Ultra-luminous X-ray sources as magnetically powered sub-Eddington advective accretion flows around stellar mass black holes
为了解释超亮X射线源（ULX）异常高的光度和光谱性质，一些潜在的黑洞被认为是中等质量的，在几十到几百万太阳质量之间。事实上，长期以来一直存在一个问题，即黑洞的中程质量缺失。然而，由于一些ULX也被认为是中子星，因此它们不寻常的高亮度通常是由超艾丁顿吸积引起的。然而，所有的模型都是基于非磁化或弱磁化吸积。然而，有证据表明，恒星质量的黑洞周围的吸积盘/流中的磁场可能是百万高斯。这样一个磁制动吸积流理所当然地起着关键的作用，许多组合盘射流/流出系统的动力。在这里，我们表明，2.5维对流磁化吸积盘/流出系统周围的恒星质量黑洞的流动能量足以解释ULXs在其硬态的权力。因此，它们既不会有中等质量的黑洞，也不会有超级爱丁顿吸积体。我们认为，至少有一些ULX是围绕恒星质量黑洞的磁动力亚爱丁顿吸积体。
2018-08-30 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 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
Radio emission from colliding outflows in high-mass X-ray binaries with strongly magnetized neutron stars
我们提出了一个玩具模型的无线电发射在HMXB与强磁化中子星（NS）的风碰撞区形成的NS流出和恒星风的大质量的同伴。射电辐射预计来自激波加速电子的同步辐射和恒星风的自由-自由辐射。我们发现，对于大多数参数，GHz光度（$L_R$）和吸积X射线光度（$L_X$）之间的关系可以写成$L_R \propto L_X^b$。当星风的热辐射在射电中占主导地位时，预计与X射线没有相关性（$b=0$）。我们通常发现亚爱丁顿X射线光度的相关性很陡（$b=12/7$），而超爱丁顿X射线光度的相关性较浅（$b=2(p-1)/7$），其中$p$是加速电子的幂律指数。最大预测射电亮度与NS性质无关，而取决于恒星风动量、双星分离距离和最小电子洛伦兹因子。使用贝叶斯方法，我们模拟了PDMATHAMT的无线电观测，涵盖了广泛的质量吸积率。我们的研究结果支持了在亚爱丁顿X射线光度下射电探测的激波起源。然而，没有物理上有意义的参数可以发现的超爱丁顿阶段的爆发，这表明一个不同的起源。未来使用更灵敏的仪器进行观测，可能会发现大量的HMXB，它们在无线电中具有强磁化的NS，从而可以确定$L_R-L_X$关系中的斜率，并将风碰撞情景投入测试。
2021-10-22 astro-ph.HE
Accretion of supersonic magnetized winds onto black holes
我们提出了磁化超音速风吸积到一个旋转的黑洞在三维空间。我们选择代表性的自旋风的方向，以说明其对激波锥的演变和形态的影响。与纯粹的流体动力学情形不同，磁化情形中最重要的发现是形成了稀薄的斑点，其中磁场压力超过气体压力。在这些稀疏的斑点中，我们发现激波锥内涡流的形成。
2023-01-11 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
Strongly Magnetized Super-Eddington Accretion: How Spin and Accretion Rate Regulate Energy Output and Mass Loss
The University of Hong Kong（香港大学）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天体物理研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration & Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève（日内瓦大学引力波科学中心）；University of Southampton（南安普顿大学）
通过32个广义相对论辐射磁流体动力学模拟，明确黑洞自旋与吸积率调控超爱丁顿磁化吸积的风损失率与能量输出效率，给出相关标度关系，为解释ULXs观测提供框架。
2026-08-03 astro-ph.HE
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。
2018-06-06 astro-ph.HE
Magnetized relativistic stellar models in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
考虑了在Eddington激发的Born-Infeld（EiBI）引力下中子星内部的磁场结构.为了构造磁场，我们推导了EiBI中的相对论Grad-Shafranov方程，并以内部磁场应与外部分布相连接的方式数值确定了磁场分布。然后，我们发现EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布在性质上是相似的，其中EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布的偏差几乎可以与中子星物质状态方程引起的不确定性相比拟.然而，我们也发现地壳区的磁场几乎与EiBI中的耦合常数无关，这表明通过对地壳区相关现象的观测，可以获得与引力理论无关的地壳物态方程信息.无论如何，由于EiBI引力在磁场上的印记很弱，考虑到许多磁不确定性，磁场可能是引力理论的一个糟糕的探测器。
2015-03-30 astro-ph.HE gr-qc
Shock-free super-Eddington accretion onto magnetized neutron star
Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文研究磁化中子星在吸积柱高度超过磁层半径时的无激波超爱丁顿吸积，构建了完全亚声速的半解析解，并通过模拟验证，提出此类模式可解释非脉冲超亮X射线源。
2026-09-24 astro-ph.HE
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}$，而避免螺旋桨制度。我们将我们的模型应用到两个脉冲星，NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13，并讨论如何解释它们的光度和自旋周期率在不同的配置，无论是有或没有多极磁性组件。
2021-04-13 astro-ph.HE
Breaking the limit: Super-Eddington accretion onto black holes and neutron stars
随着最近在高红移处发现大质量和高亮度的类星体（$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
Super-Eddington accretion onto black holes and its application to fallback accretion
本文研究黑洞超爱丁顿球对称吸积，利用边界层理论获得两类解析解，并将其应用于失败超新星后的回落吸积，预测观测特征并解释NGC 6946和M31中候选体的亮度来源。
2025-07-22 astro-ph.HE
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
Hypercritical accretion onto a magnetized neutron star surface: a numerical approach
在核心坍缩的超新星中产生的新生中子星的性质会受到爆炸后几小时可能发生的后期回落的强烈影响。这种吸积发生在由中微子冷却主导的区域，Chevalier（1989）最初在这方面进行了探索。在这里，我们重新审视这种方法在一个一维球对称模型，并进行数值模拟，在二维的吸积柱到中子星考虑详细的微观物理，中微子冷却和磁场的存在下，在理想的MHD。我们比较我们的数值结果的解析解，并探讨如何纯流体动力学以及MHD的解决方案不同于他们，并开始探索这可能会影响外观的残余作为一个典型的射电脉冲星。
2010-06-15 astro-ph.HE
GR-RMHD Simulations of Super-Eddington Accretion Flows onto a Neutron Star with Dipole and Quadrupole Magnetic Fields
本文通过GR-RMHD模拟研究磁化中子星超爱丁顿吸积流，揭示偶极与四极磁场分别导致磁极吸积柱和赤道带状吸积流，并据此约束Swift J0243.6+6124的磁场结构。
2024-10-23 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Models of Accretion onto Stellar-Mass Black Holes: II. Super-Eddington Accretion
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，Flatiron研究所）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（自然科学学院，高等研究院）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文学研究所，弗吉尼亚大学）；Michigan SPARC, Los Alamos National Laboratory（密歇根SPARC，洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Computational Physics and Methods, Los Alamos National Laboratory（计算物理与方法部门，洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本研究通过GRMHD模型分析超埃德顿吸积流，揭示辐射压力支撑厚盘、辐射驱动喷流及喷流对观测特征的影响，适用于多种天文系统。
2026-03-05 astro-ph.HE
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 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
The Physics of Accretion Onto Highly Magnetized Neutron Stars
研究强磁化、吸积的中子星的磁极上方区域的物理过程，对于我们理解恒星和双星系统的演化至关重要。也许更重要的是，它为我们提供了一个研究暴露在极端辐射、引力和磁场下的高温和高密度等离子体物理的天然实验室。在过去的十年里，观测已经揭示了等离子体以接近光速的速度落在中子星表面时停止的方式。最近在模拟这些过程方面的进展已经导致了对磁场和等离子体性质的直接测量。另一方面，许多物理过程已经被确定，挑战我们目前的图片如何吸积过程到中子星的作品。观测和理论是我们在这一制度中的基本工具，因为极端条件无法在地球上复制。本白皮书概述了当前的理论，突出的理论和观测挑战，以及在当代天体物理学研究中解决这些问题的重要性。
2019-03-29 astro-ph.HE
H-AMR FORGE'd in FIRE I: Magnetic state transitions, jet launching and radiative emission in super-Eddington, highly magnetized quasar disks formed from cosmological initial conditions
本研究将宇宙学初始条件下形成的高磁化类星体吸积盘系统重映射到H-AMR代码开展三维模拟，发现盘内区发生磁态转变，驱动强风与相对论喷流，吸积率达5倍爱丁顿极限，辐射特征符合类星体观测结果。
2025-01-13 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
Hyper-Eddington mass accretion onto a black hole with super-Eddington luminosity
我们进行一维辐射流体动力学模拟，以解决吸积流到大质量黑洞（BH）与一个非常高的速度。假设光子捕获将从中心区域出现的亮度限制为$L\lesssim L_{\rm Edd}$，Inayoshi，Haiman和Ostriker（2016）已经表明吸积流稳定到“超爱丁顿”解决方案，具有稳定和等温的（$T\simeq 8000$ K）邦迪轮廓，达到$\gtrsim 5000$乘以爱丁顿吸积速率$\dot{M}_{\rm Edd}\equiv L_{\rm Edd}/c^2$。在这里，我们解决的可能性，气体吸积与有限的角动量形成一个明亮的核吸积盘，光度超过爱丁顿极限（$1\lesssim L/L_{\rm Edd}\lesssim 100$）。结合我们的模拟与分析模型，我们发现，过渡到稳定的超爱丁顿吸积仍然发生，只要光度保持低于$L/L_{\rm Edd}\lesssim 35~(M_{\rm BH}/10^4~M_\odot)^{3/2}(n_\infty/10^5~{\rm cm^{-3}})(T_\infty/10^4~{\rm K})^{-3/2}(r_{\star}/10^{14}~{\rm cm})^{-1/2}$，其中$n_\infty$和$T_\infty$是周围气体的密度和温度，和$r_\star$是光球的半径，在辐射出现。如果光度超过这个值，吸积就变成偶发性的。我们的结果可…
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Crossing the Eddington limit: examining disk spectra at high accretion rates
最暗的超亮X射线源（ULX），即那些光度为1 < L_X/10^39 < 3 erg s^-1的0.3 ~ 10 keV的超亮X射线源，其X射线谱往往是盘状的，但比薄的吸积盘所预期的要宽。这些“加宽的圆盘”光谱被认为表明了恒星残骸黑洞上的近或轻度超爱丁顿吸积。在这里，我们报告的样本明亮的热占主导地位的黑洞二进制文件，其中有爱丁顿比限制到中等的值，也表现出扩大磁盘光谱在0.3-10千电子伏波段在一个数量级较低的光度。这种加宽在仅观察~2 keV以上的研究中会被错过。虽然这可能表明，扩大磁盘ULX可能是由吸积到大质量恒星残余黑洞接近最大的自旋，我们认为，在一个场景中，他们是在接近爱丁顿光度赞成，这样的辐射压力预计将导致几何超薄，平流吸积盘。然而，这意味着需要一个额外的物理机制来产生在低爱丁顿比下观察到的宽光谱。
2016-11-28 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Models of Accretion onto Stellar-Mass Black Holes: I. Survey of Eddington Ratios
本文使用全广义相对论辐射输运算法，调查了不同吸积率、自旋和磁场下的黑洞吸积流结构，发现超爱丁顿吸积辐射效率低，净磁通量影响近亚爱丁顿盘结构，并探讨了其在 X 射线双星和 JWST 小红点观测中的应用。
2025-09-12 astro-ph.HE
Supercritical Accretion onto a Non-Magnetized Neutron Star: Why is it Feasible?
为了理解为什么超临界吸积在中子星上是可行的，我们仔细研究吸积流动力学的2.5维广义相对论（GR）辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，比较吸积到非磁化中子星（NS）和黑洞（BH）的情况。超临界黑洞吸积相对容易，因为黑洞可以吞噬多余的辐射能量，因此辐射通量可以在其附近向内。这种机制对于具有固体表面的NS永远不起作用。事实上，我们发现辐射力总是向外的。相反，我们发现由于强辐射压力驱动的外流，质量吸积率显着降低。辐射通量$F_\mathrm{rad}$是自调节的，使得辐射力与重力和离心力的总和平衡。即使当辐射能量密度远远超过爱丁顿光度$E_\mathrm{rad} \simeq F_\mathrm{rad}τ/c> 10^2 L_\mathrm{Edd}/(4πr^2 c)$的预期值时，辐射通量也总是保持在一定值以下，这使得有可能不将所有气体从盘上吹走。这些效应使超临界吸积成为可能。我们还发现，一个沉降区，吸积显着减速辐射垫，周围NS表面形成。在沉降区，辐射温度和质量密度分别大致遵循$T_\mathrm{rad} \propto r^{-1}$和$ρ\propto r^{-3}$。黑洞周围没有沉降区，物质可以直接被黑洞以超音速吞噬。
2017-12-06 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
Super-Eddington accretion onto a stellar mass ultraluminous X-ray source NGC 4190 ULX1
我们提出了高质量的XMM-牛顿观测的结果，在星系NGC 4190的ULX。在NGC 4190 ULX 1光谱中检测到光谱截止，排除了ULX处于标准低/硬正则吸积状态的解释。我们报告说，高质量的EPIC光谱可以更好地描述了广泛的热组件，如一个薄的磁盘。此外，我们发现长期的光谱和通量的变化源使用几个XMM牛顿和雨燕数据。通量和幂律光子指数之间存在明显的反相关，进一步证实了ULX的光谱态演化。ULX的光谱特性表明，该源是在一个扩大的磁盘状态与光度（$\approx (3-10) \times 10^{39}$尔格s $^{-1}$）落在ultraluminous制度。正的亮度-温度关系进一步表明，多色盘模型遵循$L \propto T^4$关系，这是预期的黑体盘发射从一个恒定的区域和薄盘模型似乎有利于$L \propto T^2$关系与平流主导的盘发射一致。从这种光度下的宽盘状光谱特征，我们估计了中心致密天体的质量上限，并发现ULX拥有一个恒星质量的黑洞。
2021-03-18 astro-ph.HE
Population synthesis of ultraluminous X-ray sources with magnetised neutron stars
用混合方法计算了一个具有类似于银河系薄盘恒星形成历史的螺旋星系中具有磁化中子星（NULX）的超亮X射线源的布居模型。首先，应用解析近似（代码BSE），我们构建了可以成为NULX潜在前兆的密近双星（CBS）系综。其次，用演化程序MESA计算了磁化中子星（NS）的吸积演化。计算了亚、超临界圆盘模型和平流圆盘模型在NS上的吸积率和X射线光度。在吸积到磁化的NS上的过程中，当NS磁层所定义的盘的内边界处的能量释放是亚爱丁顿时，在亚临界阶段已经达到了超爱丁顿光度$L_\mathrm{X}>10^{38}$ erg~s $^{-1}$。它表明，CBS的标准演变与帐户的吸积到磁化NS的特殊性，使我们能够解释定量观察到的NULX特性（X射线光度，NS自旋周期，轨道周期和质量的视觉组件），而无需额外的模型假设的准直X射线发射NS与高观测超爱丁顿光度。在一个恒星形成率为3- 5 $M_\odot {\rm yr^{-1}}$的模型星系中，可能存在多个NULX。如果发现NULX中存在$L_{\mathrm X} \sim 10^{41}$ erg~s $^{-1}$的强风，那将是磁化NS上超级爱丁顿吸积的一个标志。
2021-02-19 astro-ph.HE
Hyper-Eddington accretion flows onto massive black holes
我们研究了嵌入低金属丰度致密气体云中的大质量黑洞（BH; 10^2 < M_BH < 10^6 Msun）的甚高速球对称吸积流，进行了一维流体动力学模拟，包括多频辐射传输和非平衡原始化学。我们发现，当（n/10^5 cm^-3）>（M_BH/10^4 Msun）^{-1}（T/10^4 K）^{3/2}时，可以在不受辐射反馈阻碍的情况下，以超爱丁顿速率从邦迪半径快速供应气体，其中n和T是邦迪半径之外的环境气体的密度和温度。在这种情况下产生的吸积速率是稳定的，并且大于爱丁顿速率的3000倍。在较低的Bondi速率下，由于辐射反馈，吸积是间歇性的，平均速率被限制在爱丁顿速率以下。对于超爱丁顿情形，定常解由两部分组成：辐射主导的中心核，其中由于电子散射导致的光子捕获是重要的;以及遵循Bondi轮廓的吸积包层，T~8000 K。当出射光度由于光子捕获而被限制在爱丁顿光度以下时，来自中心区域的辐射在更大尺度上不影响气体动力学。我们将这一结果应用于维里温度T_vir> 10^4 K的原星系中大质量黑洞的快速形成。一旦种子黑洞在星系中心形成，它可以通过气体吸积生长到最大~10^5（T_vir/10^4 K）Msun，而与初始黑洞质量无关。最后，我们讨论了可能的观测签名的快速吸积BH与/不允许灰尘。我们认为，这些系统可以解释Lya发射器没有X射线和发光的红外源与热尘埃排放，分别。
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Standing shocks in magnetized advection accretion flows onto a rotating black hole
本文给出了旋转黑洞周围存在耗散时磁化平流吸积流的全局结构。通过考虑环形磁场对吸积流的穿透作用，并假设同步辐射机制是主要的冷却过程，我们得到了整体跨音速吸积解，这些解分别用粘性（$α_B$）、吸积率（${\dot m}$）和等离子体- $β$等耗散参数表示.在旋转磁化吸积流中，在黑洞附近区域产生离心势垒，触发流变量的不连续激波跃迁。显然，激波特性和激波后气流（下文称为激波后电晕（PSC））的动力学是由气流参数决定的。我们研究了耗散参数在驻波形成中的作用，发现无论是在气压主导的流动中还是在磁压主导的流动中，都存在整体激波吸积解。此外，我们还观察到，在快速旋转的黑洞周围也会继续形成驻波激波。我们确定的范围内的耗散参数，允许冲击吸积的解决方案，并发现，即使在存在高耗散极限的持续冲击继续形成，虽然冲击形成的可能性随着耗散的增加而减少。此外，我们计算临界吸积率（${\dot m}^{\rm cri}$），承认冲击和观察到存在的驻激波在磁占主导地位的吸积流时，吸积率一般位于亚爱丁顿域。最后，我们计算了可能从PSC逃逸的最大耗散能量，并指出其在天体物理背景下的可能含义。
2018-07-30 astro-ph.HE
Oscillations of the Eddington Capture Sphere
我们提出了一个玩具模型的轻度超爱丁顿，光学薄吸积到一个紧凑的恒星在史瓦西度规，它预测周期性变化的光度时，物质以恒定的吸积率提供给系统。这些都与爱丁顿捕获球的周期性出现和消失有关。在该模型中，发现频率与光度成反比。如果输入吸积率是（严格）周期性变化的，则光度变化是准周期性的，质量吸积的品质因数与质量吸积涨落的相对幅度成反比，其最大值约为Q= 1/（10| Δ Mdot/Mdot|）在大约1至2 kHz的频率振荡2太阳质量的恒星。
2012-08-14 astro-ph.HE
Eddington Capture Sphere around luminous stars
从无限远落在表面具有轻度超埃丁顿亮度的致密球形恒星上的测试粒子通常被捕获在“埃丁顿捕获球”上，并且不会到达恒星的表面。大约在25年前，人们首次发现了一个球体的存在，在这个球体上，辐射压力平衡了静态粒子的引力。随后，它被证明是径向运动粒子的捕获球，最近也被证明是非径向运动粒子的捕获球，其中坡印廷-罗伯逊辐射阻力有效地消除了粒子的轨道角动量，将其减少到零。在这里，我们进一步发展这一想法，表明“悬浮”的爱丁顿球（以上的恒星表面）是一个稳定的平衡状态，并讨论其影响霍伊尔-利特尔顿吸积到一个发光的恒星。当爱丁顿球存在时，致密恒星的实际吸积截面通常小于几何截面（π R平方），直接落在恒星表面上只有相对论粒子才有可能，在无穷远处所需的最小粒子速度通常为光速的1/2。我们进一步表明，在恒星表面附近的典型轨迹上的粒子也将被困在爱丁顿捕获球。
2012-08-10 astro-ph.HE gr-qc
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
Super-Eddington Accretion in Tidal Disruption Events: the Impact of Realistic Fallback Rates on Accretion Rates
在恒星被大质量黑洞潮汐分裂后，分裂的恒星碎片可以以大大超过其爱丁顿极限的速度落回黑洞。为了了解黑洞质量如何影响潮汐破坏事件中超级爱丁顿吸积的持续时间，我们首先运行一套模拟的破坏太阳系恒星的超大质量黑洞的质量变化，直接测量回落率到洞，我们比较这些回落率的分析预测的“冻结”模型。然后，采用零伯努利吸积流作为黑洞吸积流的解析表达式，研究了黑洞的吸积率随更精确的回退率的变化规律.我们发现，数值模拟的回退率产生吸积率的洞，可以根据黑洞质量，是近一个数量级大于冻结近似预测。我们的研究结果提出了新的限制最大黑洞质量的超爱丁顿吸积发生在潮汐破坏事件。
2018-07-06 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
Atmosphere of strongly magnetized neutron stars heated by particle bombardment
强磁化的中子星（如磁星）的磁层可以维持大的电流。带电粒子返回表面时具有大的洛伦兹因子，产生粒子轰击。本文研究了强磁化中子星在粒子轰击加热条件下的辐射输运。在爱丁顿近似下，考虑了强磁场引起的极化效应，求解了灰色大气的辐射转移方程。该解决方案显示了热外层和低（均匀）温度大气内部的形成。这表明出射光谱可以由单个黑体描述，可能形成光学/红外过量（低于约1 eV）。我们还发现，偏振强烈依赖于粒子轰击的亮度和穿透长度。因此，从活跃的来源，如瞬态磁星，其中的光度减少了几个数量级的热辐射，可能会显示出显着变化的偏振模式在爆发下降。我们的研究结果可能是相关的，在未来的X射线偏振任务，如IXPE和eXTP。
2018-11-20 astro-ph.HE
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。
2013-12-02 astro-ph.HE
Numerical solution of the radiative transfer equation: X-ray spectral formation from cylindrical accretion onto a magnetized neutron star
预测几个天体中出现的X射线谱非常重要，特别是在将观测数据与理论模型进行比较时。为了这个目的，我们已经开发了一个算法，解决了辐射转移方程的福克-普朗克近似时，热和体康普顿发生。该算法本质上是一种松弛方法，当系统达到稳态平衡时，可以获得稳定的解。我们得到的解决方案的辐射转移方程在二维域定义的光子能量E和光学深度的系统τ使用有限差分偏导数，并施加特定的边界条件的解决方案。我们讨论了磁化中子星上的柱形吸积。我们考虑了一个黑体种子光谱的光子与指数分布的吸积柱和吸积的速度达到最大值的恒星表面和顶部的吸积柱，分别。在这两种情况下，较高的电子温度和光学深度τ值产生更平坦和更硬的光谱。其他有助于光谱形成的参数是垂直速度剖面的陡峭度，在恒星表面的曲率，和吸积柱的半径。后一个参数修改出现的光谱在一个镜面的方式为两个假设的吸积配置文件。该算法已在XSPEC软件包中实现，用于X射线光谱拟合，并专门用于高磁场（> 10^{12} G）的中子星极盖吸积的物理框架，预计这将是典型的吸积系统，如X射线双星和超巨星快速X射线瞬变。
2011-11-29 astro-ph.HE
Radio activity of supermassive black holes with extremely high accretion rates
来自高爱丁顿和超爱丁顿吸积活动星系核的射电辐射有多种来源：持续喷流、磁化日冕和类风外流。现在还不清楚哪种机制是导致观测到的射电辐射的主要机制，以及射电辐射与其他特征参数（如爱丁顿比和黑洞质量）的关系。本文介绍了5 GHz甚大阵对窄线Seyfert 1星系中25个极高爱丁顿吸积超大质量黑洞（EESBH，爱丁顿比接近或大于1）的样品的观测结果，其中探测到22个源。大多数EESBH表现出从几百秒差距到一千秒差距尺度的紧凑射电结构。我们估算了产生射电辐射所需的最低恒星形成率面密度，发现它高于以往在环核星暴星系中探测到的最大值，这意味着射电辐射来自活动星系核活动。随着比较样本，我们发现一个整体的逆无线电响度和爱丁顿比的相关性范围从子到超级爱丁顿比。高Eddington和轻度超Eddington活动星系核（-0.5<log lambda_Edd<0.6）的射电与X射线亮度比L_R/L_X~10^-5至10^-4，射电频谱陡峭，支持射电发射来自日冕的瞬时喷出物（流出物），但是，喷流的贡献不能完全排除。我们的高度超爱丁顿源（log lambda_Edd>~0.6）具有较平坦的射电频谱，同时其射电光度较低：L_R/L_X~10^-5，其射电发射可能由磁化日冕主导，本文还提出了一种辐射压引起的喷流。
2020-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for Optically Thick, Eddington-limited Winds Driven by Supercritical Accretion
超临界吸积到紧凑的物体上，为光学厚度和爱丁顿限制的大规模风提供动力。如果大部分来自中央圆盘的硬X射线被风遮蔽，源将显示出类似黑体的光谱，其亮度与致密物体的质量成比例。从钱德拉附近星系的档案中，我们选择了一个明亮和非常软的光源样本，并排除了前景物体和超新星遗迹的污染。他们被发现优先与晚型星系。我们样本中的大多数来源要么太热，要么太亮，不能用白矮星表面的核燃烧来解释，而被认为是由吸积提供动力的。最可能的解释是，它们是由于超临界吸积驱动的风从光球层发射到致密物体上。它们的黑体光度范围从~10^37到近10^40 erg/s，表明存在中子星和恒星质量的黑洞。黑体的光度也显示出可能的双峰分布，虽然在低的意义，达到峰值附近的爱丁顿极限的中子星和恒星质量的黑洞，分别。如果这一点能够得到证实，那将是超临界吸积为厚风提供动力的确凿证据。基于风模型，推断这些天体的质量吸积率大约是爱丁顿速率的几百倍，这表明它们可能在吸积率方面介于典型的超铝X射线源和SS 433之间。
2018-12-07 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Models of Accretion onto Stellar-Mass Black Holes: III. Near-Eddington Accretion
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron Institute 计算天体物理中心）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学学院）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学弗吉尼亚理论天文学研究所）；Michigan SPARC, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室密歇根SPARC）；Computational Physics and Methods, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室计算物理与方法部门）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
通过求解包含完整辐射输运的GRMHD方程，研究了四个近爱丁顿黑洞吸积模型，揭示了磁场拓扑和黑洞自旋对吸积盘结构及喷流的影响。
2026-09-07 astro-ph.HE
Accretion and outflow from a magnetized, neutrino cooled torus in the gamma ray burst central engine
伽马射线暴（GRB）是一种能量极高的瞬变事件，从宇宙中最遥远的地方都能看到。它们很可能是由超爱丁顿速率的吸积提供动力的，这种吸积作用会进入一个新诞生的恒星质量的黑洞。这个中央引擎产生了最强大的，高洛伦兹因子的喷流，负责高能伽马射线的发射。利用广义相对论中的二维磁流体力学模拟，研究了伽玛暴中央发动机中吸积流的演化。我们计算了极热、极密的环面吸积到快速旋转的黑洞上的结构和演化，黑洞发射磁化喷流。我们计算的化学结构的磁盘和帐户中微子冷却。我们的初步运行适用于短GRB的情况下（残留环面增生后，NS NS或NS BH合并）。我们对选定的盘和中心BH质量估计了这样一个事件的中微子光度
2011-11-23 astro-ph.HE
Bondi-Hoyle Accretion onto Magnetized Neutron Star
利用轴对称MHD方法研究了在星际介质中以超音速（马赫数为3）运动的孤立磁化中子星的Bondi-Hoyle吸积。假设恒星有一个与其运动方向一致的偶极磁场，磁层半径R_m小于吸积半径R_BH，因此引力聚焦是重要的。我们发现在所考虑的参数下，磁化星的吸积率小于非磁化星的吸积率。靠近恒星时，吸积物质沿着磁极落在恒星表面，质量流量较大的物质流向恒星的背风极。在恒星磁场相对较大的情况下，恒星的磁场在R_m之外的物质流方向上（朝向恒星的迎风面）被拉伸。对于较弱的磁场，我们观察到的振荡的封闭磁层的正面和背面。这些都伴随着强烈的振荡的质量吸积率的变化因素~ 3。由于星际物质的吸积，在X射线波段可以看到没有射电辐射的老的缓慢旋转的中子星。一般来说，恒星的速度、磁矩和角速度矢量可能都在不同的方向上，因此吸积光度会随着恒星的自转速率而变化。
2011-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable opacity and accretion-column regimes of magnetized neutron stars
Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文研究磁化中子星吸积柱的不同状态，提出确定临界吸积率的方法，并发现有效冷却与对流解共存区域，其振荡可能与观测到的准周期振荡相关。
2026-09-24 astro-ph.HE
Hyper-Eddington accretion flows onto black holes accompanied by powerful outflows
我们进行二维辐射流体动力学模拟吸积流到黑洞（BH）在原星系核，并研究的影响，机械和辐射反馈的快速增长的黑洞。流出物将质量、动量和能量沉积到周围介质中，并防止质量吸积到BH上，导致辐射输出减少。我们发现，当BH是嵌入在一个致密的气体核心，电离辐射衰减低效率的BH饲料由于机械反馈几乎不影响的气体动力学在BH引力球的影响，从中性气体的强烈流入发生在速率大大超过爱丁顿限制，而不受光电离和加热。由于快速吸积BH驱动的外流的机械功率足够强，双极外流完全抽空了极地地区周围的气体，但通过赤道地区的质量流入保持BH吸积率高达$\sim 300-10^3~\dot{M}_{\rm Edd}$，这是由一个数量级的辐射反馈单独。此外，我们发现，快速吸积所需的临界气体密度降低了$\sim 3$的一个因素几乎独立的BH质量，当考虑机械反馈。通过研究流出模型参数（例如，张角，质量加载程度到流出，速度），我们得出结论，与天真的期望相反，更强的流出的存在导致更有效地过渡到快速吸积阶段。快速成长的黑洞将机械能与辐射光度的$\sim 0.1-1\%$一起注入到它们的宿主星系尺度中，这被用于宇宙学模拟。
2020-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Three-dimensional Simulation of a Magnetized Accretion Disk: Fast Funnel Accretion onto a Weakly Magnetized Star
我们提出了一个全球性的，三维磁流体动力学模拟的吸积盘与旋转，弱磁化的中心恒星的结果。圆盘被一个弱的、大尺度的极向磁场穿过，中心恒星最初没有强的恒星磁层。我们的模拟研究了从湍流吸积盘到恒星的吸积流的结构。模拟显示，即使没有恒星磁层，在高纬度地区也会发生快速吸积。我们发现，失败的磁盘风成为快速，高纬度吸积的结果，介导的角动量交换的磁场远高于磁盘，其中的洛伦兹力，减速的旋转运动的气体可以比较的离心力。与经典的磁层吸积方案不同，快速吸积流不受恒星磁层磁场的引导。然而，吸积速度达到自由落体速度在恒星表面由于有效的角动量损失在一个远离恒星的地方。这项研究提供了一个可能的解释，为什么赫比格Ae/Be星的磁场一般不足以形成磁层也显示出快速吸积的迹象。在我们的模型中，磁驱动射流不是从盘形成的。由于帕克不稳定性干扰了磁场的放大作用，差动旋转不能产生足够强的磁场来加速喷流。
2019-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The properties of wind and jet from a super-Eddington accretion flow around a supermassive black hole
本文通过辐射磁流体动力学模拟和虚拟粒子轨迹方法，研究了超大质量黑洞周围超爱丁顿吸积流产生的风和喷流性质，发现风的动量通量更高且在AGN反馈中可能比喷流更重要，其加速主要由洛伦兹力主导。
2023-05-11 astro-ph.HE
How important is non-ideal physics in simulations of sub-Eddington accretion onto spinning black holes?
吸积速率远低于爱丁顿速率的黑洞，被低密度、热的、几何厚度的吸积盘包围着。这包括由事件视界望远镜以亚视界分辨率拍摄的两个黑洞。在这些圆盘中，带电粒子之间库仑相互作用的平均自由程很大，吸积物质是一种几乎无碰撞的等离子体。尽管如此，数值模拟到目前为止模拟这些吸积流使用理想的磁流体力学。在这里，我们提出了第一个全球性的，广义相对论的，三维模拟的吸积流到克尔黑洞，包括最有可能影响磁盘的动力学的非理想效应：平行和垂直于磁场的压力之间的各向异性，以及沿磁场线的热通量。我们表明，对于标准和磁制动盘，压力各向异性是可比的磁压力，而热通量仍然动态不重要。尽管这种大的压力各向异性，然而，吸积流的时间平均结构是惊人的相似，在模拟治疗等离子体作为一个理想流体。我们认为，这些相似之处主要是由于粘性和磁剪切应力的可互换性，只要磁压力是小的相比，气体压力，并在磁制动盘的压力/粘性效应的次主导作用。最后，我们强调突出的问题，在模拟低碰撞吸积流的动力学。
2017-06-05 astro-ph.HE gr-qc
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
Impact of Ly$α$ radiation force on super-Eddington accretion onto a massive black hole
该研究通过求解含双光子衰变和碰撞去激发过程的辐射转移方程，发现球对称吸积流中Lyα辐射力经多次共振散射可放大约130倍，显著提高超爱丁顿吸积的实现阈值，对其可行性提出挑战。
2024-10-06 astro-ph.CO 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
Emergence of cyclic flux eruptions in kinetic simulations of magnetized spherical accretion onto a Schwarzschild black hole
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，天体物理学与行星学研究所）；Washington University in St. Louis（华盛顿大学圣路易斯分校）；Dartmouth College（达特茅斯学院）
通过广义相对论粒子云网格模拟，发现磁化球对称吸积到史瓦西黑洞时，磁通量经历理想平流、重联调控和爆发三个阶段，产生准周期性通量爆发并加速粒子，类似Sgr A*的耀发活动。
2026-06-18 astro-ph.HE
Magnetized Accretion Disks with Outflows for Changing-look AGNs
本研究基于数值模拟探讨磁压主导吸积盘结合外流对CL-AGNs快速变异性的解释，发现其可显著缩短吸积时标，为观测现象提供理论支撑。
2023-09-08 astro-ph.HE
