Super-Eddington Emission from Accreting, Highly Magnetised Neutron Stars with a Multipolar Magnetic Field
脉冲超亮X射线源（PULX）的特征在于极大的光度（$ > 10^{40} \text{erg s}^{-1}$）。虽然有一个普遍的共识，它们拥有一个吸积，磁化中子星（NS），如何产生光度$> 100$乘以爱丁顿极限，$L_E$，太阳质量的物体的问题仍然存在争议。一个有希望的解释依赖于在强磁场存在下不透明度的减少，这使得局部通量比爱丁顿通量大得多。然而，避免螺旋桨效应的发生可能是一个严重的问题。在这里，我们重新考虑柱吸积到一个高度磁化NS的问题，通过放松假设一个纯偶极场，并允许更复杂的磁场拓扑结构，延长以前发表的计算。我们发现最大亮度主要由NS表面附近的磁场强度决定。我们还研究了决定吸积柱几何形状和出射光度的其他因素，例如对控制盘-磁层边界吸积流的参数的假设。我们的结论是，一个强磁化NS与$\sim 10^{13} \text{G}$的偶极分量，$\sim10^{14} \text{G}$的八极分量和自旋周期$\sim1 \text{s}$可以产生亮度的$\sim 10^{41} \text{erg s}^{-1}$，而避免螺旋桨制度。我们将我们的模型应用到两个脉冲星，NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13，并讨论如何解释它们的光度和自旋周期率在不同的配置，无论是有或没有多极磁性组件。
2021-04-13 astro-ph.HE
Clumpy Outflows from Super-Eddington Accreting Black Holes I: Radiation Hydrodynamics Simulations and Observational Implications
Center for Computational science, University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）；Department of Natural Science, Faculty of Arts and Science, Komazawa University（驹泽大学文理学院自然科学系）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, Kyoto University（京都大学理学研究科天文学系）
本研究通过高分辨率辐射水动力学模拟揭示超Eddington吸积黑洞喷流的团块结构特征，并探讨其观测意义。
2026-02-24 astro-ph.HE
NuSTAR reveals the extreme properties of the super-Eddington accreting SMBH in PG 1247+267
PG 1247 +267是$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
X-ray fluorescence from super-Eddington accreting black holes
X射线混响已被证明是一种强有力的工具，能够探测致密物体周围吸积盘的最内部区域。目前的理论研究通常假设圆盘在几何上是薄的，光学上是厚的，并且以开普勒速度运行。因此，这些模型不能适用于系统的超爱丁顿吸积发生，因为薄盘近似失败，在这种吸积制度。此外，国家的最先进的数值模拟表明，光学厚风发射的超级爱丁顿吸积盘，从而改变了反射几何显着从薄盘图片。我们进行了理论研究这一主题的重点是铁K $α$荧光线产生的超爱丁顿磁盘，并表明，他们的线轮廓形状的漏斗几何形状和风加速度。我们还系统地比较了Fe线的轮廓从超爱丁顿厚磁盘薄磁盘，并发现前者更蓝移和对称的形状。这些结果与观测到的Fe K $α$线一致，该线来自喷射潮汐破裂事件Swift J1644，在该事件中，恒星碎片形成了瞬态的超爱丁顿吸积盘。因此，仔细分析的Fe K $α$线轮廓可以用来识别系统进行超爱丁顿吸积。
2019-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
ULX pulsar Swift J0243.6+6124 observations with NuSTAR -- dominance of reflected emission in the super-Eddington state
我们报告了ULX脉冲星Swift J0243.6+6124的超爱丁顿态中明亮反射发射分量的发现，这是基于NuSTAR在2017年爆发期间对该源的观测。反射辐射的通量在脉冲星相位上是弱可变的，而直接辐射显示出明显更大的脉动幅度。我们建议，在这个系统中的中子星发现自己在由几何厚的超爱丁顿吸积盘的内边缘截断的脉冲星的磁场形成的井的中心。阱的纵横比为H/R \sim 1。截断盘的内边缘被吸积柱的发射连续照亮，产生弱可变反射发射。当中子星旋转时，它的辐射扫过视线，产生脉动的直接辐射。根据铁谱线的多普勒展宽，我们测量了吸积盘\sim 50 R_g的截断半径.推断的磁场的偶极分量与先前的估计一致，有利于不是很强的场。这个系统的独特性是由它的适度的超爱丁顿吸积率和适度的磁场，使截断的几何厚吸积盘的内边缘是从中子星在一个大的立体角。
2022-08-05 astro-ph.HE
Dynamic shocks powered by a wide, relativistic, super-Eddington outflow launched by an accreting neutron star in the mid-20th century
University of Oxford（牛津大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Max-Planck Institute for Nuclear Physics（马克斯·普朗克核物理研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
研究发现20世纪中期由吸积中子星发射的宽角相对论性喷流驱动了动态冲击，冲击具有显著自行和磁场，并可能产生PeV能级的加速粒子。
2026-01-21 astro-ph.HE
The extreme properties of the nearby hyper-Eddington accreting Active Galactic Nucleus in IRAS 04416+1215
在以极端爱丁顿速率吸积的超大质量黑洞中，吸积流和X射线发射等离子体的物理性质仍然非常不清楚。在这里，我们提出了对2020年进行的超爱丁顿塞弗特1星系IRAS 04416+1215的同时XMM-牛顿和NuSTAR观测的分析。这些观测的主要目标是研究X射线日冕的性质，以及吸积流和环核环境的结构，在这个制度的极端吸积。IRAS 04416+1215是本宇宙中爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}\simeq 472$）最高的星系之一。它显示了一个有趣的光谱形状，与标准窄线塞弗特1星系的光谱非常相似，存在由三个阶段组成的多相吸收结构，其最小和最大距离的估计表明了两种不同的解释，一种与三个X射线风是同空间的一致，并且可能由磁流体动力学过程驱动，另一个与多相风也是多尺度的相一致。IRAS 04416+1215的X射线光谱也有一个突出的软过剩分量和一个由反射分量主导的硬X射线发射。此外，我们详细的光谱分析表明，IRAS 04416+1215具有NuSTAR迄今为止测量的最低日冕温度（$kT_e=3-22$ keV，取决于模型）。这与混合日冕等离子体是一致的，在混合日冕等离子体中，由于非热电子的能量分布的高能量尾部，主要的连续发射由对产生驱动。
2021-10-26 astro-ph.GA 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
Super-Eddington accreting massive black holes as long-lived cosmological standards
超爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBH）在一定的吸积率以上，由于光子捕获和平流在细长的吸积盘中达到饱和亮度。我们表明，这些SEAMBHs可以提供一个新的工具，估计宇宙学距离，如果它们被正确识别的硬X射线观测，特别是其2-10千电子伏的连续斜率。为了验证这一想法，我们获得了黑洞质量估计和X射线数据的样本60窄线塞弗特1星系，我们认为是最有前途的SEAMBH候选人。我们证明了新方法得到的样品中的物体的距离得到更接近标准的光度距离的硬X射线连续变得陡峭。这些结果使我们能够分析在未来的活动黑洞样本中使用该方法的要求，并证明在足够大的样本下，预期的不确定性可以使它们成为一个有用的新的宇宙学标尺。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as neutron stars propelling and accreting at super-critical rates in high-mass X-ray binaries
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其亮度远远超过恒星质量天体的爱丁顿极限。脉动ULXs（PULXs）的发现使人们认识到，尽管大多数ULXs缺乏相干脉动，但其中一部分可能是在高质量X射线双星（HMXB）中吸积中子星。一些HMXB的最早阶段可能存在快速旋转的中子星，它们将大质量伴星转移的物质推出来。中子星磁层传递到吸积盘的自旋下降功率在这个阶段可以远远超过爱丁顿光度和系统出现作为一个非脉动ULX。在这张图片中，PULXs看起来像非脉动ULXs的超临界质量增长后代。我们提出了这种演化的情况下，自洽模型的磁层磁盘相互作用，并讨论了我们的结果的自旋和磁场的中子星的影响。
2018-12-13 astro-ph.HE
X-ray properties of reverberation-mapped AGNs with super-Eddington accreting massive black holes
本文通过Chandra X射线观测和同时光学光谱研究了八个超爱丁顿吸积混响映射AGNs，证实X射线谱斜率与光度、光子指数与吸积率的相关性在最极端SEAMBHs中依然成立，并发现一个源因细盘取向吸收而X射线弱。
2024-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
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。
2015-01-13 astro-ph.HE
The Reflares and Outburst Evolution in the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658: a Disk Truncated Near Co-rotation?
吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 - 3658在主爆发结束后表现出特殊的低光度状态，称为“反射”。在这个阶段，X射线源的光度在不到1-2天的时间内变化高达3个数量级。观测到的最低X射线光度达到~ 1 e32 erg/s，仅比其典型的静态水平亮几倍。我们调查了2008年和2005年SAXJ1808.4 -3658的爆发状态，以确定是否有任何证据表明吸积流相对于主爆发发生了变化。我们进行了多波长的光度和光谱研究，2005年和2008年的反射与观测活动期间收集的数据，涵盖近红外，光学，紫外线和X射线波段。我们发现，近红外/光学/紫外辐射，预计一些从外部吸积盘显示的光度变化是1- 2个数量级的浅于X射线。在反射过程中观察到的X射线光谱状态基本上不改变与X射线光度表示一个相当稳定的配置的吸积流。我们调查的最可能的配置的吸积流的最里面的区域，我们推断一个吸积盘截断或附近的共同旋转半径。我们解释这些发现是由于一个强大的外流（由于螺旋桨效应）或被困盘（有限/无外流）的吸积流的内部区域。
2015-04-20 astro-ph.HE
Emergence of hot corona and truncated disk in simulations of accreting stellar mass black holes
通过二维流体动力学模拟10太阳质量黑洞吸积流，发现热冕与截断薄盘自然形成，随吸积率增加冕收缩且薄盘内移，并在临界吸积率下消失，解释了XRBs硬态。
2024-04-25 astro-ph.HE
Accreting, highly magnetized neutron stars at the Eddington limit: A study of the 2016 outburst of SMC X-3
我们研究了SMC X-3在2016年爆发期间的时间和光谱特征。在爱丁顿极限下探测高磁化中子星（NS）上的吸积。我们获得了SMC X-3的XMM-Newton观测结果，并将其与Swift的长期观测结果相结合。我们研究了源的时间和光谱行为，以及它的短期和长期演化。我们构建了一个简单的玩具模型，以深入了解SMC X-3的复杂发射模式。我们确认的脉冲周期的系统，由以前的作品，并注意到，脉冲有一个复杂的，三个峰值的形状。我们发现，脉冲发射是由硬光子为主，而在能量低于1 keV，发射几乎是非脉动。我们进一步发现，脉冲轮廓的形状和源光曲线的短期和长期演变可以通过调用“风扇”和“极性”光束的组合来解释。我们的光谱分析，揭示了两个组件的发射：硬功率定律和软热分量。我们发现，后者产生大量的非脉动发射，最有可能的结果是再加工的主要硬发射，光学厚的材料，部分掩盖了中央源。我们还检测到来自高度电离金属的强发射线。发射线的强度强烈地依赖于相位。的能量和时间的演变和形状的脉冲轮廓和长期的光谱演变的源是一致的预期的发射模式的吸积柱在超临界制度，而一个大的后处理区域的存在下是一致的分析先前研究的X射线天体在高吸积率观察。该区域的存在是一致的，最近提出的作品，表明高B NS占据了相当大的一部分ULXs。
2018-05-29 astro-ph.HE
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。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
SDSS J075101.42+291419.1: A Super-Eddington Accreting Quasar with Extreme X-ray Variability
我们报告了在一个1型类星体SDSS J $075101.42+291419.1$中发现的极端X射线变化。它有一个黑洞质量为$1.6\times 10^7~\rm M_\odot$测量混响映射（RM），黑洞吸积与超爱丁顿吸积率。它在2015年5月的XMM-牛顿观测显示，与2013年5月的斯威夫特观测相比，通量下降了$\sim 22$的一个因子，当时它显示了相对于紫外/光学发射的典型X射线发射水平。缺乏相关的UV可变性导致在低X射线通量状态下的-1.97的陡峭的X射线-光学幂律斜率（$α_{\rm OX}$），对应于相对于其UV/光学光度在静止帧2 keV下的36.2的X射线弱化因子。温和的紫外/光学连续谱和发射线的变化也表明吸积率没有显着变化。用银河系吸收修正的单一幂律模型较好地描述了X射线观测的$0.3-10$ keV谱。光谱拟合揭示了$Γ\approx3$的陡峭光谱形状。我们在文献中寻找具有这种极端X射线变率的活动星系核，发现它们大多是具有高吸积率的窄线Seyfert 1星系和类星体。在超爱丁顿吸积活动星系核中，极X射线变天体所占的比例估计为$\approx 15-24\%$。我们讨论了两种可能的情况下，磁盘反射和部分覆盖吸收，解释极端的X射线变化的SDSS J $075101.42+291419.1$。我们提出了部分覆盖吸收体的一个可能的起源，这是厚的内吸积盘及其相关的高吸积率…
2019-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rest-frame Optical Spectroscopy of $z \sim 2$ Quasars with Steep Hard X-ray Spectral Shapes: X-ray Selection of Super-Eddington Accretion and Verification
本研究通过观测9个高红移类星体的近红外光谱，检验了利用陡峭硬X射线光子指数选择超爱丁顿吸积类星体的方法，发现该方法颇具前景但需更大样本验证可靠性。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra reveals a possible ultra-fast outflow in the super-Eddington Be/X-ray binary Swift J0243.6+6124
预计超爱丁顿速度的增长将伴随着强劲的资金外流。在银河系X射线双星和河外超亮X射线源（ULX）中观察到这种外流。然而，由于它们的源距离很远，ULX外流对检测和详细研究具有挑战性。银河系中子星以超爱丁顿速率从Be星伴星吸积，显示出与ULX中子星的许多相似之处，因此提供了一种替代方法来研究这种吸积机制中的外流。在这里，我们介绍了这样一颗超级爱丁顿吸积中子星Swift J0243.6+6124的钱德拉高分辨率光谱，以寻找其2017/2018年巨大爆发高峰期间的风外流特征。我们检测到狭窄的发射特性，在休息从Ne，Mg，S，Si和Fe。此外，我们检测到的吸收功能，可以确定在两种方式的集合：无论是作为所有的铁过渡在休息（可能的贡献，从镁），或三个蓝移的Ne和镁线在$\sim 0.22c$的组合，而其余的线是在休息。第二种情况意味着外流的速度与ULX中看到的速度相似，包括ULX脉冲星NGC 300 ULX-1。这一结果也意味着斯威夫特J0243.6+6124发射了一个喷流，在无线电中检测到并报告过，同时以超爱丁顿吸积速率发射了超快的风外流。
2019-06-04 astro-ph.HE
A Highly Accreting Low-Mass Black Hole Hidden in the Dust: Suzaku and NuSTAR observations of the NLS1 Mrk 1239
我们提出了环面建模的X射线光谱附近的窄线塞弗特1星系Mrk 1239（$z=0.0199$），档案朱雀，NuSTAR和雨燕观测的基础上。我们的模型表明$Γ\approx2.57$在2019年和$Γ\approx2.98$在2007年的非常软的内在幂律连续发射。通过对未被吸收的X射线光度应用修正因子，我们发现Mrk 1239在爱丁顿极限附近或附近吸积。我们的最佳拟合光谱模型还表明，在Mrk 1239中，一个环面的柱密度为$\log(N_{\rm H, ave}/$ cm $^{-2})=25.0\pm0.2$，并且$0.90$的覆盖因子很高，这表明该源最有可能与$i\approx26^{\circ}$几乎面对面地观察。我们的视线可能会穿过$N_{\rm H, los}=2-5\times10^{23}$ cm $^{-2}$的环面边缘。高爱丁顿比和高视线柱密度使Mrk 1239成为接近极限的活动星系核之一，由于高辐射压，风可能在环的边缘附近形成。
2021-05-05 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
NuSTAR J095551+6940.8: a highly magnetised neutron star with super-Eddington mass accretion
在M82中发现的超亮X射线源（ULX）X-2是一颗吸积脉冲星，这对ULX的一个子集的性质有了新的认识，同时也对超级爱丁顿吸积的性质提出了新的问题。在这里，通过数值求解的扭矩方程的吸积脉冲星的框架内的磁吸积盘的情况下，我们表明，三类解决方案，对应于不同的值的磁场，数学上是允许的。我们认为，最高的磁场之一，对应于B $\sim 10^{13}$ G，有利于基于物理考虑和所观察到的属性的源。特别地，这是唯一的解决方案，其可以解释所观察到的$\dot{P}$的变化（在四个时间间隔上），而不需要$\dot{M}$的重大变化，这将与源在相同时间期间的近似恒定的X射线发射不一致。对于这个解决方案，我们发现，源只能容纳中等量的光束，0.5 $\lesssim b < 1$。最后，我们表明，亮度的上限，L $_X < 2.5 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$从档案观测，是一致的，与高度磁化的中子星在推进器阶段在那个时候。
2015-01-23 astro-ph.HE
Feeding Hidden Monsters: a Super-Eddington accreting Black Hole ~1.5 Gyr after the Big Bang
研究报道z~4的低质量黑洞LID-568正以超过爱丁顿极限4000%的速率吸积，并伴有核驱动外流，为早期黑洞快速增长提供观测证据。
2024-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The effect of rotation on the stability of nuclear burning in accreting neutron stars
由一颗中子星从双星伴星吸积的氢和/或氦可能会发生热核聚变。在不同的质量吸积率不同的燃烧制度被辨别。理论模型预测氦聚变在爱丁顿极限以下的吸积率下以热核逃逸的方式进行，而在此极限以上则以稳定燃烧的方式进行。然而，观测结果表明，边界接近爱丁顿极限的10%。研究了旋转诱导输运过程对氦燃烧稳定性的影响。首次采用流体动力学恒星演化程序，详细计算了中子星上薄氦壳层的燃烧过程，该程序考虑了旋转和旋转诱导的磁场。我们发现，在大多数情况下，从磁场的不稳定性提供了占主导地位的贡献，化学混合，而爱丁顿-斯威特环流成为重要的高转速。随着氦扩散到更大的深度，燃烧的稳定性增加，使得稳定氦燃烧的临界吸积率被发现是较低的。如最近的研究所表明的，加上来自地壳的较高热通量，湍流混合可以解释观测到的临界吸积率。此外，接近这个边界，我们发现振荡燃烧，以前的研究已经链接到兆赫QPO。在我们不断降低来自地壳的热通量的模型中，振荡的周期增加了几十个倍频程，类似于观察到的频率漂移，这表明这种漂移可能是由更深层的冷却引起的。
2009-05-27 astro-ph.HE
Net reaction rate and neutrino emissivity for the Urca process in departure from chemical equilibrium
讨论了压缩对海洋和吸积中子星壳层的影响，特别是在超爆发源中。我们发现，在中子星中，Urca壳层可能偏离化学平衡，其吸积速率为当地爱丁顿吸积速率的十分之几。这种偏离取决于母核和子核的能量阈值、跃迁强度、温度和局域吸积率。在典型的吸积中子星地壳模型中，各种Urca对的化学偏离范围从十分之几kBT到几十kBT。如果Urca壳可以存在于地壳的吸积中子星，压缩可能会提高净中微子冷却率的一个因素约1？2相对于化学平衡中的中微子发射率。在某些情况下，例如厄卡号对具有小的能量阈值和/或弱的跃迁强度，大的化学偏离可能导致净加热而不是冷却，尽管释放的热量可能很小。即使在以局部爱丁顿吸积速率吸积的中子星中，地壳深部的强Urca对也很难偏离。
2017-06-14 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
Discovery of pulsation dropout and turn-on during the high state of the accreting X-ray pulsar LMC X-4
2015年10月和11月对发光X射线脉冲星LMC X-4的两次\textit{NuSTAR}观测捕获了来自该源的几次明亮的吸积耀斑，该源具有长期的稳定脉冲和超轨道行为。我们提出了一个定时分析这些数据中，我们检测到一个快速的脉冲打开与吸积耀斑，在此期间，源达到超爱丁顿光度。脉动，这是通常看到从这个来源，被发现只发生了大约一个小时之前，并在明亮的耀斑。超过一个小时的耀斑之前和之后，我们发现脉动是微弱的或不存在的，与分数RMS振幅小于0.05。在耀斑爆发时，脉冲轮廓表现出0.25个周期的相移，这可能与发射几何形状的变化有关。这种在耀斑之前发生的脉冲强度的增加不能用螺旋桨效应来解释，并且可能提供了在接近爱丁顿极限和ULX双星的磁特性之间的联系。
2018-06-28 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
Doughnut strikes sandwich: the geometry of hot medium in accreting black hole X-ray binaries
本文研究了黑洞双星在硬谱态下热等离子体与冷介质的相互作用对吸积盘截断半径的影响。我们考虑一些不同的几何形状。与以前的理论研究相比，我们使用现代节能代码从冷介质反射和再处理。我们表明，一个静态的日冕上方的光盘延伸到最里面的稳定的圆形轨道产生的光谱与观察到的不兼容。它们要么太软，要么需要比观察到的高得多的盘电离。这一结论证实了以前的一些发现，但反驳了最近的一项研究声称该模型与观察结果一致。我们表明，冷盘必须被截断，以符合所观察到的光谱硬度。然而，一个冷盘截断在一个大的半径，并取代了热流产生的光谱太硬，如果种子光子的康普顿化的唯一来源是吸积盘。我们的有利的几何形状是一个截断盘与热等离子体共存，或者与盘重叠，或者在其中包含一些冷物质，也包括种子光子所产生的混合电子的回旋同步辐射，即包含热和非热的部分。
2018-03-06 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
On the spreading layer emission in luminous accreting neutron stars
中子星表面的辐射可能包含了关于其大小的信息，因此对高能天体物理学至关重要。尽管关于发光吸积中子星的辐射数据非常丰富，但它们表面的辐射很难从它们的时间平均光谱中分离出来。最近的X射线瞬变源XTE J1701-462提供了一个独特的数据集，涵盖了有史以来最大的单一源的光度范围。本文用最大谱模型无关方法提取了吸积盘内部与中子星表面之间的边界层的谱。我们显示令人信服的证据表明，边界层的能谱几乎保持不变的因素的20个光源的光度的变化。它是相当宽的，并且不能用单一温度黑体光谱来描述，这可能是因为边界层的不均匀性和色温的扩展。观测到的边界层/扩展层辐射的最大色温为kT~2.4-2.6 keV，非常接近于光球半径膨胀X射线爆发中观测到的最大色温，这是由中子星表面的极限爱丁顿通量决定的。观察到的稳定性的边界层光谱和它的最大色温强烈支持理论模型的边界/扩散层的表面上的发光吸积中子星，假设存在一个区域发射在当地爱丁顿限制。在这种情况下，光度的变化会导致该区域大小的变化，但对光谱形状的影响较小。该模型的建立将为利用发光吸积中子星边界层/扩展层的辐射测量中子星的大小提供坚实的理论基础。
2013-06-26 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion in ultra-luminous neutron star binary
本文讨论了M82星系NuSTAR J 095551 +6940.8中超亮$X$射线源的性质，该星系含有一个吸积的中子星。中子星具有表面磁场$ B_{NS} \approx 1.4 \times 10^{13 } \, {\rm G}$，并经历$9 \times 10^{-7} M_\odot {\rm \, yr}^{-1} $的吸积速率。磁层半径接近于共转半径，为$\sim 2 \times 10^8$ cm。由于恒星磁场有效地穿透到盘的正转半径之外，中子星上的吸积力矩被减小到远低于在简单磁层吸积中的预期。因此，表面辐射的辐射力并不导致强日冕风，而是将等离子体沿磁场线推向赤道盘。中子星几乎是一个正交旋转体，旋转轴与磁矩之间的夹角为$\geq 80$度。吸积是通过光学上厚的-几何上薄而平的吸积“幕”发生的，它穿过极冠。然而，来自中子星表面的高辐射压力小于流过帘幕的吸积物质的冲压压力，因此无法阻止吸积。在几个恒星半径以下的距离，散射截面的磁抑制变得很重要。$X$射线光度（脉冲和持续分量）既来自中子星表面的硬$X$射线分量，也来自吸积盘后处理的软分量。
2014-10-31 astro-ph.HE
Systematic Broad-band X-ray Study of super-Eddington Accretion onto Supermassive Black Holes. I. X-ray Continuum
我们首次利用同步的{ \it NuSTAR}和{ \it XMM-Newton}或{ \it Swift}/XRT观测对8个具有爱丁顿比$1<λ_{\rm Edd}<426$的超爱丁顿吸积活动星系核进行了系统的宽带X射线研究。我们发现，SEAMBHs显示出陡峭的主要连续斜率的源吸积在超爱丁顿制度，主要是由相对论反射。铁K $α$发射线的源，我们的样品显示相对论加宽。此外，铁K $α$线的窄分量的等效宽度遵循“X射线鲍德温”效应，也称为“岩泽-谷口”效应。我们发现一个统计学上显着的相关性之间的光子指数的主要幂律和爱丁顿比，与过去的研究一致。此外，正如对超爱丁顿源的预期，我们分析的源的反射分数的中值是一个因子$\sim 2$高于从BASS样品的1型活动星系核的反射分数的中值。我们能够估计我们的样品的三个源的日冕温度：Mrk\，382（$kT_e=7.8$ \，keV），PG\，0026 +129（$kT_e=39$ \，keV）和IRAS\，04416 +1215（$kT_e=3$ \，keV）。从SEAMBHs源在密度-温度图上的位置可以看出，在超爱丁顿活动星系核中，与低爱丁顿比活动星系核一样，X射线日冕是由电子对的产生和湮灭控制的。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations on possible collimation effects of outflows to fan-beamed emission of ultraluminous accreting X-ray pulsars
脉动超铝X射线源（PULXs）是一种吸积星，其表观X射线亮度超过$10^{39}\, \rm erg\ s^{-1}$。我们用蒙特卡罗模拟研究了在存在吸积流出时，高准直效应（或强聚束效应）是否对脉冲X星中中子星吸积柱的扇形束辐射起主导作用。我们发现，附近的三个脉冲X（RX J0209.6 $-$ 7427，斯威夫特J0243.6+6124和SMC X-3），即这里的三个火枪手，有他们的主要脉冲发射没有强烈的准直，即使强流出存在。这个结论可以扩展到目前的河外PULX样本，如果吸积外流通常是从它们产生的。这意味着观测到的PULX的高亮度确实是内在的，这可以用来推断$\sim10^{13-14}$ G存在非常强的表面磁场，可能是多极场。然而，如果由于辐射压力导致的吸积盘球形化，从PULX中的吸积盘发射出强烈的外流，则可能需要$\sim10^{12}$ G的规则偶极磁场，与三个火枪手的磁场相当，它们经历了从远低于爱丁顿极限的巨大光度变化（NS为$2\times10^{38}\, \rm erg\ s^{-1}$）到超级爱丁顿，它们的最大光度填补了银河系外的PULX和银河系外的PULX之间的光度差距。
2022-11-15 astro-ph.HE
Nonthermal radiation from the central region of super-accreting active galactic nuclei
高吸积率活动星系核的射电辐射机制尚不清楚。有人认为，低功率喷流可以解释观测到的辐射在亚秒差距尺度。然而，超爱丁顿速率下射流形成的机制还没有很好地理解。在同一尺度下，来自宽线区（BLR）的云在吸积盘发射的风中以超音速传播，可能导致非热辐射的产生。我们的目标是通过风的吸积盘在超吸积活动星系核的云的传播所产生的非热辐射的特征，并估计这种贡献的无线电波段的电磁波谱的相关性。我们确定的条件下，BLR云不被破坏的冲击或流体动力学不稳定性时，沉浸在强大的风的吸积盘。这些云形成弓形激波，是粒子加速的合适场所。我们开发了一个半解析模型来计算这些弓形激波中相对论粒子的分布和相关的辐射光谱能量分布（SED）。对于典型的参数的超吸积活动星系核，我们发现，云风相互作用可以产生非热辐射从无线电高达几十TeV，轻微的吸收效应，如果该过程发生在风光球。如果吸积速率为超爱丁顿，且中心黑洞周围存在亚秒差距尺度的宽线区，则可以解释无喷流活动星系核的射电辐射。吸积率不能太高，这样大部分云的轨道就在风光球层之外，辐射就可以逃逸到观测者那里。
2022-06-21 astro-ph.HE
Efficiency of Super-Eddington Magnetically-Arrested Accretion
研究了磁制动盘中超爱丁顿吸积黑洞的辐射效率，其中磁制动盘附近的磁通量达到饱和。我们的三维广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）的自旋BH（自旋$a/M=0.8$）吸积在$\sim 50$倍爱丁顿显示总效率$\sim 50\%$时，时间平均和总效率$\gtrsim 100\%$的时刻。旋转BH附近的磁通量产生的磁压缩导致了一个薄圆盘，其辐射通过磁化风的平流以及通过布兰德福德-兹纳耶克（BZ）喷流创建的低密度通道的传输逸出。由于光学厚辐射对磁力线的惯性加载，BZ效率是次优的，导致BZ效率在地平线上为$\sim 40\%$，BZ效率通过风的吸收为$r\sim 400r_g$（引力半径）为$\sim 5\%$。重要的是，辐射逃逸在$r\sim 400r_g$与效率$η\approx 15\%$（亮度$L\sim 50L_{\rm Edd}$），类似于$η\approx 12\%$的Novikov-Thorne薄盘和超过$η\lesssim 1\%$看到在以前的GRRMHD模拟或薄盘理论。我们的模拟显示如何BH自旋，磁场和喷流质量加载影响辐射和喷流效率的超爱丁顿吸积。
2015-08-10 astro-ph.HE gr-qc
The case for super-Eddington accretion in JWST broad-line AGN during the first billion years
NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Space Telescope Science Institute for the European Space Agency (ESA)（欧洲空间局空间望远镜科学研究所）；The William H. Miller III Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学威廉H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）
研究发现JWST观测到的类星体表现出超埃登顿吸积，挑战了传统理论，提出通过超埃登顿吸积解释早期宇宙中黑洞生长的机制。
2026-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a Parsec-Scale Jet in a Radio-Quiet Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy with Highly Accreting Supermassive Black Hole
活动星系核中的喷流是理解星系与其中心超大质量黑洞共同演化的关键因素。不幸的是，喷射发射和准直的机制仍然是难以捉摸的。观测证据表明，随着爱丁顿比的增加，射电响度降低，这意味着喷流应该与吸积过程相耦合。为了进一步探索喷流和吸积之间的关系，有必要将我们对喷流的认识扩展到活动星系核爱丁顿比分布的极端。利用甚长基线阵列（VLBA），我们报告了在Mrk 335，一个无线电安静的窄线塞弗特1星系的爱丁顿比接近/以上的单位秒差距尺度的无线电结构的检测。在1.5 GHz的VLBA图像上显示了一个南北向延伸的$\sim20$秒差距的细长结构，其峰值通量密度为$1.98\pm0.05$ mJy/beam，射电亮温度高达$6\times10^{7}$ K。这一特点提供了一个强有力的证据，秒差距尺度（双极）喷流发射高度吸积SMBH。我们讨论了比较Mrk 335与其他高度吸积系统，如银河系黑洞和潮汐破裂事件的结果，并回顾了准直日冕的发现在附近的SMBH Mrk 335由以前的X射线观测，其关系的秒差距尺度的射电喷流应探讨未来同步X射线光谱和高分辨率射电观测。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recipes for Jet Feedback and Spin Evolution of Black Holes with Strongly-Magnetized Super-Eddington Accretion Disks
本文通过广义相对论辐射磁流体动力学模拟，建立了磁化停滞盘吸积黑洞的磁化强度、喷流效率和自旋演化公式，揭示超爱丁顿吸积会驱使黑洞自旋趋向于零，对活动星系核反馈和宇宙学自旋演化具有重要应用价值。
2023-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 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
Numerical Simulations of Optically Thick Accretion onto a Black Hole - I. Spherical Case
模拟吸积物质产生的辐射是真实模拟黑洞吸积盘的重要一步，特别是在高吸积率下。为此，我们最近增加了辐射输运现有的广义相对论磁流体动力学代码，宇宙++。然而，在试图模拟辐射吸积盘，我们已经测试了新的代码使用一系列的激波管和邦迪（球形流入）的问题。首先由Farris等人（2008）提出的四个辐射激波管测试具有已知的解析解，使我们能够计算我们代码的误差和收敛速率。邦迪问题只有在忽略辐射过程时才有解析解，但它是相关的，因为它更接近我们最终想要研究的物理学。在我们的模拟中，我们包括汤姆逊散射和热韧致辐射的不透明度，专注于超级爱丁顿制度。与固体表面物体的吸积不同，黑洞的超爱丁顿吸积不会产生超爱丁顿光度。在我们的例子中，尽管以爱丁顿速率的300倍吸积，我们测量的光度总是比爱丁顿低几个数量级。
2012-05-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Diffuse neutrino flux from coronal magnetospheric current sheets of accreting black holes
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学）；Institute of Accelerating Systems and Applications（加速系统与应用研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过考虑相对论性质子在黑洞磁层电流片中的加速作用，提出中微子产生模型，结合AGN种群预测地球上的弥漫中微子通量，并与IceCube观测数据对比，发现良好一致。
2025-10-01 astro-ph.HE
The very-faint X-ray binary IGR J17062-6143: a truncated disk, no pulsations and a possible outflow
我们提出了一个全面的X射线研究中子星低质量X射线双星IGR J17062-6143，它一直在低光度吸积，因为它在$2006$发现。分析NuSTAR，XMM-牛顿和雨燕观测，我们通过三种方法研究这个源的非常微弱的性质：建模的相对论反射光谱约束吸积几何，执行高分辨率X射线光谱搜索流出，并寻找最近报道的毫秒X射线脉动。我们发现一个强烈截断吸积盘在$77^{+22}_{-18}$引力半径（$\sim 164$公里）假设一个高的倾角，虽然一个低的倾角和磁盘延伸到中子星不能排除。高分辨率光谱揭示了富含氧的环双星物质的证据，可能是由蓝移的碰撞电离流出造成的。最后，我们没有检测到任何脉动。我们讨论这些结果在更广泛的背景下，可能的解释持久微弱的性质弱吸积中子星。结果是一致的超紧凑的双轨道和磁截断吸积流，虽然两者都不能明确推断。我们还讨论了施主星的性质，并得出结论，它很可能是一个CO或O-Ne-Mg白矮星，与最近的多波长模型相一致。
2017-12-11 astro-ph.HE
The Nature of ULX Source M101 X-1: Optically Thick Outflow from A Stellar Mass Black Hole
超亮X射线源（ULX）的性质长期以来一直受到中心致密天体是中等质量（IMBH，>~ 10^3 M_sun）还是恒星质量（几十M_sun）黑洞（BH）的模糊性的困扰。星系M101中ULX源X-1在高态时的高光度（~ 10^39 erg/s）和超软光谱（T ~ 0.1 keV）表明其发射半径很大（>~ 10^9 cm），这与IMBH以亚爱丁顿速率吸积相一致。然而，最近的运动学测量的二进制轨道的这个来源和识别的二次沃尔夫-拉叶星建议一个恒星质量BH主要与超级爱丁顿吸积。如果是这样的话，那么来自黑洞的热的、光学厚的流出物可以解释大的发射半径和软光谱。通过考虑光子的吸收和散射不透明度的相互作用，我们确定了流出的发射区的半径和质量密度，并限制了流出的质量损失率。这里提出的分析可以潜在地应用到其他ULX与热为主的光谱，和其他超爱丁顿吸积源。
2014-11-14 astro-ph.HE
Systematic Uncertainties in the Spectroscopic Measurements of Neutron-Star Masses and Radii from Thermonuclear X-ray Bursts. II. Eddington Limit
从低质量X射线双星中观测到的热核爆发的时间分辨X射线谱为测量中子星的质量和半径提供了一种独特的工具。在本文中，我们继续我们的系统分析所有的X射线暴观测与RXTE从X射线双星。我们确定的事件，显示出明确的证据，光球半径膨胀和测量爱丁顿限制这些吸积中子星使用的热辐射通量达到在着陆时刻的每个X射线爆发。我们采用贝叶斯技术调查的程度，每个源的爱丁顿限制保持不变的突发之间。我们发现，大量的半径膨胀爆发的源，系统的不确定性是在5-10%的水平。此外，在六个源只有对爱丁顿有限的爆发，流量的分布是一致的~10%的分数色散。这表明，使用热核X射线爆发的中子星质量和半径的光谱测量可以达到区分不同中子星状态方程所需的精度水平，只要与X射线探测器的总通量校准相关的不确定性具有可比性。
2012-01-05 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
Carbon production on accreting neutron stars in a new regime of stable nuclear burning
吸积中的中子星表现出I型X射线爆发，既有频繁的氢/氦闪光，也有罕见的碳闪光。后者（超级爆发）在前者的灰烬中点燃。然而，氢/氦爆发被认为产生的碳不足以为超级爆发提供动力。稳定的燃烧可以产生所需的碳，但据预测，这只会发生在比观察到超级爆发的地方大得多的吸积率。我们提出了一个新的稳定的氢和氦燃烧，产生纯碳灰的稳态制度的模型。氢的热CNO燃烧加热了中子星的包层，并导致氦在达到氦闪光的条件之前燃烧。这发生在质量吸积率约为爱丁顿极限的10%时：接近大多数超爆发发生的速度。我们发现，在信封的基础上增加加热维持稳态燃烧通过陡峭的温度分布，这增加了大量的氦燃烧之前，可以随之而来的失控。
2015-12-12 astro-ph.HE
Constraining the dipolar magnetic field of M82 X-2 by the accretion model
最近，超亮X射线源（ULX）M82 X-2被确认为一颗吸积中子星，它的自旋周期为$P=1.37$ s，自转速率为$\dot{P}=-2.0\times 10^{-10}~\rm s\,s^{-1}$。有趣的是，它在爆发期间的各向同性X射线光度$L_{\rm iso}=1.8\times 10^{40}~\rm erg\,s^{-1}$是$1.4~\rm M_{\odot}$中子星爱丁顿极限的100倍。本文基于标准吸积模型，试图对ULX M82 X-2中脉冲星的偶极磁场进行约束。我们的计算表明，在磁层半径的吸积率必须super-Eddington爆发期间。为了支持这样的超爱丁顿吸积，一个相对较高的多极场（$\ga 10^{13}$ G）附近的表面的吸积被调用，以产生一个吸积气柱。然而，我们的约束表明，脉冲星的表面偶极磁场应该在$1.0-3.5\times 10^{12}$ G的范围内。因此，我们的模型支持ULX M82 X-2中的中子星可能是一个低磁场磁星（由Tong提出），具有正常的偶极场（$\sim 10^{12}$ G）和相对较强的多极场。对于这个源的大光度变化，我们的方案也可以提出一个自洽的解释。
2016-10-21 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
Massive Pulsars and Ultraluminous X-ray Sources
NuSTAR J095551+6940.8的1.37 $\, $ s脉冲的探测暗示了吸积脉冲星的存在，这对超亮X射线源的传统认识提出了挑战。本文提出这类源为大质量双稳源。考虑到广义相对论效应，大质量恒星的引力越强，其最大光度也就越大，这就是爱丁顿光度。用伪牛顿势模拟广义相对论中的引力场，计算了自束缚星（夸克星和夸克团星）和Tolman IV解的爱丁顿光度.结果表明，对于一颗半径接近于Schwarszchild半径的大质量脉冲星，其爱丁顿光度可高达$2\times10^{39} \, {\rm erg\, s}^{-1}$。该方法能够合理地解释NuSTAR J095551+6940.8的X射线光度。也有人认为，大质量脉冲星状致密星可以通过这种超爱丁顿阶段的超亮X射线源形成。
2015-08-03 astro-ph.HE
X-ray spectroscopic survey of highly-accreting AGN
由于大量的X射线光谱研究都集中在低爱丁顿比活动星系核上，因此有必要提高对高爱丁顿比活动星系核核性质的认识。本文介绍了用XMM-牛顿观测仪在$0.4\leq z \leq 0.75$观测到的14个射电宁静$λ_\mathrm{Edd}\gtrsim1$活动星系核的X射线谱分析。同时光学监测器观测的光学/紫外数据也被考虑在内。这些活动星系核被选择为具有相对较高的黑洞质量（$M_\mathrm{BH}\sim10^{8-8.5}M_\odot$）和热光度（$L_\mathrm{bol} \sim 10^{46}$ erg s $^{-1}$）值，以补充以前在较低$M_\mathrm{BH}$和$L_\mathrm{bol}$的高爱丁顿活动星系核的研究。研究了$λ_\mathrm{Edd}$与其他重要的X射线谱参数的关系，如幂律连续谱$Γ$的光子指数、X射线辐射热校正$k_\mathrm{bol,X}$和$α_\mathrm{ox}$。尽管这些高爱丁顿活动星系核具有均匀的光学和SMBH吸积性质，但其X射线性质却相当不均匀。我们测得的$Γ$值在1.3和2.5之间，这与先前报道的$Γ-λ_\mathrm{Edd}$关系的预期不一致，根据该关系，$Γ\geq2$将是活动星系核与$λ_\mathrm{Edd}\sim1$的普遍标志。我们发现这些源的$\sim30\%$的X射线很弱，在相似的紫外光度…
2021-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Centrally Concentrated X-ray Radiation from an Extended Accreting Corona in Active Galactic Nuclei
活动星系核的X射线发射被认为是起源于位于一个冷的、几何薄的吸积盘上方的热日冕。从观测中推断出一个高度集中的日冕位于黑洞上方的$\sim10$引力半径内。基于星际介质/风的吸积，提出了一个盘状日冕模型，其中日冕通过辐射、热传导以及质量交换\citep{Liu2015, Qiao2017}与盘状体良好耦合。这样的模型避免了人工能量输入的日冕，并已被用来解释在活动星系核中观察到的光谱特征。在这项工作中，它表明，在我们的模型中的扩展吸积流的日冕体发射的尺寸是非常小的。超过80%的硬X射线能量是从一个非旋转的黑洞周围10个史瓦西半径内的小区域发射的，对于旋转的黑洞，这个区域预计会更小。在这里，电晕发射在更高的爱丁顿比下更扩展。的紧凑性参数的电晕，$l={L\over R}{σ_{\rm T}\over m_{\rm e} c^3}$，被证明是在1-33的范围内的爱丁顿比为0.02 - 0.1。结合日冕中的电子温度，这表明电子-正电子对的产生在这一制度中并不占主导地位。紧度参数与光子指数之间存在正相关关系。通过将上述模型的预测结果与观测特征进行比较，我们发现模型与观测结果是一致的。
2017-09-28 astro-ph.HE
HOLESOM: Constraining the Properties of Slowly-Accreting Massive Black Holes with Self-Organizing Maps
HOLESOM是一种基于自组织映射算法的机器学习工具，利用稀疏测光数据识别慢吸积大质量黑洞，估计其质量和爱丁顿比率，为多波长数据集自动扫描和揭示隐藏黑洞群体提供稳健框架。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
