Searching for the orbital period of the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们分析了NGC 1313 X-2可用的最长相位连接光度数据集，寻找Liu等人（2009）报告的~6天调制。折叠的B带光变曲线显示6天的周期性，显著性略大于3 σ。这种调制的低统计意义，以及在V波段缺乏检测，使其识别不确定。
2011-09-20 astro-ph.HE
Towards a dynamical mass of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1
我们在2011年和2012年获得了超亮X射线源（ULX）NGC 5408 X-1的多历元甚大望远镜（VLT）光谱数据。我们确认，HeII \lambda 4686线具有广泛的组成部分，平均半高宽为v=780 \pm 64 km/s，在4年的观测期间变化约13%，与吸积盘中的起源一致。最深的光谱没有显示任何来自施主星的吸收线。我们的目的是测量径向速度曲线和估计的二元系统的参数。我们发现径向速度的半振幅K=132 \pm 42 km/s的上限。在数据中搜索周期性信号导致没有统计学显著的周期。质量函数和对双星系统的约束意味着黑洞质量小于~510 M_sun。而圆盘辐射模型可能意味着黑洞的质量小于~431-1985 M_sun，这取决于倾角。我们的数据也可以与一个未经探索的轨道周期范围从几个小时到几天，因此与一个恒星质量的黑洞和一个亚巨星伴星相一致。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Optical counterparts of two ultraluminous X-ray sources NGC4559 X-10 and NGC4395 ULX-1
我们研究了超铝X射线源NGC 4559 X-10和NGC 4395 ULX-1的光学对应物。在考虑红化后，它们的绝对量值分别为$M_V \approx -5.3$和$M_V \approx -6.2$。NGC 4559 X-10对应的光谱能量分布与F型恒星的光谱很好地拟合，而NGC 4395 ULX-1则具有蓝色幂律光谱。NGC 4395 ULX-1的光谱显示出广泛和可变的HeII~ $λ$ 4686发射，这使得该物体与所有其他光谱研究的ULX一致。使用NGC 4395 ULX-1的Swift存档X射线数据，我们发现了$62.8\pm 2.3$天的周期。源的X射线相位曲线与SS 433的进动曲线非常相似。光学变化的对应物（两个准确的测量之间）的金额为0.10马格。分析16个充分研究ULX同行的绝对星等，人们可能会建议，作为原来的吸积率下降（但仍然是超临界），光学光度的风变得暗淡和捐助者的明星占主导地位。然而，观察偏倚也可能影响分布。
2016-06-09 astro-ph.HE
Optical variability of the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们分析了NGC 1313 X-2可用的最长相位连接光度数据集，寻找Liu等人（2009）报告的~6天调制。折叠的B带光变曲线显示6天的周期性，显著性略大于3 σ。这种调制的低统计意义，以及在V波段缺乏检测，使其识别不确定。
2010-11-09 astro-ph.HE
Chandra observation of an ultraluminous X-ray source from the Galaxy NGC 12911
我报告的分析，超铝X射线源（ULX）位于星系NGC 1291。该X射线点源在候选IXO目录（Colbert & Ptak）中命名为IXO 6。中等光度X射线天体（IXO）是指非核的致密天体，其光度Lx [2- 10 keV] >= 1039 erg s-1。截止LX被定义为大于爱丁顿光度的1.4钼黑洞（10 - 38.3尔格s-1）的值。IXO是现在称为ULX点源的早期名称。该目录是根据ROSAT卫星的一次巡天得出的，代表了54个星系中的87个IXOS。IXO 6被选中是因为它位于星系的外盘，附近没有X射线源邻居。对这种ULX的研究假装证实了与这类物体有关的某些假设（Roberts等人）。
2009-02-27 astro-ph.HE
X-Ray Monitoring of Ultraluminous X-Ray Sources
X射线监测观测是由雨燕天文台对超亮X射线源Holmberg IX X-1、NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2以及NGC 4395中的核X射线源进行的。Holmberg IX X-1保持在硬X射线光谱状态，因为它的通量变化了7倍，直到（各向同性）光度为2.8E40 erg/s。这种行为可能暗示着一个异常巨大的致密物体。我们发现在Holmberg IX X-1的X射线发射中，在60天和28天的周期附近有过剩的能量。需要额外的监测来测试这些信号的重要性。NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2似乎保持在钱德拉和XMM发现的软光谱状态，即使光度变化了9倍，光谱硬度也几乎没有变化。我们发现了NGC 4395核源的一次爆发，其X射线亮度达到9 E40 erg/s，比以前报道的高出几倍。
2009-07-30 astro-ph.HE
X-ray reflection in a sample of X-ray bright Ultraluminous X-ray sources
我们应用基于反射的模型的最佳可用的XMM牛顿光谱的X射线明亮的超发光X射线（ULX）源（NGC 1313 X-1，NGC 1313 X-2，M 81 X-6，Holmberg IX X-1，NGC 5408 X-1和Holmberg II X-1）。在能量为6-7 keV的所有源的数据中，光谱下降是明显的。这里用来自吸积盘的相对论模糊电离反射来解释这种下降。在NGC 5408 X-1和Holmberg II X-1的情况下，从这些源也检测到软过剩（通常在活动星系核的光谱中发现），从O K和Fe L发射，这可以理解为来自盘反射的特征。值得注意的是，电离盘反射和相关的幂律连续谱提供了一个很好的描述宽带光谱，包括软过剩。在光谱的描述中，不需要来自内盘的热发射。这样，这些系统中的黑洞必定是高速旋转的，其旋转速度接近最大旋转黑洞的最大速率。这些结果需要在这些源中的强光弯曲的作用。我们认为，它们可能是强吸积的黑洞，其中大部分能量是从磁流中提取的，并在盘上方释放，从而避免了传统的爱丁顿极限。
2009-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
From ultraluminous X-ray sources to ultraluminous supersoft sources: NGC 55 ULX, the missing link
在最近使用XMM上的高分辨率光栅光谱仪（RGS）的工作中，Newton Pinto等人（2016）发现两个明亮的原型超铝X射线源（ULX）具有与高吸积率的理论预测一致的强相对论风。有人提出，这样的风可以变得足够光学厚，几乎完全阻挡和重新处理圆盘X射线光子，使源看起来像一个软热发射器或超铝超软X射线源（ULS）。为了验证这一假设，我们研究了一个ULX，其中风强到足以引起硬X射线连续谱的显著吸收：NGC 55 ULX。NGC 55 ULX的RGS光谱显示了大量的发射和吸收线，这些线的蓝移与光速（0.01 - 0.20）c相当，表明存在强大的风。风具有复杂的动力学结构，电离态随外流速度的增加而增加，这可能表明风是从吸积盘的不同区域发射的。与其他ULX如NGC 1313 X-1和NGC 5408 X-1的比较表明，NGC 55 ULX是在更高的倾角下被观测到的。风部分吸收1千电子伏以上的源通量，产生类似于在ULS中观察到的光谱下降。在较低（~爱丁顿）光度下光谱的软化和软滞后的检测与风团穿过视线的情况一致，部分吸收和再处理来自最内部区域的硬X射线。
2017-03-14 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.plasm-ph
NuSTAR and XMM-Newton observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5643 X-1
我们提出了一个高质量的硬X射线光谱的超铝X射线源（ULX）NGC 5643 X-1的测量与NuSTAR在2014年5月至6月。我们通过仔细分离来自ULX和位于0.8弧分之外的其宿主星系NGC 5643的活动核的信号获得了这个光谱。加上2009年7月和2014年8月进行的长时间XMM-牛顿观测，NuSTAR数据自信地揭示了NGC 5643 X-1光谱中高于~10 keV的高能截止，这是ULX的特征。NuSTAR和XMM-Newton的数据与该源一致，除了最近一次观测（2014年8月）外，该源的亮度一直保持在约1.5E40 erg/s（0.2-12 keV），当时它变亮到约3E 40 erg/s。这种增加与占主导地位的硬光谱成分（可能是来自超临界吸积盘内部区域的准直发射）有关，而一个额外的软成分（如果用吸积盘发射来描述，温度约为0.3 keV），可能与从吸积盘流出的大规模风有关，在光谱中也很明显，但没有表现出显着的变化。
2016-08-30 astro-ph.HE
A variable ultraluminous X-ray source in a globular cluster in NGC 4649
本文报道了在椭圆星系NGC 4649中发现的一个与球状星团有关的新的超亮X射线源（ULX）。最初探测到的X射线源的光度低于5 x 10^38 erg/s，但在7年和11年后的后续观测中，它已大幅增亮至2 ~ 3 x 10^39 erg/s。在六个独立的观测过程中，它显示出显着的光谱变化，在连续斜率和吸收柱。在至少一次观察中，还存在X射线通量的短期变异性。这个天体的性质似乎与以超爱丁顿速率（即在超铝吸积状态）吸积的恒星质量黑洞一致，尽管不能排除高度超爱丁顿中子星。在至少一次观测中，吸收柱的增加与短期变率的可能增强相一致，这表明有一股由clusifully辐射驱动的风穿过我们的视线到达该物体
2012-10-18 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
Three Ultraluminous X-ray Sources Hosted by Globular Clusters in NGC 1316
我们在NGC 1316的恒星系统中发现了三个由球状星团（GC）承载的超亮X射线源（ULX）。这些发现使GC中已知的ULX总数达到20个。我们发现，X射线光谱的三个新的来源不偏离其他已知的GC ULX光谱行为的既定模式。这些来源的X射线光谱行为的一致性指出了这些稀有和独特来源的形成和演化机制的多个路径。使用现在更大的GC ULXs样本，我们将整个已知的GC ULXs群体的光学特性与五个星系中的其他GC进行比较，发现拥有ULXs的星系团的特性与典型的星系团有很大的不同。最后，GC ULX优先被富含金属的簇所承载的任何趋势在该样品中并不显著。
2021-03-30 astro-ph.HE
A Hard X-Ray Study of Ultraluminous X-ray Source NGC 5204 X-1 with NuSTAR and XMM-Newton
我们介绍了2013年初NuSTAR和XMM-Newton对超亮X射线源NGC 5204 X-1进行协调X射线观测的结果。这些观测提供了NGC 5204 X-1在10 keV以上的首次探测，将宽带覆盖范围扩展到0.3-20 keV。观测是在相隔约10天的两个时期进行的，光谱变化很小，观测到的光度为Lx =（4.95+/-0.11 e39 erg/s。宽带光谱证实了在一些以前的观测中看到的10千电子伏以上的明显光谱下降的存在。这个截止值与银河系黑洞双星中所见的标准低/硬态不一致，这与中等质量黑洞以显著的亚爱丁顿速率吸积所观察到的光度所预期的不一致。该连续谱显然是由两个光学厚的类热成分，可能伴随着一个微弱的高能量尾巴。宽带光谱很可能与不同于标准Shakura & Sunyaev薄盘的吸积盘有关。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a 115 Day Orbital Period in the Ultraluminous X-ray Source NGC 5408 X-1
我们报告的检测周期为115天的SWIFT/XRT监测数据从超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1。我们正在进行的活动大约每周两次对其X射线通量进行采样，现在已经达到了约485天的时间基线。周期图分析揭示了一个显著的周期性，周期为115.5 +-4天。检测到的调制具有3.2 e-4的显著性。分数调制幅度随着能量的增加而减小，范围从高于1 keV的0.13到低于1 keV的0.24。轮廓的形状也会演变，在较高的能量下变得不那么尖锐。周期图分析与周期性过程一致，然而，需要持续监测以确认调制的相干性质。光谱分析表明，NGC 5408 X-1的亮度可达0.3 - 10 keV，约2 e40 ergs/s。我们认为，像M82（X41.4+60）中ULX的62天周期一样，NGC 5408 X-1中检测到的周期性代表了包含ULX的黑洞双星的轨道周期。如果这是真的，那么次级恒星只能是巨星或超巨星。
2009-11-06 astro-ph.HE
Nature of the soft ULX in NGC 247: super-Eddington outflow and transition between the supersoft and soft ultraluminous regimes
我们报告的XMM-牛顿/钱德拉/斯威夫特/HST观测的超亮X射线源（ULX）在NGC 247，这是发现之间的超软超亮（SSUL）制度的光谱占主导地位的冷（$\sim 0.1$ keV）黑体组件和软超亮（SUL）制度具有可比的黑体和幂律组件共享的亮度。多历元观测揭示了黑体半径和温度之间的反相关性，$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2.8 \pm 0.3}$，排除了标准的吸积盘作为软X射线发射的起源。软X射线发射在SSUL制度中的短时间尺度和长时间尺度上都比在SUL制度中更易变。我们认为，SSUL制度可能是一个延伸的超铝状态向高吸积端，是一个极端的情况下，SUL制度，黑体发射所产生的光球厚流出和硬X射线的发射泄漏从嵌入的吸积盘通过中央低密度漏斗或平流通过风。但是，不能排除超软ULX是几乎从侧面看的标准ULX的情况。在200 s的时间尺度上观察到通量下降。这种下降不能用吸收的增加来解释，但可能是由于吸积速率的变化或与风或盘中的热波动有关。NGC 247 ULX的光辐射在19，000 K的温度下呈现出半径为20 $R_\odot$的黑体光谱，可能来自OB超巨星伴星。
2016-08-25 astro-ph.HE
A Photoionized Nebula Surrounding and Variable Optical Continuum Emission from the Ultraluminous X-Ray Source in NGC 5408
我们用VLT上的FORS摄谱仪获得了超铝X射线源NGC 5408 X-1对应物的光谱。光谱显示出强的高激发发射线，He{ \sc ii} $λ$ 4686和[Ne{ \sc V}] $λ$ 3426，指示X射线光电离。利用测得的X射线谱作为输入光电离模型，计算了He{ \sc ii}和X射线亮度之间的关系，发现He{ \sc ii}通量暗示了$3 \times 10^{39} \rm erg s^{-1}$的X射线亮度的下限。[Ne{ \sc v}]通量需要类似的X射线光度。在减去星云发射后，连续谱呈现出幂律形式，光谱斜率为$-2.0^{+0.1}_{-0.2}$。这类似于低质量的X射线双星，其光谱主要是由外部吸积盘中的X射线再处理所决定的。在一次观测中，连续体He{ \sc ii} $λ$ 4686和[Ne{ \sc V}] $λ$ 3426的通量比其他五次观测低约30%。这意味着部分线发射起源于致密物体的一个光日之内。将光学连续谱发射和存档的X射线数据拟合到辐照盘模型中，我们发现总辐射光度的$(6.5 \pm 0.7) \times 10^{-3}$在外部吸积盘中是热化的。这与恒星质量X射线双星的数值一致，并且比超级爱丁顿吸积流模型中的预期值要大。我们没有发现任何证据的吸收线，将允许测量的径向速度的伴星。
2009-03-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for candidate X-ray pulsations from the ultraluminous X-ray source NGC 7456 ULX-1
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
利用XMM-Newton数据，通过加速搜索、Z²统计和轨道解调分析，在NGC 7456 ULX-1中发现约0.22 Hz的候选脉冲信号，推测其可能包含吸积中子星。
2026-06-19 astro-ph.HE
Discovery of coherent pulsations from the Ultraluminous X-ray Source NGC 7793 P13
本文报道了对超亮X射线源NGC 7793 P13相干脉动的探测。大约0.42秒的近正弦脉动最初是在2016年使用XMM-牛顿和NuSTAR进行的宽带X射线观测中发现的。随后，我们还在2013年和2014年拍摄的XMM-牛顿档案数据中发现了脉动。相干脉动的显著（>>5 sigma）探测表明P13中的致密天体是一颗中子星，观测到的峰值光度为~ 1 e40 erg/s（假设各向同性），远高于1.4 M太阳吸积体的爱丁顿极限。这使得P13成为第二个由吸积中子星提供能量的超亮X射线源。脉冲周期在不同时期之间变化，在2013-2016年期间缓慢但持续的旋转。这一自旋上升表明了B ~ 1.5e 12 G的磁场，这是许多吸积星系的典型特征。对于极端亮度最可能的解释是高度的光束，然而这很难与正弦脉冲轮廓相协调。
2016-10-17 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
Super-Eddington Accretion in the Ultraluminous X-ray Source NGC1313 X-2: An Ephemeral Feast
我们研究了NGC 1313 X-2的X射线谱、光变和周围的电离泡，以探讨超爱丁顿吸积的物理机制。在Eddington光度之外，NGC 1313 X-2的吸积盘被截断到一个大半径（$\sim$为最内层稳定圆轨道的50倍），并显示出与银河系黑洞和中子星X射线双星相似的演化轨迹。在超临界吸积中，来自内盘的辐射驱动外流的速度是温和的相对论性的。这种超快的外流将被过度电离，并可能产生弱的Fe K吸收线，这可能会被即将到来的X射线任务{ \it Astro-H}探测到。如果NGC 1313 X-2是一个大质量的恒星X射线双星，那么它的高光度就表明它的源星中有一场短暂的盛宴。也就是说，源必须以超爱丁顿质量速率吸积，才能产生超过$\sim 10^{4}-10^{5}$ yr的超爱丁顿辐射。周围气泡星云的膨胀速度为$\sim$ 100 km~s $^{-1}$可能表明它已经存在超过$\sim 10^{6}$ yr，并且是由瞬态辐射驱动的流出物膨胀的，占空比为$\sim$几个百分点。或者，如果周围的气泡星云是由线驱动的风产生的，则需要的能量比辐射驱动的外流场景少，并且斯特伦格伦半径的半径与星云的大小一致。我们的结果是有利于线驱动风的情况下，它可以避免的冲突之间的吸积年龄短，显然更长的气泡年龄推断的膨胀速度在星云。
2015-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of NGC 247: X-ray Population and a Supersoft Ultraluminous X-ray Source
我们报告了2009年12月对NGC 247的新XMM-牛顿观测。该星系包含一个超软、超亮X射线源（ULX），其光谱由温度约为0.1 keV的热成分和光子指数约为2.5的幂律尾组成。在0.3-10 keV波段，热辐射是绝对的主导成分，占总光度的96%。在10^2 s和更长的时间尺度上，用ν^-1功率谱检测到变异性。这些特性与热态的黑洞双星一致，并表明存在至少600个太阳质量的中等质量黑洞。但是，积分均方根功率远高于热状态下的典型值。另一种解释可能是半径约为10^9 cm的光球。一个可能的吸收功能约1千电子伏的检测，这可能是由于高度电离风的吸收。NGC 247星盘内的X射线源具有与低质量X射线双星一致的光度函数。我们证实了以前的结果，X射线从类星体PHL 6625可能被吸收的气体在NGC 247，主要是在能量低于0.3千电子伏。
2011-06-02 astro-ph.HE
On the Mass and Magnetic Field of the Neutron Star in the Ultraluminous X-Ray Source NGC 300 ULX1
最近对邻近星系中某些超亮X射线源的周期性脉动的探测表明，大多数超亮X射线源（ULX）中的吸积致密天体很可能是中子星，而不是黑洞。迄今为止，我们在银河系中发现了一个ULX。作为ULX系列的一员，NGC 300 ULX 1是一款新型脉动ULX（PULX），与其他PULX相比，其转速相当高。本文根据NGC 300 ULX 1的脉冲X射线谱中的回旋吸收线能量，推断了中子星表面的磁场强度，并利用观测到的脉冲星自旋周期和周期导数以及测量到的源X射线通量，估算了中子星质量和聚束率的可能范围。我们的分析有利于质子回旋共振散射作为一个可行的机制，占所观察到的回旋能量和高自旋率提供的吸收线产生接近表面的中子星。
2022-01-02 astro-ph.HE
An accreting pulsar with extreme properties drives an ultraluminous x-ray source in NGC 5907
邻近星系中的超铝X射线源（ULX）比我们银河系中的任何X射线源都要亮。ULX通常被建模为以非常高的速率吸积的恒星质量黑洞（BH）或中等质量黑洞。我们的观测结果表明，NGC 5907 ULX是一颗X射线吸积中子星（NS），其自旋周期从2003年的1.43~s演化到2014年的1.13~s.它的各向同性峰值亮度约为17.1Mpc的爱丁顿极限的1000倍。标准的吸积模型无法解释它的光度，即使假设光束发射，但一个强大的多极磁场可以描述它的属性。这些发现表明，其他极端的ULX（X射线光度> 10^{41} erg/s）可能藏有NS。
2017-02-26 astro-ph.HE
Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是恒星质量的黑洞或超过爱丁顿极限吸积的中子星。从宽带光谱学确定致密物体的性质和吸积模式目前是一个挑战，但观察到的定时特性提供了对致密物体的深入了解以及几何形状和吸积过程的细节。在这里，我们报告的800 ksXMM牛顿运动的超软超铝X射线源，NGC 247 ULX-1的时序分析。在X射线光变曲线中出现深而频繁的下降，其幅度随着能带的增加而增加。功率谱和相干性分析揭示了倾斜优先发生在$\sim 5$ ks和$\sim 10$ ks时间尺度上。这种下降可能是由于中心X射线源被光学厚结构遮蔽（如吸积盘的翘曲），或者是由于吸积盘发射的风遮蔽，或者两者兼而有之。这种行为支持了超软ULX被认为接近吸积盘的观点。
2021-05-19 astro-ph.HE
The two Ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
NGC 925 ULX-1和ULX-2是位于NGC 925中的两个超亮X射线源，距离为8.5 Mpc。这是我们第一次分析两个来源的高质量，同时XMM-Newton和NuSTAR数据。虽然乍一看ULX-1类似于一个中等质量的黑洞候选者（IMBH），因为它的高X射线光度（$(2$ $-$ $4)\times10^{40}$ erg s $^{-1}$）和它的光谱/时间的特点，仔细检查表明，它的属性更类似于一个典型的超爱丁顿吸积恒星黑洞，我们将其归类为一个“加宽的光盘”超明亮的X射线源。基于这种光谱状态的物理解释，我们建议，ULX-1被认为是在小倾角，可能通过一个强大的风起源于吸积盘疏散锥。ULX-2的光谱分类是不太确定的，但我们不赞成IMBH吸积亚爱丁顿率，因为它的光谱/时间属性可以关联到银河系吸积黑洞二进制的软或硬状态。
2018-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray Variability of the Ultraluminous X-ray Sources in the NGC 4631 galaxy
Xiamen University（厦门大学）
研究利用多卫星观测数据，对NGC 4631星系中五个超亮X射线源进行长期X射线变异性研究，通过光变曲线、光谱建模及相关函数分析其变异性行为，发现与活动星系核有相似趋势，或揭示相似物理机制。
2026-07-08 astro-ph.HE
Optical and X-ray Follow-Up to a Globular Cluster Ultraluminous X-ray Source in NGC 4472
NGC 4472是五个超亮X射线源的家园，这些超亮X射线源由球状星团托管。这些来源已被建议作为良好的黑洞候选人在河外球状星团$-$一个备受追捧的人口，可能提供观测信息的祖先合并黑洞二进制文件。在这方面的工作，我们提出了X射线和光学跟踪这些来源之一，CXOUJ 1229410 +075744（GCU 1）。我们在GCU 1中没有发现[OIII]光发射的证据，这表明缺乏超级爱丁顿外流的重要证据，不像在河外GC中的少数ULX中看到的那样。2019-2021年的X射线监测显示，未检测到高于几个$\times$ $10^{38}$ erg/s的X射线发射。多波长特性的比较盘为主，近爱丁顿银河系黑洞低质量X射线双星（GRS 1915+105和XTEJ 1817 -330）表明，GCU 1可能表现出类似的行为GRS 1915+105在X射线的变化和类似的关系$L_X$和$kT$，与GCU 1显示最大X射线光度高一个数量级。
2022-10-28 astro-ph.HE
Spectral variability in Swift and Chandra observations of the Ultraluminous source NGC 55 ULX1
NGC 55 ULX 1是一个明亮的超铝X射线源，距离地球1.78 Mpc。我们分析了2013年4月至8月期间拍摄的20个Swift观测样本，以及2001年9月和2004年6月拍摄的两个Chandra观测样本。我们只发现了有限数量的光变曲线的下降，以前报道发生在这个源的边缘提示，虽然由于数据的低计数统计的不确定性很大。Chandra和Swift光谱显示出清晰的光谱变异性，这与在其他ULX中观察到的相似。我们可以解释这种光谱的变化方面的变化，在两个标准化和固有的柱密度的两个组件的模型组成的黑体（软组件）和多色吸积盘（硬组件）。我们讨论的可能性，强大的外流喷出的光盘是部分负责这种光谱的变化。
2015-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The discovery of weak coherent pulsations in the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们报道了从原型超铝X射线源（ULX）NGC 1313 X-2中探测到的微弱脉动。加速度搜索揭示了正弦脉动的片段中的六个新的深度观测这个对象，周期为$\sim$ 1.5秒和脉冲分数的$\sim$ 5%。我们使用蒙特卡罗模拟来证明，个别检测是不太可能起源于错误的泊松噪声检测，因为它们非常接近的频率;它们与其他从ULX检测到的脉动的强烈相似性也表明它们是真实的。NGC 1313 X-2周围存在一个大的气泡星云，这意味着ULX的吸积阶段的年龄为100万年，这意味着中子星的磁场没有随着时间的推移被吸积物质抑制，也没有中子星坍缩成黑洞，尽管平均能量输出到星云中比爱丁顿高两个数量级。这表明大部分的吸积物质在ULX的生命周期中已经被排出，有利于物理模型，包括中子星ULX的强风和/或喷流。
2019-06-03 astro-ph.HE
X-ray time lags and nonlinear variability in the ultraluminous X-ray sources NGC 5408 X-1 and NGC 6946 X-1
我们提出了我们的分析的X射线可变性的两个超铝X射线源（ULXs）的基础上多XMM-牛顿观测。我们发现，线性均方根通量的关系是存在于八个观测的NGC 5408 X-1，也在三个观测的NGC 6946 X-1，但从其他ULX的数据一般不足以约束任何均方根通量的关系。这种关系的存在以前只在NGC 5408 X-1的两次观测中报道过;我们的研究结果表明，这是NGC 5408 X-1可变性的持久特性，并延伸到至少一个其他变量ULX。我们推测这是一个普遍存在的属性ULX的变化，因为它是X射线的变化，在其他发光吸积源。我们还恢复了NGC 5408 X-1中硬带和软带之间的时间延迟，在频率高于~几mHz时，软带（<1 keV）相对于硬带（>1 keV）延迟高达~10 s（~0.2 rad）。对于第一次，我们延长了滞后分析，以较低的频率，并找到了一些证据的逆转的滞后，一个硬滞后的~1 ks在~0.1兆赫的频率。我们的能量分辨分析表明，时间延迟是能量依赖的。我们认为，滞后是不太可能的结果，从吸积盘反射（“混响”）的基础上缺乏反射功能的光谱，和大尺寸的反射器推断滞后的幅度。我们还认为，将软滞后与这些ULX中的准周期振荡（QPO）相关联-并在ULX中的软滞后与银河系X射线双星的一些低频QPO中看到的软滞后之间进行类比-还为时过早。
2015-08-06 astro-ph.HE
Anti-glitches in the Ultraluminous Accreting Pulsar NGC 300 ULX-1 Observed with NICER
我们提出的证据，三个自旋下降故障（或“反故障”）的超铝吸积X射线脉冲星NGC 300 ULX-1的定时观测与中子星内部成分探测器（NICER）。我们的时序分析揭示了三个突然自旋下降事件的幅度$Δν= -23, -30,$和$-43 \,μ$ Hz（分数幅度$Δν/ν= -4.4, -5.5,$和$-7.7 \times 10^{-4}$）。我们通过前两个毛刺确定了完全相位相干的定时解决方案，这使我们对它们的检测具有很高的信心，而第三个候选毛刺则不太安全。它们的大小（符号相反）比任何已知的射电脉冲星故障都要大。这可能是由于脉冲星长时间的快速自旋，导致恒星的超流和非超流成分之间的角动量突然转移。我们没有发现任何证据的轮廓或光谱变化的时代的毛刺，支持的结论是，这些是由于相同的过程中正常脉冲星毛刺，但在相反的。
2019-05-28 astro-ph.HE
The X-ray Decay of the ultraluminous supernova SN 1978K in NGC 1313
位于附近星系NGC 1313中的IIn型超新星（SN）1978 K在多波长下保持明亮超过$\sim 25$年。从1990年到2006年，ROSAT、ASCA、XMM-Newton和Chandra收集的SN 1978 K的档案数据显示，软X射线发射没有显著变化，但硬X射线通量略有下降。在这项工作中，我们使用超过15年的XMM-牛顿观测进行了详细的分析。从2000年到2015年，0.5-2 keV和2-10 keV的光变曲线都以$t^{-1}$的形式下降。光变曲线的转变可以用反向激波在早期是辐射的，然后在后期变成绝热的方式来解释。频谱分析结果也支持这种情况。我们还发现，在吸收柱密度的减少，这表明在辐射阶段的冷壳的存在。
2017-04-19 astro-ph.HE
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
Investigating the nature of the ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
变率是研究X射线双星（XRB），特别是主要在X射线波段探测的超铝X射线源（ULX）性质的有力工具。对于大多数ULX来说，吸积体的性质是未知的，尽管一些ULX已经被证实以超爱丁顿速率吸积到中子星（NS）上。监测这些来源对于探测瞬变和推导与轨道和超轨道调制有关的周期性特别有用。在这里，我们提出了我们的监测活动的星系NGC 925的结果，与尼尔Gehrels斯威夫特天文台进行。我们还包括与钱德拉，XMM-Newton和NuSTAR获得的档案和文献数据。我们已经研究了光谱，光变曲线和变化性质的天到月的时间尺度。在这个星系中探测到的所有三个ULX都显示出通量的变化。ULX-1是已知的最明亮的ULX之一，因为只有10%的ULX的亮度超过$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{40}$ erg s $^{-1}$，但尽管它的高通量变化，我们只发现了微弱的光谱变化。我们将其归类为超爱丁顿吸积的硬超铝区域。ULX-2和ULX-3的亮度较低，但在通量和光谱形状上也可能变化。我们将它们分为介于硬和软之间的超亮区。ULX-3是一个瞬变源：通过应用Lomb-Scargle算法，我们得出周期为$\sim$ 126 d，这可能与轨道或超轨道起源有关。
2022-02-22 astro-ph.HE
The ultraluminous X-ray source population of NGC 4485/4490
结合Chandra和XMM-Newton观测，对相互作用的星系对NGC 4485/4490中的超亮X射线源（ULXs）进行了光谱和时间变化研究。四个单独的观测中的每一个都为这个系统中先前识别的六个ULX中的每一个提供了至少适度的质量光谱和光变曲线;我们还注意到在最近的观测中存在一个新的瞬态ULX。在我们的样本中没有观察到任何ULX的短期变化，但五分之三的来源显示出相关的通量/光谱变化在较长的时间尺度上，另外两个在光谱和光度上保持稳定至少五年。我们用简单的幂律模型和多色圆盘黑体模型对光谱进行建模。尽管这些数据不足以在统计上区分每个时期的模型，但那些用多色圆盘黑体更好地建模的模型（根据它们的卡方拟合）似乎显示出光度和温度之间的圆盘状相关性，而那些用幂律模型建模的模型则明显偏离了这种关系。具有可能相关的通量/光谱变化的ULX似乎在~2 x 10^39 erg s^{-1}处改变了光谱形式，这表明在高光度下光谱状态可能发生变化。如果这种转变发生在非常高的状态和超爱丁顿超铝状态之间，则表明这些ULX中的黑洞的质量约为10-15 M太阳能。
2009-04-24 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
Optical Counterparts of Two Candidate Ultraluminous X-ray Sources in NGC 4536
利用{ \it XMM-Newton}、{ \it Chandra}和{ \it Hubble Space Telescope（HST）}的存档数据，研究了NGC 1，4536中两个候选超铝X射线源（ULX）的X射线和光学性质。为了寻找潜在的光学对应物，改进了{ \it Chandra}和{ \it HST}之间的相对天体测量，结果发现了两个X射线源的光学对应物。为了补充我们的研究结果（基于档案数据），使用位于特殊天体物理天文台（SAO）的6米BTA望远镜获得了对应物的地基光谱。其中一个源（X-3）的计算红移（z = 0.4391 $\pm$ 0.0010）表明，该源实际上是一个背景活动星系核（AGN）。X-2有两种可能的光学对应物（s1和s2）。s1是点状还是扩展源尚不清楚：如果它是点状的，并且辐射主要由施主控制，它的光谱类型表明是O-B星。第二个源（s2）是点状的，与红超巨星的颜色和绝对星等一致。
2023-03-21 astro-ph.HE
Spectral States and Evolution of Ultraluminous X-ray Sources
我们研究了表观光度约为10^40尔格/秒的超铝X射线源（ULX）的光谱演化。基于本文的新结果和文献报道的结果，我们发现了两种常见的光谱行为：星暴星系中的ULX具有变化的光度（L），但仍保持在具有幂律谱和恒定的硬光子指数（Gamma）的硬态。其他ULX，如NGC 5204 X-1，显示了L和Gamma之间的相关性。我们解释这个L-Gamma相关相位作为一个中间状态的混合属性从热占主导地位的和陡峭的幂律状态。当NGC 5204 X-1的光谱用吸积盘黑体加幂律模型拟合时，X射线光度随吸积盘有效温度的增加而增加，其方式与恒星质量黑洞X射线双星相似，表明辐射来自于吸积盘.光度、盘的大小和温度表明NGC 5204 X-1拥有一个比恒星质量黑洞更大的致密物体。相比之下，IC 342 X-1中的圆盘模型被排除，因为光度随着温度的升高而降低;具有这种行为的源可能代表一类具有超爱丁顿吸积的物体。此外，我们报告了一个独特的软光谱功能IC 342 X-2和变化的时间尺度上的20 ks从Holmberg II X-1。需要更多的观察来检验这些结果。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
The hard ultraluminous state of NGC 5055 ULX X-1
该研究结合XMM-Newton与NuSTAR同步数据首次分析NGC 5055 ULX X-1的宽波段X射线特征，确认其处于硬超亮态，并在黑洞吸积假设下约束其质量为11-26倍太阳质量。
2025-11-17 astro-ph.HE
Dynamical mass constraints on the ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-2
超亮X射线源是中等质量黑洞还是具有特殊辐射机制的恒星质量黑洞，动力学质量测量是回答这一问题的关键。NGC 1313 X-2是迄今为止唯一一个具有HST光变曲线、轨道周期和黑洞径向速度振幅的ULX，其径向速度振幅基于He II $\lambda4686$圆盘发射线位移$\sim200$ km/s。我们约束其黑洞质量和其他参数的拟合观测到的二进制光变曲线代码与住宿的X射线加热的吸积盘和二次。考虑到观测到的光变曲线、黑洞径向运动和观测到的恒星环境年龄的动力学约束，唯一可接受的模型是那些在氦核中具有40-50万年历史的中间质量次级粒子和氢壳燃烧相填充40%-80%的洛希波瓣的模型。黑洞可以是由低金属度恒星演化产生的几十个$M_\odot$的大质量黑洞，也可以是几百到1000以上$M_\odot$的IMBH（如果它的真径向速度为$2K^\prime<40$ km/s）。需要进一步的观测来更好地测量黑洞的径向运动和光变曲线，以确定NGC 1313 X-2是恒星黑洞还是IMBH。
2011-10-26 astro-ph.HE
Spectral variability in NGC 1042 ULX1
我们报告的X射线光谱的变化，在一个超明亮的X射线源NGC 1042 ULX 1，使用档案XMM牛顿和最近的NuSTAR观测。在长期的演化过程中，源的光谱硬度呈现出变化的趋势。不同的XMM-牛顿观测的可变性在$\sim 1$ keV以上是突出的。特征温度为$\sim 0.2$ keV的冷热盘元件表明NGC 1042 ULX 1在所有历元中的光谱态与超铝态源的光谱态相似。光度和幂律指数之间明显的反相关表明，当光源处于较亮的状态时，它的光谱变得更硬。可以想象，这与吸积率的变化、康普顿化的强度、系统中的风/外流或不同盘掩星的表现有关。典型的硬超铝型光谱表明，NGC 1042 ULX 1总体上是一个低倾角系统。光谱特性表明，像许多其他ULX一样，光谱曲率在$\sim 6-10$ keV左右，NGC 1042 ULX 1可能是另一个恒星质量的超爱丁顿吸积体。
2022-10-20 astro-ph.HE
A Long-term Study of Ultraluminous X-ray Sources in NGC 891
我们进行经验拟合\emph{Chandra}和\emph{XMM-Newton}光谱的三个超明亮的X射线源（ULX）的边缘上的螺旋星系NGC 891，监测该地区超过17年的时间窗口。自20世纪90年代初以来，\emph{ROSAT}就可以看到这些来源之一，并且已经用\emph{Chandra}和\emph{XMM-Newton}多次观察到。另一个自2011年以来一直可见。我们通过分析所有时期的所有可用数据来建立对这些来源的先前分析。在可能的情况下，使用\emph{Chandra}数据，因为其优越的空间分辨率允许更有效地分离每个单独源的发射，从而更好地确定其光谱特性。我们还发现了一个新的瞬态ULX，CXALOJ022230.1 +421937，它在2016年11月至2017年1月的两个月期间从视野中消失。每个源在每个时代的建模进行了使用六种不同的模型，从热韧致辐射的吸积盘模型。不幸的是，正如许多ULX所常见的那样，没有一个模型比其他模型更适合。这两个已知的光源在五年或更长的时间里都有相当一致的未吸收光度。新的瞬态ULX的各种可能性进行了探讨。
2021-12-22 astro-ph.HE
A candidate proton cyclotron feature in the ultraluminous X-ray source NGC 4656 ULX-1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UNLP)（空间科学研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Cagliari（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)
研究发现NGC 4656 ULX-1中存在可能的质子回旋共振散射特征，推断其局部磁场强度约为6-7×10¹⁴高斯。
2026-03-12 astro-ph.HE
Spectral Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar NGC 300 ULX-1
我们报告了中子星内部成分探测器（NICER）在2018- 2019年期间对超铝质X射线脉冲星NGC 300 ULX-1进行的为期一年的软X射线观测活动的结果。我们的分析还利用了Swift/XRT和XMM-Newton的数据，以模拟和消除附近食X射线双星NGC 300 X-1的污染。我们构建并拟合了NGC 300 ULX-1在0.4- 4.0 keV范围内的一系列5天平均NICER光谱，以评估源的长期光谱演化，并发现吸收幂律模型提供了最佳拟合。在我们的观测过程中，源通量（0.4- 4.0 keV;被吸收）从$2\times10^{-12}$变暗到低于$10^{-13}{\rm\,erg\,s^{-1}\,cm^{-2}}$，光谱变软，光子指数从$Γ\approx1.6$变为$Γ\approx2.6$。我们解释了光谱软化的再处理发射从吸积盘边缘进入视野，而脉冲星被可能的旋进盘。一些光谱拟合显着改善了磁盘黑体组件的列入，我们推测，这可能是由于脉冲星出现在之间的部分覆盖吸收体的遮蔽情节。我们证实，我们观察到的系统的低通量状态（由于视线吸收）偶尔出现的脉冲星，表明短期源的变化嵌套在长期的吸积盘岁差时间尺度。
2022-10-11 astro-ph.HE
The XMM-Newton long look of NGC 1365: lack of a high/soft state in its ultraluminous X-ray sources
基于2007年对塞弗特星系NGC 1365的长时间（~ 300 ks）XMM-牛顿观测，我们在此报告了两个超亮X射线源的光谱和时间行为，这两个超亮X射线源先前已经达到各向同性X射线亮度L_X ~ 4 x 10^{40} erg/s（0.3-10 keV波段）。2007年，它们处于较低的状态（X1和X2的L_X分别为5 x 10^{39} erg/s和1.5 x 10^{39} erg/s）。它们的X射线光谱分别服从幂律分布，光子指数分别为Gamma ~ 1.8和Gamma ~ 1.2。因此，它们的光谱类似于它们的爆发峰。多年来，这两个源的光度都有20倍的变化，但它们的光谱总是由硬幂律支配;与大多数恒星质量的黑洞不同，它们从未被发现处于标准盘支配的正则高/软态。缺乏规范的高/软状态似乎是ULX的共同特征。我们推测，不同种类的捐助者明星和/或持续超爱丁顿吸积率在其爆发可能会阻止吸积流ULXs从解决到稳定的标准磁盘。
2009-01-23 astro-ph.HE
Optical Counterparts of an Ultraluminous X-Ray Source X-1 in NGC 2500
利用哈勃空间望远镜（{ \it HST}）宽视场照相机（WFC 3）/紫外可见光谱仪（UVIS）拍摄的档案图像，对邻近星系NGC 2500中超亮X射线源X-1的光学对应物进行了研究。四个光源已被确定为图像中0.3弧秒的2 $σ$误差半径内的可能对应物。然而，其中只有两个被调查的候选人，由于他们的点状特征和他们的识别在各种过滤器。这两个微弱的候选者的绝对星等分别为$M_{\rm V}$ $\approx$ -3.4和-3.7。并确定了它们可能的光谱类型为B型主序星。根据彩色星等图（CMD）估算的候选者年龄和质量分别为4500万年和7 $M_{\rm \odot}$。两个候选者的光谱能量分布（SED）通过具有光子指数（$α$）$\sim$ 1.5的幂律光谱进行建模。具有这种斜率的光谱可以被解释为在产生光发射的盘的外部对X射线进行再处理的证据。
2019-05-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-wavelength view of distinct accretion regimes in the pulsating ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
NGC 1313 X-2是少数已知的脉动超亮X射线源（PULXs）之一，因此被认为包含一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。然而，这种吸积的物理性质仍有待确定。在这里，我们报告的结果，两个同时XMM牛顿和HST观测这PULX采取观察两个不同的X射线行为定义从其斯威夫特光曲线。我们发现，在较低通量、较低变率振幅行为的观察期间，PULX的X射线谱最好地由硬超铝（HUL）状态描述;在较高通量、较高变率振幅时期，其谱改变为加宽的圆盘。然而，我们没有看到光学/UV通量的伴随变化，唯一的区别是随着X射线通量的增加，近红外通量减少。我们试图拟合辐照模型来解释UV/光学/IR通量，但它们未能提供有意义的约束。相反，该系统的物理模型使我们得出结论，光学光由伴星O/B星主导，尽管红外过量可能表明喷流。我们将讨论这些结果可能是一致的进动的吸积盘的内部区域导致所观察到的X射线属性的变化，但不是光学，以及我们是否应该期望观察再处理发射ULXs。
2022-02-14 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 Multi-epoch Timing and Spectral Study of the Ultraluminous X-Ray Source NGC 5408 X-1 with XMM-Newton
我们提出了新的XMM牛顿观测的超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1，少数几个ULX之一，以显示准周期振荡（QPO）的结果。我们在四个新的点（~ 100千分之一）检测QPO，扩大观察到的频率范围从10 - 40兆赫。我们将我们的结果与恒星质量黑洞系统中的时间和光谱相关性进行了比较，发现NGC 5408 X-1的时间和光谱行为的定性性质与陡峭幂律状态下表现出C型QPO的系统相似。然而，为了使这个类比定量地成立，我们必须只看到QPO频率-光子指数（或盘通量）关系的所谓饱和部分。假设是这样的话，我们将NGC 5408 X-1的质量下限定为> 800太阳质量。或者，QPO频率在很大程度上与光谱参数无关，在这种情况下，与恒星系统中的C型QPO的密切类比是有问题的。需要在更宽的能谱指数范围内测量源的定时特性，以明确地解决这种模糊性。我们搜索了所有可用的数据，以获得宽Fe发射线以及高频QPO类似物（0.1 - 1 Hz），但均未检测到。我们放置在6 - 7 keV频带中的任何Fe发射特征的等效宽度上的上限，以及约10 eV和约4%的高频QPO模拟的振幅（rms）的上限。
2013-08-07 astro-ph.HE
An extreme Ultraluminous X-ray source X-1 in NGC 5055
目标。本文分析了亮度高达$2.32\times10^{40}\ \rm erg\ s^{-1}$的超铝X射线源（ULX）NGC 5055 X-1的多历元X射线数据，以约束源的物理参数。方法.我们对Chandra和XMM-Newton观测进行了时间和光谱分析。我们使用的光谱模型，假设发射是从一个吸积黑洞系统。我们适合的数据与一个powerlaw（PL）或热康普顿化（NTHCOMP）组件相结合的磁盘（MCD），并比较这些适合与一个超薄磁盘模型。结果光源的光变曲线没有显示出显著的变化。从硬度比（3-10千电子伏/0.3-3千电子伏通量），我们推断，源是不是光谱可变的。我们发现光子指数与未吸收的0.3-10 keV通量和氢柱密度紧密正相关。此外，温度发射率曲线表明偏离标准的亚爱丁顿薄盘模型。在所有拟合的模型中，源显示出光度和内部盘温度之间的负相关。结论.我们的分析有利于源处于超铝软状态。光子指数和流量之间的正相关性，以及光子指数和氢柱密度之间的正相关性可能表明源在高爱丁顿比下吸积，并可能表明风的存在。所有光谱模型的光度与内盘温度的反比关系可能表明，辐射是由光学厚的外流几何光束。
2020-08-05 astro-ph.HE
Searching for Outflows in Ultraluminous X-ray Sources Through High-Resolution X-ray Spectroscopy
超铝X射线源是非核点源，其亮度超过10个太阳质量的黑洞的爱丁顿光度。对于大多数ULX人口的现代共识是，它们是由恒星质量的黑洞或中子星吸积远远超过爱丁顿极限。超爱丁顿吸积的理论模型预测存在强大的流出适度电离气体在温和的相对论速度。到目前为止，这些风已经在3个系统中发现：NGC 1313 X-1，NGC 5408 X-1，NGC 55 ULX。在这项工作中，我们创建了一个样本的所有ULX与可用的档案高分辨率X射线数据，共有10个来源，我们的目标是找到更多的签名流出。我们执行高斯线扫描以找到任何窄光谱特征，并在可能的情况下进行物理风模型扫描。我们初步确定了NGC 5204 X-1的外流，蓝移到0.34 c，产生的发射特征的总显着性至少为3 $σ$。接下来，我们比较具有相似硬度比的ULX。Holmberg IX X-1的吸收特征可能与光电离的外流吸收体有关，类似于NGC 1313 X-1。Holmberg II X-1的光谱具有与NGC 5408 X-1相似的特征，NGC 6946 X-1显示O VIII静止帧发射。来自样本的所有其他来源也在其高分辨率光谱中显示出光谱特征的初步证据。使用XMM-牛顿和钱德拉光栅的进一步观测将产生更强的约束。像XARM和雅典娜这样的未来任务将能够在更远的距离上探测到它们，并增加我们的样本。
2017-10-17 astro-ph.HE
Identification of three new ultraluminous X-ray sources in NGC 4631 and NGC 1097: Evidence for stellar-mass black holes
Department of Physics, University of Çukurova（丘鲁罗瓦大学物理系）；Space Science and Solar Energy Research and Application Center (UZAYMER), University of Çukurova（丘鲁罗瓦大学空间科学与太阳能研究与应用中心）
研究通过观测发现NGC 4631和NGC 1097中新的超亮X射线源，证据表明存在恒星质量黑洞。
2026-01-31 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
SWIFT Detection of a 65-Day X-ray Period from the Ultraluminous Pulsar NGC 7793 P13
NGC 7793 P13是一个超明亮的X射线源，其中包含一颗吸积脉冲星。本文报道了在该系统中用Swift观测探测到的~65 d周期的X射线调制。在X射线带中发现的调制周期为P = 65.05 +/-0.10 d，并且轮廓是不对称的，具有快速上升和较慢的衰减。另一方面，由Swift UVOT收集的u波段光变曲线证实了周期为P = 64.24 +/-0.13 d的光调制。我们探讨了X射线和光学周期的相位演化，并提出了两种解决方案。一个周期约为2700 - 4700 d的超轨道调制可能是由一个翘曲的吸积盘的进动引起的，这对解释光学数据的相位漂移是必要的。我们进一步讨论了这种~65 d周期性是否是由超轨道调制引起的。根据已知盘馈高质量X射线双星的自旋轨道周期和轨道超轨道周期之间的关系，粗略估计P13的轨道周期为3 - 7 d。在这种情况下，需要具有长得多的时间尺度的未知机制来解释相位漂移。通过长期观测，进一步研究这两个周期的稳定性，可以帮助我们探索它们的物理起源。
2017-01-10 astro-ph.HE
