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 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
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
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
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
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
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
The X-ray Pulsar 2A 1822-371 as a Super Eddington source
低质量X射线双星2A 1822-371是一个轨道周期为5.57小时的食星系统，具有吸积盘日冕，主星为0.59秒的X射线脉冲星，强磁场为10^10-10^12 G。本文研究了脉冲星的自旋演化和系统的几何约束。我们发现，与以前的说法相反，厚电晕是不需要的，并且该系统的特性可以最好地解释由薄吸积流出由于超爱丁顿质量传递速率和几何厚内吸积流。轨道，光谱和定时观测可以调和在这种情况下的假设下，质量转移进行的热时标，这将使2A 1822-371，一个温和的超爱丁顿源在高倾角。对13年RXTE数据的时序分析显示，2A 1822-371可能会在未来几千年内迅速转变为毫秒脉冲星。
2017-02-24 astro-ph.HE
GRRMHD Simulations of MAD Accretion Disks Declining from Super-Eddington to Sub-Eddington Accretion Rates
利用广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）方法对非自旋（$a_*=0$）和自旋（$a_*=0.9$）超大质量黑洞周围的磁制动盘（MAD）进行了模拟。在每个模拟中，质量吸积率随着时间的推移而降低，这样我们就可以在$3 \gtrsim \dot{M}/\dot{M}_{\rm{Edd}}\gtrsim 0.3$范围内对爱丁顿标度率进行采样。对于非自旋BH模型，总效率和辐射效率随着吸积率的降低而增加，分别在$η_{\rm{tot}}\sim9-16\%$和$η_{\rm{rad}}\sim6-12\%$范围内变化。这个模型显示喷流活动很少。相比之下，自旋BH模型具有由从BH提取的自旋能量提供动力的强相对论性喷流。喷流功率随吸积率的增大而减小，总效率和辐射效率分别为$η_{\rm{jet}}\sim 18-39\%$和$η_{\rm{rad}}\sim 45-79\%$。我们证实，轻度亚爱丁顿磁盘可以提取大量的权力，从一个旋转BH，只要他们在MAD状态。在次爱丁顿演化过程中，$100\, GM/c^2$的射流剖面大致呈抛物线状，幂律指数为$k\approx0.43-0.53$。这两个模型显示出显着的变化，在传出的辐射，这可能是与事件的磁通量爆发。的$a_*=0.9$模型显示半定期的变化与$\sim2000\, GM/c^3$的最终$\sim10,000\, GM/c^3$的模拟，这表明…
2022-09-24 astro-ph.HE
The ultraluminous state revisited: fractional variability and spectral shape as diagnostics of super-Eddington accretion
虽然我们已经接近达成共识，大多数ULX都是处于超爱丁顿状态的恒星质量黑洞，但这种吸积模式的物理学还没有建立起来。在这里，我们使用一个组合的X射线光谱和时间分析的ULXs的样本来调查这个新的吸积制度。我们提出了一个光谱分类方案，将ULXs分为三类：一个扩大的光盘类，和两个组件的硬和软超亮制度。在最低光度的ULX人口占主导地位的来源与扩大光盘光谱，而两个组件的光谱被认为是在较高的光度，暗示的区别~爱丁顿和超爱丁顿吸积模式。我们发现高水平的可变性仅限于具有软超亮光谱的ULX和一些加宽的光盘源。此外，变异性在高能量下最强，这表明它起源于较硬的光谱分量。这些特性与当前的超级爱丁顿发射模型是一致的，其中风在吸积流的中心区域周围形成漏斗。由于风提供了软分量，这表明倾斜度是观测到的X射线光谱的关键决定因素，如果这是由于风边缘的云状物质间歇性地模糊了我们对ULX中心区域的视线，那么变化结果就非常有力地支持了这一点。在两个ULXs，跨越硬/软超铝制度边界的光谱变化与光度的模式是一致的风增加在较高的吸积率，从而缩小漏斗的开口角。因此，这项工作表明，大多数ULX可以被解释为恒星质量的黑洞在爱丁顿极限或以上吸积，其观察到的特征由两个变量控制：吸积率和倾角。（节略）
2013-07-30 astro-ph.HE
Neutrinos from super-Eddington Seyfert galaxies
Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文研究所）；CICPBA（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；UNLP)（马德普拉塔物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（马德普拉塔国立大学理学院物理系）；Instituto de Investigaciones Físicas de Mar del Plata (IFIMAR – CONICET)；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, Universidad Nacional de Mar del Plata
探讨超爱丁顿活动星系核核心为相对论粒子加速提供条件，粒子与盘光子场作用产生中微子流，其周围外流吸收伽马射线，以NGC 7469为例，解释了中微子产生与伽马射线减弱共存现象。
2026-07-07 astro-ph.HE
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
A Bayesian approach for torque modelling of BeXRB pulsars with application to super-Eddington accretors
在这项研究中，我们提出了一种方法来估计后验分布的标准吸积力矩模型参数和二进制轨道参数的X射线双星使用嵌套抽样算法贝叶斯参数估计。我们研究了麦哲伦云中两个Be X射线双星系统RX J0520.5-6932和RX J 0209 -7427在大爆发期间的自旋演化，在大爆发中，它们超过了Eddington极限。此外，我们将我们的方法应用于最近发现的Swift J0243.6+6124;唯一已知的银河脉动超亮X射线源。这是一个很好的候选人研究光盘的演变在超爱丁顿吸积率，其光度跨度几个数量级在其爆发期间，与最大$L_{\rm X}$，超过了爱丁顿限制的一个因素$\sim 10$。当应用于RX J0520.5-6932和RX J 0209 -7427时，我们的方法能够识别每个系统的更有利的扭矩模型，同时产生NS和轨道参数的有意义的范围。我们对Swift J0243.6+6124的分析表明，与标准扭矩模型的预测相反，磁层半径和Alfvén半径在超过爱丁顿极限时彼此不成比例。据报告，这一来源的距离估计在5至7千秒差距之间。较小的距离需要非典型的中子星性质（即质量和半径），并可能降低吸积柱的辐射效率。
2022-11-29 astro-ph.HE
Super-Eddington QSO RX J0439.6-5311. II. Multi-wavelength Constraints on the Global Structure of the Accretion Flow
我们提出了一个详细的多波长的研究，一个清晰的，高度超爱丁顿1型类星体RX J0439.6-5311。我们将最新的XMM-牛顿观测与从红外到硬X射线的所有档案数据相结合。光谱与1H 0707-495非常相似，具有极弱的[O { \sc iii}]和强的Fe { \sc ii}发射线，尽管黑洞质量可能略高于$5-10 \times10^{6}~\rm M_{\odot}$。宽带SED是唯一定义良好的，由于极低的银河系和本征吸收，所以热光度是严格限制的。可见光/紫外吸积盘的连续性下降到900 μ m，表明有一个标准的薄盘结构下降到$R \ge$ 190-380 $R_{\rm g}$，并确定通过外盘的质量吸积率。这预测了一个比观测到的高得多的热光度，表明必须有强风和/或对流能量损失从内部光盘，作为预期的高度超爱丁顿吸积流。在NLR和BLR发射线中都检测到显著的外流，证实了风的存在。我们提出了一个全球性的图片的超级爱丁顿吸积流的结构，其中的内盘鼓起来，屏蔽大部分潜在的NLR材料，并显示如何倾斜角度相对于此和风可以解释非常不同的X射线性能的RX J0439.6-5311和1H 0707-495。因此，这个来源提供了强有力的支持证据，“简单的”和“复杂的”超级爱丁顿NLS 1可以统一在同一吸积流的情况下，但不同的倾角。我们还提出，这些极端NLS 1可能是弱发射线类星体（WLQ）的低红移类似物。
2017-06-25 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
Pair Drizzle around Sub-Eddington Supermassive Black Holes
在亚爱丁顿吸积率黑洞附近，电子-正电子对的产生被认为是由Breit-Wheeler过程（光子-光子碰撞）控制的。非屏蔽电场对相干、宏观能隙或湍流等离子体流中的非相干结构中的轻子进行加速时，会产生相互作用的高能光子。后一种类型的加速导致由来自背景辐射场的能量接近对生产阈值的光子产生的对生产的毛毛雨。在这项工作中，我们使用辐射GRMHD模拟扩展Moscibrodzka等人早期的研究对毛毛雨。我们专注于低磁化（SANE）吸积到超大质量克尔黑洞，并考虑由于同步辐射，韧致辐射，康普顿上散射过程。我们证实，对毛毛雨在M87是足够的，以保持磁层电荷密度的数量级以上的Goldreich-Julian密度。我们还发现，对生产高峰沿喷磁盘边界。
2020-12-08 astro-ph.HE
The remarkable microquasar S26: a super-Eddington PeVatron?
本研究探讨了微类星体S26的超爱丁顿吸积特性，指出其吸积盘风吸收了盘辐射导致X射线光度偏低，并证实其具备将宇宙线加速至PeV能量的PeVatron潜力。
2024-09-15 astro-ph.HE
Radiation Hydrodynamic Instability in Plane-Parallel, Super-Eddington Atmosphere: A Mechanism for Clump Formation
为了了解超临界吸积流外流中团块形成的物理过程，我们进行了二维辐射流体动力学（RHD）模拟。我们集中讨论的性质，RHD的不稳定性在轻微的光学厚，平面平行，超爱丁顿大气。最初，我们设置两层大气的密度对比度为100，暴露于强大的，向上的连续辐射力;较低的一层比上一个，RHD不稳定的条件下密度。我们假设引力不为零，但与辐射力相比可以忽略不计。我们发现，短波长的扰动首先增长，然后增长的较长波长的图案，这导致形成的cluximetric结构。团块（云）的典型大小对应于大约一个光学深度。辐射压力和气体压力之间的反相关性被确认：这种反相关性提供了一个阻尼机制的波长较长的扰动比典型的团块大小。物质和辐射能量密度是相关的。这些特征正是我们在超临界流出的辐射-磁流体动力学（辐射-MHD）模拟中发现的。
2014-01-12 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
A Super-Eddington Compton-Thick Wind in GRO J1655-40?
在2005年的爆发中，GRO J1655-40被钱德拉HETGS以高光谱分辨率观测到，揭示了一个富含蓝移吸收线的光谱，表明了一个吸积盘风-显然太热，太密集，太靠近黑洞，而不是由辐射压力或热压力驱动（米勒等人）。但是这种奇异的风只是这次爆发中的一块拼图，因为它的存在与极其柔软和弯曲的X射线连续光谱，显着的X射线可变性（Uttley & Klein-Wolt）以及明亮的，意想不到的光学/红外黑体分量相一致，该黑体分量随轨道周期而变化。聚焦于X射线连续谱和光学/红外/紫外光谱能量分布，我们认为这种“超软状态”的不寻常特征是来自盘的超爱丁顿康普顿厚风的自然后果：光学/红外黑体代表密集的冷光球，扩展流出，而X射线发射被解释为康普顿散射相对凉爽，光学厚风。这种风掩盖了内盘的内在光度，我们认为它可能已经达到或超过了爱丁顿极限。
2016-03-13 astro-ph.HE
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
Radiative Shocks around Super-Eddington Accreting Black Holes
本文通过二维辐射流体动力学模拟研究了恒星质量黑洞周围平流吸积流中的辐射驻波激波，重点研究了超爱丁顿吸积流。在一组引起驻激波的输入流参数下，赤道上的激波位置随着吸积率的增加而向事件视界方向减小。在沿旋转轴的狭窄漏斗区中的光学薄的和热的气体逐渐转变为致密的和光学厚的状态，并且从赤道附近的辐射激波的基部输送越来越致密的气体。其结果是，亮度变得高达~ $10^{40}$ erg $s^{-1}$，并且辐射在旋转轴周围显示出强烈的各向异性分布，然后显示出非常低的边缘亮度为~ $10^{36}$ erg $s^{-1}$。从外边界流出的质量流量高达~ $10^{-5}$和$10^{-4}$ $M_{\odot} yr^{-1}$，但大部分流出是通过径向外边界产生的，可以在很宽的风区上观察到。该模型显示出近似黑体光谱的温度为$5 \times 10^{6} - 3 \times 10^{7}$ K在垂直的外边界表面。超爱丁顿光度辐射激波模型给出了超吸积体SS 433和超铝X射线源与恒星质量黑洞的可能模型。
2021-02-10 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
How the super-Eddington regime regulates black hole growth in high-redshift galaxies
超级爱丁顿吸积是一种可能解释$\sim 10^9\rm\, M_\odot$超大质量黑洞（BH）在宇宙的第一个十亿年内快速聚集的情景。这种临界状态与辐射效率低下的吸积有关，并伴有风和喷流形式的强大外流。通过对孤立星系及其宿主晕中黑洞演化的流体动力学模拟，研究了超爱丁顿反馈对黑洞质量增长的影响。结果表明，超爱丁顿反馈有效地防止BH增长在几个百万年。超爱丁顿吸积事件仍然相对温和，典型的速率约为2-3倍的爱丁顿限制，因为在该制度下的喷流的有效调节。我们发现，这些喷流足够强大，可以从宿主星系的中心以几千秒差距的速度将气体喷射到星系尺度，但不会对这些大尺度的气体流入产生显着影响。通过改变射流反馈效率，我们发现，较弱的超爱丁顿射流允许通过更频繁的超爱丁顿吸积事件更显着的BH增长。我们的结论是，有效的超级爱丁顿增长是可能的，因为我们发现，模拟与弱射流反馈效率提供了一个稍大的BH质量演化在很长一段时间（$\sim 80\,\rm Myr$）比BH吸积在爱丁顿限制。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
How the super-Eddington regime affects black hole spin evolution in high-redshift galaxies
通过对孤立暗物质晕中星系的三维流体动力学模拟，我们跟踪了黑洞（BH）在其生长过程中经历超爱丁顿阶段的自旋参数$a$的演化.这一制度，怀疑伴随着强大的喷流外流，预计将减少BH的自旋幅度。我们结合超爱丁顿吸积与子爱丁顿阶段（类星体和无线电模式），并遵循BH自旋演化。由于超爱丁顿事件的频率较低，在这种情况下的相对论喷流不能有效地降低自旋的幅度，因为类星体模式中的薄盘吸积不可避免地增加了BH自旋。由于超爱丁顿事件的反馈，超和亚爱丁顿吸积的结合并不导致自旋演化的简单显式表达式。假设超爱丁顿反馈始终较弱，可以使用解析表达式来计算$a\lesssim0.3$的演化。最后，从低自旋星等开始的黑洞能够增长到最高质量，如果它们最初开始与银河系盘不对齐，它们通过逆行吸积获得少量的吸积。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
ULXs as magnetized sub-Eddington advective accretion flows around stellar mass black holes
超亮X射线源（ULX）是由中等质量的黑洞还是由恒星质量的黑洞吸积而成的，一直困扰着我们。在这里，我们建议，在存在大尺度强磁场和不可忽略的垂直运动，ULX的亮度，特别是在其硬态，可以解释与亚爱丁顿吸积恒星质量黑洞。在2.5维磁化平流吸积流的框架中，磁张力起着传输物质的作用（相当于通过湍流粘性的粘性剪切），我们既不需要调用一个中等质量的黑洞，也不需要超级爱丁顿吸积。我们的模型解释了NGC 1365 X1/X2、M82 X42.3+59、M99 X1等处于硬幂律支配态的源。
2019-08-27 astro-ph.HE
Study of advective energy transport in the inflow and the outflow of super-Eddington accretion flows
本文提出径向自相似的二维内流—外流解，自洽计算平流因子，发现径向平流加热内流、垂直平流与辐射共同冷却，表明超爱丁顿吸积辐射效率高于细盘模型。
2023-08-16 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
Wind from the Hot Accretion Flow and Super-Eddington Accretion Flow
本文综述了热吸积流和超爱丁顿吸积流中风的理论与观测进展，指出风在活动星系核反馈中比喷流起更关键作用。
2024-08-29 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion in the Q2237+0305 quasar?
Q2237+0305类星体的光通量变化之间的带间时间滞后已被确定的光变曲线中的Johnson-RuminsV，R，和I光谱带。滤波器对R-V、I-R和I-V的时滞值明显高于Shakura和Sunyaev的标准吸积盘模型的预测值。为了解释这种差异，Shakura和Sunyaev在1973年考虑的类星体超临界吸积制度的想法被应用。他们已经证明，这种状态会在吸积盘周围产生一个扩展的散射包络。包层有效地散射和重新发射来自吸积盘的辐射，从而增加了表观盘的大小。我们利用Shakura和Sunyaev在分析超爱丁顿吸积时导出的包络半径和温度的解析表达式，证明了我们的结果与存在这种包络是一致的。计算了吸积区的相应参数。它们提供了与我们工作中确定的带间时滞一致的V、R和I谱带中的包络半径。
2020-12-21 astro-ph.HE
Semi-Analytic Solutions For Warped, Super-Eddington Accretion Disks with Outflows
College of Charleston（查尔斯顿学院）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of California at Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本研究建立了一个辐射压主导的翘曲吸积盘的半解析模型，自洽连接盘翘曲、质量流入、风与能量输运，并确定了盘变为对流的半径，重现了数值模拟结果。
2026-09-24 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
On the Observational Difference Between the Accretion Disk-Corona Connections among Super- and Sub-Eddington Accreting Active Galactic Nuclei
我们提出了一个系统的X射线和多波长的研究样本的47个活动星系核（AGN）的混响映射测量。该样本包括21个超爱丁顿吸积活动星系核和26个亚爱丁顿吸积活动星系核。使用高状态观测与同时X射线和UV/光学测量，我们调查是否super-Eddington吸积活动星系核表现出不同的吸积盘-日冕连接相比，sub-Eddington吸积活动星系核。我们发现X射线到紫外/光谱斜率参数（$α_{\rm OX}$）和单色光度在$2500~Å$（$L_{\rm 2500~Å}$）的超级和子爱丁顿子样本之间的紧密相关性。最佳拟合的$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系是一致的整体，表明超爱丁顿吸积活动星系核不是特别的X射线弱，一般相比，次爱丁顿吸积活动星系核。我们发现$α_{\rm OX}$的依赖性的爱丁顿比（$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd}$）和黑洞质量（$M_{\rm BH}$）参数为我们的全部样本。多变量线性回归分析产生$α_{\rm OX}=-0.13 {\rm log}(L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd})-0.10 {\rm log}M_{\rm BH}-0.69$，其散点与$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系相似。硬（静止帧$>2\rm ~keV$）X射线光子指数（$Γ$）是强相关的$L_{\rm Bol}/L_{\rm E…
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
General Relativistic Radiation Magnetohydrodynamics Simulations of Precessing Tilted Super-Eddington Disks
本文通过三维广义相对论辐射磁流体力学模拟倾斜超爱丁顿吸积盘，揭示盘进动导致气体喷出方向和辐射光度准周期变化，其时标与超亮X射线源中观测到的低频准周期振荡频率一致。
2024-10-01 astro-ph.HE
Peculiarities of super-Eddington flares from the X-ray pulsar LMC X-4 with NuSTAR
我们目前的分析结果的超级爱丁顿耀斑登记的X射线脉冲星LMC X-4的NuSTAR天文台在广泛的能量范围3-79千电子伏。脉冲星的光谱是很好地描述了在静态和耀斑期间的热康普顿模型，当峰值亮度达到值$L_{\rm x} \sim (2-4)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$。首次发现的一个重要特征是，耀斑期间亮度的数量级增加主要是在能量低于25-30 keV时观察到的，而在更高的能量（30-70 keV）下，光谱的形状和源通量几乎保持不变。亮度的增加伴随着源脉冲轮廓的变化--在3-40 keV的能量范围内，它变成近似三角形，并且脉冲部分随着能量的增加而增加，在25-40 keV的能量范围内达到60-70%。本文讨论了吸积柱的几何形状可能发生的变化，这可以解释光谱和脉冲轮廓的变化。
2017-12-14 astro-ph.HE
Ultraluminous X-Ray Sources
我们回顾了超铝X射线源（ULX）的观测。对ULX射线的X射线光谱和计时研究表明，这种新的吸积状态与银河系恒星质量黑洞双星中的吸积状态不同。相干脉动的检测表明在三个ULX中存在中子星吸积物，因此显然是超爱丁顿光度。ULX的光学和X射线谱线轮廓以及相关的射电和光学星云的性质表明，ULX产生强大的外流，也表明了超级爱丁顿吸积。我们讨论了超爱丁顿吸积模型及其与ULXs观测行为的关系。我们回顾了ULX中存在中等质量黑洞的证据。我们认为ULXs的超爱丁顿吸积在活动星系核，早期宇宙的加热，最近通过引力波检测到的黑洞二进制的起源的影响。
2017-03-31 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
Effects of Heat Conduction on Blocking off the Super-Eddington Growth of Black Holes at High Redshift
本文研究高红移黑洞周围气体热传导对超爱丁顿吸积的阻断作用，推导出实现各向同性加热的条件及超爱丁顿吸积的新判据。
2023-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion in Quasars
本文综述类星体中超大质量黑洞超爱丁顿吸积的观测识别、极端光谱特征、早期黑洞增长证据及其作为宇宙学距离指示器的潜力。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the relation between hard X-ray photon index versus accretion rate for super-Eddington accreting quasars
研究了超爱丁顿吸积类星体和亚爱丁顿吸积类星体的硬X射线光子指数（$Γ$）与吸积率的关系是否不同.我们从斯隆数字巡天数据发布14类星体目录中构造了113个亮类星体的样本，其中38个类星体作为超级爱丁顿子样本，75个类星体作为次爱丁顿子样本。我们推导出黑洞质量使用一个简单的历元维里质量公式的基础上的${\rm Hβ}$线，我们使用标准的薄盘模型推导出无量纲吸积率（$\dot{\mathscr{M}}$）为我们的样本。这些类星体的X射线数据是从钱德拉和XMM-牛顿档案中收集的。我们使用单一幂律模型拟合硬X射线光谱以获得$Γ$值。我们发现超级爱丁顿子样本的$Γ$和$\dot{\mathscr{M}}$之间存在统计学显著相关性（$R_{\rm S}=0.43$，$p=7.75\times{10}^{-3}$）。亚爱丁顿子样本的$Γ$相关性也很显著，但较弱（$R_{\rm S}=0.30$，$p=9.98\times{10}^{-3}$）。线性回归分析显示，超级和亚爱丁顿子样本的${\rm Γ}=(0.34\pm0.11){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.71\pm0.17)$和${\rm Γ}=(0.09\pm0.04){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.93\pm0.04)$分别。两个子样本的$Γ$ - $\dot{\mathscr…
2020-05-06 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
Electromagnetic Vortex solitons in the magnetospheres of super-Eddington AGN
研究了超爱丁顿活动星系核（AGN）电子正电子等离子体中电磁涡旋孤子的传播和动力学。这种结构的存在和稳定性证明了高度透明的AGN等离子体介质。动力学特征和相应的观测签名的可能影响进行了讨论。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Modeling Multiple X-Ray Reflection in Super-Eddington Winds
本研究针对超爱丁顿源的X射线反射特征，通过广义相对论射线追踪与蒙特卡洛模拟，建模非自旋黑洞超爱丁顿风的多次X射线反射，发现Fe Kα线轮廓受风运动学等参数影响且可呈双峰，为超爱丁顿吸积黑洞研究提供新依据。
2024-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Two transitional type~Ia supernovae located in the Fornax cluster member NGC 1404: SN 2007on and SN 2011iv
我们分析了2007年和2011年由天炉座星系团成员NGC 1404主持的快速衰退的Ia型超新星（SNe Ia）的紫外（UV）到近红外观测。SN 2007 on和SN 2011 iv的B波段光变曲线的特征是dm_15（B）衰减率分别为1.96等和1.77等。虽然它们有相似的衰减率，但它们的B带和H带峰值星等分别相差约0.60等和约0.35等。在校正了亮度与衰减率和亮度与颜色的关系后，B波段和H波段的光变曲线峰值分别提供了相差约14%和约9%的距离。这些发现为使用位于早期类型宿主中的过渡型Ia超新星来测量宇宙学参数提供了一个警示。有趣的是，尽管SN 2011 iv在早期更亮更蓝，但在最大值过去三周并持续了几个月后，它的B-V颜色比SN 2007 on红0.12等。为了调和这种不寻常的行为，我们转向指导从一套球形一维的大质量延迟爆轰模型。在这种情况下，56 Ni的产生取决于所谓的过渡密度和祖先白矮星的中心密度。对于一阶，跃迁密度驱动亮度-宽度关系，而中心密度是重要的二阶序参量。在此背景下，沿着里拉区域的B-V颜色演化的差异表明SN~ 2011 iv的祖先具有比SN~ 2007 on更高的中心密度。
2017-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Compton and Cyclo-Synchrotron in Super-Eddington Disks, Magnetized Coronae, and Jets
我们提出了一个扩展的广义相对论辐射磁流体动力学代码HARMRAD占发射和吸收的热循环同步加速器，双康普顿，韧致辐射，低温OPAL不透明度以及汤姆逊和康普顿散射。我们近似的辐射场作为玻色-爱因斯坦分布，并使用辐射数能量动量守恒方程，以跟踪光子硬化。我们进行各种模拟研究这些扩展如何影响磁逮捕磁盘在爱丁顿吸积超爱丁顿率的辐射特性。我们发现，双康普顿占主导地位的韧致辐射的磁盘半径$r\sim 15r_g$（引力半径）在一百倍的爱丁顿吸积率，并在较小的半径在较低的吸积率。双康普顿和回旋同步加速器调节日冕中的辐射和气体温度，而回旋同步加速器调节喷流中的温度。有趣的是，当吸积率下降到爱丁顿时，光学上薄的日冕发展，其气体温度$T\sim 10^9$ K是盘的黑体温度的$\sim 100$倍。我们的研究结果表明，双康普顿和同步加速器在超爱丁顿磁盘，磁化电晕，和射流的重要性。
2016-09-12 astro-ph.HE gr-qc
Searching for Super-Eddington Quasars using a Photon Trapping Accretion Disc Model
在超大质量黑洞（SMBH）形成和演化的背景下，以超过爱丁顿极限的速率吸积到黑洞上的问题已经讨论了很长时间，这为大质量类星体在高红移（z $\gtrsim$ 7）的存在提供了一个可能的解释，同时也对SMBH在以后的时代的增长产生了影响。然而，目前还不清楚这种“超级爱丁顿”吸积是否发生在SMBH，它是多么普遍，或者是否每个SMBH可能会遇到它。在这项工作中，我们调查的观测结果的一个简单的模型的超级爱丁顿吸积流-一个光学厚，几何薄吸积盘（AD）的最内部的部分经历严重的光子捕获，其随着增大的吸积速率而增强。由此产生的光谱能量分布（SED）显示出显著缺乏静止帧UV，甚至光学光子。使用网格的模型SED跨越参数空间（包括SMBH质量和吸积率）的范围很广，我们发现，大型光学类星体的调查（如SDSS）可能会错过这些发光系统的大部分。然后，我们提出了一组跨光学和红外颜色空间的颜色选择标准，旨在在两个宽场调查中选择超级爱丁顿SED（例如，使用SDSS、2 MASS和WISE）以及深和窄场勘测（例如，COSMOS）。建议的选择标准是必要的第一步，在建立对流影响的超爱丁顿吸积到SMBHs在早期宇宙时代的相关性。
2020-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic X-ray reverberation from super-Eddington accretion flow
X射线反射是一种强有力的技术，它利用被吸积盘反射的日冕辐射的回波来绘制出黑洞周围的吸积盘内部区域的结构。虽然X射线混响理论几乎完全是针对标准薄盘发展起来的，但最近已经从可能的超爱丁顿吸积源（如喷射潮汐破裂事件Swift J1644+57）观察到了混响滞后。本文将X射线反射研究扩展到超爱丁顿吸积区，重点研究Fe Kα线区的滞后现象。我们发现日冕光子主要被从超爱丁顿吸积流发射的快速光学厚风反射，这种漏斗状反射几何产生了具有独特特征的滞后频率谱和滞后能谱。滞后频谱在第一个过零点附近呈现阶梯状衰减。因此，滞后能量谱的形状几乎与频带的选择无关，并且在很大的参数空间范围内与黑洞质量成线性比例。这些形态上的差异不仅可以用来区分超爱丁顿吸积系统从子爱丁顿系统，他们也是关键约束的反射几何和提取参数从观察到的滞后。在解释Swift J1644+57的X射线反射滞后时，我们发现超爱丁顿盘的几何形状比薄盘更好，我们通过拟合滞后谱得到了500 - 600万太阳质量的黑洞和10个引力半径左右的日冕高度。
2021-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Microlensing Evidence for Super-Eddington Disc Accretion in Quasars
透镜星系中恒星星族的微透镜效应为强透镜类星体中吸积盘结构的空间解析提供了重要的机会。这种方法估计的吸积盘尺寸平均要比标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积盘模型的预测大。通过分析微透镜变化的观测数据，我们可以认为，有一部分透镜类星体（主要是小质量天体）在超爱丁顿区吸积。超爱丁顿吸积导致形成光学厚的信封散射辐射形成的光盘。这使得表观圆盘尺寸更大，并且实际上与波长无关。在我们的模型框架内，当放大校正的通量和半径都可用时，有可能对质量吸积率和黑洞质量进行自洽估计。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Microlensing evidence for super-Eddington disk accretion in quasars
透镜星系的恒星星族的引力微透镜效应为空间分辨强透镜类星体中的吸积盘结构提供了重要的机会。有些物体（如爱因斯坦的十字架）与标准吸积盘模型的预测相当一致。在其他情况下，发射区域的大小大于标准薄盘理论预测的，并且实际上与波长无关。这可以解释为光学厚散射包层的观测表现，可能与流出的超艾丁顿吸积有关。
2012-10-21 astro-ph.CO 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
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
