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
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
The slimming effect of advection on black-hole accretion flows
在超爱丁顿速率下，黑洞上的吸积流被描述为细长（长宽比$H/R \lesssim 1$）或厚（H/R >1）的圆盘，也被称为圆环或（波兰）甜甜圈。这两种描述之间的关系从未被建立，但人们普遍认为，在足够高的吸积速率下，细长的圆盘会膨胀，变得更厚。我们希望确定在什么条件下稀薄的吸积流会变厚。我们用解析方程、数值1+1格式和数值辐射MHD程序描述和比较了各种高吸积率下的吸积流模型，发现在高吸积率下平流的主导作用阻止了薄圆盘变厚。在超爱丁顿速率下，黑洞周围的吸积流总是被认为是稀薄的而不是稠密的。
2016-06-20 astro-ph.HE
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
The kinetic power of jets magnetically accelerated from advection dominated accretion flows in radio galaxies
低光度活动星系核（AGN）中喷流的爱丁顿比（L_bol=L_Edd）和爱丁顿标度动力学功率（L_kin=L_Edd）之间存在着显著的非线性相关。据信，这些低光度活动星系核包含平流为主的吸积流（ADAF）。采用Li & Cao提出的ADAF模型，数值求解了具有磁驱动外流的ADAF的全球动力学，探讨了喷流的热光度与动力学功率之间的关系。我们发现，对于具有磁驱动外流的ADAF，采用合理的参数进行模型计算，可以很好地再现所观察到的关系式L_kin/L_Edd ~（L_bol=L_Edd）^0.49。我们的模型计算总是与所采用的参数值无关的相关性的斜率一致。与观测结果相比，我们的结果表明，超过60%的吸积气体的外径逃离吸积盘的风之前，气体落入黑洞。观测到的爱丁顿标度的动力学功率和邦迪功率之间的相关性也可以定性地再现我们的模型计算。结果表明，机械效率的变化范围为10^-2 ~ 10^-3，这与活动星系核反馈模拟所要求的机械效率基本一致。
2010-03-24 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto a magnetized neutron star
大多数超亮X射线源被认为是在爱丁顿极限以上吸积的物体。在最近发现的超亮X射线双星中，吸积星是一颗中子星，因此质量很小，爱丁顿极限也很小。这种天体周围的吸积盘结构会影响重要的观测量，如平衡周期、周期导数和磁层的大小。我们提出了一个模型，一个接近标准的吸积盘与磁层相互作用，只有在一个薄层附近的内盘边缘。我们的计算表明，磁层的大小可以表示为经典的阿尔文半径乘以无量纲因子$ξ$，它只取决于磁盘的厚度。在辐射压主导的盘的情况下，磁层的大小不依赖于质量吸积率。一般来说，增加圆盘厚度会导致以阿尔文半径为单位的更大磁层尺寸。对于足够大的质量吸积率和磁矩，不仅要考虑盘内的磁场压力和辐射压力，还要考虑吸积柱中靠近中子星表面产生的辐射压力。磁层的大小可能会增加多达两倍的影响，有关的磁盘厚度和辐射的中心源的结果。考虑到这些影响，对中子星磁矩的估计值降低了好几倍。
2017-03-20 astro-ph.HE
GRMHD Simulations of Magnetized Advection Dominated Accretion on a Non-Spinning Black Hole: Role of Outflows
我们目前的结果从两个长时间的对流为主的吸积非旋转黑洞周围的GRMHD模拟。第一个模拟是为了避免黑洞周围的磁通量大量积累。该模拟的运行时间为200，000 GM/c^3，并在半径\sim 90 GM/c^2处达到流入平衡。即使在这个相对较大的半径，质量流出率\dot{M}_{out}被发现只有60%的净质量流入率\dot{M}_{BH}进入黑洞。第二个模拟的目的是实现大量的磁通量积累周围的黑洞在磁制动盘。该模拟的运行时间较短，为100，000 GM/c^3。尽管如此，由于平均径向速度比第一次模拟中的大几倍，它在半径\sim 170 GM/c^2处达到流入平衡。这里，在r \sim 160 GM/c^2处，\dot{M}_{out}变为等于\dot{M}_{BH}。由于两个模拟中的质量流出率没有显示出随时间的稳健收敛，因此真实的流出率可能低于我们的估计。黑洞自旋对质量外流的影响仍有待探讨。这两个模拟都没有显示出对流的有力证据，尽管包括磁场影响在内的完整分析留待将来进行。
2012-09-03 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
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
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
Radiation Pressure-supported Accretion Disks: Vertical Structure, Energy Advection, and Convective Stability
在球坐标系下，考虑到单位体积内粘性加热与对流冷却加辐射冷却的局部能量平衡，研究了辐射压支吸积盘的垂直结构.我们的解表明，圆盘的光球层靠近极轴，因此圆盘似乎非常厚。然而，密度的轮廓意味着大部分的吸积物质存在于赤道平面周围的中等范围内。我们发现，众所周知的多方关系之间的压力和密度是不适合描述的垂直结构的辐射压力支持的磁盘。更重要的是，我们发现，能量平流是显着的，即使是轻微的亚爱丁顿吸积盘。我们认为，不可忽略的平流可能有助于理解为什么标准薄盘模型可能是不准确的\sim 0.3爱丁顿光度以上，这是发现的一些工作对黑洞自旋测量。此外，解满足Solberg-Hoiland条件，这表明圆盘是对流稳定的。此外，我们讨论了我们的磁盘模型和超亮X射线源之间的可能联系。
2012-05-23 astro-ph.HE
A Global Three Dimensional Radiation Magneto-hydrodynamic Simulation of Super-Eddington Accretion Disks
利用三维辐射磁流体动力学方法研究了黑洞的超爱丁顿吸积流。我们解决了时间相关的辐射转移方程的具体强度，以准确地计算出的角度分布的发射辐射。由磁旋转不稳定性产生的湍流提供了自洽的角动量转移。在吸积速率约为220 L_edd/c^2时，模拟达到了流入平衡，并沿旋转轴形成了辐射驱动的流出。外流携带的机械能通量约为辐射能通量的20%。外流损失的总质量通量约为净吸积率的29%。该流的辐射光度为~10L_edd。这产生了~ 4.5%的辐射效率，这与标准薄盘模型中的值相当。在我们的模拟中，由磁浮力引起的辐射的垂直平流传输能量比光子扩散更快，允许相当一部分光子在平流进入黑洞之前从盘的表面逃逸。我们将我们的结果与大多数模型中推断的较低辐射效率进行对比，例如忽略垂直平流的细长圆盘模型。我们推断的辐射效率也超过了以前的全球数值模拟，这并没有归因于一个显着的作用，垂直平流公布的结果。我们简要地讨论了早期宇宙中超大质量黑洞的生长的影响，并描述了这些结果如何为解释超亮X射线源的光谱和人口统计提供了基础。
2014-10-02 astro-ph.HE
Thermal Equilibrium Solutions of Black Hole Accretion Flows: Outflows VS Advection
观测和数值模拟表明，在吸积过程中，外流现象普遍存在。我们重新审视的热平衡解决方案的黑洞吸积流包括流出的作用。我们的研究集中在外流冷却率与平流冷却率的比较。我们的结果表明，除了内部区域，外流可以占主导地位的平流在很大范围内的流动，这是很好的协议与以前的数值模拟。我们认为，一个对流为主的内部区域与外流为主的外部区域应该是一个一般的径向分布的超爱丁顿吸积流和光学薄流与低吸积率。
2022-04-07 astro-ph.HE
The role of thermal conduction in magnetized viscous-resistive ADAFs
对围绕着Sgr A* 和其他几个附近星系核的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体俘获半径相当。因此，热吸积流可能在弱碰撞条件下进行。因此，离子的热传导在吸积机制中实现的热的传递中具有相当大的贡献。研究了存在热传导的二维平流吸积盘在中心吸积体极向磁场中的运动。我们发现自相似的解决方案的轴对称，旋转，稳定，粘阻，磁化吸积流。能量耗散的主要机制被认为是湍流粘性和磁扩散率由于中央吸积体的磁场。我们发现，ADAF的全球结构是敏感的粘度，平流和热传导参数。讨论了吸积流的径向流、角速度和密度随平流、热传导和粘性参数的变化。
2009-08-03 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
Radiation Spectrum of a Magnetized Supercritical Accretion Disc with Thermal Conduction
本文研究了热传导对超临界热磁化流观测性质的影响。当热传导起重要作用时，得到了磁化圆盘的自相似解。在我们的第一篇论文（Ghasemnezhad et al. 2012（以下简称GKA 12））之后，我们扩展了我们对圆盘观测外观的解决方案，以显示物理条件（如热传导，粘度和平流）如何改变圆盘的观测光度，绘制了此类圆盘的连续光谱和表面温度。我们应用本模型的黑洞X射线双星LMC X-3和窄线塞弗特1星系，这是假设下的临界吸积率。结果表明，表面温度与热传导、磁场和平流参数密切相关。然而，我们看到，热传导的行为，以反对温度梯度，因为我们预期和观察到的光度的光盘将减少时，热传导是高的。我们已经证明，在这个模型中，临界吸积流的谱强烈依赖于倾角。
2013-04-24 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
Effect of magnetic flux advection on the dynamics of shock in accretion flow around a rotating black hole
本文研究了快速旋转黑洞周围磁化、耗散、吸积流的动力学行为。我们求解了磁流体动力学方程组，计算了可能包含不连续激波跃迁的跨音速吸积解。我们研究了$ζ-$参数（参数化环形磁通量平流率的径向变化）对激波动力学行为的影响。对于一个快速旋转的黑洞和固定的注入参数在外部边缘，我们表明，稳定的冲击是持续的全球磁化吸积解的广泛的$ζ$和吸积率（$\dot{m}$）。为了研究观测的影响，我们考虑耗散冲击和估计的最大可访问的能量从后冲击日冕（PSC）的9个恒星质量的黑洞候选人。我们比较这与观察到的无线电射流动能在文献中报道，只要可用。我们发现我们的模型与文献中报道的估计值之间的密切协议。
2019-10-17 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
The local stability of the magnetized advection-dominated discs with the radial viscous force
本文利用线性扰动分析方法研究了具有纯环形磁场和径向粘性力的对流占优光学厚（薄）盘和光学薄盘的局部稳定性。我们的色散关系表明，磁场和径向粘性力的存在不会引起任何新的不稳定模式。然而，我们发现，在超薄光盘的热模式的增长率和在超薄和光学薄光盘的声学模式的径向粘性力的影响显着。这种力倾向于强烈地降低在短波长极限处向外传播的声学模式（O模式）的增长率，但是它导致薄盘变得热更不稳定。我们发现，在径向粘性力的存在下，热模的增长率增加。当粘度参数较大时，这种增强更为显著。我们还发现，当考虑径向粘性力时，O模的增长率降低。热模和声模的增长率依赖于磁场。虽然在较强磁场的情况下，O模的不稳定性具有较高的增长率，但当磁场较强时，薄圆盘的热模可以被抑制。磁化圆盘的惯性声学不稳定性可以解释黑洞的准周期振荡（QPO）。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A systematic study of the advection-dominated accretion flow for the origin of the X-ray emission in weakly magnetized low-level accreting neutron star
在观测上，低能级吸积中子星的X射线谱（$0.5-10$ keV）一般可以用热软X射线谱和幂律谱两个分量的模型很好地拟合。同时，幂律光度$η$（$η\equiv L^{\rm power\ law}_{\rm 0.5-10\rm keV}/L_{\rm 0.5-10\rm keV}$）的贡献分数随X射线光度$L_{\rm 0.5-10\rm keV}$而变化。在本文中，我们系统地研究了这种X射线发射的框架内的对流为主的吸积流（ADAF）的框架内弱磁化NS，其中的热软X射线分量来自表面的NS和幂律分量来自ADAF本身。我们测试的粘度参数$α$在ADAF和热化参数$f_{\rm th}$（描述的ADAF能量释放在NS的表面作为热发射的分数）的$η$与$L_{\rm 0.5-10\rm keV}$的关系的影响。发现对于不同的$α$和$f_{\rm th}=1$，$η$和$L_{\rm 0.5-10\rm keV}$几乎是一个常数（$\sim$为零），这与观测结果不一致。同时，发现$f_{\rm th}$的改变可显著改变$η$与$L_{\rm 0.5-10\rm keV}$的关系。通过与可能由低能级吸积控制的非脉动NS-LMXB样品的比较，发现需要一个小的$f_{\rm th} \lesssim 0.1$值来匹配$η$对$L_{\rm 0.5-10\rm keV}$图中的$η\gtrsim …
2019-12-12 astro-ph.HE
The Jets and Disc of SS 433 at Super-Eddington Luminosities
本文采用含时二维辐射流体动力学计算方法研究了SS 433在600倍Eddington临界吸积率下的超Eddington光度下的喷流和圆盘。采用一维超临界吸积盘模型，考虑质量损失或平流，作为吸积盘的初始构型。结果表明，由α =0.001和0.1的初始平流盘模型，我们得到了2.5 × 10 ^{40} erg/s和2.0 × 10 ^{40} erg/s的总光度。总的质量流出率为4 × 10 - 5}和10 - 4}太阳质量/年，在1 °的小半开角中的相对论轴向流出率约为10 - 6}太阳质量/年：这些值分别与相应的风和喷流的观测率基本一致。从初始模型的质量损失，但没有平流，我们得到的总质量流出和轴向流出率小于或相当于所观察到的风和射流的速度，分别取决于α。在α =0.1的平流盘模型中，初始以辐射压为主的光学厚盘在盘的内部区域演化为以气压为主的光学薄盘，并且内部盘是不稳定的。因此，我们发现显着的调制盘光度和吸积率通过内边缘。这些调制表现为盘面上周期性的高温低密度热团，向外和向上发展，产生振幅为2倍、准周期为10 - 25 s的类QPO型总光度变率。这可以解释在SS 433中观察到的大量喷流喷射和QPO现象。
2009-06-17 astro-ph.HE
Modelling the spectral energy distribution of super-Eddington quasars
我们发展了一个宽带谱模型agnsli}来描述超爱丁顿黑洞吸积盘谱。这是基于薄圆盘发射率，其中径向平流使表面光度保持在局部爱丁顿极限，导致L（r）~ r^{-2}而不是Novikov-Thorne（标准，次爱丁顿）圆盘发射率预期的r^{-3}。风损失也很重要，但预计这些损失会产生类似的辐射发射率。我们假设流动是径向分层的，具有外部标准盘、内部热Comptonising区域和中间暖Comptonising区域以产生软X射线过量。这使模型具有足够的灵活性来拟合观测数据，但需要额外的能量守恒要求来给出物理约束。我们用它来拟合最极端的活动星系核之一窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的宽带光谱。窄线Seyfert 1 RX J0439.6-5311的黑洞质量是由H_β线宽导出的10^6太阳质量的（6~9）倍。这不能与标准的圆盘发射率在这个质量，因为即使零自旋模型过度生产所观察到的光度。相反，我们证明了薄盘模型能很好地再现谱，给出了约（5~10）倍爱丁顿极限的质量吸积率。由于平流降低了效率，因此对黑洞的自旋没有约束。这种极端的吸积率应该是第一类类星体的特征，我们通过拟合最近发现的超级爱丁顿类星体PSO J 006 +39的光谱来证明这一点，z=6.6。
2019-08-29 astro-ph.GA 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
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
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
Structure of Advection-Dominated Accretion Disks with Outflows: Role of Toroidal Magnetic Field
本文的主要目的是研究在粘性和磁场分别引起的湍流粘性和扩散的情况下，环形磁场对平流主导吸积流（ADAF）结构的影响。利用径向自相似假设求解热吸积盘的磁流体动力学方程。我们使用球坐标$ (r, θ, φ) $来求解我们的方程。我们考虑了磁场的环向分量，并给出了速度场$ \mathbf{v}\equiv (v_{r}, v_θ, v_φ) $的三个分量。我们减少了方程组的一组微分方程$ θ$和应用对称边界条件在赤道平面的磁盘。结果表明，在一定的倾角$ θ_{0} $下，径向速度为正值的流出区总是存在的。结果表明，磁场越强，$ θ_{0} $的倾角越小。这意味着与非磁化磁盘相比，磁化磁盘更薄。根据\citealt{jw}的工作，我们可以定义三个区域。第一个区域称为流入区，从圆盘中平面开始到一定倾角$ θ_0 $，其中$ v_{r}(θ_{0}) = 0 $。在这个区域，速度为负值，吸积物质向中心物体移动。流出区域，其中$ v_{r}(θ) > 0 $，被放置在$ θ_{0} $和盘表面$ θ_{0} < θ< θ_{s} $之间。在这个区域，吸积流远离中心物体。第三个区域位于圆盘表面和极轴之间，称为风区。
2013-10-22 astro-ph.HE
Standing Shocks in Magnetized Dissipative Accretion Flow around Black Holes
本文研究了在环形磁场作用下的Schwarzschild黑洞周围吸积流的全局结构。吸积流是光学薄和平流为主。同步辐射被认为是流中的主动冷却机制。由此得到了整体跨音速吸积解，并证明了旋转磁化吸积流中的离心势垒引起了流变量以激波形式的不连续跃迁。激波特性和激波后电晕的动力学特性受流场参数如粘性、冷却速率和磁场强度的影响。针对这些流动参数的冲击性能进行了研究。我们进一步表明，对于给定的一组边界参数在盘的外缘，吸积流周围的黑洞承认冲击时，流量参数被调谐为一个相当大的范围。
2017-12-19 astro-ph.HE
A Simplified Model of ADAF with the Jet Driven by the Large-Scale Magnetic Field
提出了一个由平流主导吸积流（ADAF）中的Blandford-Payne（BP）过程驱动的外流/喷流的简化模型，并基于质量、角动量和能量守恒定律推导了BP功率和盘光度的表达式.拟合了15个亚爱丁顿光度的活动星系核的2- 10 keV光度和动能。发现吸积率与平流参数之间存在反相关关系，可以用来解释15个样品的Eddington标度动力学功率与测热光度之间的相关关系。此外，Ledlow-Owen关系的FR I/II二分法重新表示在一个参数空间组成的无量纲吸积率的对数与BH质量。结果表明，FR I/II二分法主要由无量纲吸积率决定，对BH质量不敏感。并且分吸积率小于ADAF的临界吸积率，说明FR-I源都处于ADAF状态。
2009-06-07 astro-ph.HE
A generalized solution for advection-dominated accretion flow, standard disc, and slim disc
本文提出包含熵径移、辐射压和光子俘获效应的广义轴对称高度平均方程，统一描述 ADAF、SLE、SSD 和细盘四种吸积解，并给出其光度、辐射效率与光谱。
2025-05-06 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
Hot Accretion Flows Around Black Holes
黑洞吸积流可以分为两大类：冷的和热的。冷吸积流，其中包括冷光学厚的气体，被发现在相对较高的质量吸积率。突出的例子是标准薄盘，它发生在爱丁顿质量吸积率的一小部分，和超薄盘在超爱丁顿率。这些吸积流是负责发光系统，如活动星系核辐射或接近爱丁顿光度和黑洞X射线双星在软状态。热吸积流，这篇评论的主题，是维里热和光学薄。它们发生在较低的质量吸积率，并描述的模型，如对流为主的吸积流和发光的热吸积流。由于能量平流，这些流动的辐射效率一般低于标准薄吸积盘的辐射效率。此外，效率随质量吸积率的降低而降低。观测表明，热吸积流与喷流有关。此外，理论论证表明，热流应该产生强风。热吸积流被认为存在于低光度的活动星系核和黑洞X射线双星的硬态和静态。原型是Sgr A*，银河系中心的超低光度超大质量黑洞。来自具有热吸积流的超大质量黑洞的喷流、风和辐射可以与外部星际介质相互作用并改变宿主星系的演化。这种“维持模式反馈”的细节原则上可以通过热吸积流的理论研究和数值模拟来确定。
2014-01-03 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
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
Modelling optical emission of Ultra-luminous X-ray Sources accreting above the Eddington limit
本文研究了超亮X射线源双星系统的演化，并假设它们通过一个非标准的、对流占优的、有外流的细长盘吸积到黑洞上，计算了它们的光辐射。我们考虑系统的黑洞的$20M_{\odot}$和$100M_{\odot}$，和施主质量之间的$8M_{\odot}$和$25M_{\odot}$。超临界吸积对光辐射有很大的影响。在外流的存在下，辐射通量仍然比标准圆盘产生的辐射通量强得多。然而，在非常高的吸积率的贡献X射线照射变得越来越不重要相比，从光盘发出的本征通量。在主序之后，光学对应物在色星等图上的演化轨迹与Eddington限制吸积的演化轨迹明显不同。具有恒星质量黑洞和超临界吸积的$12-20 M_{\odot}$施主的系统的特征是蓝色（F450 W-F555 W $\simeq - 0.2 : +0.1$）和高光度（$M_{V} \simeq - 4 : - 6.5$）。从类似质量的演化施主超临界吸积更多质量黑洞的系统具有类似的颜色，但可以达到$M_V \simeq - 8$。我们将我们的模型应用于NGC 1313 X-2和NGC 4559 X-7。这两个来源都很好地代表了一个系统增生以上爱丁顿从一个大规模的演变捐助者。对于NGC 1313 X-2来说，协议是一个$\sim 20M_{\odot}$黑洞，而NGC 4559 X-7需要一个质量更大的黑洞。
2018-09-13 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
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
Dynamical structure of magnetized dissipative accretion flow around black holes
我们研究了黑洞周围的光学薄的、平流主导的、磁化吸积流的全局结构。我们认为磁场是湍流的性质和占主导地位的环形分量。在此基础上，我们得到了以韧致辐射过程为主要冷却机制的耗散流的完整吸积解。我们发现旋转磁化吸积流在黑洞周围由于离心斥力而经历虚势垒，从而触发流变量以激波形式的不连续跃迁。我们研究的冲击波的性质，并发现，动力学的冲击后电晕（PSC）的控制的流动参数，即粘度，冷却速率和强度的磁场，分别。我们分离的有效区域的参数空间的立激波和观察，激波可以形成广泛的流动参数。我们得到的临界粘度参数，允许全球吸积的解决方案，包括冲击。我们估计的能量耗散在PSC的吸积物质的一部分，可以偏转流出和射流。我们比较了几个超大质量黑洞源的PSC和观测到的射电光度值的最大能量，并讨论了我们目前分析的观测意义。
2016-06-02 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
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
Hyperaccreting Neutron-Star Disks, Magnetized Disks and Gamma-Ray Bursts
本论文主要研究超吸积中子星盘和磁化吸积流。通常认为，围绕恒星质量黑洞的超吸积盘是伽马射线暴（GRB）的中心引擎。然而，超吸积盘周围的中子星可能存在一些伽玛射线暴形成的情况。我们研究了围绕中子星的超吸积盘的结构和中微子发射。我们考虑一个稳态的超吸积盘，并作为一个合理的近似，它分为两个区域，内，外盘。外盘类似于黑洞。内盘具有自相似结构，如熵守恒或平流结构，这取决于盘内的能量传递和发射。我们看到中子星盘比黑洞盘能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。来自中子星表面边界层的中微子发射可以增加中微子湮灭的光度。此外，我们研究了全球磁场的影响，粘性旋转和垂直集成吸积盘周围的紧凑的对象使用自相似处理，并使用两种方法来研究磁化流与对流。本文还对伽玛暴的前身源、中心引擎进行了综述，并对未来的研究方向进行了展望。
2009-12-22 astro-ph.HE
A broadband X-ray spectral study of the intermediate-mass black hole candidate M82 X-1 with NuSTAR, Chandra and Swift
M82 X-1是已知的最明亮的超亮X射线源（ULX）之一，假设Eddington有限吸积和其他考虑，使其成为最好的中等质量黑洞（IMBH）候选者之一。然而，ULX仍然可以解释为超级爱丁顿吸积到恒星遗迹黑洞。我们提出了同时NuSTAR，钱德拉和斯威夫特/XRT观测在一个耀斑发作的高峰期，其目的是模拟M82 X-1的发射，并深入了解其性质。我们发现，薄吸积盘模型都需要吸积率等于或高于爱丁顿极限，以重现光谱形状，给定的范围内的黑洞的质量和自旋。由于在这样高的爱丁顿比下，薄圆盘模型由于圆盘中的径向平流而失效，因此我们认为薄圆盘模型的结果是不符合物理的。我们发现，作为磁盘半径（$T(r)\propto r^{-p}$）的函数的温度分布是显着平坦（$p=0.55^{+ 0.07}_{- 0.04}$）比预期的标准薄磁盘（$p=0.75$）。一个较平坦的轮廓是一个细长的盘的特征，这是高度暗示超爱丁顿吸积。此外，超爱丁顿吸积的辐射流体动力学模拟表明，这些系统的预测光谱是非常相似的，我们观察到的M82 X-1。因此，我们认为M82 X-1是一个超爱丁顿吸积体。我们从内部盘半径推断的质量估计意味着当假设零自旋时是恒星遗迹黑洞（$M_{\rm BH}=26^{+9}_{-6} M_{\odot}$），或者当假设最大自旋时是IMBH（$M_{\rm BH}=125^{+45}_{-30} M_{\odot…
2016-07-13 astro-ph.HE
Magnetized Accretion Disks with Outflows for Changing-look AGNs
本研究基于数值模拟探讨磁压主导吸积盘结合外流对CL-AGNs快速变异性的解释，发现其可显著缩短吸积时标，为观测现象提供理论支撑。
2023-09-08 astro-ph.HE
Comparing the Accretion Disk Evolution of Black Hole and Neutron Star X-ray Binaries from Low to Super-Eddington Luminosity
低质量X射线双星（LMXB）是一个低质量伴星通过罗氏瓣溢出将质量转移到黑洞或弱磁化中子星上的系统。我们认为，固体表面和NS的磁场都可以影响吸积流，并显示出一些可观察到的效果。利用盘发射的优势数据，我们比较了两类系统从低光度到超爱丁顿光度的盘演化。当光度降低时，NS LMXB 4U 1608 - 522中的盘开始以高得多的光度（$\sim$ 0.1 $L_{\mathrm{Edd}}$）离开最内稳定圆轨道（ISCO），而BH LMXB的光度低得多（$\sim$ 0.03 $L_{\mathrm{Edd}}$），这是由于NS磁层和吸积流之间的相互作用。然而，当光度增加到临界光度以上时，BH和NS LMXB中的吸积盘遵循相同的演化模式，因为磁层被限制在ISCO内部，然后NS表面发射和（偶极）磁场都不会显著影响吸积盘的长期演化，这是由内部区域增加的辐射压力驱动的。我们进一步认为，NS表面发射提供了额外的信息吸积盘，在BH系统中不提供。通过观测到的NS面辐射，我们认为盘的厚度$H/R$小于$0.3-0.4$，并且在Eddington光度附近存在明显的盘内边缘外流.
2011-07-26 astro-ph.HE
Global simulations of axisymmetric radiative black hole accretion disks in general relativity with a sub-grid magnetic dynamo
我们提出了一个亚网格模型，模拟磁化吸积盘中的磁发电机。我们已经实现了这个模型中的广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）代码\koral，使用局部剪切片模拟的磁旋转不稳定性的结果，以固定的发电机的参数。包括这个发电机，我们能够运行二维轴对称GRRMHD模拟的吸积盘任意长的时间。模拟磁盘表现出持续的湍流，极向和环形磁场组件驱动到一个类似的状态，在3D研究中看到的。使用这个发电机代码，我们提出了一套长期的全球模拟超爱丁顿，光学厚盘周围的非旋转和旋转黑洞。围绕非旋转黑洞的超级爱丁顿盘表现出令人惊讶的大效率，$η\approx0.04$，独立于吸积率，我们测量的总能量输出的效率，辐射和机械，流向无穷大。围绕在旋转黑洞周围的超级爱丁顿盘甚至更有效，并且似乎通过类似于Blandford-Znajek机制的过程提取黑洞旋转能量。所有的模拟模式的特点是高度超爱丁顿辐射通量沿旋转轴准直。我们还提出了一套模拟，设计有爱丁顿或稍微亚爱丁顿吸积率（$\dot{M} \lesssim 2\dot M_{\rm Edd}$）。这些模型都没有达到稳定状态。相反，这些圆盘是由于冷却失控而塌陷的，可能是由于热不稳定性。
2014-07-16 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
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
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
Efficiency of Super-Eddington Magnetically-Arrested Accretion
研究了磁制动盘中超爱丁顿吸积黑洞的辐射效率，其中磁制动盘附近的磁通量达到饱和。我们的三维广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）的自旋BH（自旋$a/M=0.8$）吸积在$\sim 50$倍爱丁顿显示总效率$\sim 50\%$时，时间平均和总效率$\gtrsim 100\%$的时刻。旋转BH附近的磁通量产生的磁压缩导致了一个薄圆盘，其辐射通过磁化风的平流以及通过布兰德福德-兹纳耶克（BZ）喷流创建的低密度通道的传输逸出。由于光学厚辐射对磁力线的惯性加载，BZ效率是次优的，导致BZ效率在地平线上为$\sim 40\%$，BZ效率通过风的吸收为$r\sim 400r_g$（引力半径）为$\sim 5\%$。重要的是，辐射逃逸在$r\sim 400r_g$与效率$η\approx 15\%$（亮度$L\sim 50L_{\rm Edd}$），类似于$η\approx 12\%$的Novikov-Thorne薄盘和超过$η\lesssim 1\%$看到在以前的GRRMHD模拟或薄盘理论。我们的模拟显示如何BH自旋，磁场和喷流质量加载影响辐射和喷流效率的超爱丁顿吸积。
2015-08-10 astro-ph.HE gr-qc
High energy radiation from luminous and magnetized stars
部分早型星具有强偶极磁场的特征，这种强偶极磁场被来自星表面的稠密风的外流所改变。在离地表一定距离处（阿尔芬半径以上），风驱动磁场进入偶极磁场赤道区的重联。我们建议，电子加速在这些重联地区可以负责有效的康普顿恒星辐射产生的伽马射线发射。我们调查的电子在赤道地区的磁层的传播，包括他们的平流与赤道风。同步加速器和IC光谱的计算假设的一个重要部分的风能转移到相对论电子。作为一个例子，我们考虑了明亮的强磁化恒星HD 37022（$Θ^1$ Ori C）的参数。IC伽马射线发射预计将被检测到无论是在GeV的能量范围内的费米-LAT望远镜或在亚TeV的能量由切伦科夫望远镜阵列。然而，由于恒星风通常是随时间变化的，并且磁轴可以倾斜于恒星的旋转轴，因此伽马射线发射预计会随着恒星的旋转周期而变化，并且在更长的时间尺度上，随着磁场活动的恒星圈而变化。这些特征可以作为对所提出的单个发光恒星伽马射线发射设想的检验。
2021-08-04 astro-ph.HE
