The X-ray Pulsar M82 X-2 on its Propeller Line
{ \it NuSTAR}探测到了来自M82中的超亮X射线源X-2的脉动，而{ \it Chandra}的存档观测也让我们对它的占空比有了一个很好的了解。这颗新发现的脉冲星在过去的15年里至少出现了4次超级爱丁顿爆发，但在最低功率状态下，它的辐射略低于爱丁顿极限，其性质似乎是典型的高质量X射线双星。M82 X-2被描述为一颗普通的中子星，其磁场为1~TG，偶尔会在爱丁顿速率以上吸积，而M82 X-2则被描述为一颗类磁星脉冲星，其磁场为10-100~TG，达到量子极限以上。我们支持前一种解释。利用标准吸积理论和现有的观测资料，我们用两种独立的方法计算了这颗脉冲星的恒星磁场，结果表明，在任何一种情况下，恒星磁场都不会超过3~TG。我们讨论了我们的研究结果的影响，偶尔表现出类似的强大爆发的其他超铝X射线源。
2016-06-22 astro-ph.HE
AstroSat Observations of the first Galactic ULX Pulsar Swift J0243.6+6124
SwiftJ0243.6+6124是第一颗银河系超亮X射线脉冲星，在2017-2018年与\emph{AstroSat}爆发期间被观测到，在亚爱丁顿和超爱丁顿吸积水平，X射线光度为$L_{X}{\sim}7{\times}10^{37}$和$6{\times}10^{38}$ $ergs^{-1}$，我们的宽带定时和光谱观测表明，X-当源在超爱丁顿能级吸积时，在${\sim}9.85\rm{s}$探测到能量高达150 keV的脉冲，脉冲轮廓是能量和源亮度的强函数，结果表明，连续X射线谱具有双峰分布，脉冲分数从$1.65\rm{keV}$的$\sim$ $10{\%}$增加到$70\rm{keV}$的40- 80 $\%$（$Γ$ ${\sim}$ 0.6-0.7）和一个或两个温度为$\sim$ 0.35 $\rm{keV}$和$1.2\rm{keV}$的黑体成分，这取决于吸积能级。在亚爱丁顿能级没有观察到铁线发射，而在超爱丁顿能级观察到约6.9keV的宽发射特征，以及黑体半径（$121-142\rm{km}$），其指示光学厚流出物的存在。
2020-10-16 astro-ph.HE
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。
2024-01-25 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
Super-Eddington accretion of the first Galactic Ultra-luminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们利用HXMT和费米/GBM数据对Swift J0243.6+6124在2017年大爆发期间的脉冲轮廓进行了详细的计时研究。发现在$5\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$之上的双峰轮廓与在$1.5\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$之下的双峰轮廓相差0.25个相位，这有力地支持了笔形束到扇形束的转变，从而支持了激波主导吸积柱的形成。在高双峰区的上升阶段，弱峰在10-100 keV波段达到饱和，亮度高于$L_t\sim1.3\times10^{39}$ erg\，s $^{-1}$，这与主峰和弱峰的光谱突变相一致。它们意味着在$L_t$周围发射模式的突然变化。自旋上升速率（$\dotν$）与低于$L_t$的光度（$L$）呈线性相关，与辐射压主导（RPD）盘的预测一致。$\dotν-L$关系式高于$L_t$，表明在高于$L_t$时，角动量的转移效率较低，吸积盘的几何形状也发生了变化。这可能是由于辐射的磁盘中央吸积柱，并表示显着的辐射反馈之前，内部磁盘半径达到球化半径。
2022-03-23 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
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
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。
2016-06-21 astro-ph.HE
Electron-positron pairs in hot plasma of accretion column in bright X-ray pulsars
由磁化中子星吸积提供能量的X射线星体的光度范围很广，超过几个数量级。最近发现的最亮的X射线天体是脉动超亮X射线源，其吸积光度达到$10^{40}\,{\rm erg\,s^{-1}}$以上，超过爱丁顿值十倍以上。大部分能量释放在吸积中子星的磁极附近的小区域内--在吸积柱中。由于在小体积的吸积柱中释放出极端的能量，明亮的X射线柱是宇宙中最热的地方之一，内部温度可以超过100 keV。在这些条件下，电子-正电子对的产生和湮灭过程可能是有影响的，但在吸积柱的理论模型中基本上被忽略了。在这封信中，我们调查的性质的气体的电子-正电子对的物理条件下典型的吸积柱。我们认为，对创建过程中可以至关重要地影响吸积过程的动力学和吸积柱的内部结构限制其内部温度，降低本地爱丁顿通量和增加气体压力。
2019-05-23 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
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
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
Magnetospheric Flows in X-ray Pulsars I: Instability at super-Eddington regime of accretion
本文构建了X射线脉冲星磁层吸积流动力学模型，发现高吸积率下流会以自由下落时标准周期振荡，并揭示偶极倾角与辐射各向异性对磁极吸积率的稳定作用。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
NGC 300 ULX1: spin evolution, super-Eddington accretion and outflows
NGC300 ULX 1是一颗超亮的X射线脉冲星，在短短4年时间里，它的自旋从大约126 s演化到不到20 s，这与稳定的质量吸积速率是一致的。在发现它之后，我们一直在用Swift/XRT和NICER监测该系统，以进一步研究它的性质。我们发现，即使观察到的系统的通量下降了$\gtrsim$ 20倍，自旋的速度几乎保持不变。一个可能的解释是，观测到的通量减少是由于外流或进动吸积盘造成的遮蔽物质吸收增加的结果。
2019-07-24 astro-ph.HE
Exploring the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar NGC 4631 X-8
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚玻塔观测科学研究所）
研究NGC 4631 X-8的磁场和自转周期演化，发现其磁场在0.3-7×10¹⁴G范围内，推测其可能在数百万年后成为磁场约10⁹G的毫秒脉冲星，揭示ULXP的演化特征及毫秒脉冲星形成路径。
2026-04-20 astro-ph.HE
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。
2017-06-29 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
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
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
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
Pulse phase-resolved analysis of SMC X-3 during its 2016--2017 super-Eddington outburst
Be X射线脉冲星SMC X-3从2016年8月到2017年3月经历了一次超长和超亮的巨大爆发。X射线峰值亮度达到$\sim 10^{39}$ erg/s，表明强磁化中子星上存在轻度的超爱丁顿吸积。因此，它在银河系Be/X射线双星（$L_{\rm X}^{\rm peak} \leq 10^{38}$ erg/s）和在附近星系中发现的超亮X射线双星（$L_{\rm X}^{\rm peak} \geq 10^{40}$ erg/s）之间架起了一座桥梁。为了观察这次爆发，进行了一些观测。在本文中，我们进行了全面的相位分辨分析的高质量的数据与Nustar和XMM-牛顿，这是在高和中等光度水平观察。为了更好地理解整个极端爆发的演化，我们还考虑了低光度态下的Swift结果。在爆发初期，源的脉冲波形为双峰型，第二个主峰接近第一个主峰，并在低光度处合并为单峰。第二个主峰在20 keV以上消失，其辐射变得比第一个主峰的辐射要软得多。荧光铁谱线的线宽随相位变化很大，表明吸积流具有复杂的几何结构。与低亮度的情况相反，脉冲分数随着光子能量的增加而增加。低于1 keV的脉冲分量可以解释为在远离中心中子星的地方存在一个额外的热分量。
2018-01-08 astro-ph.HE
Continuous Gravitational Waves from Thermo-Elastic Mountains in Ultraluminous X-ray Pulsars
Lanzhou Center for Theoretical Physics, Key Laboratory of Theoretical Physics of Gansu Province, Key Laboratory of Quantum Theory and Applications of MoE, Gansu Provincial Research Center for Basic Disciplines of Quantum Physics, Lanzhou 730000, China（兰州理论物理中心，甘肃省理论物理重点实验室，教育部量子理论与应用重点实验室，甘肃省量子物理基础学科研究中心）；Institute of Theoretical Physics & Research Center of Gravitation, School of Physical Science and Technology, Lanzhou University, Lanzhou 730000, China（兰州大学物理科学与技术学院理论物理与引力研究中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University, Beijing 100871, China（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University, Beijing 100871, China（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China（中国科学院国家天文台）
本研究探讨超亮X射线脉冲星中磁致热弹性山脉产生的连续引力波，发现强磁场下非线性热传输增强四极矩，快速旋转的银河系ULXPs可能成为下一代探测器的目标。
2026-10-06 astro-ph.HE
Swift monitoring of M51: A 38-day super-orbital period for the pulsar ULX7 and a new transient ULX
我们提出的结果，从监测活动与尼尔Gehrels斯威夫特天文台的M51星系，其中包含几个变量的超亮X射线源（ULXs）。持续的运动始于2018年5月，我们在这里报告$\sim1.5$多年的观察结果。该活动包括105次观测，典型的周期为3- 6天，目标是确定ULX的长期X射线可变性。其中两个变化最大的源是ULX 7和ULX 8，这两个源都是由中子星提供动力的，这些中子星的亮度超过其各向同性爱丁顿光度高达100倍。这进一步证明了中子星驱动的ULX是最易变的。我们的两个主要结果是，第一，ULX 7表现出一个周期性的流量调制与一个38天的周期变化超过一个半量级的流量从峰到谷。由于该系统的轨道周期已知为2天，因此调制是超轨道的，这是ULX双星几乎无处不在的特性。其次，我们确定了一个新的瞬态ULX，M51 XT-1，它的发病发生在我们的活动，达到峰值亮度的$\sim10^{40}$ erg s $^{-1}$，然后逐渐衰落，在未来的$\sim200$天，直到它滑到我们的观测检测限以下。结合瞬态的高质量Swift/XRT光变曲线，Chandra和XMM-Newton的偶然观测提供了对可能的超级爱丁顿事件的发生和演变的见解。
2019-12-10 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
Spectral and temporal properties of the ultra-luminous X-ray pulsar in M82 from 15 years of Chandra observations and analysis of the pulsed emission using NuSTAR
巴切蒂等人（2014年）最近发现了一颗M82中的脉冲星，其亮度可达10^40尔格·秒^-1，是1.4兆索尔致密天体爱丁顿光度的100倍，这对吸积物理学提出了挑战。为了更好地了解这个源的性质和它的占空比，并在随后发表的几个物理模型，我们进行了光谱和时间分析的0.5-8千电子伏X射线发射从这个源15年的钱德拉观测。我们用幂律模型和圆盘黑体模型拟合了脉冲星的Chandra光谱，并在M82中进行了星际吸收。我们仔细评估了我们的观测中的堆积效应，其中4/19的观测具有> 10%的堆积分数，这是我们在使用卷积模型进行光谱建模期间考虑的。当用幂律模型拟合时，当光源处于高光度（L_X>10^39尔格·s^-1）时，平均光子指数为Gamma=1.33+/-0.15。对于圆盘黑体模型，平均温度T=3.24 ± 0.65 keV，与其它发光X射线谱一致。我们还研究了软过量成分和光谱突变的包含情况，发现光谱也与发光X射线脉冲星常见的这些特征一致。此外，我们提出了光谱分析从NuSTAR在3-50千电子伏的范围内，我们已经隔离的脉冲分量。我们发现该带的脉冲辐射最符合高能截止的幂律，其中γ =0.6+/-0.3，E_C=14^{+5}_{-3} keV。虽然这颗脉冲星以前被认为是一颗瞬变星，但我们从更长的基线研究中发现，它在15年的时间里一直非常活跃，在我们分析的19个观测数据中，有9个（47%）的脉冲星似乎发…
2015-12-16 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
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。
2010-04-11 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
On the Magnetic Fields of Ultraluminous X-ray Pulsars
到目前为止，已经发现了相当多的超铝X射线（ULX）天体。在这项工作中，我们构建了一个超爱丁顿，磁吸积盘模型来估计偶极磁场的8个ULX星系的基础上，他们观察到的自旋上的变化和光度。我们得到了偶极磁场解的两个分支。它们分布在分别对应于低和高$B$溶液的$B\sim (0.16-64.5)\times 10^{10}\,{\rm G}$和$\sim (0.275-79.0)\times 10^{13}\,{\rm G}$范围内。低磁场解对应于中子星远离自旋平衡的状态，而高磁场解则接近自旋平衡。在Be型ULX双星中导出的超强磁场意味着Be型ULX双星中的吸积模式可能比持久ULX双星中的吸积模式更复杂，并且可能不能用磁化吸积盘模型来解释。我们建议，吸积器和螺旋桨制度之间的过渡可以用来区分低和高$B$磁场的解决方案，除了检测的回旋共振散射功能。
2021-03-30 astro-ph.HE
The Super-Eddington Nature of Super Massive Stars
超大质量恒星（SMS）是大质量的氢天体，缓慢地辐射它们的引力结合能。这种假设的原始天体可能是在星系中心观测到的大质量黑洞（BH）的种子。在标准图片下，这些天体可以近似描述为n=3的多面体，并且它们的亮度非常接近爱丁顿光度。然而，一旦人们考虑到由爱丁顿极限附近的不稳定性引起的孔隙度，这会引起超爱丁顿态，标准图像应该被修改。我们研究这些物体的结构，演化和质量损失。我们发现以下情况。首先，SMS的进化由于其增加的能量释放而加速。它们加速连续驱动的风。如果没有旋转稳定性，这些风不足以“蒸发”物体，这样它们就可以坍缩形成超大质量的BH，然而，它们确实阻止了SMS发射大量的电离辐射。如果SMS是旋转稳定的，风会“蒸发”物体，直到一颗正常的亚爱丁顿星（sub-Eddington star）保留下来，质量只有几个100 Msun。
2012-03-20 astro-ph.HE
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。
2024-08-29 astro-ph.HE
Modeling of Thermal Emission from ULX Pulsar Swift J0243.6+6124 with General Relativistic Radiation MHD simulations
本研究通过广义相对论辐射MHD模拟Swift J0243.6+6124的超爱丁顿吸积，解释其热辐射起源，并约束吸积率与中子星磁场强度。
2023-05-21 astro-ph.HE
A NICER thermonuclear burst from the millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658
中子星内部成分探测器（NICER）广泛监测了2019年8月401 Hz毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658的爆发。在这封信中，我们报告了一个明亮的氦燃料I型X射线爆发的检测。这是迄今为止用NICER观测到的所有爆发源中最明亮的X射线爆发，其辐射热峰值通量为$(2.3\pm0.1)\times 10^{-7}$ erg/cm^2/s。爆发显示出显着的两个阶段的流量，在$1.0$ keV和$6.7$ keV的发射线，和爆发振荡在已知的脉冲星自旋频率，与$\approx4$ \%分数正弦振幅的演变。我们解释的爆发通量的演变为检测当地爱丁顿限制与氢和氦层的中子星信封。这些发射线可能与Fe有关，这是由于吸积盘对爆发发射的再加工。
2019-09-09 astro-ph.HE
Binary Pulsars in Magnetic Field versus Spin Period Diagram
我们在磁场-自旋周期（B-P）图上分析了186个双星双星（BPSR），可以清楚地显示它们与毫秒双星（MSP）的关系。一般来说，BPSR和MSP都被认为是在二元吸积阶段中再循环和自旋上升，并在爱丁顿吸积率（$\dot{M}{\bf \simeq}10^{18} g/s$）设定的自旋上升线以下演化。发现大部分BPSR分布在质量吸积率为$\dot{M}=10^{16} g/s$的自旋上升线附近，而几乎所有MSP样品都位于质量吸积率为$\dot{M}\sim10^{15} g/s$的自旋上升线上方.因此，我们计算出一个最小的吸积率（$\dot{M}\sim 10^{15} g/s$）是所需的MSP的形成，并提出了物理原因。在B-P图中，给出了BPSR的位置及其与伴星质量、轨道周期和偏心率等参数的关系。此外，对于位于极限起转线上方的7个BPSR，提出了可能的原因。
2013-04-09 astro-ph.HE
Super-Eddington Magnetized Neutron Star Accretion Flows: a Self-similar Analysis
本文通过自相似解研究超爱丁顿盘与磁化中子星磁层在薄边界层内的相互作用，给出磁层截断半径与阿尔文半径的比例关系，并表明该模型可用于解释超亮X射线双星等环境中的中子星吸积与自转演化。
2024-06-28 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto a magnetized neutron star
大多数超亮X射线源被认为是在爱丁顿极限以上吸积的物体。在最近发现的超亮X射线双星中，吸积星是一颗中子星，因此质量很小，爱丁顿极限也很小。这种天体周围的吸积盘结构会影响重要的观测量，如平衡周期、周期导数和磁层的大小。我们提出了一个模型，一个接近标准的吸积盘与磁层相互作用，只有在一个薄层附近的内盘边缘。我们的计算表明，磁层的大小可以表示为经典的阿尔文半径乘以无量纲因子$ξ$，它只取决于磁盘的厚度。在辐射压主导的盘的情况下，磁层的大小不依赖于质量吸积率。一般来说，增加圆盘厚度会导致以阿尔文半径为单位的更大磁层尺寸。对于足够大的质量吸积率和磁矩，不仅要考虑盘内的磁场压力和辐射压力，还要考虑吸积柱中靠近中子星表面产生的辐射压力。磁层的大小可能会增加多达两倍的影响，有关的磁盘厚度和辐射的中心源的结果。考虑到这些影响，对中子星磁矩的估计值降低了好几倍。
2017-03-20 astro-ph.HE
Swift monitoring of the new accreting millisecond X-ray pulsar IGRJ17511-3057 in outburst
一颗新的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 17511 -3057是在2009年9月12日的星系核膨胀监测计划中发现的。为了研究爆发期间源X射线通量和光谱特性的演变，我们请求对IGRJ 17511 -3057进行Swift监测。在本文中，我们报告的头两个星期的监测源的结果。IGR J17511-3057在爆发期间的持续发射可以用吸收黑体（kT~0.9 keV）和幂律分量（光子指数~1-2）很好地模拟，类似于从其他先前已知的毫秒彗星中观察到的情况。雨燕还探测到来自这个源的三个I型X射线爆发。通过假设这些爆发的峰值亮度等于纯氦I型X射线爆发的爱丁顿值，我们推导出源距离的上限为~10 kpc。根据氦爆发假说，理论上，预计爆发的重现时间为0.2-0.9天，与观测结果一致。
2009-12-07 astro-ph.HE
An evolving broad iron line from the first Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们利用中子星内部成分探测器（NICER）在2017- 2018年的巨爆发期间对超铝质Be/X射线瞬态脉冲星Swift J0243.6+6124进行了光谱研究。1.2- 10 ~keV能谱可用吸收截止幂律模型近似。我们在6- 7千电子伏的能量范围内检测到强的、依赖于亮度的发射线。一个狭窄的6.42千电子伏的线，观察到的子爱丁顿政权，被认为是演变成一个广泛的铁线轮廓在超爱丁顿政权。其他功能被发现在6.67和6.97千电子伏的铁线复杂。一个不对称的宽线轮廓，峰值在6.67 keV，可能是由于多普勒效应和引力红移。NuSTAR和NICER观测到的1.2- 79 keV宽谱在爆发峰处由吸收截止幂律加上多条高斯线和黑体分量很好地描述。物理反射模型也进行了测试，以探测宽铁线功能。根据质量吸积率，我们发现的排放网站，从约5000公里的范围更接近表面的中子星。我们的研究结果进行了讨论的框架内的吸积盘和它的含义上的磁场，在磁层中存在的光学厚吸积幕，喷流发射，并预计在超爱丁顿吸积率的大规模，超快流出。在NICER或NuSTAR数据中，我们没有检测到任何回旋吸收线的特征。
2019-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral analysis of the low-mass X-ray pulsar 4U 1822-371: Reflection component in a high-inclination system
X射线源4U 1822-371是一颗食低质量X射线双星和X射线脉冲星，拥有一颗NS，在X射线波段显示出周期性的脉动。系统的倾斜角度是如此之高，原则上，应该很难观察到中心物体的直接热发射和光谱的反射分量，因为它们被吸积盘的外边缘所隐藏。假设源在爱丁顿极限处吸积，我们分析了非同时XMM-牛顿和NuSTAR观测，并研究了平均宽带光谱，目的是调查反射分量的存在。在像4U 1822-371这样的高倾斜源中，以前没有观察到这样的分量。我们使用两种不同的反射模型，反射线加Pexplanar和自洽模型RfxConv的源的光谱发射建模。在我们的分析中，除了与中性或轻度电离铁相关的两条线外，我们还发现了光谱中反射成分的重要证据。连续光谱很好地拟合饱和康普顿模型和热黑体组件在较低的温度下由吸积盘发出。我们更新了星历表，在文献报道的最近的星历表上增加了两个新的日食时间。在我们提出的方案中，源是在爱丁顿极限吸积与$10^{38}$ erg/s的内禀光度，而观测到的光度是两个数量级低。尽管高的倾斜度，我们发现，反射分量是必需的，以适应残差在Fe线的范围和硬过剩观察到的光谱。内圆盘半径的最佳拟合值仍然是不确定的，并且依赖于模型。因此，需要更多的观测来证实这些结果，这可以为这个神秘而奇特的来源提供重要信息。
2021-09-02 astro-ph.HE
Comparing the Super-Eddington accretion of SMC X-3 and RX J0209.6-7427 with Swift J0243.6+6124
我们研究了SMC X-3和RX J0209.6-7427的巨爆发，比较了它们与Swift J0243.6+6124的超爱丁顿吸积机制。发现SMC X-3的高双峰轮廓与低于$2.3\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$的高双峰轮廓相差0.25个相位，这与Swift J 0243（发生在$0.9\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$附近）相似。RX J 0209的分布示出了在$1.25\times10^{38}$ erg/s $^{-1}$周围的高双峰和低双峰之间的类似的0.25相位偏移。0.25相位偏移对应于发射波束的90度角度变化，并且强烈支持从扇形波束到笔形波束的转变。它们的临界亮度分别意味着SMC X-3和RX J 0209的表面磁场$\sim4\times10^{13}$ G和$2\times10^{13}$ G，基于最近测量的Swift J 0243的回旋加速器线。SMC X-3的自旋上升速率和光度遵循$\dotν\propto L^{0.94\pm0.03}$关系，RX J 0209的自旋上升速率和光度遵循$\dotν\propto L^{1.00\pm0.03}$关系，这与Swift J 0243的相似，也与辐射压主导盘的预言相一致。这些结果表明，在爱丁顿光度以上确实形成了吸积柱，ULXP的人口可能对应于最高磁场的X射线天体。
2022-09-23 astro-ph.HE
Toward an understanding of thermal X-ray emission of pulsars
我们提出了一个理论模型的热X射线发射和冷却的孤立双星，假设双星是固体夸克星。我们计算了这类夸克星的热容，结果表明剩余热能不能维持典型孤立X射线星的热X射线亮度.我们的结论是，其他加热机制必须在运作中，如果实际上是固体夸克星的恒星。两种可能的加热机制进行了探讨。首先，对于磁层活动很少的超新星，来自星际介质或相关超新星遗迹中的物质的吸积可能为观测到的热辐射提供动力。在螺旋桨区，盘吸积率${\dot M}\sim$为爱丁顿吸积率的1%，并以$\sim 0.1% {\dot M}$的吸积率吸积到恒星表面，可以解释孤立的昏暗中子星和中心致密天体观测到的发射光度。其次，对于磁层活动显著的脉冲星，其自旋下降光度可能是通过反向等离子体电流流动产生热能的来源。脉冲星辐射热X射线光度与自旋能量损失率之间的唯象研究表明，可能存在1/2定律或线性定律，即$L_{\rm bol}^{\infty}\propto\dot{E}^{1/2}$或$L_{\rm bol}^{\infty}\propto\dot{E}$。这一结果与固体夸克星的热性质一起使我们能够计算此类恒星的热演化。计算了热演化曲线或冷却曲线，并与从17个活跃的X射线天体获得的"温度-年龄"数据进行了比较。结果表明，这些辐射源的辐射热X射线观测与固体夸克星脉冲星模型是一致的。
2010-11-04 astro-ph.HE
The 2019 super-Eddington outburst of RX J0209.6-7427: Detection of pulsations and constraints on the magnetic field strength
2019年11月，MAXI探测到了位于小麦哲伦云外翼的已知Be X射线双星系统RX J0209.6-7427的X射线爆发。我们用NICER跟踪了该系统的爆发，发现了周期为9.3秒的X射线脉动。我们同时分析了NuSTAR和NICER获得的X射线数据，使我们能够表征光谱并提供其热光度的准确估计。在爆发期间，系统的最大宽带X射线光度达到了$1-2\times10^{39}$ erg/s，因此超过了典型的1.4 $M_{\odot}$质量中子星（NS）的爱丁顿极限大约一个数量级。费米/GBM和NICER的监测观测使我们能够研究NS的自旋演化，并将其与标准的吸积力矩模型进行比较。我们发现NS磁场的量级应该是$3\times10^{12}$ G.我们得出结论，RX J0209.6-7427表现出从麦哲伦云中的Be X射线双星脉冲星观察到的最明亮的爆发之一，达到与2016年SMC X-3爆发相似的光度水平。尽管RX J0209.6-7427具有超爱丁顿光度，但NS似乎只有中等的磁场强度。
2020-04-06 astro-ph.HE
The Energy Spectrum of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
假设AXP和SGRs从回退盘吸积物质，我们试图解释软和硬X射线发射的吸积过程的结果。我们还试图解释它们的射电辐射或缺乏它。我们测试的假设，幂律，硬X射线光谱产生的吸积流主要是由体运动康普顿软光子发射在中子星表面。备用磁盘模型调用$10^{12} - 10^{13}$ G的表面偶极磁场，这是我们在这里假设的。与吸积率为高度超爱丁顿的普通X射线类星体不同，AXP和SGR中的吸积率近似为爱丁顿，因此体运动康普顿化有效地运行。作为一个说明性的例子，我们使用XSPEC软件包compTB再现AXP 4U 0142+61井的硬和软X射线谱。我们的模型似乎解释了硬和软X射线光谱的AXP和SGR，以及他们的无线电发射或缺乏它，在一个自然的方式。这也可以解释在这些源中观察到的短爆发。另一方面，它不能解释在SGR中观察到的巨型X射线爆发，这可能是由于局部多极场的磁能转换。
2010-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Spectroscopic comparison between ultraluminous X-ray sources and magnetar bursts
附近的星系拥有超亮X射线源（ULX），其性质在很大程度上仍然未知。在第一颗ULX脉冲星M82 X-2被发现之前，大多数ULX的大光度的动力机制被认为是超级爱丁顿吸积到黑洞上。ULX脉冲星清楚地表明，这一假设并不普遍，问题是，其他ULX是否也是由中子星上的吸积提供动力的。一种可能性是通过强磁场来降低不透明度，就像磁星一样，就像对M82 X-2提出的那样。为了研究ULXs和磁星爆发/耀斑之间的联系，我们进行了这些类之间的比较光谱研究，这两个类都在$L \sim 10^{40}$ erg s $^{-1}$附近发射类似的超爱丁顿光度。我们发现，当它们的光谱与双热模型拟合时，ULX的长期光谱变化与磁星耀斑期间看到的短期光谱变化相似。在这两类源中，黑体温度和半径遵循类似的$R_\textrm{bb} \propto T_\textrm{bb}^{-2}$趋势，唯一的区别是ULX中的温度低一个数量级，因此它们具有大得多的特征发射面积。此外，两个黑体分量的亮度之间的比率显示出相同的一对一的依赖性在ULX和磁星。我们讨论了这些相似性的可能起源，并推测，在“磁星-ULX”缺乏脉动的原因可能是，他们的光球远远超出了中子星表面。
2017-01-24 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
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
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
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
Thick accretion disk and Its super Eddington luminosity around spinning blackholes
在一般的吸积盘模型理论中，围绕天体的吸积盘包括服从开普勒运动的流体环。然而，当我们靠近吸积盘的中心时，我们应该考虑相对论和旋转效应，吸积盘周围是旋转的致密大质量物体，如黑洞或中子星。在这项研究中，我们探讨的吸积盘的内部部分的几何形状的背景下，Mukhopadhyay的伪牛顿势近似的完整的广义相对论理论。我们发现，在致密旋转黑洞表面附近，吸积盘的形状“膨胀”或变厚，吸积盘的光度可超过爱丁顿光度。
2021-03-19 astro-ph.HE
Discovery of a 0.42-s pulsar in the ultraluminous X-ray source NGC 7793 P13
NGC 7793 P13是一个可变（亮度范围~100）的超亮X射线源（ULX），被认为是一个双星系统中的恒星质量黑洞，其质量小于15 M $_{\odot}$，轨道周期为64 d，伴星为18-23 M $_{\odot}$ B 9 Ia。在EXTraS项目中，我们在NGC 7793 P13的两次XMM-牛顿观测中发现了周期约为0.42 s的脉动，在此期间，在$L_{\mathrm{X}}\sim2.1\times10^{39}$和$5\times10^{39}$ erg s $^{-1}$（0.3-10 keV波段）检测到了源。这些发现明确地表明，NGC 7793 P13中的致密物体是一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。虽然标准的吸积模型面临的困难占脉冲星X射线光度，多极磁场的存在与$B$ ~几个$\times$ 10 $^{13}$ G靠近吸积柱的底部似乎是在协议的系统的属性。
2017-01-04 astro-ph.HE
Swift observations of SMC X-3 during its 2016-2017 super-Eddington outburst
Be X射线脉冲星SMC X-3从2016年8月到2017年3月经历了一次巨大的爆发，这是由雨燕卫星监测的。在爆发期间，它的宽带通量急剧增加，未被吸收的X射线光度在8月24日左右达到$\sim 10^{39}$ erg/s的极值。利用Swift/XRT数据，我们测量了观测到的中子星的脉冲频率，计算了双星系统的轨道参数。在将轨道修正应用于Swift观测之后，我们发现自旋频率从8月10日的128.02 mHz稳步增加，并在2017年1月接近自旋平衡$\sim 128.74$ mHz，未吸收光度为$L_{\rm X} \sim 2\times10^{37}$ erg/s，表明中子星表面存在强偶极磁场$B \sim 6.8\times10^{12}$ G。在超级爱丁顿爆发期间，自旋上升率与其X射线光度密切相关。Swift/XRT数据中的脉冲轮廓是可变的，在爆发的早期阶段显示双峰，然后在低光度下合并为单峰。此外，我们报告的低温（$kT \sim 0.2$ keV）热分量出现在相位平均光谱的通量衰减，它可能是从外部截断磁盘或外部流和磁层之间的边界层。
2017-06-02 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
Discovery of a 0.8-mHz quasi-periodic oscillation in the transient X-ray pulsar SXP31.0 and associated timing transitions
University of Turku（图尔库大学）；Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院空间研究所）；University of Oxford（牛津大学）
在X射线脉冲星SXP31.0中发现0.8 mHz准周期振荡及其相关定时转变，该振荡在高能区出现并随后消失，表明其为瞬态现象。
2026-03-05 astro-ph.HE
