Unification Model of Active Galactic Nuclei by Photoionization Equilibrium Calculation Based on Radiative Hydrodynamic Simulations
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Research Center for Space and Cosmic Evolution, Ehime University（爱媛大学宇宙 evolution 研究中心）；Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Faculty of Natural Sciences, National Institute of Technology, Kure College（国立神户高等专门学校自然科学学部）；Graduate School of Science and Technology, Hirosaki University（弘前大学理工学研究科）；Department of Earth and Space Science, The University of Osaka（大阪大学地球空间科学系）
本文通过辐射水动力模拟和电离平衡计算，研究了活动星系核覆盖因子与埃德蒙顿比的关系，并验证了计算结果与X射线观测的一致性。
2026-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
What Determines Unique Spectra of Super-Eddington Accretors?: Origin of Optically Thick and Low Temperature Coronae in Super-Eddington Accretion Flows
在超爱丁顿吸积流（如超亮X射线源（ULX）、GRS 1915+105和窄线塞弗特1星系（NLS 1））上方，推断存在相对较冷（$k_B T \lesssim 10~{\rm keV}$）和光学较厚（$τ\gtrsim 3$）的日冕，这与亚爱丁顿吸积流的情况形成对比，亚爱丁顿吸积流与$k_B T \sim 100~{\rm keV}$和$τ\sim 1$的日冕有关。为了理解它们的物理起源，我们研究了辐射压从超爱丁顿内盘吹出的气体所形成的日冕的发射特性。我们假设日冕是由从下面的磁盘出现的磁环的重联加热的。我们表明，这种辐射压力驱动的风可以作为一个光学厚的日冕，向上散射热软光子从底层磁盘，并与一个合理的参数设置，我们可以在理论上重现日冕光学深度和温度推断的光谱拟合的观测数据。相比之下，在亚爱丁顿的情况下，日冕的光学深度不可能这么高，因为日冕物质是通过蒸发从盘中提供的，并且蒸发速率有一个最大限度。我们支持低温光学厚康普顿化是超爱丁顿吸积流的关键特征。
2021-03-25 astro-ph.HE
Spectral calculations of 3D RMHD simulations of super-Eddington accretion onto a stellar-mass black hole
本文利用Athena++蒙特卡罗后处理三维RMHD模拟，研究恒星质量黑洞超爱丁顿吸积的硬X射线谱，发现多群康普顿散射处理比灰体方法更符合MC计算，并能较好拟合ULX NGC 1313 X-1的观测光谱。
2023-04-17 astro-ph.HE
A physical model of the broadband continuum of AGN and its implications for the UV/X relation and optical variability
本文提出了一种新的活动星系核宽带光谱能量分布模型。这包括一个外部标准盘，一个内部温暖的康普顿化区域，以产生软X射线过剩和热日冕。我们通过假设Novikov-Thorne发射率将这些能量联系在一起，并使用它来定义硬X射线日冕的大小尺度，该尺度等于黑洞剩余吸积能量可以为观测到的X射线发射提供动力的半径。我们测试这三个活动星系核与定义良好的SED，以及在较大的样本上显示，平均硬X射线光度总是约百分之几的爱丁顿光度在一个大范围内的爱丁顿比。因此，为X射线日冕提供动力的重力所需的径向尺寸尺度必须随着爱丁顿分数的增加而减小。这是我们第一次将其硬连线到光谱模型中，并根据硬X射线光度与来自光盘的截获种子光子光度的比率一致地设置硬X射线光谱指数。这与观测到的更陡的光谱指数与爱丁顿比增加的相关性相匹配，并且再现了观测到的类星体的紧密UV/X关系。我们还包括再处理的排放所产生的热内流照亮温暖的康普顿化和标准光盘区域，并表明，这预示着减少量的光学变化与增加爱丁顿比观察到的，虽然额外的过程也可能需要解释所观察到的光学变化。
2018-07-16 astro-ph.HE
New Spectral State of Supercritical Accretion Flow with Comptonizing Outflow
超临界吸积流不可避免地产生辐射压力驱动的外流，这将康普顿上散射来自底层吸积流的软光子，从而产生硬发射。我们进行二维辐射流体动力学模拟的超临界吸积流和外流，将这种康普顿散射效应，并证明出现了一个新的硬光谱状态在更高的光子光度比薄盘状态。在这种状态下，随着光子亮度的增加，光子指数减小，硬发射的分数增加。对于近正面光源，当表观光子光度为${\sim}30L_{\rm E}$（其中$L_{\rm E}$为爱丁顿光度）时，康普顿$y$参数为单位数量级（因此光子指数将为$\sim 2$）。这解释了观测到的光谱硬化的ULX NGC 1313 X-2在其增亮阶段，从而支持超临界吸积到恒星质量的黑洞在这个ULX模型。
2009-04-27 astro-ph.HE
Modelling the spectral energy distribution of super-Eddington quasars
我们发展了一个宽带谱模型agnsli}来描述超爱丁顿黑洞吸积盘谱。这是基于薄圆盘发射率，其中径向平流使表面光度保持在局部爱丁顿极限，导致L（r）~ r^{-2}而不是Novikov-Thorne（标准，次爱丁顿）圆盘发射率预期的r^{-3}。风损失也很重要，但预计这些损失会产生类似的辐射发射率。我们假设流动是径向分层的，具有外部标准盘、内部热Comptonising区域和中间暖Comptonising区域以产生软X射线过量。这使模型具有足够的灵活性来拟合观测数据，但需要额外的能量守恒要求来给出物理约束。我们用它来拟合最极端的活动星系核之一窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的宽带光谱。窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的黑洞质量是由H_β线宽导出的10^6太阳质量的（6~9）倍。这不能与标准的圆盘发射率在这个质量，因为即使零自旋模型过度生产所观察到的光度。相反，我们证明了薄盘模型能很好地再现谱，给出了约（5~10）倍爱丁顿极限的质量吸积率。由于平流降低了效率，因此对黑洞的自旋没有约束。这种极端的吸积率应该是第一类类星体的特征，我们通过拟合最近发现的超级爱丁顿类星体PSO J 006 +39的光谱来证明这一点，z=6.6。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Best Constraints on A Super-Eddington Accretion Flow: XMM-Newton Observations of An Intermediate-mass Black Hole
RX J1140.1+0307（以下简称RX 1140）是窄线塞弗特1（NLS 1），拥有活动星系核中已知的最低质量的黑洞（M ${\le} 10^6$ M $_{\odot}$）。我们从两个新的{ \it XMM-牛顿}的观测结果，显示软2-10 keV的光谱，在较低的能量强过剩，和快速的X射线的变化是典型的这一类。软过剩可以同样很好地适合无论是低温康普顿化或高度模糊，电离反射模型，但我们使用的快速X射线的变异性以及滞后和相干谱的协方差分析表明，低温康普顿化模型给出了更好的描述软，硬X射线之间的变异性属性的突破。这两个模型还需要一个额外的组件在最软的能量，预计从吸积盘。然而，除非质量被低估了一个数量级，否则这个内盘光谱不会平滑地加入到可变的光学和远紫外辐射（应该在外盘中产生）中。可变的光学和远紫外线发射，而不是表明，$L/L_{Edd}\sim 10$通过外盘，在这种情况下，平流和/或风的损失，需要解释所观察到的宽带光谱能量分布。然而，RX 1140的X射线性质与其他简单的NLS 1，如PG 1244+026，RE J1034+396和RX~ J 0136的相似性意味着它们可能也是超爱丁顿源。这意味着它们的光谱能量分布不能用来确定黑洞的自旋，尽管看起来是盘主导的。这也意味着靠近黑洞的吸积几何不太可能像新的X射线反射映射技术所假设的那样是一个扁平的圆盘。
2015-04-30 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Simulations of the Hard State of Black Hole X-ray Binaries and the Collapse of a Hot Accretion Flow
我们提出了全球辐射GRMHD模拟强磁化吸积到一个旋转，恒星质量的黑洞在亚爱丁顿率。使用频率相关的蒙特卡罗程序康普顿散射，我们自洽地发展的离子-电子流体和它的辐射场的两个温度的描述。对于爱丁顿比$L/L_{\rm Edd} \gtrsim 10^{-3}$，从热康普顿化到$\simeq 100$ keV的截止，出现的光谱形成明显的幂律形状，这是黑洞X射线二元系统的硬光谱状态的特征。在这些亮度下，辐射效率高（$\approx 24\%$），并导致磁场在动态上重要的较密集的中平面区域。对于$L/L_{\rm Edd} \sim 10^{-2}$，我们的热吸积流似乎经历热失控和崩溃。我们的模拟表明，热吸积流可以辐射效率，并提供了一个估计其最大光度。
2021-09-13 astro-ph.HE
Simulated optical light curves of super-Eddington tidal disruption events with ZEBRA flows
我们提出了模拟超爱丁顿潮汐破裂事件（TDEs）的光学光变曲线使用零伯努利吸积（ZEBRA）流模型，提出在超爱丁顿阶段，光盘是准球形的，辐射压力占主导地位，并伴随着强射流的产生。我们构造光变曲线上和离轴（相对于射流）观察员占喷射发射的各向异性性质。我们发现，在光学波长，从吸积流的发射是数量级的亮度比所产生的喷流，即使从同步加速器自康普顿升压。与观测到的TDE Swift J2058.4+0516相比，我们发现ZEBRA模型准确地捕获了吸积保持超爱丁顿的时间尺度，并再现了瞬态的光度。然而，我们发现光变曲线的形状在早期偏离，我们模拟的ZEBRA的半径和温度分别比观察到的小$\sim2.7 - 4.1$倍和大$\sim1.4 - 2.3$倍。我们认为，这表明ZEBRA膨胀更多，更快，比目前预测的模型，我们讨论了可能的扩展模型来解释这一点。这些改进，加上即将进行的大规模调查的宝贵新数据，可能有助于解决超级爱丁顿TDE的性质以及它们是如何供电的。
2022-10-21 astro-ph.HE
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。
2018-08-23 astro-ph.HE
Peculiarities of super-Eddington flares from the X-ray pulsar LMC X-4 with NuSTAR
我们目前的分析结果的超级爱丁顿耀斑登记的X射线脉冲星LMC X-4的NuSTAR天文台在广泛的能量范围3-79千电子伏。脉冲星的光谱是很好地描述了在静态和耀斑期间的热康普顿模型，当峰值亮度达到值$L_{\rm x} \sim (2-4)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$。首次发现的一个重要特征是，耀斑期间亮度的数量级增加主要是在能量低于25-30 keV时观察到的，而在更高的能量（30-70 keV）下，光谱的形状和源通量几乎保持不变。亮度的增加伴随着源脉冲轮廓的变化--在3-40 keV的能量范围内，它变成近似三角形，并且脉冲部分随着能量的增加而增加，在25-40 keV的能量范围内达到60-70%。本文讨论了吸积柱的几何形状可能发生的变化，这可以解释光谱和脉冲轮廓的变化。
2017-12-14 astro-ph.HE
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
NuSTAR Discovery of a Compton-thick Dust-obscured Galaxy WISE J0825+3002
本文报道了利用核分光望远镜阵列（NuSTAR）观测到的一个康普顿厚（CT）尘埃遮蔽星系（DOG），其位置为$z$ = 0.89，WISE J082501.48+300257.2（WISE 0825 +3002）。XCLUMPY模型X射线分析表明，WISE 0825 +3002在静止坐标系2-10 keV带的硬X射线光度为$L_{\rm X}$（2-10 keV）= $4.2^{+2.8}_{-1.6} \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$，氢柱密度为$N_{\rm H}$ = $1.0^{+0.8}_{-0.4} \times 10^{24}$ cm $^{-2}$，表明WISE 0825 +3002是一个中等CT的活动星系核。我们用CIGALE进行了光谱能量分布（SED）拟合，得到了它的恒星质量、恒星形成率和红外光度。基于恒星质量和活动星系核最佳拟合SED积分的Eddington比估计为$λ_{\rm Edd}$ = 0.70，表明WISE 0825 +3002在大量气体和尘埃的背后存在一个活跃的黑洞。我们发现，X射线和6 $μ$ m的光度比与爱丁顿比之间的关系遵循Toba等人（2019 a）报道的AGN经验关系。
2019-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The bright black hole X-ray binary 4U 1543-47 during 2021 outburst. A clear state transition from super-Eddington to sub-Eddington accretion revealed by Insight-HXMT
本研究利用Insight-HXMT观测分析黑洞X射线双星4U 1543-47 2021年爆发数据，发现其存在超爱丁顿到亚爱丁顿的清晰态转变，提出该转变由吸积流从超临界盘向薄盘构型变化驱动。
2024-03-05 astro-ph.HE
Investigating the Disk-Corona Relation in a Blue AGN Sample
我们从SDSS中编译了蓝色活动星系核样本，并研究了硬X射线与热光度之比与埃丁顿比和黑洞质量的关系。我们的样本包括240个射电宁静的塞弗特1星系和类星体。我们发现硬X射线亮度的分数（log $(L_{\rm 2-10 kev}/L_{\rm bol})$）随着爱丁顿比的增加而减小。我们还发现，硬X射线光度的分数是独立的黑洞质量的射电宁静活动星系核。log $(L_{\rm 2-10 kev}/L_{\rm bol})$随爱丁顿比的增加而减小的关系表明，X射线辐射热校正不是常数，从更大的样本支持Vasudevan和Fabian（2007）的结果。我们通过圆盘电晕蒸发/冷凝模型解释了我们的结果（Meyer et al. \cite{me200} ; Liu et al. 2002 a; Liu et al. 2007）。在这个模型的框架中，康普顿冷却在高吸积速率（以爱丁顿速率为单位）下对日冕的冷却变得有效，导致日冕气体冷凝到圆盘上。因此，当爱丁顿比增大时，日冕与盘的相对强度变弱。因此，硬X射线发射到盘发射的分数，因此到辐射热发射的分数在更高的爱丁顿比下更小。硬X射线光度与黑洞质量的独立性也可以用盘状日冕模型来解释，因为日冕结构和光度（以爱丁顿光度为单位）与黑洞的质量无关。
2009-05-31 astro-ph.HE
NuSTAR Observations of 52 Compton-thick Active Galactic Nuclei Selected by the Swift/BAT All-sky Hard X-Ray Survey
本文对Swift/BAT全天空硬X射线巡天用Chandra、XMM-Newton、Swift/XRT、Suzaku和NuSTAR观测到的52个康普顿厚度（$24 \leq \log N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}/\mathrm{cm}^{-2}$）活动星系核（CTAGN）候选者进行了系统的宽带X射线谱分析。首次公布了10个天体的XMM-牛顿数据和15个天体的NuSTAR数据。我们使用一个X射线光谱模型从一个cluttertorus（Xclutterus），以确定环面属性。结果表明，在90%的置信区间内，由XClutter模型得到的沿视向$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}$的氢柱密度表明，有24个天体是康普顿薄活动星系核，28个天体是康普顿厚活动星系核。主要原因是所应用的环面模型的差异。由XCluetron模型推断的CTAGN沿赤道方向的氢柱密度$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{Equ}}$大于不太模糊的活动星系核。在低爱丁顿比（$\log R_{\mathrm{Edd}} \leq -1.0$）下，从XClueland模型获得的康普顿薄环面覆盖因子$C_{22}$与Ricci等人（2017）的结果一致，而在高爱丁顿比（$-1.0 \leq \log R_{\mathrm{Edd}}$）下，从XClueland模…
2022-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Nature of the Compton-thick X-ray Reprocessor in NGC 4945
我们提出了一个详尽的方法来拟合康普顿厚的X射线后处理器模型，以模糊AGN和解释的结果。我们专注于MYTORUS模型，但也利用其他模型。我们应用的技术，朱雀，BeppoSAX和雨燕BAT光谱的Sy 2星系NGC 4945，但该方法适用于其他活动星系，包括康普顿薄源。该模型克服了圆盘反射模型的一个主要限制，即无限柱密度的假设。有限柱密度模型产生了更丰富的光谱形状和特性，即使是康普顿薄活动星系核。虽然NGC 4945是能量超过10 keV的最亮活动星系核之一，但模型的柱密度几乎是3倍（约2到6 x 10^{24} cm^{-2}），内在2-195 keV的光度是2个数量级。模型中，连续超过10千电子伏的直接（非散射）连续或康普顿散射连续占主导地位，分别给出最高和最低的固有光度。变异性有利于解决方案，其中未散射的连续占主导地位以上10千电子伏。这些数据要求康普顿散射连续谱和Fe K α线发射主要来自X射线再处理器的照射表面，这意味着具有足够小的全局覆盖因子的clustrial介质，使得康普顿散射连续谱在10 keV以上不占主导地位。这可以通过Chandra空间分辨的~30 pc区域来识别。隐含的内禀辐射热光度接近或大于爱丁顿光度。然而，一个强波束活动星系核嵌入在康普顿厚度（但clusify）的物质壳层中，需要较少的覆盖因子微调。波束与最近的无线电和费米结果是一致的。在巡天观测中，这样的康普…
2012-05-21 astro-ph.HE
Evidence for a Cool Disk and Inhomogeneous Coronae from Wide-band Temporal Spectroscopy of Cygnus X-1 with Suzaku
天鹅座X-1在低/硬和硬中间态的统一X射线光谱和定时研究以独立于模型的方式进行，使用2005年至2009年25次获得的宽带朱雀数据，总曝光量约为450 ks。0.1- 500 keV的未吸收源的光度在14.8太阳质量下的变化超过爱丁顿极限的0.8- 2.8%。短（1- 2秒）和长（几天到几个月）时间尺度上的变化需要至少三个独立的分量：一个恒定的分量，位于~2 keV以下，一个广泛的软分量，主要在2- 10 keV范围内，一个硬分量，主要在10- 300 keV范围内。鉴于截断盘/热的内部流动的图片，这些分别被解释为从截断冷盘，软康普顿组件，和硬康普顿组件的发射。随着截断半径的减小，常数盘的温度和光度增加，可以产生长期的光谱演化。软康普顿分量同样增加，但硬康普顿不增加，因此在硬中间态的光谱由软康普顿分量主导;另一方面，硬康普顿分量在昏暗的低/硬态的光谱中占主导地位，可能与可变的软发射有关，为康普顿化提供种子光子。
2013-04-07 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
A growth-rate indicator for Compton-thick active galactic nuclei
由于其中心引擎被严重遮蔽，康普顿厚度（CT）的活动星系核（AGN）的增长率很难测量。爱丁顿比λ $_{Edd}$和X射线幂律指数Γ之间的统计学显著相关性，在未被遮蔽的活动星系核中观察到，提供了从X射线光谱学（尽管有很大的散射）估计它们的增长率。然而，由于X射线经过康普顿散射和光电吸收的再处理，当到中央引擎的视线被严重遮挡时，恢复固有的Γ是具有挑战性的。在这里，我们研究一个样本的本地，主要是康普顿厚超脉泽AGN，其中的黑洞质量，从而爱丁顿光度，是众所周知的。我们编译的结果与敏感的高能量（E> 10 keV）的NuSTAR数据，其中X射线环面模型，考虑到再处理的影响，已被用来恢复固有的Γ值和X射线光度，L $_X$的这些源的X射线光谱拟合。通过对L $_X$进行简单的热辐射校正来计算λ $_{Edd}$，我们发现Γ和λ $_{Edd}$之间存在统计学显著相关性（p = 0.007）。对数据进行线性拟合得到r =（0.41 $\pm$ 0.18）log $_{10}$ λ $_{Edd}$ +（2.38 $\pm$ 0.20），这与未被遮蔽的活动星系核的结果在统计学上是一致的。这一结果表明，环面模拟成功地恢复了活动星系核的本征参数。由于巨脉泽中有低质量黑洞（M $_{BH}\approx10^6-10^7$ M $_{sol}$）并且高度倾斜，我们的结果将Γ-λ $_{Edd}$关系推广…
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Role of magnetically dominated disc-outflow symbiosis on bright hard-state black hole sources: ultra-luminous X-ray sources to quasars
我们目前的磁化，对流盘流出共生周围黑洞（BH）的光学薄的解决方案。主要目的是解释明亮的，硬态观测吸积系统与恒星质量超大黑洞。根据热力学热力学第一定律，在熵梯度中考虑了磁场和辐射对能量平流的影响。冷却过程包括韧致辐射、同步辐射和逆康普顿化过程。我们的主要任务之一是解释超亮X射线源（ULX）的一些长期存在的问题。现有的物理方案来解释他们不寻常的高光度是存在的失踪类的中等质量BH（IMBH），或超爱丁顿吸积周围的恒星质量BH。然而，大多数具有陡峭幂律谱的ULX可以很好地用超爱丁顿吸积来解释，而IMBH的存在确实存在广泛的争议。然而，对具有硬幂律主导状态的ULX的解释仍然是神秘的。在这里，我们表明，我们的磁占主导地位的磁盘流出的共生体周围快速旋转的恒星质量黑洞可以实现这样大的光度，即使亚爱丁顿吸积率。平流外区的磁场大于相应的爱丁顿极限。由于磁通冻结，这种场在BH附近通过连续的吸积过程而动态地占主导地位，但保持其爱丁顿极限。这种独特的场配置增强了同步加速器和同步加速器自康普顿化过程，以实现非常大的光度。通过同样的机制，我们对超大质量黑洞的解可以解释超亮类星体异常大的光度。
2020-04-22 astro-ph.HE gr-qc
Super-Eddington QSO RX J0439.6-5311. I. Origin of the Soft X-ray Excess and Structure of the Inner Accretion Flow
我们报道了最近对一个高度超爱丁顿窄线的Type-1类星体RX J0439.6-5311的133 ksXMM-牛顿观测结果。这个源有一个最陡峭的活动星系核硬X射线斜率，除了一个突出的和平滑的软X射线过剩。在观测所涵盖的所有时间尺度上，在0.3至10 keV的能量范围内都发现了强烈的变化，软过量主要显示出低于0.1 mHz的低频变化，而硬X射线在较高频率下显示出更强的可变性。我们执行一套完整的频谱定时分析的X射线数据，包括时间平均谱，频率依赖的RMS和协方差谱，滞后频率和滞后能量谱的同时建模。特别是，我们发现了一个显着的时间滞后信号在低频段，这表明软X射线领先硬$\sim$ 4 ks，具有广泛的连续状的档案在滞后谱。我们的分析强烈支持的模型，其中软X射线过剩是由一个单独的低温，光学厚Comptonisation组件，而不是相对论反射或射流为主。这个软X射线发射区与发射硬X射线的热日冕相距几十或几百个$R_{g}$，并且可能与几何上厚的（“膨胀”的）盘状内部区域有关。
2017-03-21 astro-ph.HE
Systematic two-dimensional radiation hydrodynamic simulations of super-Eddington accretion flow and outflow: Comparison with the slim disk model
一维薄盘模型在多大程度上能再现超爱丁顿吸积的全球辐射流体动力学模拟的多维结果？考虑到这个问题，我们进行了系统的模拟研究吸积流到一个非旋转的黑洞的各种黑洞质量的$(10 - 10^7) M_{\odot}$和质量吸积率的$(1.4 \times 10^2 - 5.6 \times 10^3)L_{\rm Edd}/c^2$（与$L_{\rm Edd}$和$c$是爱丁顿光度和光速）。为了充分解决大规模的外流结构，我们广泛扩展了一个模拟箱，以覆盖空间的$3000 r_{\rm S}$（与$r_{\rm S}$是史瓦西半径），大于那些在大多数以前的研究，所以我们可以把相对较大的角动量注入到外部模拟边界的气体。离心力与重力平衡时采用的开普勒半径为$r_{\rm K}=300 r_{\rm S}$。注入的质量首先下降，并在这个半径附近积累，然后通过粘性缓慢地向中心黑洞吸积。我们模拟这样的吸积过程，考虑逆和散装康普顿散射。模拟的吸积流在$r_{\rm qss}\sim 200 r_{\rm S}$内部处于准稳态。在这个半径范围内，流动特性总体上与薄圆盘模型所描述的流动特性非常一致，只是下面圆盘的径向密度分布要平坦得多，$ρ\propto r^{-0.73}$（参见图10）。薄盘模型中的$ρ\propto r^{-3/2}$），可能是由于有效对流。我们发现非常弱的流出从内部$r\sim 200 r…
2018-09-04 astro-ph.HE
Nature of Compton-thick Active Galactic Nuclei in "Non-merging'' Luminous Infrared Galaxies UGC 2608 and NGC 5135 Revealed with Broadband X-ray Spectroscopy
利用NuSTAR、Suzaku、XMM-Newton和Chandra的观测数据，分析了两个“非合并”亮红外星系（LIRGs）UGC 2608和NGC 5135的活动星系核（AGN）的宽频带X射线谱。应用X射线团块环面模型（XCLUMPY：Tanimoto等人，2019），我们发现两种源具有相似的光谱，其特征在于康普顿厚（CT）吸收（$N_{\rm H} \sim$ 5-7 $\times$ $10^{24}$ cm $^{-2}$）和小环面角宽度（$σ$ $<$ 20 $^{\circ}$）。本征2-10 keV光度为$3.9^{+2.2}_{-1.7}$ $\times$ $10^{43}$ erg s $^{-1}$（UGC 2608）和$2.0^{+3.3}_{-1.0}$ $\times$ $10^{43}$ erg s $^{-1}$（NGC 5135）。[O IV]-核-12 $μ$ m的光度比大于典型的Seyferts，这与由X射线光谱估计的环面角宽度和柱密度的环面覆盖因子（$C_{\rm T} \lesssim$ 0.7）一致。环面覆盖因子和爱丁顿比（$λ_{\rm Edd} \sim$ 0.1）遵循Ricci等人（2017 c）对局部活动星系核发现的关系，这意味着它们的环面在几何上变薄，这是由于活动星系核的显著辐射压力吹掉了部分环面。这些结果表明，在这些“非合并”…
2020-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Weak AGNs from Super-Eddington Accretion onto Infant Black Holes
针对JWST选出的宽线活动星系核的X射线弱性，提出超爱丁顿吸积模型，内冕嵌入漏斗几何，冷却至30-40 keV，产生极软谱（Γ=2.8-4.0），导致钱德拉难以探测。
2024-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR reveals the extreme properties of the super-Eddington accreting SMBH in PG 1247+267
PG 1247 +267是$z\sim2$上已知最明亮的类星体之一，是一个强超爱丁顿吸积SMBH候选者。我们在2014年12月获得了这个有趣来源的NuSTAR数据，目的是利用新NuSTAR和存档XMM-牛顿数据覆盖的宽带来研究其高能发射。几个测量结果与PG 1247 +267的超爱丁顿方案一致：软功率定律（$Γ=2.3\pm0.1$）;弱电离Fe发射线和SMBH周围存在外流电离气体的暗示。极端反射分量的存在反而与为这个类星体提出的高吸积率不一致。这可以用三种不同的情况来解释;所有这些情况都与现有的数据很好地吻合，但意味着非常不同的结论：i）在低状态下观察到的可变初级幂律，叠加在反射分量上，反射过去，更高的通量状态; ii）被电离的，康普顿厚的，部分覆盖的吸收体遮蔽的幂律连续体;和iii）一个灯柱几何的相对论盘反射器，具有低日冕高度和高BH自旋。第一个模型是能够解释的变化方面的高反射分量。第二个不需要任何反射来再现硬发射，而相当低的高能量截止$\sim100$ keV是第一次在这样的高红移源检测。第三个模型需要一个正面的几何形状，这可能会影响SMBH质量和爱丁顿比测量。为了区分这些可能性，需要更深的X射线宽带数据。
2016-04-08 astro-ph.HE
Swift J1644+57: an Ideal Test Bed of Radiation Mechanisms in a Relativistic Super-Eddington Jet
在斯威夫特发现喷射潮汐扰动事件（TDE）Sw J1644+57后的前10天内，在无线电，近红外，光学，X射线和伽马射线波段进行了同步观测。这些多波长的数据提供了一个独特的机会，以限制发射机制和化妆的相对论性超爱丁顿喷流。我们考虑了一个详尽的各种辐射机制产生的X射线在这个TDE，并排除了许多过程，如SSC，光球和质子同步加速器。Sw J1644+57的红外到伽马射线数据与同步加速器和外部逆康普顿（EIC）过程一致，前提是射流中的电子在短于动力学时间的约1%的时间尺度上连续加速，以保持幂律分布。连续电子加速的要求指向坡印亭磁通支配喷流中的磁重联。EIC过程可能需要微调来解释所观察到的X射线光变曲线的时间衰减，而在磁射流中的同步加速器过程不需要微调这个TDE。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the AGN/X-ray Binary Analogy with Light Curves of Individual Changing-Look AGN
如果我们能够确定这两种黑洞吸积现象是相似的，那么X射线二元爆发的物理模型可以帮助理解“外观变化”的活动星系核（AGN）的起源。在此之前，研究紫外-X射线光谱指数α_OX和爱丁顿比之间的相关性，使用单历元观测的变化看AGN样品揭示了可能的相似之处爆发X射线双星的光谱演化。然而，直接比较使用多历元的UV/X射线光变曲线的个别变化看活动星系核经历了戏剧性的变化，爱丁顿比一直很少。本文利用已发表的两个变貌活动星系核（NGC 2617和ZTF 18 aajupnt）的Swift UV/X射线光变曲线，研究了它们在爆发过程中α OX值的演化。我们发现，这两个变化的AGN相结合，可以追溯到预测的光谱演化的X射线双爆发，包括反转的α_OX演化作为爱丁顿比的函数。我们认为，光谱软化，观察到发生在活动星系核和X射线双星的临界爱丁顿比以下是由于再加工的康普顿X射线发射的吸积盘，根据X射线紫外混响滞后先前观察到的NGC 2617。我们的研究结果表明，活动星系核变貌现象的物理过程与X射线双星爆发相似。
2019-09-12 astro-ph.HE
A New Possible Accretion Scenario for Ultra-Luminous X-ray Sources
利用来自朱雀、XMM-牛顿和NuSTAR的存档数据，研究了邻近星系中9个具有代表性的超亮X射线源（ULX）。它们的X射线谱都是用多色盘发射模型加康普顿化方法再现的。然而，光谱形状的个别来源系统地改变取决于光度，并定义了三个典型的光谱状态。这些状态的不同之处在于康普顿化电子温度和最内层盘温度之间的比率，或者康普顿y参数和康普顿化盘光子分数的乘积。在八个ULX中，一个特定状态出现的光度范围被发现分散了高达16倍。通过进一步假设光谱状态由爱丁顿比唯一确定，推断样本ULX在其质量中表现出类似的散射。这给出了一个模型独立的支持解释ULX的相对大质量的黑洞。没有一个光谱显示出明显的局部结构。特别地，没有检测到Fe K壳层吸收/发射线，其中来自样品中最亮的三个的等效宽度的上限为$30-40$ eV; NGC 1313 X-1、Holmberg IX X-1和IC 342 X-1。这些性质不利于大质量伴星的普通质量吸积，并建议直接从星际介质的致密部分的邦迪-霍伊尔吸积。
2019-07-31 astro-ph.HE
Observational properties of puffy disks: radiative GRMHD spectra of mildly sub-Eddington accretion
用广义相对论辐射磁流体动力学方法对恒星质量黑洞周围的吸积盘进行了数值模拟，揭示了吸积盘的垂直分层结构。我们把这些热稳定的数值解称为膨胀盘。在一个致密的、几何上薄的、无量纲厚度为$h/r \sim 0.1$的核心之上，形成了一个膨胀的、几何上厚的低密度层和$h/r \sim 1.0$，它粗略地类似于一个经典的薄吸积盘。本文讨论了膨胀盘的观测性质，特别是在较高的观测倾角下膨胀区对内盘的几何遮蔽，以及辐射沿吸积盘自旋轴的准直，这可能解释某些X射线天体的超爱丁顿光度。我们还提出了合成光谱的膨胀磁盘，并表明，他们是定性的康普顿化薄盘。我们证明了现有的xspec光谱拟合模型提供了很好的适合合成观测的膨胀盘，但不能正确地恢复输入的黑洞自旋。膨胀的区域在光学上仍然很厚，难以散射;在光谱特性上，膨胀的圆盘大致类似于包裹着圆盘核心的温暖日冕。我们认为，膨胀盘可能对应于X射线双星系统的光度超过0.3的爱丁顿光度的中间光谱状态。
2022-07-14 astro-ph.HE gr-qc
Patchy Accretion Disks in Ultraluminous X-ray Sources
最极端的超亮X射线源的X射线光谱--那些L > 1 E+40 erg/s的源--仍然是一个谜。在5-10 keV波段的光谱翻转最初是在最亮源的最深XMM-牛顿观测中检测到的;这在随后的NuSTAR光谱中得到了证实。这种发射可以通过康普顿化来建模，但电子温度低（kT_e ~ 2 keV）和光学深度高（tau ~ 10）会带来许多困难。此外，可以与薄盘模型相适应的较冷的热辐射的证据仍然存在，即使在联合XMM-牛顿和NuSTAR观测中也是如此。使用NGC 1313 X-1作为一个测试案例，我们表明，一个补丁盘与多个温度分布可以提供一个很好的描述这样的光谱。原则上，一个冷盘中的许多块可能会在一定的温度范围内发射，但数据只需要两个温度分布加上标准康普顿化，或三个不同的黑体分量。像光子泡不稳定性这样的机制可能会自然地产生斑片状的圆盘轮廓，并可能产生超爱丁顿光度。因此，斑片状盘（而不是标准的单一温度分布盘）可能是接近或高于爱丁顿极限的吸积盘的标志。我们讨论了进一步的测试，这张照片，和潜在的影响，如窄线塞弗特-1星系（NLSy 1 s）和其他低质量活动星系核（AGN）的来源。
2014-03-07 astro-ph.HE
Compton-thick AGN in the NuSTAR era II: A deep NuSTAR and XMM-Newton view of the candidate Compton thick AGN in NGC 1358
我们提出了组合NuSTATR和XMM牛顿0.6-79 keV的光谱分析的塞弗特2星系，NGC 1358，我们选择作为候选康普顿厚（CT-）活动星系核（AGN）的基础上，以前的斯威夫特/BAT和钱德拉研究。在$σ$>3的置信水平上，我们用物理模型分析了NGC 1358的活动星系核，证实它是一个CT-AGN。我们的最佳拟合表明，沿着吸积超大质量黑洞周围的遮蔽物质的“视线”的柱密度为N $\rm _H$ = [1.96--2.80] $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$。来自NuSTAR的高质量数据给出了迄今为止NGC 1358上$\sim$ 10 keV以上光谱形状的最佳约束。此外，通过组合NuSTAR和XMM-Newton数据，我们发现遮蔽环面具有低覆盖因子（$f_c$ <0.17），并且遮蔽材料呈团块状分布，而不是均匀分布。我们还得到了NGC 1358的爱丁顿比的估计，发现它是$λ_{\rm Edd}$ $\sim$ $4.7_{-0.3}^{+0.3}$ $\times$ 10 $^{-2}$，这是在可接受的协议与以前的测量。最后，我们发现没有证据表明短期的变化，在$\sim$ 100 KS的时间跨度，在“视线”列密度和通量。
2018-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray bursting neutron star atmosphere models using an exact relativistic kinetic equation for Compton scattering
X射线爆发中子星（NS）模型大气的理论谱被广泛用于确定NS的基本参数，如质量和半径。我们构建准确的NS大气模型，首次使用康普顿散射的积分相对论动力学方程的精确治疗。我们还比较了结果与以前的计算的基础上Kompaneets运营商。我们解决了辐射传输方程与流体静力学平衡方程的电子散射的辐射压力。因此，我们构建了一套新的平面平行大气模型在LTE热NS。模型计算了六种化学成分（纯H，纯He，太阳H/He混合各种重元素丰度Z = 1，0.3，0.1和0.01 Z_sun，和三个log g = 14.0，14.3和14.6。对于每个化学成分和日志g，我们计算超过26个模型大气与各种光度相对于爱丁顿光度L_Edd计算的汤姆逊截面。对于高重力模型，最大相对光度L/L_Edd达到1.1。所有模型的出射光谱都进行了红移，并在3- 20 keV能量范围内用稀释黑体光谱进行了拟合，适合于RXTE/PCA。我们还计算了颜色校正因子f_c。在我们的发光，热大气模型的辐射加速度g_rad是显着小于相应的模型的基础上Kompaneets运营商，因为Klein-Nishina减少的电子散射截面，因此正式的“超级爱丁顿”模型大气确实存在。当L / L_Edd < 0.8时，新旧模型大气之间的差异很小。对于相同的g_rad / g，新的f_c比旧的值稍大（约1%）。
2012-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hard X-ray emission from a Compton scattering corona in large black hole mass tidal disruption events
我们扩展的相对论性时间相关的薄盘TDE模型来描述非热（$2-10$ keV）X射线发射产生的康普顿上散射的热盘光子由紧凑的电子电晕，发展的非热X射线光变曲线的分析和数值模型。在最简单的情况下，这些X射线光变曲线在时间上遵循幂律分布。我们认为，TDE光盘在许多方面作为XRB光盘的放大版本，这样的光盘应进行状态转换到更硬的吸积状态。XRB状态转换通常发生在光盘亮度大约为爱丁顿值的百分之一时。我们表明，如果同样是真实的TDE光盘，那么这反过来又意味着TDE与非热X射线光谱应该优先来自大质量黑洞。特征硬态转变质量是$M_{\rm HS} \simeq 2\times10^7 M_\odot$。因此，热和非热X射线TDE的亚群应该来自系统不同的黑洞质量。我们证明了已知的热和非热X射线TDE的人口确实来自不同分布的黑洞质量。用$p$值$< 0.01$进行的两样本Anderson-Darling检验拒绝了相同黑洞质量分布的零假设。最后，我们提出了一个模型的X射线再亮的TDE在后期的时间，因为他们过渡到硬态。这些不断发展的TDE光变曲线模型是第一个将热和非热X射线成分结合在一个统一的场景中的模型。
2021-06-15 astro-ph.HE
The Spectral Evolution along the Z track of the Bright Neutron Star X-ray Binary GX 17+2
Z源是明亮的中子星X射线双星，在爱丁顿极限附近吸积。我们分析了1999年10月3日至12日期间对类SCO Z源GX 17+2的68个RXTE观测（270 k），覆盖了一个完整的Z轨道。我们创建和拟合的颜色分辨光谱与模型组成的热盘，一个单一的温度黑体边界层和弱康普顿组件。我们发现，类似于XTE J1701-462在其类SCO Z相中观察到的情况，GX 17+2的分支可以通过以恒定吸积速率Mdot进入盘的三个过程来解释：水平分支上康普顿化增加，正常分支上从标准薄盘过渡到薄盘，在扩张支上，内盘半径暂时快速减小。我们还以经验自洽的方式对康普顿化进行建模，其种子光子与热盘组件相关联，并进行校正以恢复预康普顿化的热盘发射。这使我们能够基于热盘组件沿整个Z轨道显示恒定的Mdot。我们还测量了上KHz QPO频率，发现它与视内盘半径R_in（康普顿散射前）的关系近似为频率\propto R_in^（-3/2），支持了它在R_in处的开普勒频率的近似化。水平支的振荡也可能与内盘的动力学有关，因为其频率和Rin在水平支上变化很大，而在正常支上则相对恒定。
2012-07-04 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
A broadband X-ray spectral study of the Seyfert 1 galaxy ESO 141--G055 with XMM-Newton and NuSTAR
我们利用现有的\xmm{}和\nustar{}观测资料，对ESO~141-G 055的宽频带X射线谱进行了广泛的研究。我们检测到一个突出的软过剩低于2 keV，一个狭窄的Fe线和康普顿驼峰（>10 keV）。软过剩的起源仍有争议。我们用两个模型来描述软过剩：从电离吸积盘和内禀热康普顿模型的模糊反射。我们发现，这两个模型同样很好地解释了软过剩。我们确认，我们没有检测到任何广泛的Fe线在这个源的X射线光谱，虽然这两个物理模型更喜欢一个最大的旋转黑洞的情况下（$>$ 0.96）。这可能意味着宽Fe线不存在或模糊到无法检测。估计源的爱丁顿速率为$λ_{Edd} \sim 0.31$。在反射模型中，康普顿峰有电离和中性反射分量的贡献。同时描述窄Fe K $α$和康普顿峰的中性反射体具有$\rm N_{H} \geq 7\times 10^{24} \rm cm^{-2} $的柱密度。此外，我们检测到一个部分覆盖电离吸收电离参数$\log ξ/\rm erg cm s^{-1}$ = $0.1^{+0.1}_{-0.1}$和柱密度$\rm N_{H} =20.6^{+1.0}_{-1.0}\times 10^{22} \rm cm^{-2}$与覆盖因子$0.21^{+0.01}_{-0.01}$。
2020-07-29 astro-ph.HE
Broad-band spectral analysis of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1748.9-2021
我们分析了115 ks XMM-牛顿观测和8天积分观测的叠加，这些观测是在2015年吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1748.9-2021爆发期间拍摄的。在XMM-牛顿观测期间，源显示出许多I型爆发事件，因此我们分别研究了持续和爆发时期。我们描述了两个软的热组件，冷的热康普顿化组件（~2 keV）和一个额外的硬X射线发射的组合的持续发射描述的幂律（光子指数~2.3）。连续谱成分可能与吸积盘、中子星（NS）表面和来自光学厚等离子体区域的热康普顿化辐射有关，而高能尾的起源仍在争论中。此外，在XMM-牛顿数据中观察到了一些可能与反射过程相关的宽（~0.1-0.4 keV）发射特征。在1.0-50 keV能量范围内，该源的未吸收光度估计约为5x10^37 erg/s，约为爱丁顿极限的25%（假设太阳质量NS为1.4）。我们认为SAXJ1748.9 -2021的光谱性质与软态一致，不同于许多其他通常在硬态下发现的吸积X射线毫秒双星。此外，没有一个观测到的I型爆发达到爱丁顿光度。假设爆发点火和发射产生于整个NS表面，我们估计一个中子星半径约为7-8 km，与以前的结果一致。
2016-01-20 astro-ph.HE
Weakness of X-rays and Variability in High-redshift AGNs with Super-Eddington Accretion
本文提出高密度日冕包裹的超爱丁顿吸积盘模型，解释JWST高红移宽线AGN的X射线微弱、光谱偏软及紫外/光学变率受抑现象。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Two-zone Accretion Disk in the Changing-look Active Galactic Nucleus 1ES 1927+654: Physical Implications for Tidal Disruption Events and Super-Eddington Accretion
本研究分析变化型活动星系核1ES 1927+654的多历元宽带光谱能量分布，发现其吸积流含类薄盘中心过热区、外截断薄盘及高温冕，吸积率衰减符合潮汐瓦解特征，为薄盘存在提供观测证据并阐明其关键参数。
2024-09-14 astro-ph.HE
Probing the hard and intermediate states of X-ray binaries using short time-scale variability
当吸积率低于爱丁顿吸积率的百分之几时，X射线双星系统通常不会处于软谱态。然而，在吸积率的一个更低的因素，在硬态，有另一个光谱过渡，这是很好地观察到，但没有很好地理解。在爱丁顿吸积率（m_crit）的0.5- 1%以下，光谱指数随吸积率的增加而变硬，但在m_crit以上，尽管仍处于硬态，但光谱指数随吸积率的增加而变软。在这里，我们使用的组合X射线光谱拟合和短时间尺度光谱变化的研究，以检查三个著名的X射线双星：天鹅座X-1，GX 339-4和XTE J1118+480的行为。在天鹅座X-1，我们发现单独的硬和软连续分量，并显示使用均方根（rms）光谱的软分量占主导地位的变化。在天鹅座X-1的硬态硬度-强度图中清楚地显示了m_crit处的光谱跃迁。在m_crit以上，GX 339-4在长时间尺度和短时间尺度上都显示出类似的较软时较亮的行为。类似地，XTE J1118+480仍然远低于m_crit，在所有时间尺度上都是较亮时较硬的行为。我们解释这些结果在两个连续的组件：硬幂律占主导地位的光谱时，吸积率低，可能产生的回旋同步光子从日冕Comptonisation，和软幂律占主导地位的吸积率较高，所产生的Comptonisation种子光子从吸积盘。
2016-03-17 astro-ph.HE
Evolution of a Relativistic Outflow and X-ray Corona in the Extreme Changing-Look AGN 1ES 1927+654
1 ES 1927+654是一个典型的活动星系核，也是最奇特的X射线核瞬变现象之一。在2018年初，这个著名的活动星系核经历了一次外观变化事件，其中出现了宽的光发射线，光通量增加。然而，到2018年7月，X射线通量下降了两个数量级以上，表明内部吸积流发生了巨大变化。利用NICER、XMM-Newton和NuSTAR三年的观测资料，我们给出了1 ES 1927+654的X射线演化过程，它可以分为三个阶段：（1）早期的超爱丁顿阶段，X射线亮度和光谱参数快速变化;（2）稳定的超爱丁顿阶段，在X射线亮度峰值，（3）光度和光谱参数稳定下降到爆发前水平。我们第一次目睹了X射线日冕的形成，因为X射线光谱从热主导转变为主要的康普顿化。我们还跟踪了早期X射线光谱中突出的宽1 keV特征的演变，并表明该特征可以用蓝移反射（z = -0.33）从单温度黑体辐射光谱使用xillverTDE（xillver模型的新风味）来建模。因此，我们建议，1千电子伏的功能可能会出现从反射发射关闭的光学厚流出从几何厚，超爱丁顿内吸积流，连接内吸积流与流出在极端吸积事件（如潮汐中断事件）期间推出。最后，我们比较了1 ES 1927+654与其他核瞬变，并讨论了xillverTDE超爱丁顿吸积器的应用。
2022-06-10 astro-ph.HE
Probing the Accretion Scheme of the Dipping X-ray Binary 4U 1915-05 with Suzaku
2007年11月8日，朱雀号观测到了倾斜的低质量X射线双星4U 1915-05，净曝光量为39千秒。它被XIS以每台相机9.84+\-0.01 cts/s的0.8-10 keV信号速率和HXD-PIN以0.29+/-0.01 cts/s的12-45 keV信号速率检测到。在去除周期性下降和X射线爆发后，0.8 - 45 keV的连续谱被成功地描述为具有内部盘温度~ 0.7 keV的光学厚盘发射和具有温度~ 1.3 keV的中子星黑体发射，条件是黑体分量或可能的盘发射也被显著地康普顿化。这一成功的建模与4U 1915-05在这次观测中处于高软状态是一致的，并意味着它的宽带光谱可以用与许多非倾斜的软态低质量X射线双星相同的方案来解释。它的热光度（约为爱丁顿极限的0.02倍）对于软态来说相对较低，但如果考虑到距离和倾角的不确定性，则在公差范围内。作为一个高倾角双星，该源表现出更强的康普顿化效应，具有较大的康普顿化y参数，与低和中等倾角的双星相比。这表明，这些天体在软态下的康普顿化日冕是扁圆形（而不是球形），沿着吸积盘平面延伸，因为如果日冕是球形的，y参数将不依赖于倾角。
2014-09-07 astro-ph.HE
Breaking the limit: Super-Eddington accretion onto black holes and neutron stars
随着最近在高红移处发现大质量和高亮度的类星体（$z\sim7$ ;例如Mortlock et al. 2011），早期宇宙中黑洞（BH）如何生长的问题已经被赋予了新的意义。为了在宇宙大爆炸后不到10亿年的时间里生长出含有$M_{\rm BH} > 10^9$ M $_{\odot}$的黑洞，低质量种子黑洞的质量吸积需要非常迅速（Volonteri & Rees，2005）。事实上，对于任何恒星遗迹种子来说，所需的速率都需要超过爱丁顿极限。在这一点上，由辐射压力产生的向外的力等于下落物质所受到的引力。原则上，这意味着有一个质量为$M$的物体可以发射的最大光度;假设球形吸积和不透明度由汤普森散射主导，这个爱丁顿光度是$L_{\rm{E}} = 1.38 \times 10^{38} (M/M_{\odot})$ erg s $^{-1}$。实际上，已知由于非球形几何形状或各种不稳定性，可以违反该限制。尽管如此，爱丁顿极限仍然是一个重要的参考点，许多关于超过这个极限的吸积过程的细节仍然不清楚。理解这种所谓的超级爱丁顿吸积是如何发生的，具有明确的宇宙学重要性，因为它可能支配着第一个超大质量黑洞（SMBH）的生长，以及这种生长对它们的宿主星系（“反馈”）和再电离时代的影响，以及更普遍地提高我们对吸积物理学的理解。
2019-03-15 astro-ph.HE
New insights on the puzzling LMXB 1RXS J180408.9-342058: the intermediate state, the clocked type-I X-ray bursts and much more
1 RXS J180408.9--342058是一个低质量的X射线双星，其中有一颗中子星，它在非常不同的质量吸积状态下显示出X射线活动，从非常微弱到几乎是爱丁顿光度。在这项工作中，我们提出了一个全面的X射线研究这个来源使用的数据从尼尔Gehrels斯威夫特天文台，NuSTAR和INTEGRAL/JEM-X。为了跟踪光谱演变，我们使用Swift数据和Nustar的三次观测结果分析了2015年的爆发。除了正则的硬、软谱态外，我们还发现了很少观测到的中间态。这是由吸积盘发射的出现在频谱（在$kT_{\rm disk}$ $\sim$ 0.7 keV）和同时冷却的热日冕。此外，我们还在这种状态下推出了30 keV以上的硬尾。在硬态下，具有两个种子光子群（分别为$kT_{\rm s,1}\sim 1.5$ keV和$kT_{\rm s,2}\sim 0.4$ keV）和热康普顿化等离子体的热康普顿化模型代表了描述数据的物理上最好的动机方案。我们还估计在所有状态下的反射率低于20%，而对倾角没有限制，只能推断出内盘半径的下限。最后，我们研究了一些I型X射线爆发显示的源，其中一个在爱丁顿极限（观察与JEM-X）。它们的特征，结合在中间状态下观察到的时钟行为，指出了吸积物质的H/He成分，这使得伴星的氦矮星性质不太可能。
2019-09-23 astro-ph.HE
Little Red Dots As Super-Eddington Fountain Flows
Princeton University（普林斯顿大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文提出小红点是由偏离视轴观测的超爱丁顿超大质量黑洞被慢速光子疲劳风包裹所致，通过辐射转移模拟重现了从蓝点到红LRD的光谱序列。
2026-09-21 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Moderately Obscured (Compton-thin) Active Galactic Nuclei Selected by Swift/BAT Hard X-ray Survey
本文报道了用朱雀望远镜和雨燕/爆发警戒望远镜（BAT）对中等暗度（$22 \leq \log N_{\rm H} < 24$）活动星系核（AGN）进行系统的宽频带（0.5- 150 keV）X射线谱分析的结果。我们的样本由$z<0.1$的45个本地活动星系核组成，其中$\log L_{\rm 14-195\1mmkeV} > 42$是在Swift/BAT 70个月的调查中检测到的，其朱雀档案数据截至2015年12月。所有的光谱均匀地拟合与基线模型组成的吸收截止幂律分量，反射发射伴随着一个狭窄的荧光铁-K $α$线从冷物质（环面），和散射发射。基于上述分析的主要结果如下。(1)光子指数与爱丁顿比相关，但与光度或黑洞质量无关。(2)铁-K $α$线与X射线光度的比率，环面覆盖分数指示器，显示与光度的显著反相关。(3)从14千电子伏以上的叠加光谱得出的平均反射强度，在不太明亮（$\log L_{\rm 10-50\1mmkeV} \leq 43.3$ ; $R= 1.04^{+0.17}_{-0.19}$）或高度模糊的活动星系核（$\log N_{\rm H} > 23$ ; $R = 1.03^{+0.15}_{-0.17}$）中分别比在更明亮（$\log L_{\rm 10-50\1mmkeV} > 43.3$ ; $R= 0.46^{+0.08}_{-0.09}$）或轻度模糊的物体…
2016-06-15 astro-ph.HE
How the super-Eddington regime regulates black hole growth in high-redshift galaxies
超级爱丁顿吸积是一种可能解释$\sim 10^9\rm\, M_\odot$超大质量黑洞（BH）在宇宙的第一个十亿年内快速聚集的情景。这种临界状态与辐射效率低下的吸积有关，并伴有风和喷流形式的强大外流。通过对孤立星系及其宿主晕中黑洞演化的流体动力学模拟，研究了超爱丁顿反馈对黑洞质量增长的影响。结果表明，超爱丁顿反馈有效地防止BH增长在几个百万年。超爱丁顿吸积事件仍然相对温和，典型的速率约为2-3倍的爱丁顿限制，因为在该制度下的喷流的有效调节。我们发现，这些喷流足够强大，可以从宿主星系的中心以几千秒差距的速度将气体喷射到星系尺度，但不会对这些大尺度的气体流入产生显着影响。通过改变射流反馈效率，我们发现，较弱的超爱丁顿射流允许通过更频繁的超爱丁顿吸积事件更显着的BH增长。我们的结论是，有效的超级爱丁顿增长是可能的，因为我们发现，模拟与弱射流反馈效率提供了一个稍大的BH质量演化在很长一段时间（$\sim 80\,\rm Myr$）比BH吸积在爱丁顿限制。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
A New Population of Compton-Thick AGN Identified Using the Spectral Curvature Above 10 keV
我们提出了一个新的度量，使用10千电子伏以上的光谱曲率（SC），以确定康普顿厚AGN在低质量的雨燕BAT X射线数据。利用NuSTAR观测了9个高SC选择活动星系核。我们发现，高灵敏度光谱显示大多数是康普顿厚度（78%或7/9），其余两个接近康普顿厚度（NH~5 - 8x10^23 cm ^-2）。我们发现SC_bat和SC_nustar的测量结果是一致的，这表明这种技术可以应用于未来的望远镜。我们在著名的康普顿厚AGN上测试了SC方法，发现它比宽带比（例如使用SC的100%与使用8 - 24/3 - 8 keV的20%）有效得多。我们的研究结果表明，使用> 10 keV的发射可能是唯一的方法来识别这个群体，因为只有两个源显示康普顿厚的过量水平的OIII X射线发射比（F_OIII/F_2 - 10 keV> 1）和WISE颜色不识别他们中的大多数活动星系核。基于这个小样本，我们发现这些活动星系核中有更高比例的活动星系核比典型的BAT活动星系核处于最终合并阶段。此外，这九个被遮蔽的活动星系核的吸积率平均比其他BAT探测到的活动星系核高四倍（Edd比= 0.068比0.016）。SC在识别康普顿厚度活动星系核时的鲁棒性意味着附近活动星系核中有更高比例的康普顿厚度（约22%），康普顿厚度活动星系核中黑洞增长的总和（爱丁顿比乘以人口百分比）几乎与轻度遮蔽和未遮蔽活动星系核一样大。
2016-04-26 astro-ph.GA 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
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
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: I. X-ray spectral properties
本文介绍了用朱雀望远镜观测的窄线星系（NLS 1）和宽线星系（BLS 1）的一个样本。最终的样本包括22个NLS 1和47个BLS 1，总共有69个活动星系核，它们都是低红移（z<0.5）的，并且表现出低的宿主星系柱密度（<10^22 cm^-2）。每个天体的平均光谱用一个玩具模型来拟合重要的参数，包括光子指数、软过剩、康普顿峰（或硬过剩）、窄铁线强度、光度和X射线爱丁顿比（L_x/L_Edd）。我们证实了以前的研究结果，NLS 1具有更陡峭的幂律和更高的X射线爱丁顿比，但也发现，NLS 1星系有更强的软，硬过剩比他们的BLS 1同行。研究参数之间的相关性表明，NLS 1星系的软硬过剩是相关的，而BLS 1星系没有观察到这种相关性。对测得的X射线参数进行主成分分析（PCA）表明，虽然X射线爱丁顿比是样本（PC 1）内变化的主要来源，但软过量和硬过量的变化形成了第二主成分（PC 2），并且由NLS 1主导。NLS 1星系中软硬过剩之间的相关性可能表明这两种成分的共同起源，例如模糊反射模型。本文所提供的Seyfert 1星系的朱雀样品是分析活动星系核X射线性质和研究活动星系核中所观测到的软硬过剩的有用工具。
2020-09-09 astro-ph.HE
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。
2011-11-04 astro-ph.HE
Pair-Rich Corona of an Accreting Kerr Black Hole
Department of Physics, McLennan Physical Labs, Toronto, ON M5S 1A7, Canada（多伦多大学物理系）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, 60 St. George St., Toronto, ON M5S 3H8, Canada（加拿大理论天体物理研究所）
本文构建了接近吸积黑洞的温暖散射冠层模型，通过迭代蒙特卡洛方法自洽地考虑了康普顿散射、电子-正电子对产生等效应，并研究了观测角度对X射线光谱和偏振度的影响。
2026-04-27 astro-ph.HE
