条件模拟的。在中子星模拟中，我们观察到在盘的内部区域形成了一个过渡层，这导致了比黑洞情况更大的质量流出率和更低的辐射光度。当从各个方向观察中子星的情况时，流动的球形化导致在爱丁顿值附近的无穷远处可观察到的光度，与黑洞的情况形成对比，其中当沿着盘轴观察时，发射的准直导致可观察到的光度高出约一个数量级。我们发现外流是光学厚散射，这将导致任何中子星在相应的ULX观测到的脉动模糊。

利用超铝X射线源的X射线谱揭示其性质

Unlocking the nature of ultraluminous X-ray sources using their X-ray spectra

我们通过使用XMM-牛顿公共档案中的一些最高质量的数据对其光谱形状进行详细的调查，探索超铝X射线源的性质。现象学模型使我们能够解释它们的光谱，而更多的“物理动机”模型使我们能够探索这些特征背后的物理过程。这些物理模型暗示了恒星质量的黑洞存在着极端的（可能是超级爱丁顿）吸积。

作为中微子源的超铝X射线源

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。

超铝X射线源M82 X-1中一个400太阳质量的黑洞吸积到接近其爱丁顿极限

A 400 solar mass black hole in the Ultraluminous X-ray source M82 X-1 accreting close to its Eddington limit

M82 X-1是M82星系中最明亮的X射线源，由于其极高的光度和变化特性，一直被认为是一个中等质量的黑洞（100到10，000太阳质量），尽管一些模型认为它的质量可能只有大约20个太阳质量。以前的质量估计是基于尺度关系，使用低频特征时标，具有很大的内在不确定性。对于恒星质量的黑洞，我们知道X射线发射中的高频准周期振荡（100-450赫兹）以3：2的频率比发生，是稳定的，频率与黑洞质量成反比，色散相当小。因此，这种稳定振荡的发现可能为中等质量黑洞的质量测定提供了另一种更明确的方法，但迄今为止还没有实现。在这里，我们报告稳定的双峰（3：2频率比）X射线准周期振荡从M82 X-1在3.32 $\pm$ 0.06赫兹和5.07 $\pm$ 0.06赫兹的频率。假设我们可以外推适用于恒星质量黑洞的逆质量标度，我们估计M82 X-1的黑洞质量为428 $\pm$ 105太阳质量。此外，我们可以使用相对论性岁差模型估算质量，从中我们得到415 $\pm$ 63太阳质量的值。

Optical and X-ray Follow-Up to a Globular Cluster Ultraluminous X-ray Source in NGC 4472

NGC 4472 is home to five ultraluminous X-ray sources hosted by globular clusters. These sources have been suggested as good black hole candidates in extragalactic globular clusters$-$ a highly sought after population that may provide observational information regarding the progenitors of merging black hole binaries. In this body of work, we present X-ray and optical follow up to one of these sources, CXOUJ1229410+075744 (GCU1). We find no evidence of [OIII] optical emission in GCU1 which indicates a lack of significant evidence for super-Eddington outflows, unlike what is seen in a handful of …

NGC 7793 P9：一个由正则黑洞X射线双星演化的超亮X射线源

NGC 7793 P9: An Ultraluminous X-Ray Source Evolved from a Canonical Black Hole X-Ray Binary

瞬态超铝X射线源（ULX）是连接瞬态低质量X射线双星和ULX的重要纽带。在这里，我们报告的第一个发现的典型的亚爱丁顿爆发和超明亮的超爱丁顿爆发从一个不寻常的瞬态ULX，NGC 7793 P9的变异因子高于$10^3$。其X射线谱在典型的高/软态和陡峭的幂律态之间切换。吸积盘的内径和盘的温度-光度相关性表明，P9藏有一个恒星质量的黑洞（BH）。在开始的超铝爆发，我们观察到一个很冷的外盘与硬康普顿光谱，这意味着过渡到ULX制度。当光度增加到$L\gtrsim3\times10^{39}$ erg/s时，P9显示出一个明显弯曲的光谱，可以用一个细长的圆盘或一个强烈弯曲的康普顿化日冕来描述。唯象模型表明，在超铝爆发峰值附近观测到的热盘与热径迹的延伸是一致的。利用更多的物理康普顿化盘模型，我们认为，日冕冷却和明显的盘状光谱是由软康普顿化占主导地位。高于1 keV的显著变化支持这种双组分方案。光谱演化也可以用超临界吸积模型来解释。这些都表明正则黑洞的X射线双星可以表现出ULX的性质。

超亮X射线脉冲星M82 X-2的磁场

The Magnetic Field of the Ultraluminous X-ray Pulsar M82 X-2

最近在M82中的超亮X射线源X-2中探测到脉动。这颗新发现的脉冲星被描述为一颗普通的中子星，其磁场为1 TG，并在爱丁顿速率以上吸积，而它又被描述为一颗类磁星的脉冲星，其磁场为100 TG，并在量子极限以上。我们在这里表明，这种X射线源在任何意义上都不是外来的。沿着场线的吸积的标准方程预测，对于所测量的自旋周期$P_S$和上自旋速率$\dot{P_S}$，各向同性X射线光度$L_X$必须接近爱丁顿极限（即，$L_{X}\approx 3.5\times 10^{38}$ ~erg~s $^{-1}$）;并且不依赖于$P_S$的表面磁场$B$必须是适度的（即，$B_*\approx 1-10$ TG）。观测到的更高的光度可以用我们方向上发生的中等数量的几何光束来解释。其他超亮X射线源也可能是具有类似物理特性的普通类星体，但由于发射必须发生在对观察者有利的角度，我们预计未来很少会发现这样的类星体。

超铝X射线源中的超临界吸积盘和SS 433

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。

瞬态超亮X射线源NGC 4631 X-4的光谱和时变特性

Spectral and timing variability of the transient ultraluminous X-ray source NGC 4631 X-4

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。

缺失的一环：M31中的低质量X射线双星被视为超亮X射线源

The missing link: a low mass X-ray binary in M31 seen as an ultraluminous X-ray source

钱德拉最近在M31中发现了一个新的瞬变超亮X射线源（ULX），其亮度约为5 x 10^39 erg/s。在这里，我们分析了一系列的五个随后的XMM-牛顿观测。X射线亮度在1.5个月内的稳定下降给出了一个观测到的约40天的e倍时间尺度;类似于我们银河系中软X射线瞬变的衰变时间尺度。这支持解释这个ULX作为一个恒星质量的黑洞在低质量的X射线二进制（LMXB），吸积在超爱丁顿率。这是进一步支持缺乏检测的O/B星在宁静和XMM-牛顿光谱数据被占主导地位的盘状组件，而不是幂律预期从一个亚爱丁顿中等质量黑洞。这些数据给出了有史以来最好的序列的高爱丁顿馏分光谱组装由于低吸收柱M31和良好校准的带通下降到0.3千电子伏的XMM-牛顿的组合。光谱可以粗略地描述我们目前最好的盘模型，BHSPEC，假设一个10 M的太阳黑洞的最佳拟合自旋~0.4。然而，数据更好地描述了一个两个组件的模型，其中光盘排放显着影响平流，并在高能量的附加低温Comptonisation组件。这可能只是表明目前的光盘模型的局限性，虽然能量依赖的变化也弱支持的数据的两个组件的解释。不管光谱特性的详细解释，这些数据支持存在的吸积到恒星质量的黑洞在LMXB吸积在爱丁顿制度。这使得这个物体，并通过扩展，类似的低光度ULX，“标准”的X射线二进制明确的连接。

用超快流出限制超铝X射线源中吸积黑洞的质量

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。

超铝X射线源中相干脉动的探测

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。

超亮X射线脉冲星周围的弥散X射线辐射

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。

用高分辨X射线谱寻找超铝X射线源的出流

Searching for Outflows in Ultraluminous X-ray Sources Through High-Resolution X-ray Spectroscopy

超铝X射线源是非核点源，其亮度超过10个太阳质量的黑洞的爱丁顿光度。对于大多数ULX人口的现代共识是，它们是由恒星质量的黑洞或中子星吸积远远超过爱丁顿极限。超爱丁顿吸积的理论模型预测存在强大的流出适度电离气体在温和的相对论速度。到目前为止，这些风已经在3个系统中发现：NGC 1313 X-1，NGC 5408 X-1，NGC 55 ULX。在这项工作中，我们创建了一个样本的所有ULX与可用的档案高分辨率X射线数据，共有10个来源，我们的目标是找到更多的签名流出。我们执行高斯线扫描以找到任何窄光谱特征，并在可能的情况下进行物理风模型扫描。我们初步确定了NGC 5204 X-1的外流，蓝移到0.34 c，产生的发射特征的总显着性至少为3 $σ$。接下来，我们比较具有相似硬度比的ULX。Holmberg IX X-1的吸收特征可能与光电离的外流吸收体有关，类似于NGC 1313 X-1。Holmberg II X-1的光谱具有与NGC 5408 X-1相似的特征，NGC 6946 X-1显示O VIII静止帧发射。来自样本的所有其他来源也在其高分辨率光谱中显示出光谱特征的初步证据。使用XMM-牛顿和钱德拉光栅的进一步观测将产生更强的约束。像XARM和雅典娜这样的未来任务将能够在更远的距离上探测到它们，并增加我们的样本。

超铝X射线天体双峰光度分布的成因

The origin of the bimodal luminosity distribution of ultraluminous X-ray pulsars

指出了双星系统中超爱丁顿X射线谱双峰光度分布的机制。从高到低的状态，这些对象的过渡解释吸积流球化由于在某些（高）吸积率的辐射压力。状态之间的转变可以与吸积速率的逐渐变化相关联。用提出的机制解释了最近发现的超铝X射线谱仪M 82 X-2、NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13的复杂行为。所提出的模型也很自然地解释了在这些中子星中测量到的中子星的自旋上升，它比预期的慢了好几倍。

最近超亮X射线源M33 X-8性质的朱雀研究

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。

M31中新发现的一颗暂现超亮X射线源

A Newly Identified Transient Ultraluminous X-ray Source in M31

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。

XMM-Newton campaign on the ultraluminous X-ray source NGC 247 ULX-1: outflows

Most ULXs are believed to be powered by super-Eddington accreting neutron stars and, perhaps, black holes. Above the Eddington rate the disc is expected to thicken and to launch powerful winds through radiation pressure. Winds have been recently discovered in several ULXs. However, it is yet unclear whether the thickening of the disc or the wind variability causes the switch between the classical soft and supersoft states observed in some ULXs. In order to understand such phenomenology and the overall super-Eddington mechanism, we undertook a large (800 ks) observing campaign with XMM-Newton t…

Study of accretion flows around an ultraluminous X-ray source M82 X-1 using NuSTAR data

We study the spectral properties and accretion flow behavior of an ultraluminous X-ray source M82\,X-1 using {\it NuSTAR} observations. We use the physical two component advective flow (TCAF) model to fit the data and to derive the accretion flow properties of the source. From the model fitted parameters, we found that M82\,X-1 is harboring an intermediate mass black hole at its centre, where the mass varies from $156.04^{+13.51}_{-15.30}$ to $380.96^{28.38}_{-29.76}$ M$_\odot$. The error weighted average mass of the black hole is $273\pm43$ M$_\odot$, which accreted in nearly super-Eddington …

星团的气体吸积和致密残留物尖点超铝X射线源的形成

Gas Accretion by Star Clusters and the Formation of Ultraluminous X-ray Sources from Cusps of Compact Remnants

在这里，我们表明，过剩的超亮，紧凑的X射线源（ULXs）与中等年轻的星系团在相互作用的星系，如银河和车轮可以给出另一种解释，不涉及中等质量黑洞（IMBHs）的存在。我们认为，在这些系统内的气体密度增强的集体潜力的集群被吸积到个别集群成员，因此，从中子星成员产生的聚合X射线光度可以超过$>10^{39} {\rm erg s^{-1}}$。讨论了区分IMBH和吸积中子星尖点的各种观测试验。

超亮X射线源NGC1313 X-2中的超爱丁顿吸积：一场短暂的盛宴

Super-Eddington Accretion in the Ultraluminous X-ray Source NGC1313 X-2: An Ephemeral Feast

我们研究了NGC 1313 X-2的X射线谱、光变和周围的电离泡，以探讨超爱丁顿吸积的物理机制。在Eddington光度之外，NGC 1313 X-2的吸积盘被截断到一个大半径（$\sim$为最内层稳定圆轨道的50倍），并显示出与银河系黑洞和中子星X射线双星相似的演化轨迹。在超临界吸积中，来自内盘的辐射驱动外流的速度是温和的相对论性的。这种超快的外流将被过度电离，并可能产生弱的Fe K吸收线，这可能会被即将到来的X射线任务{ \it Astro-H}探测到。如果NGC 1313 X-2是一个大质量的恒星X射线双星，那么它的高光度就表明它的源星中有一场短暂的盛宴。也就是说，源必须以超爱丁顿质量速率吸积，才能产生超过$\sim 10^{4}-10^{5}$ yr的超爱丁顿辐射。周围气泡星云的膨胀速度为$\sim$ 100 km~s $^{-1}$可能表明它已经存在超过$\sim 10^{6}$ yr，并且是由瞬态辐射驱动的流出物膨胀的，占空比为$\sim$几个百分点。或者，如果周围的气泡星云是由线驱动的风产生的，则需要的能量比辐射驱动的外流场景少，并且斯特伦格伦半径的半径与星云的大小一致。我们的结果是有利于线驱动风的情况下，它可以避免的冲突之间的吸积年龄短，显然更长的气泡年龄推断的膨胀速度在星云。

Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1

Most ultraluminous X-ray sources (ULXs) are believed to be stellar mass black holes or neutron stars accreting beyond the Eddington limit. Determining the nature of the compact object and the accretion mode from broadband spectroscopy is currently a challenge, but the observed timing properties provide insight into the compact object and details of the geometry and accretion processes. Here we report a timing analysis for an 800 ks XMM-Newton campaign on the supersoft ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1. Deep and frequent dips occur in the X-ray light curve, with the amplitude increasing…

超铝X射线源中超临界吸积引起的进动的证据

Evidence for precession due to supercritical accretion in ultraluminous X-ray sources

大多数超铝X射线源（ULX）被认为是超临界吸积致密天体，其中大量外流是不可避免的。利用雨燕X射线望远镜的长期监测数据，我们发现了明亮的硬ULX的一个共同特征：它们在硬X射线波段显示准周期调制，但在软波段没有。结果，一些源在硬度强度图上显示双峰分布。我们认为，这些模型无关的结果可以很好地解释在一个图片，涉及超临界吸积与岁差，从中央漏斗的硬X射线发射或多或少的光束，而软X射线可能会产生从光球的大规模外流和近各向同性。这意味着岁差可能普遍存在于超临界系统中，例如银河系微类星体SS~433。硬X射线如何被调制可以用来约束硬X射线发射的角分布和吸积流的几何形状。我们还发现两个ULX聚束器（NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13）表现出相似的行为，但没有双峰分布，这可能意味着它们具有不同的聚束形状或机制。

Investigating the nature of the ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925

Variability is a powerful tool to investigate properties of X-ray binaries (XRB), in particular for Ultraluminous X-ray sources (ULXs) that are mainly detected in the X-ray band. For most ULXs the nature of the accretor is unknown, although a few ULXs have been confirmed to be accreting at super-Eddington rates onto a neutron star (NS). Monitoring these sources is particularly useful both to detect transients and to derive periodicities, linked to orbital and super-orbital modulations. Here we present the results of our monitoring campaign of the galaxy NGC 925, performed with the Neil Gehrels…

标准吸积盘谱的比较分析：在超铝X射线源中的应用

A comparative analysis of standard accretion disks spectra: an application to Ultraluminous X-ray Sources

我们比较标准模型的吸积盘周围的黑洞，包括适当的零扭矩内边界条件和相对论效应的辐射的发射和传播。比较采用的圆盘黑体模型（MCD）作为参考，并寻找在统计上与“更多的物理”吸积盘模型一致的参数空间。我们发现简单的“食谱”，可用于调整的磁盘，黑洞质量和吸积率推断使用的MCD拟合的参数的物理内半径的估计。我们将这些结果应用到四个ULX的MCD光谱拟合其X射线软光谱组件已公布，并发现，在三种情况下（NGC 1313 X-1，X-2和M 81 X-9），黑洞质量推断的标准盘周围的史瓦西黑洞是在间隔~100-200太阳质量。只有当黑洞旋转到最大时，质量才能与文献中以前导出的大得多的值相比较。

超爱丁顿吸积流的数值模拟

Numerical Simulations of Super-Eddington Accretion Flows

本文综述了基于多维辐射磁流体动力学模拟的超爱丁顿吸积盘研究进展，总结了辐射驱动外流、能量输运过程及其输出与黑洞参数的关系，并讨论了其在潮汐瓦解事件等天体物理系统中的应用。

Super Eddington Slim吸积盘，带风

Super Eddington Slim Accretion Disks with Winds

我们通过允许形成有效不透明度降低的多孔层来构建围绕恒星和超大质量黑洞的超级爱丁顿超薄模型。我们表明，在高吸积率，内部的磁盘成为辐射压力为主。然而，与磁盘变厚的标准情况不同，超级爱丁顿磁盘仍然很薄。此外，它们加速了具有“厚盘”几何形状的显著风。我们表明，以上约1.5倍的标准临界质量吸积率（需要释放爱丁顿光度），净光度释放是爱丁顿以上。当中心黑洞的吸积速率大于标准临界速率的5倍时，中心黑洞的吸积速率大于爱丁顿黑洞的吸积速率。在大约20 m-dot_crit以上，气盘仍然很薄，但风变成球形，目前的模型崩溃了。

Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques

The magnetic field of ultraluminous X-ray (ULX) pulsars is the key parameter to understand the nature and accretion physics. However, the typical magnetic field values in these ULX pulsars are still under debate. We used six different torque models to study the magnetic fields of ULX pulsars, to see how derived magnetic fields change with different models, and to determine which models are more suitable for ULX pulsars. We took the currently available period, period derivative, and flux data of 7 confirmed ULX pulsars, M82 X-2, ULX NGC 7793 P13, ULX NGC 5907, NGC 300 ULX1, NGC 1313 X-2, M51 UL…

超铝X射线源

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。

超铝X射线源中辐照的色温校正吸积盘

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。

超亮X射线源M82 X-1的62天X射线周期是由旋进的吸积盘引起的吗？

Can the 62 day X-ray period of the Ultraluminous X-ray source M82 X-1 be due to a precessing accretion disk?

我们分析了所有存档的超铝X射线源（ULX）M82 X-1的RXTE/PCA监测观测结果，以研究其62天X射线周期的特性（Kaaret & Feng 2007）。基于它的高相干性，人们认为观察到的周期就是双星的轨道周期。利用比以往研究长得多的数据集，我们发现：（1）用热吸积盘和幂律模型模拟的相位分辨X射线（3-15 keV）谱表明，吸积盘对总通量的贡献受到相位的强烈调制。(2)暗示性的证据表明，在光变曲线的前半部分和后半部分之间有一个突然的相移--大约0.4的相位（25天）--相隔大约1000天。如果得到证实，那么改变周期的时间尺度大约是10年，这对于轨道现象来说是非常快的。这两个独立的证据与进动吸积盘的周期性是一致的，类似于在Her X-1、LMC X-4和SS 433等系统中观察到的超轨道周期。然而，需要通过额外的观察来确认期间变化的时间证据。这应该是可能的进一步监测M82的仪器，如雨燕X射线望远镜（XRT）。

超临界柱吸积流的脉冲部分流向中子星：超铝X射线谱仪的模拟

Pulsed fraction of super-critical column accretion flows onto neutron stars: modeling of ultraluminous X-ray pulsars

基于Kawashima等人的模拟结果，计算了磁轴与自转轴不重合的磁化中子星（NS）上超临界柱吸积流的脉冲分数（PF）. (2016，PASJ，68，83）.在这里，我们求解史瓦西时空中光的测地线方程，以考虑光的弯曲效应。引力红移和相对论性多普勒效应的气体运动的吸积柱也被纳入。脉冲发射的出现是因为观测到的亮度，它超过了恒星质量黑洞的爱丁顿亮度，通过NS旋转引起的柱的进动而周期性地变化。PF倾向于随着$θ_{\rm obs}$接近$θ_{\rm B}$而增加，其中$θ_{\rm obs}$和$θ_{\rm B}$是观察者的视角和从旋转轴测量的磁轴的极角。最大PF约为50%。此外，我们发现对于$θ_{\rm obs} \lesssim 5^\circ$或对于$θ_{\rm B} \lesssim 5^\circ$，PF变得小于5%。我们的结果与超铝X射线散射体（ULXP）的观察结果一致，只有少数例外，因为ULXP大多表现出$\lesssim$ 50%的PF。我们目前的研究支持的假设，ULXPs是由超临界柱吸积到NS。