A Phase-resolved View of Millihertz Quasi-periodic Oscillations in the Ultraluminous X-ray Source M51 ULX-7: Evidence for a Magnetically Truncated Disk and Geometrical Beaming
本研究首次对极亮X射线源M51 ULX-7的毫赫兹准周期振荡进行相位分辨分析，发现盘内半径对应磁层半径，证实软分量源自磁截断外盘，硬分量源于内部漏斗区的几何聚束。
2025-04-06 astro-ph.HE
Magnetically arrested advective accretion flows and jets/outflows around stellar mass black holes: Explaining hard state ULXs with GRMHD simulations
本研究利用GRMHD模拟恒星质量黑洞周围强磁场下的亚爱丁顿平流吸积系统，揭示磁场对吸积和外流的影响，无需超爱丁顿吸积率或中等质量黑洞即可解释硬态ULXs的高光度特征。
2024-11-27 astro-ph.HE
Importance of electron-positron pairs on the maximum possible luminosity of the accretion columns in ULXs
Mushtukov等人（2015）提出了解释脉冲超亮X射线源（pULX）高亮度的模型之一。他们发现，由于在高磁场中不透明度降低，高磁化中子星表面的吸积柱可能非常明亮。然而，强磁场也导致电子-正电子对产生的放大。因此，电子和正电子数密度的增加补偿了截面的减小，并且电子散射不透明度不随磁场放大而减小。结果，吸积柱的最大可能亮度不随磁场的增加而增加。其范围在10 $^{40} - 10^{41}$ erg s $^{-1}$之间，仅略微取决于磁场强度。
2022-08-25 astro-ph.HE
The Great Pretenders Among the ULX Class
最近从三个超铝X射线（ULX）源中发现的脉冲X射线发射最终使我们能够识别ULX类中的一个子类：伟大的伪装者似乎以各向同性光度$L_X = 7\times 10^{39}$ ~erg~s $^{-1}-1\times 10^{41}$ ~ erg~发出X射线辐射的中子星（NS）我们之所以能认出它们是$^{-1}$，是因为它们的辐射强烈地射向我们的方向，而我们的视线只与它们的磁偶极轴偏离了几度。这三个已知的伪装者似乎比ULX类的假定黑洞，如Holmberg II \& IX X-1，IC 10 X-1和NGC 300 X-1更强的发射体。对于这三个NS，我们采用了一个合理的假设，即它们观测到的最亮爆发以爱丁顿速率展开，我们计算了它们的螺旋桨状态和表面磁场大小。我们发现，这些结果与最近对麦哲伦Be/X射线双星获得的结果没有任何不同：三个NS显示出大约0.3-0.4~TG的适度磁场和$\sim 10^{36-37}$ ~erg~s $^{-1}$的波束螺旋桨线X射线光度，基本上低于爱丁顿极限。
2017-03-24 astro-ph.HE
On the Magnetic Fields, Beaming Fractions, and Fastness Parameters of Pulsating Ultra-Luminous X-Ray Sources
脉动超亮X射线源（PULX）的发现表明，中子星可能是常见的超亮X射线源（ULX）的人口，虽然大多数人口成员目前缺乏脉动。这些系统很可能是中子星的宿主，它们以超爱丁顿（超临界）速率从高质量X射线双星中的大质量伴星中吸积质量。考虑到超临界吸积流的球化、X射线发射的聚束以及强磁场中散射截面的减小，我们推断了PULX M82 X-2、ULX NGC 5907、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 7793 P14、ULX NGC 7793 P15、ULX NGC 7793 P16、ULX NGC 7793 P17、ULX NGC 7793 P18和ULX NGC 7793 P17 NGC 300 ULX 1、M51 ULX-7、NGC 1313 X-2和Swift J0243.6+6124，它们来自一组基于不同自旋和光度状态的各种组合的条件。使用所观察到的自旋率下的临界光度条件下，我们估计的表面场强度在$\sim 10^{11}-10^{13}\,{\rm G}$范围内的所有PULX。在一般情况下，我们的分析结果在亚临界光度条件下表明表面场强度在$\sim 10^{11}-10^{15}\,{\rm G}$范围内。我们认为，PULX不需要磁强度的表面偶极场，如果考虑到波束，但该领域是强大的，足以让中子星在ULX磁通道的吸积流超临界吸积盘。
2020-09-13 astro-ph.HE
Beamed emission from a neutron-star ULX in a GRRMHD simulation
以中子星为动力的超铝X射线源（ULX）为模型，在$2\times 10^{10}$ G偶极磁场作用下，对中子星的超临界吸积过程进行了2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟.我们计算了$\sim 2.5\,L_\mathrm{Edd}$的总光度的下限，并发现辐射是由吸积盘流出高度光束。视各向同性的光度，这是一个功能的视角，达到最大值以上$100\,L_\mathrm{Edd}$，与在ULX中观察到的光度一致。
2021-07-02 astro-ph.HE
Probing the nature of the low state in the extreme ultraluminous X-ray pulsar NGC 5907 ULX1
本文通过2003-2022年对极亮超亮X射线脉冲星NGC 5907 ULX1的长期监测，发现其在2017-2020年低态期间发生显著自旋减慢，并利用螺旋桨效应和吸积力矩模型首次将该源磁场约束为大于1e13G。
2023-02-07 astro-ph.HE
Pulsing and Non-Pulsing ULXs: the Iceberg Emerges
我们表明，超明亮的X射线源（ULXs）与相干X射线脉冲（PULXs）可能有中子星的自旋轴显着偏离其中央吸积盘。漏斗中的散射准直它们的发射并产生它们的表观超爱丁顿光度是所观察到的脉冲分数和X射线光子能量之间的相关性的最可能的起源。在中子星自旋与内盘紧密对齐的系统中，脉冲被抑制，这解释了为什么一些ULX显示出表明强磁场的回旋特征，但不产生脉冲。我们认为，对齐（或可以想象，通过吸积场抑制）通常发生在一个相当短的分数的ULX寿命，使大多数中子星ULX成为无脉冲。因此，我们进一步认为，几乎所有的ULX实际上都有中子星吸积体，而不是黑洞或白矮星，反映了它们的祖先高质量X射线双星和超软X射线源人口。
2020-03-31 astro-ph.HE
ULXs: Neutron Stars vs Black Holes
我们考虑超亮X射线源（ULXs）的吸积是一个中子星，而不是一个黑洞。我们表明，最近发现的例子（M82 X-2）自然符合ULX的简单图片作为束X射线源在超爱丁顿率喂养，提供其磁场是弱（$\simeq 10^{11}{\rm G}$）比一个新诞生的X射线脉冲星，如预期的，如果有质量增益。持续的吸积可能会削弱磁场，直到脉冲停止，使系统与包含黑洞的ULX无法区分。因此，我们认为，所有ULX的一个显着的分数可能实际上包含中子星吸积物，而不是黑洞，反映了中子星的分数在其X射线双星的祖先。我们强调，中子星ULXs可能有{ \it更高}的表观光度比黑洞ULXs对于一个给定的质量转移率，因为他们更紧密的光束超过他们的爱丁顿光度较低。这进一步增加了中子星吸积物在所有ULX中的可能比例。天鹅座X-2可能是中子星ULX的典型后代，因此最终可能会以毫秒脉冲星双星的形式与大质量的白矮星相伴而告终。
2016-01-14 astro-ph.HE
Study on the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）
研究超亮X射线脉冲星RX J0209.6-7427的磁场及自转周期演化，发现其磁场在2.4-4×10¹³G范围内，推测其未来可能成为毫秒脉冲星。
2025-07-21 astro-ph.HE
On the Spin Period of the Neutron Star in the Ultraluminous X-Ray Source M51 ULX-8
最近在附近星系以及我们自己的星系中发现了超亮X射线源（ULX）家族的几个成员的周期性脉动，揭示了吸积致密物体的性质。无论是否观测到脉动，目前认为是中子星而不是黑洞为大量ULX提供了动力。在ULX的X射线光谱中探测到回旋吸收线，提供了一种将致密物体识别为中子星的替代方法。在非脉动ULX中，已经报道了在M51 ULX-8的光谱中存在回旋共振散射特征（CRSF）。在目前的工作中，在M51 ULX-8的中子星表面上的磁场强度推断从所观察到的CRSF的能量，以估计在X射线发射的聚束分数，更重要的是难以捉摸的中子星自旋周期的可观测范围，希望在不久的将来发现的空间任务。
2022-01-12 astro-ph.HE
ULX collimation by outflows in moderately magnetized neutron stars
通过GRRMHD模拟发现，中等磁化中子星的超爱丁顿吸积外流可准直辐射，使表观光度达100爱丁顿，且弱磁场（10^10 G）比强磁场（10^11 G）更有利于产生超亮X射线源。
2025-02-17 astro-ph.HE
Timing properties of ULX pulsars: optically thick envelopes and outflows
最近发现，一部分超亮X射线源（ULX）表现出X射线脉动，因此由磁化中子星（NS）上的超爱丁顿吸积提供动力。对于典型的ULX质量吸积率（$\gtrsim 10^{19}\,{\rm g\,s^{-1}}$），吸积盘的内部部分预计将处于超临界状态，这意味着一些材料在从盘表面发射的风中损失，而其余部分则在NS周围形成光学厚的包络，因为它遵循从内部盘半径到恒星磁极的磁场线。包络线将中心物体从远处的观测者中隐藏起来，并定义了ULX双星的关键观测特性：它们的能谱、偏振和定时特征。包层的光学厚度受光盘质量损失的影响。我们计算质量损失率，由于风在ULX星系，占NS磁场强度和平流过程中的磁盘。我们认为，检测到强烈的外流从ULX星可以被认为是一个相对较弱的偶极分量的NS磁场的证据。我们估计的质量损失的影响的光学厚度的信封和分析如何信封影响宽带非周期性变化的ULXs。我们发现，在高傅立叶频率的亮度波动可以强烈抑制多重散射的信封和抑制的强度是由质量吸积率和磁层的几何尺寸。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Populations of Neutron Star Ultraluminous X-ray Sources: Mind your b's and B's
针对中子星超亮X射线源挑战传统吸积模型的问题，本研究通过群体合成模型探究强磁场对其观测特性的影响，发现新处方可改善与观测的一致性，拓宽自旋加速率范围并增加观测可能性，强调需考虑磁场效应并开发相关吸积处方。
2025-01-16 astro-ph.HE
Possible Periodic Dips in the Pulsating Ultraluminous X-ray Source M51 ULX-7
我们报告发现可能的周期性X射线下降的脉动超铝X射线源，M51 ULX-7，与档案昌拉观察。在超轨道下降状态下进行了约20天的监测后，我们通过贝叶斯块技术发现了三次下降，间隔约2天和约8天。相位色散最小化和$χ^2$测试表明，倾斜可能会以约2天的周期反复出现，与M51 ULX-7的轨道周期一致。我们解释的倾角作为一个模糊的发射从脉冲星上的流盘相互作用区域或大气的伴星的垂直结构。这两种解释都表明视角为~60度。鉴于M51 ULX-7的磁场中等偏高，$B\sim10^{13}$ G，与$b\lesssim1/2$的低几何波束足以解释观测到的通量和倾角的存在。恒星风的昏暗仍然是另一种可能的来源，需要进一步监测倾角。
2021-02-15 astro-ph.HE
Return to the forgotten ULX: a broadband NICER+NuSTAR study of NGC 4190 ULX-1
本研究通过NICER和NuSTAR联合观测NGC 4190 ULX-1，发现其宽带光谱具有双热组件和高能超出，虽未探测到脉冲但存在随机变化和截断幂律组件，结合XMM-Newton数据推测其可能为中子星吸积候选体。
2024-04-24 astro-ph.HE
A Potential Cyclotron Resonant Scattering Feature in the ULX Pulsar NGC 300 ULX1 seen by NuSTAR and XMM-Newton
基于$XMM$和$NuSTAR$的相位分辨宽带光谱，我们报道了新近发现的ULX脉冲星NGC 300 ULX 1的脉冲谱中$E \sim 13$ keV的一个潜在的回旋共振散射特征.如果这个解释是正确的，那么中央中子星的隐含磁场是$B \sim 10^{12}$ G（假设电子被散射），类似于从观测到的恒星自旋上升估计的磁场，也类似于已知的银河系X射线双星。我们讨论了这一结果对NGC 300 ULX 1和其他已知ULX星之间联系的影响，特别是最近在另一个ULX，M51 ULX-8中发现的可能的质子回旋加速器线。
2018-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
New observations of ULX supershells, and their implications
新的光学窄带成像观测几个ULX的领域。已知的超壳层星云与许多这样的ULX有关，我们在发射线滤波器中检测到它们，如[S II]，He II，[O II]和[O III]。新的星云被发现，它们是候选的ULX动力超级壳层。然后，这些星云的形态和发射线通量可以用来推断发射气体的性质，这提供了能量来源的线索（光电离和/或冲击激发，两者都可能来自ULX）。对由ULX提供动力的超级壳的研究可以帮助限制ULX本身的性质，例如X射线发射的各向同性及其流出的强度。
2010-11-02 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
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
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
High-Mass X-Ray Binaries with Be Donors as Ultraluminous X-Ray Sources
自2014年探测到来自超铝X射线源（ULX）的X射线脉冲以来，中子星一直被认为是其中心目标。然而，中子星如何能比爱丁顿光度更亮仍然不清楚，并且对于中子星的磁场和光束的程度也没有统一的看法。最近的观测表明，一些X射线脉动超巨星具有Be型施主，并且在Corbet图上它们与Be型高质量X射线双星（Be-HMXB）占据相同的区域，揭示了自旋与轨道周期的关系.这表明至少有一些ULX是Be-HMXB的特殊情况。在这项研究中，我们使用的质量吸积模型的框架下，Be-HMXB调查的条件下，中子星实现超越爱丁顿限制的质量吸积率，并成为可观察的ULXs。我们证明了如果中子星的磁场和Be盘的密度满足一定的条件，Be-HMXB可能成为ULX。我们还表明，虽然更强的磁场增加了中子星ULX的亮度与Be施主，其亮度不能超过爱丁顿极限的一个以上的${\approx} 50$的一个因素。最后，我们提出了一个方案，即一些正常的Be-HMXB可能会演变成ULX的捐助者演变成一个巨人。
2021-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pulsing ULXs: tip of the iceberg?
我们考虑三个目前已知的脉冲超亮X射线源（PULXs）。我们表明，在其中之一，所观察到的自旋上升率需要超爱丁顿吸积率在磁层半径，即使磁星强度场假设。在另外两个系统中，一个正常强度的中子星场意味着磁层的超爱丁顿吸积。采用超爱丁顿质量传递作为ULX系统的定义特征，我们找到了自洽同时拟合三个脉冲系统的光度和自旋上升速率所需的参数。这意味着它们的磁层半径$R_M$和球化半径$R_{\rm sph}$之间接近相等，在那里辐射压力变得重要，并驱动吸积盘的质量损失。我们解释这个接近-平等作为一个必要条件的系统出现脉冲，因为如果它被违反的脉冲分数是小的。我们表明，作为一个结果，所有的脉冲X必须有自旋率$\dotν\gtrsim 10^{-10}\, {\rm s^{-2}}$，一个数量级高于任何其他脉冲中子星双星。ULX显示脉冲所需的相当严格的条件支持了我们先前的建议，即许多无脉冲的ULX系统实际上必须包含中子星而不是黑洞。
2017-02-02 astro-ph.HE
SMC X-3: the closest ultraluminous X-ray source powered by a neutron star with non-dipole magnetic field
吸积中子星的磁场决定了它们的整体行为，包括最大可能的光度。一些模型需要高于平均水平的磁场强度（> 10^13 G）才能解释最近发现的脉动超铝X射线源（ULX）中的超爱丁顿质量吸积率。SMC X-3在2016-2017年的主要爆发期间的峰值亮度达到约2.5x10^39 erg/s，与ULX相当，因此使该源成为最近的ULX脉冲星。SMC X-3属于具有Be光学伴星的瞬态X射线星，并在2016年7月至2017年2月期间表现出巨大的爆发。在整个爆发期间，Swift/XRT和Fermi/GBM望远镜以及NuSTAR天文台都观测到了该源。收集的数据使我们能够使用几种独立的方法来估计SMC X-3中中子星的磁场强度。在爆发期间和爆发之间，源的自旋演化以及向所谓的螺旋桨区转变的光度在（0.3 - 7）x10^35 erg/s范围内，这意味着相对较弱的偶极场为（1 - 5）x10^12 G。另一方面，也有证据表明，在中子星表面附近存在更强的磁场。特别是，过渡从超到亚临界吸积制度与停止的吸积柱，回旋吸收功能的情况下，在宽带X射线光谱的源与NuSTAR和非常高的峰值光度有利于一个数量级更强的领域。这种差异使SMC X-3成为一个很好的候选者，以消除显着的非偶极分量的领域，和一个中间源之间的经典X射线的恒星和吸积磁星，可能构成一个可观的一部分ULX人口。
2017-06-19 astro-ph.HE
ULX spectra revisited: Accreting, highly magnetized neutron stars as the engines of ultraluminous X-ray sources
目的：鉴于最近发现的脉动ULX和最近引入的模型，提出中子星（NS）作为ULX的中央引擎，我们重新审视（XMM牛顿和NuSTAR）光谱的18个著名的ULX，在寻找迹象，有利于这一新的假设。结果如下：我们确认，前面提到的，存在的低能量（<6千电子伏）的光谱翻转，并认为它可以被解释为热发射。光谱很好地描述了由一个“热”（>1千电子伏）和一个“冷”（<0.7千电子伏）的双热模型的黑体（MCB）。在假设“冷”MCD发射起源于NS磁层处截断的盘的情况下，我们发现我们样品中的所有ULX都与吸积到高磁化（B>10^12G）NS上一致。我们注意到磁场的强度、“热”热分量的温度和总的未吸收光度之间有很强的相关性。对NuSTAR数据的检查支持了这一解释，并证实了弱的高能（>15 keV）尾部的存在，最有可能是逆康普顿散射对MCB发射进行修改的结果。我们还注意到，明显的高能量尾部可能仅仅是使用具有固定梯度T~r^-0.75的标准MCD模型对具有非典型温度（T）与半径（r）梯度的MCB发射进行错误建模的结果。结论：我们为ULX的双热谱提供了一种新的物理解释。我们发现，最适合的导出参数，是在最近的预测，有利于超临界吸积NS作为一个大部分的ULXs的引擎非常一致。然而，模型之间的相当大的退化和缺乏明确的证据不能排除其他同样合理的解释。我们的研究结果值得进一步探索这个新的框架。
2017-10-24 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources are beamed
本文论证磁星模型无法解释超亮X射线源，提出吸积盘风导致的辐射集束才是ULX行为的最可能成因，并指出大量X射线双星在演化中会经历ULX阶段。
2023-09-22 astro-ph.HE
The Lense-Thirring timing-accretion plane for ULXs
识别超亮X射线源（ULX）中的致密物体迄今为止需要检测脉动或回旋共振散射特征（CRSF），这表明是磁化的中子星。然而，脉动被观察到是短暂的，这是合理的，吸积到中子星上可能已经抑制了表面磁场，使脉动和CRSF将完全消失。因此，我们可能缺乏识别中子星系统的直接手段，而我们目前缺乏识别黑洞ULX的有效手段。在这里，我们提出了一个可能的方法来分离ULX人口假设X射线，兆赫准周期振荡（QPO）和天的时间尺度周期/QPO分别与Lense-Thirring进动的流入和流出风。岁差时间尺度与软X射线成分的温度相结合，产生了吸积体质量作为自由参数进入的平面。根据风的性质，使用这些飞机可能是强大的角动量（自旋）的范围内，并为高吸积率，基本上独立于中子星的表面偶极场强度。我们的模型还预测了mHz QPO频率和相位滞后的幅度印记由于通过光学厚风传播的情况下，NGC 5408 X-1，我们随后推断一个黑洞质量和高自旋。最后，我们注意到，观察长期QPO演变超过足够的基线可能表明一个中子星，作为岁差响应自旋向上，这是不容易观察到的黑洞小学。
2019-09-09 astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as neutron stars propelling and accreting at super-critical rates in high-mass X-ray binaries
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其亮度远远超过恒星质量天体的爱丁顿极限。脉动ULXs（PULXs）的发现使人们认识到，尽管大多数ULXs缺乏相干脉动，但其中一部分可能是在高质量X射线双星（HMXB）中吸积中子星。一些HMXB的最早阶段可能存在快速旋转的中子星，它们将大质量伴星转移的物质推出来。中子星磁层传递到吸积盘的自旋下降功率在这个阶段可以远远超过爱丁顿光度和系统出现作为一个非脉动ULX。在这张图片中，PULXs看起来像非脉动ULXs的超临界质量增长后代。我们提出了这种演化的情况下，自洽模型的磁层磁盘相互作用，并讨论了我们的结果的自旋和磁场的中子星的影响。
2018-12-13 astro-ph.HE
The Magnetic Field Evolution of ULX NuSTAR J095551+6940.8 in M82--A Legacy of Accreting Magnetar
超亮X射线源通常被认为是质量约为$10^{2-3}M_{\odot}$的黑洞。然而，最近Bachetti等人在M82中发现的NuSTAR J 095551 +6940.8表明它具有自旋周期$P=1.37\rm\,s$和周期{ \bf derivative} $\dot{P}\approx-2\times10^{-10}\rm\,s\,s^{-1}$，这为某些超亮X射线源可能是中子星提供了强有力的证据。利用吸积中子星极向磁场衰变引起的吸积模型和标准自旋上旋力矩，我们得到了该源可能是一个演化的磁巨星。结果表明，NuSTAR J 095551 + 6940. 8仍处于自旋上升过程，吸积$\sim 10^{-2.5}$ \ms后，极区磁场衰减到$4.5\times10^{12}\rm\,G$附近，极区外存在较强的磁场，这可能是观测到低场磁星的原因.源的超光度可以用射束效应和两种吸积--径向随机吸积和盘吸积来解释。由于磁星的诞生率大约是正常中子星的10%，我们猜测几个超亮X射线源应该具有与NuSTAR J 095551 +6940.8类似的性质。
2016-05-05 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
Discovery of a 2.8 s pulsar in a 2 d orbit High-Mass X-ray Binary powering the Ultraluminous X-ray source ULX-7 in M51
在UNSEEN项目中，我们发现了超铝X射线源（ULX）M51 ULX-7的X射线发射中的2.8 s脉动，该项目旨在利用XMM-牛顿寻找新的脉动ULX（PULX）。脉冲形状是正弦曲线，即使在单次曝光（脉冲分数从小于5%到20%）内也观察到其幅度的大变化。M51 ULX-7是一个可变源，通常观测到的X射线亮度介于$10^{39}$和$10^{40}$ erg s $^{-1}$之间，位于旋涡星系M51 a的外围，距离8.6 Mpc。根据我们的分析，X射线脉冲星的轨道是一个二维双星，其投影半长轴为$a_\mathrm{X} \sin i \simeq$ 28 lt-s。对于1.4 $M_{\odot}$的中子星（NS），这意味着伴星质量的下限为8 $M_{\odot}$，将M51 ULX-7置于高质量X射线双星类别中。在2018年5月至6月的31天观测中，重心脉冲周期减少了$\simeq$ 0.4 ms，对应于自旋上升率$\dot{P} \simeq -1.5\times10^{-10}\text{s s}^{-1}$。在2005年的XMM-牛顿曝光档案中，我们测得$\sim$的自旋周期为3.3 s，表明长期自旋为$\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9}\text{ s s}^{-1}$，这是其他已知PULX范围内的一个值。我们的研究结果表明，该系统由…
2020-05-11 astro-ph.HE
NGC 5474 X-1: a neutron star ULX in an old stellar cluster?
本文通过光学和X射线观测研究ULX NGC 5474 X-1，发现其X射线谱中约8 keV处的宽吸收线可能为回旋共振散射特征，暗示其含有一颗约10^12 G磁场的中子星；同时利用HST观测约束了供体星性质并识别出一个约1 Gyr的邻近星团，探讨了该ULX与该年老星团的成员关系。
2023-11-29 astro-ph.HE
Optically thick envelopes around ULXs powered by accreating neutron stars
磁化的中子星至少为某些超亮X射线源提供能量。在这些情况下，吸积流在磁层半径处中断，然后沿着磁场线到达中子星表面。沿着磁场线移动的吸积物质形成围绕中心物体的吸积包络。我们表明，在高质量吸积率的情况下，$\gtrsim 10^{19}\,{\rm g\,s^{-1}}$的信封变得封闭和光学厚，这影响吸积流的动力学和观测表现的中子星隐藏在信封。特别是，光学厚的吸积包络的结果在多色黑体光谱起源于磁层表面。光谱和光子能量通量随视角而变化，这引起以高脉冲分数和通常平滑的脉冲轮廓为特征的脉动。由于与包络的相互作用，辐射的再处理导致回旋散射特征从光谱中消失。我们推测吸积中子星提供能量的超亮X射线源的超轨道变化可以归因于磁偶极子与吸积盘相互作用导致的中子星的进动。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The ultraluminous X-ray source M81 X-6: a weakly magnetised neutron star with a precessing accretion disc?
我们研究了ULX M81 X-6的性质，它被认为是一颗中子星（NS）的港湾，通过研究其长期的X射线光谱和时间演化，使用丰富的可用档案数据集XMM-牛顿，钱德拉，NuSTAR，和斯威夫特/XRT。我们跟踪的硬度强度图上的源的演变，并发现，源振荡之间的两个主要状态：一个特点是硬和发光光谱和其他在低硬度和亮度。软组分的性质在两种状态之间保持恒定，这表明传质速率的变化不会驱动光谱跃迁。相反，源的双峰行为和已知的超轨道周期将指向吸积盘的进动。在这里，我们测试了两个理论模型：（1）Lense-Thirring进动，如果NS具有磁场$B$ $\lesssim10^{10}$ G，则可以解释超轨道周期，支持M81 X-6作为弱磁化NS的想法，以及（2）由于NS磁场的扭矩引起的进动，导致$B \gtrsim$ 10 $^{11}$ G。然而，假设M81 X-6与其他NS-ULX具有相似的特性，后一种情况是不利的，因为它需要的磁场强度（$B>10^{15}$ G）远高于其他脉动ULX的已知磁场强度。我们进一步表明，从硬组分归因于假定的吸积柱的贡献坐在低于脉动ULX，这与低的值的脉冲分数（$\leq10$ \%）发现一个XMM-牛顿/pn观测的典型值，可以解释源的脉动的缺乏。如果吸积体是一个低磁场的NS，M81 X-6的光谱特性和变化可以解释。在Lense-Thirring进动假设下，我们预测NS的自旋…
2022-12-14 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources in Globular Clusters
本文针对球状星团（GCs）中超亮X射线源（ULXs）的形成与演化问题，利用MOCCA蒙特卡罗代码研究动力学作用，发现非潮汐填充星团ULX种群更大，还识别出逃逸ULX并指出其对场ULX种群的贡献。
2025-04-10 astro-ph.GA 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
Magnetic field strength of a neutron-star-powered ultraluminous X-ray source
超铝X射线源（ULX）是位于附近星系中的明亮X射线源，与中心超大质量黑洞无关。它们的光度意味着它们要么是由一个紧凑的恒星残骸上的极端吸积速率提供动力，要么是一个中等质量（$\sim100-10^5$ M $_{\odot}$）黑洞。最近对来自三个明亮ULX的相干脉动的探测表明，其中一些来源是由中子星上的吸积提供动力的，这意味着吸积率大大超过爱丁顿极限，高度的几何光束，或两者兼而有之。如果中子星的表面场在磁星区（$10^{14}$ G）很高，那么与高吸积率相关的物理挑战可以得到缓解，因为这会抑制电子散射截面，降低辐射压力，从而抑制高光度的吸积。确定表面磁场的几种方法之一是通过检测由量子化朗道能级之间的带电粒子跃迁产生的回旋共振散射特征（CRSF）。到目前为止，CRSF只在银河系的吸积恒星中被发现。在这里，我们提出了在3.8-σ意义的强吸收线的检测在4.5 keV的剩余帧能量的钱德拉光谱中的ULX在M51。我们发现，这一特征很可能是由中子星的强磁场产生的CRSF。假设电子被散射，磁场强度被认为是$\sim10^{11}$ G，然而这条线比以前观察到的任何电子CRSF都要窄，并且假设热加宽，暗示的温度比吸积盘或柱要低得多。然而，线的形状与质子共振散射特征一致，这意味着中子星在B $\sim10^{15}$ G的表面附近具有磁场。
2018-03-06 astro-ph.HE
Searching for the Donor Stars of ULX Pulsars
我们报告了我们在新的和存档的HST观测中对两个具有已知轨道周期的超亮X射线天体M82 X-2和NGC 5907 X-1的光学对应物的搜索，以努力描述这些系统中的供体星。我们探测到五个近红外光源与M82 X-2的位置一致，它们太亮了，不可能是单个恒星。我们还检测到7个来源的WFC 3/UVIS F336 W图像的光度匹配的10-15 M $_\odot$明星关闭主序列。根据X射线计时分析，这些恒星的密度与M82 X-2的施主星的性质一致，尽管施主星也可能是一颗低于我们探测极限的低质量恒星，或者吸积盘对光发射有重要贡献。我们在近红外探测到NGC 5907 X-1的三个候选对应物。所有这些都太亮了，不可能是ULX的施主星，根据它的轨道周期，它是一颗红巨星。NGC 5907 X-1位置的高背景使我们无法探测到这颗预期的施主星。最近发现的NGC 5907 ULX-2也在近红外成像的视野范围内;我们在误差圆中检测到四个源，测光与AGB星相匹配。Pintore et al.（2018）提出的与NGC 5907 ULX-2对应的恒星落在我们的2- $σ$误差圆之外。
2019-01-12 astro-ph.HE
Lense-Thirring precession in ULXs as a possible means to constrain the neutron star equation-of-state
中子星至少存在于三个超亮X射线源中，这一点现在已经被确定，并为超临界吸积提供了一个明确的观点。这三个系统在X射线和/或光学上都显示出长时间尺度的周期（60-80天），其中两个已知是超轨道性质的。如果流是经典的超临界，即爱丁顿极限在圆盘中局部达到（意味着表面偶极场的强度是亚磁星），那么大尺度高度流可以通过透镜-瑟林效应进动，这可以为观察到的超轨道周期提供解释。通过将透镜-瑟林效应的细节与观测到的脉冲星自旋周期联系起来，我们能够推断出中子星的转动惯量，从而推断出中子星的状态方程，而不依赖于系统的倾角或距离。我们应用我们的技术的情况下，NGC 7793 P13和证明，更强的磁场意味着更硬的状态方程。我们讨论的警告和不确定性，其中许多可以解决通过即将到来的辐射磁流体动力学（RMHD）模拟和它们的连接到观察。
2017-11-20 astro-ph.HE
Detection of 125.5-day Optical Periodic Modulation of the Neutron Star M51 ULX-8
研究可见光波段的超铝X射线源（ULXs），可以为研究X射线双星系统的吸积机制和演化过程提供重要线索。在这项研究中，通过基于钱德拉和哈勃太空望远镜（HST）观测的先进天体测量学以及GAIA光源目录，确定了著名的中子星（NS）候选者M51 ULX-8的三个可能的光学对应物（C1，C2和C3）。C3的光学周期调制为125.5天，振幅为0.14等，这有证据代表ULX-8的光学性质，使用为期一年（2016-2017）的34 HST ACS（高级测量相机）/WFC（宽视场相机）观测。此外，令人惊讶的是，观察到的C3的光通量表现出双峰分布。这可能意味着ULX-8的光学和X射线通量变化之间可能存在相关性。对文献中经常提到的光辐射和光超轨道周期的性质提出了可能的设想。最有可能的情况是，光辐射可能来自ULX-8的吸积盘。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pulsed fraction of super-critical column accretion flows onto neutron stars: modeling of ultraluminous X-ray pulsars
基于Kawashima等人的模拟结果，计算了磁轴与自转轴不重合的磁化中子星（NS）上超临界柱吸积流的脉冲分数（PF）. (2016，PASJ，68，83）.在这里，我们求解史瓦西时空中光的测地线方程，以考虑光的弯曲效应。引力红移和相对论性多普勒效应的气体运动的吸积柱也被纳入。脉冲发射的出现是因为观测到的亮度，它超过了恒星质量黑洞的爱丁顿亮度，通过NS旋转引起的柱的进动而周期性地变化。PF倾向于随着$θ_{\rm obs}$接近$θ_{\rm B}$而增加，其中$θ_{\rm obs}$和$θ_{\rm B}$是观察者的视角和从旋转轴测量的磁轴的极角。最大PF约为50%。此外，我们发现对于$θ_{\rm obs} \lesssim 5^\circ$或对于$θ_{\rm B} \lesssim 5^\circ$，PF变得小于5%。我们的结果与超铝X射线散射体（ULXP）的观察结果一致，只有少数例外，因为ULXP大多表现出$\lesssim$ 50%的PF。我们目前的研究支持的假设，ULXPs是由超临界柱吸积到NS。
2020-03-17 astro-ph.HE
Coupling of radiation and magnetospheric accretion flow in ULX pulsars: radiation pressure and photon escape time
本研究针对超亮X射线脉冲星磁层吸积流的光学厚包层问题，通过蒙特卡洛模拟分析辐射与吸积流的耦合效应，证实辐射力可超重力、辐射压可超磁压，并揭示了光子逃逸时间与吸积率的关联及高吸积率下的逃逸时间特征。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton Campaign On Ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-1: Wind vs. State Variability
大多数超铝X射线源（ULX）被认为是由超过爱丁顿极限的中子星和黑洞吸积提供动力的。如果致密物体是一个黑洞或一个具有磁场$\lesssim10^{12}$ G的中子星，吸积盘预计会膨胀并发射由辐射压力驱动的强大风。通过XMM-牛顿号上的高分辨率光谱仪在ULX中发现了这种风的证据，但仍有一些未知数，例如这些风的几何形状和发射机制。为了更好地了解ULX风及其与吸积机制的联系，我们与XMM-牛顿一起开展了一项重大活动，研究ULX NGC 1313 X-1，已知它表现出强烈的发射和吸收特征。新的观测结果显示，风的变化明显，快速分量明显减弱（0.2c），新的风相上升，更冷，更慢（0.06-0.08c）。我们还首次检测到的发射线，这表明在吸积盘或风的起源的变化。我们描述了可变的超爱丁顿吸积率的框架内的风的变化，并讨论了一种可能的几何吸积盘。
2020-01-13 astro-ph.HE
X-ray binaries with neutron stars at different accretion stages
考虑了HMXB中磁化NS的不同吸积状态：高吸积率$\dot M\gtrsim 4\times 10^{16}$ ~[$^{-1}$ ]时的风馈超声速（Bondi）吸积状态，低吸积率$\dot M$时的亚声速沉降吸积状态和Roche瓣溢出时的超临界吸积状态.在风馈阶段，HMXB中的NS达到与双星轨道周期$P_b$成正比的平衡自旋周期$P^*$。在超临界吸积阶段，系统可能表现为脉动ULX。使用标准的假设的双演化和NS形成银河系HMXB的人口合成。模型$P^*$ -- $P_b$的比较（Corbet图）、$P^*$ -- $L_x$和$P_b$ -- $L_x$分布与观察到的HMXB分布（包括Be X射线双星）和脉动ULX表明在非圆形轨道中减少$P^*$的重要性，解释了Be X射线双星在模型Corbet图中的位置，和脉动ULX的通用参数仅取决于NS磁场。
2018-11-07 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
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
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
The ultraluminous X-ray source HoII X-1: kinematic evidence of its escape from the cluster
我们分析了电离气体的结构和运动学的超明亮的X射线源（ULX）HoII X-1在Holmberg II星系附近使用的观测数据与扫描法布里-珀罗干涉仪在H $α$，[SII]和[OIII]的发射线在俄罗斯6米望远镜。谱线轮廓的分解使我们能够识别由ULX作用引起的发射谱线的宽分量。我们发现了位于研究区域的年轻星团周围膨胀的超级气泡的证据。我们的结论是，在视线速度场中观察到的ULX周围的蓝移“弧”可能对应于由附近年轻星团的ULX运动引起的弓形激波。如果这种解释是正确的，这将是ULX逃离其母星团的第一个运动学证据。
2016-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasi periodic whispers from a transient ULX in M\,101: signatures of a fast-spinning neutron star?
利用Chandra和XMM-Newton资料，研究了M 101，4XMM J140314.2 $+$ 541806（以下简称J1403）超亮X射线源的异常时变。在过去的二十年中，J1403已经显示出X射线光度为$\sim1-3 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的短持续时间爆发，以及光度为$\sim0.5-1 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的较长间隔。双峰行为和快速爆发演化（有时只有几天）更符合一个中子星的吸积器/螺旋桨的情况下，比与恒星质量黑洞的规范爆发周期。如果这种情况是正确的，在吸积器和螺旋桨状态的光度表明一个快速的自旋（$P \approx$ 5毫秒）和低表面磁场（$B \sim 10^{10}$ G），尽管我们确定J1403作为一个高质量的X射线双星。J1403最引人注目的特性是存在强的$\sim$ 600-s准周期振荡（QPO），主要是在超铝状态期间的几个时期发现的$\approx 1.3-1.8$ mHz频率附近。我们说明了这样的QPO的属性，特别是它们的频率和振幅之间的变化和观察内，与各种技术（快速傅立叶变换，Lomb-Scargle periodograms，加权小波Z变换分析）。QPO频率范围$<$ 10 mHz是X射线双星和超亮X射线源中几乎未被探索的区域。我们比较我们的研究结果与其他吸积源中发现的（少数）非…
2022-01-18 astro-ph.HE
Energy flow and radiation efficiency in radiative GRMHD simulations of neutron star ultraluminous X-ray sources
Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天体物理中心）；Research Centre for Computational Physics and Data Processing, Institute of Physics, Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学物理学院计算物理与数据处理研究中心）；Nicolaus Copernicus Superior School, College of Astronomy and Natural Sciences（尼古拉·哥白尼高等学院天文与自然科学学院）
本研究通过辐射GRMHD模拟，探讨了中子星超亮X射线源的能量流动与辐射效率，发现强磁偶极导致较低辐射效率，而较弱磁偶极则增强喷流集中度，且高吸积率增加喷流强度但降低辐射效率。
2025-08-04 astro-ph.HE hep-ph
JWST spectroscopy of SN 2010da/NGC 300 ULX-1: a surviving star hidden by dust
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；National Institute for Public Health and the Environment (RIVM)（荷兰国家公共卫生与环境研究所）
利用JWST光谱和辐射传输模型，发现SN 2010da/NGC 300 ULX-1的供体星并非红超巨星，而是一颗被碳化硅尘埃壳包裹的渐近巨星支（AGB）星，排除了失败超新星假说。
2026-06-02 astro-ph.HE
Optical emission of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1: donor star or irradiated accretion disk?
我们获得了3个时期的同时哈勃空间望远镜（HST）/宽视场相机3和钱德拉观测的超亮X射线源NGC 5408 X-1。对应的X射线源被认为是在所有的HST过滤器，从紫外线到近红外线，并为第一次，我们解决了光学星云周围的ULX。我们在ULX附近发现了一个小型OB协会，可能是该系统的诞生地。这个星协是年轻的，约500万年前，包含的大质量恒星可达40个太阳质量，因此与其他ULX附近的星协相似，尽管更年轻。ULX对应物的紫外/可见/近红外光谱能量分布（SED）与B 0 I超巨星一致。我们还能够用辐照的圆盘模型拟合从X射线到NIR的整个SED。这三个时期的数据只显示出微小的变化，因此，我们不能确定光发射的性质。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as super-critical propellers
我们研究了高质量X射线双星与风馈超爱丁顿盘相互作用中新生中子星的演化。内盘是正规化的辐射占主导地位的准球形配置，我们计算的磁盘的内半径，系统的总光度和扭矩作用于中子星相应的，以下系统的演化通过喷射器和早期的螺旋桨阶段。我们发现，与$B \gtrsim 10^{13}$ G系统通过一个短（$\sim 20\,{\rm yr}$）喷射器阶段出现的超新星冒名顶替者，由螺旋桨阶段持续$\sim 10^3\,{\rm yr}$。在超临界推进器阶段，由于自旋下降功率，系统仍然明亮（$L\sim 10^{40}\,{\rm erg\, s^{-1}}$），因此表现为超发光X射线源（ULX）。当中子星旋转到一个周期（$P\sim 1$ s）时，系统演化成脉动ULX（PULX），允许在其表面开始吸积。具有较低磁场的系统$B \sim 10^{11}$ G通过长（$10^5\,{\rm yr}$）超临界螺旋桨级，其亮度类似于超发光超软源（ULS）$L \lesssim 10^{40}\,{\rm erg\, s^{-1}}$的亮度。吸积阶段的平衡周期约为$10\,{\rm ms}$，比迄今观测到的PULX的典型周期范围小得多。这样的系统可能有更大的人口，但由于磁层的尺寸较小，它们的脉动将是难以捉摸的。我们的研究结果表明，ULS和一些非脉动ULX快速旋转和高度磁化的年轻中子星在超临界螺旋桨阶段。
2019-02-27 astro-ph.HE
