High ionisation absorption in low mass X-ray binaries
新一代X射线望远镜的出现使我们对X射线双星吸积盘中产生的电离吸收的理解向前迈出了重要的一步。很明显，这些相对微弱和狭窄的吸收特征，偶尔出现在某些系统的X射线光谱中，实际上是赤道流出的标志，它可能带走比吸积更多的物质。因此，它们在吸积现象中起主要作用。这些外流（或电离大气）在较软的状态下是无处不在的，但在幂律占主导地位的硬状态下却不存在，这表明与内部吸积盘的状态，无线电射流的存在和中心源的属性有很强的联系。在这里，我们讨论目前对这一领域的理解。
2015-10-29 astro-ph.HE
Broad absorption features in wind-dominated ULXs?
超亮X射线源（ULX）的亮度需要一个奇异的解决方案，无论是超临界吸积模式到恒星质量黑洞或亚临界吸积到中间质量黑洞（IMBH）被调用。由于目前缺乏直接的质量测量，区分两者是不平凡的。超临界吸积模式的一个关键预期是强大的辐射驱动风的存在。在这里，我们分析了NGC 5408 X-1和NGC 6946 X-1的XMM-牛顿数据，发现X射线光谱中存在的强软残差可以与部分电离的蓝移吸收相调和，光学薄相的风。我们推导出风的物理参数的初始值，我们还讨论了其他可能的起源所观察到的功能。
2013-10-31 astro-ph.HE
Investigating ULX accretion flows and cyclotron resonance in NGC 300 ULX1
方法.我们分析了NGC 300 ULX 1的宽带XMM-牛顿和NuSTAR观测，执行相位平均和相位分辨光谱。我们比较了两个物理动机的源谱模型：非热吸积柱发射模拟的幂律与高能量指数滚降（AC模型）与光热发射从光学厚吸积信封加上硬幂律尾巴（MCAE模型）。我们将贝叶斯分析的结果与定性物理考虑相结合，以评估每个模型的适用性。结果源谱的低能量部分（<2 keV）主要是非脉动的热辐射。（脉动的）高能连续谱更加模糊。如果用AC模型建模，则检测到残留结构，其可以使用以~12 keV为中心的宽高斯吸收线来建模。然而，相同的残差可以成功地使用MCAE模型建模，而不需要类似吸收的功能。使用贝叶斯方法进行的模型比较强烈表明，MCAE模型（没有吸收线）是首选模型。结论.所有考虑的模型强烈表明存在一个吸积盘截断在一个大的距离从中心对象，最近已建议为一个大部分的脉动和非脉动ULX。硬的脉冲发射不能用平滑的光谱连续来描述。如果用宽高斯吸收线建模，则拟合残差可以解释为与~10^12 G磁场兼容的回旋散射特征（CRSF）。然而，MCAE模型描述了源排放的光谱和时间特性，而不需要吸收特征，并产生物理上有意义的参数值。因此，强烈怀疑NGC 300 ULX 1中是否存在CRSF。
2018-11-15 astro-ph.HE
Low-redshift absorption in the Seyfert galaxy PG 1211+143 -- a distant inflow maintaining off-plane accretion or the gravitational redshift of matter orbiting the SMBH?
本文研究塞弗特星系 PG 1211+143 中低红移吸收的成因，通过叠加 XMM-Newton 的 RGS 和 pn 光谱发现不同红移的吸收特征，提出其可能源于远距离内流维持离面吸积，或为绕超大质量黑洞运行物质的引力红移。
2024-06-10 astro-ph.HE
Disk emission and absorption lines in LMXB. Note on the physical conditions of an absorbing material
结果表明，具有铁吸收线的4U 1630-472的连续X射线谱可以用来自吸积盘大气的谱满意地模拟。我们进行了充分的辐射转移计算，使用我们的代码ATM 21模拟发射从吸积盘表面，看到在不同的视角。然后将计算模型与{ \it朱雀}卫星获得的4U 1630-472的高分辨率X射线谱进行了拟合。起源于热吸积盘大气的高度电离铁的吸收线是观测到的线轮廓的重要组成部分，并且可以替代或补充对这种类型的源通常青睐的风模型的解释。其次，假设吸收线来源于LMXB中X射线中心源照射的风，只有当我们知道吸收材料的体积密度数时，我们才能对风的位置进行约束。X射线双星到风的距离有一些推导。我们在这里表明，密度数和风的位置同意在光学深度的三分之二，在相同的距离从黑洞的上层磁盘大气的密度。这种比较是假设光学厚，几何薄的标准吸积盘模型。然而，它表明风的物理条件与热化圆盘气体中的相同，我们只需弄清楚风是如何吹的？
2014-09-29 astro-ph.HE
Wideband Study of the Brightest Black Hole X-ray Binary 4U 1543-47 in the 2021 Outburst: Signature of Disk-Wind Regulated Accretion
首次利用NICER、NuSTAR和AstroSat观测数据，通过现象学和反射模型，对最亮的黑洞X射线双星4U $1543-47$在2021年爆发期间的宽带光谱进行了全面分析。该源达到超爱丁顿峰值亮度，并保持在软态，与一小部分（$< 3\%$）的逆康普顿光子。光谱模型揭示了陡峭的光子指数（$Γ\sim 2-2.6$）和相对较高的内部磁盘温度（$T_{in}\sim 0.9-1.27$ keV）。视线柱密度在（$0.45-0.54$）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$之间变化。使用ESTXILL模型的反射建模表明，4U $1543-47$是一个低倾角系统（$θ\sim 32^\circ - 40^\circ$）。吸积盘高度电离（log $ξ$ > 3），在整个研究期间具有超太阳丰度（3.6 $-$ 10 $A_{Fe,\odot}$）。我们检测到一个突出的动态吸收功能之间的$\sim 8-11$ keV的光谱在整个爆发。这是首次探测到X射线双星。我们推断，高电离、快速移动的盘风对初级X射线光子的吸收可以产生所观察到的吸收特征。现象学的光谱模型还显示存在的中性吸收功能$\sim 7.1 - 7.4$千电子伏，电离和中性吸收组件遵循彼此与延迟的一个典型的粘性时间尺度的$10-15$天。
2023-01-31 astro-ph.HE
Synthetic X-ray spectra for simulations of the dynamics of an accretion flow irradiated by a quasar
紫外线和X射线观测显示出许多活动星系核周围有气体外流的证据。这些外流中的一些可能是由向中心黑洞下落的气体所驱动的。我们进行辐射转移计算，计算气体电离状态和X射线光谱的二维和三维（3D）流体动力学模拟这种流出流入的情况。通过与观测结果的比较，我们的结果可以用来检验理论模型和指导未来的数值模拟。我们预测的吸收和发射功能，其中大部分是形成在一个极漏斗的流出气体。这种外流导致观察者方位角< 35度时的强吸收。特别是在3D中，由于气流的碎片结构，这种吸收的强度对于不同的视线变化很大。虽然下落的材料占据了很大一部分的模拟体积，我们没有发现它的印记强吸收功能，因为电离状态是非常高的。因此，没有观察到的流入吸收特征并不排除模型。下落气体的主要光谱结果是散射的连续分量，其部分地重新填充由流出的极性漏斗引起的吸收特征。荧光和散射的流出预测引起几个发射功能的所有观察者的取向。对于考虑流体动力学模拟，我们发现这两个电离态和柱密度的流出气体是太高，定量一致，以及观察到的X射线吸收系统。尽管如此，我们的结果是令人鼓舞的质量和模型参数空间的进一步探索是必要的。（节录）
2012-07-31 astro-ph.HE
Is superorbital modulation in SMC X-1 caused by absorption in warped precessing accretion disc?
本文利用10个朱雀星和6个NuSTAR星的观测数据，对SMC X-1在不同强度状态下的超轨道变化进行了宽带谱时分析。在所有的状态下的光谱可以被描述为一个吸收的幂律与高能量的截止和一个黑体组件以及铁的发射线。与其他超巨星HMXB相比，SMC X-1中的Fe K $α$线等效宽度较低-从高态的小于10 eV到低态的高达$\sim$ 270 eV。光谱形状依赖于通量，硬X射线光谱随着通量的增加而变陡。我们还报告了这16个超轨道状态的幂律分量的高度可变的归一化。除了两次观测外，这两种仪器的硬X射线中都检测到了脉动。脉冲轮廓是具有两个峰值的近正弦曲线，并且第二峰值的相对强度随着亮度的降低而降低。这些结果表明，SMC X-1的超轨道调制并不是由旋进翘曲吸积盘的吸收引起的，在不同的超轨道状态下，来自中子星的X射线存在着内在的变化.在三个亮态的\nustar ~~谱中，我们还注意到在$\sim$ 50 keV处的一条假定的回旋线，表明可能存在$\sim$ 4.2 $\times$ 10 $^{12}$ G的磁场.最后，与新的脉冲周期测量报告这里，SMC X-1的长期自旋上升的时间基础增加了13年，完整的脉冲周期的历史表明，在1995年左右的自旋上升趋势的突然变化。
2020-04-01 astro-ph.HE
Broadband X-ray emission and the reality of the broad iron line from the Neutron Star - White Dwarf X-ray binary 4U 1820-30
中子星X射线双星的宽相对论铁谱线是研究内吸积盘的重要探针。X射线的反射特征会因为强磁场或极低的铁丰度而减弱，这在X射线双星中是可能的，它们有低质量的第一代恒星作为伴星。本文研究了早期在中子星低质量X射线双星4U~1820- 30中发现的宽铁谱线的真实性。我们使用\suzaku{}和同时观测的\nustar{} \& \swift{}对环礁源进行了全面、系统的宽带光谱研究。我们使用了不同的连续模型，包括吸积盘发射，热黑体和热康普顿化的磁盘或黑体光子。\suzaku{}数据在铁K带区域有正残差和负残差。这些特征通过在$7.67\pm0.14\kev$和$6.93\pm0.07\kev$处的两个吸收边或部分覆盖光电离吸收或通过模糊反射来很好地描述。虽然同时的\swift{}和\nustar{}数据没有清楚地揭示发射或吸收特征，但数据与吸收或发射特征的存在一致。因此，基于吸收的模型提供了宽铁线或反射模型的替代方案。吸收特征可能出现在来自内部吸积盘的风中。宽带光谱似乎不利于连续模型，其中从中子星表面的黑体发射提供了种子光子的热康普顿。我们的研究结果表明，从薄吸积盘（$kT_{disk} \sim 1\kev$），康普顿化的磁盘光子在边界层中最有可能覆盖了大部分的中子星表面和吸积盘的最里面的部分，和黑体发射（$kT_{bb} \sim 2\kev$）从极地地区的排放。
2016-06-16 astro-ph.HE
The hydrogen Balmer lines and jump in absorption in accretion disc modeling -- an ultraviolet-optical spectral analysis of the dwarf novae UZ Serpentis and CY Lyrae
盘占主导地位的激变变量（CV）的光谱往往偏离吸积盘模型的光谱，特别是，巴耳末跳跃和吸收线被发现是浅的观测比模型。我们进行了联合紫外光谱分析的两个矮新星：UZ Ser的爆发，下降，和平静，和CY Lyr的上升到爆发和爆发。我们通过调整吸积率、倾角和圆盘外半径来拟合巴尔末跳跃和吸收线、连续通量水平和斜率。对于这两个系统，我们发现一个吸积率$\dot{M} \approx 8 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的爆发，和$\dot{M} \approx 2-3 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的上升和下降阶段。我们得出的外盘半径比预期的小（$R_{\rm disc} \approx 0.2a$，其中$a$是二进制分离），除了在后期上升期间（对于CY Lyr），其中$R_{\rm disc}=0.3a$。UZ Ser还揭示了一颗60，000 ~K的白矮星。这些结果表明，在一个矮新星周期的盘的半径是最大的爆发前的峰值，在定性协议与矮新星爆发盘不稳定性模型。我们怀疑，一个额外的发射组件（如盘风）也在工作，以减少连续的斜率和大小的巴耳末跳跃和吸收线。我们强调，外盘半径和盘风都需要考虑到更现实的CV盘建模。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
An ionised accretion disc wind in Hercules X-1
武仙座X-1是研究得最好的高磁化中子星X射线双星之一，拥有丰富的档案数据。我们目前的发现电离风在其X射线光谱时，源是在高状态。在大多数XMM-牛顿观测中，风的检测在统计上是显着的，速度范围从200到1000 km/s。铁K波段观测到的特征可以用风吸收或铁发射线森林来解释。然而，我们也检测到氮，氧和氖吸收线在相同的系统速度在高分辨率RGS光栅光谱。风必须从吸积盘发射，并且可能是在可比速度下观察到的紫外线吸收特征的祖先，但后者可能起源于距离紧凑物体远得多的距离。我们发现流出物质的电离水平和电离光度以及超轨道相位之间存在很强的相关性。如果光度驱动了相关性，那么风可能是由康普顿加热和辐射压力的组合发射的。相反，如果超轨道相位是变化的驱动因素，那么观测结果可能会扫描弯曲吸积盘上方不同高度的风。如果是这样的话，我们可以估计出风的质量流出率，修正为有限的发射立体角，大约是质量吸积率的70%。
2019-11-13 astro-ph.HE
An ultra-fast inflow in the luminous Seyfert PG1211+143
活动星系核X射线谱中的蓝移吸收线表明，具有典型速度$v \sim 0.1c$的超快外流是这些发光物体的共同特征。如此强大的活动星系核风为观测到的M- $σ$关系提供了一个解释，该关系将超大质量黑洞的质量与星系恒星隆起中的速度色散联系起来。最近，XMM-牛顿对发光的塞弗特星系PG 1211 +143的扩展研究揭示了可变的多速风。在这里，我们报告检测到一个短暂的，超快的流入在同一观察。以前的流入报告使用单吸收线与不确定的标识，但这一新的结果确定了一系列的共振吸收线的高度电离的铁，钙，氩，硫和硅，共享一个共同的红移时，与现实的光电离光谱的网格相比。红移吸收产生于黑洞附近的高度电离物质柱中，其视线速度为$v \sim 0.3c$，与平面圆形吸积盘的标准图像不一致。这可能是AGN中混沌吸积的第一个直接证据，在AGN中，吸积盘通常与黑洞自旋不一致。对于足够的倾斜度，朗斯-瑟林效应可以将圆盘分成离散的环，然后这些环旋进、碰撞和冲击，导致气体接近自由落体地落向黑洞。观测到的吸积率与PG 1211 +143的硬X射线光度相当，这表明直接撞击可能是内盘吸积的重要贡献者。
2018-08-28 astro-ph.HE
Jet Suppression by Accretion Disk Winds in the Microquasar GRS 1915+105
具有相对论喷流的恒星质量黑洞，也被称为微类星体，模仿类星体和活动星系核的行为。由于恒星质量黑洞周围的时间尺度比更遥远的超大质量黑洞周围的时间尺度小几个数量级，因此微类星体是研究黑洞系统中吸积盘演化和喷流形成的理想"实验室“。尽管对黑洞的研究揭示了一系列复杂的吸积活动，但触发和抑制喷流形成的机制仍然是一个谜。在这里，我们报告发现了一个广泛的发射线期间的强烈的硬X射线通量在微类星体GRS 1915+105，和高度电离的窄吸收线在较软的状态。我们认为，宽发射线时出现的内部吸积盘是由硬X射线照射，可能从喷流。相反，在较软的状态下，当喷流较弱或不存在时，吸收线出现，因为黑洞周围的强大辐射场将热风从吸积盘中驱走。我们的分析强烈地表明，这种风携带了足够的质量远离圆盘，阻止物质流入射电喷流。
2009-03-24 astro-ph.HE
Accretion disc cooling and narrow absorption lines in the tidal disruption event AT 2019dsg
我们提出了一个大的多波长后续活动的潮汐中断事件（TDE）的结果\dsg，重点是低到高分辨率的光谱，X射线和无线电观测。该星系拥有一个质量为$\rm (5.4\pm3.2)\times10^6\,M_\odot$的超大质量黑洞，仔细分析没有发现存在活动星系核的证据，相反，TDE宿主星系显示出狭窄的光学发射线，可能是恒星形成活动引起的。瞬变是发光的X射线，无线电，紫外线和光学。X射线发射在$\sim$ 125天后变得无法检测到，射电光度密度在$\sim$ 180天后开始在5.4 GHz以上的频率衰减。TDE的光发射谱线特征在发现瞬变后的$\sim$ 250天内存在。中高分辨率的光谱显示的痕迹的吸收线，我们建议起源于自引力碎片流。在后期，在$\sim$ 200天后，光谱中出现窄的Fe线。TDE以前被归类为N-强，但经过仔细减去宿主星系的恒星贡献，我们没有发现这些N线的TDE光谱的证据，即使O鲍文线检测。所观察到的X射线发射的性质是完全一致的冷却吸积盘的内部区域的检测。光学和无线电性质与在低倾角处看到的该中心引擎一致（即，从两极看）。
2020-12-18 astro-ph.HE
Neutrino absorption and other physics dependencies in neutrino-cooled black-hole accretion disks
在致密天体合并或碰撞过程中形成的黑洞（BH）吸积盘可能是快速中子俘获（r-）过程的主要场所，但由于中微子转移和角动量输运的复杂性，决定电子分数（Y_e）的条件仍不确定。在讨论了相关的弱相互作用机制后，我们利用一组广泛的模拟研究了中微子吸收对Y_e的影响，包括有两个动量的中微子输运和没有中微子吸收的情况。我们改变了环面质量，BH质量和自旋，并研究了中微子率的静止质量和弱磁性修正的影响。我们还测试的依赖角动量输运处理比较轴对称模型，使用标准的α-粘度与粘性模型假设恒定的粘性长度尺度（l_t）和三维磁流体动力学（MHD）模拟。最后，我们讨论了核合成产额和基本的kilonova性质。我们发现，吸收将Y_e推向环面外部的约0.5，而内部将平衡值Y_e^eq增加约0.05-0.2。相应地，大量的喷出物部分被推到Y_e=0.25以上，导致镧系元素部分减少，并且比没有吸收的情况下更亮、更早和更蓝的千诺瓦。具有较高中微子光学深度τ的更紧凑的环面倾向于具有较低的Y_e^eq，直到τ ~1-10，高于τ的吸收变得足够强以逆转这种趋势。当采用l_t=恒定粘度（MHD处理）时，盘状喷出物的中子丰度较低（较高）。在我们的MHD模型中发现的类似太阳的丰度模式勉强支持了磁星盘是主要的r-过程场所，尽管强r-过程可能仅限于高质量下落速率的阶段，Mdot>~ 2 x 10^（-2）Msun/s。
2021-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The December 2015 re-brightening of V404 Cyg: Variable absorption from the accretion disc outflow
2015年12月，黑洞双星V404 Cyg经历了2015年6月主要事件后的二次爆发。我们监测这重新变亮的积分和雨燕卫星，在本文中，我们报告的结果，这些数据的时间分辨光谱分析。12月的爆发与6月的爆发有相似的特征。完整采样的积分光变曲线显示了多达10个蟹状耀斑，与6月爆发相比，它们被相对较弱的非耀斑发射阶段分开。吸收康普顿化模型，硬光子指数，$Γ\lesssim 2$，和一个高能量的截止只有在明亮的耀斑显着的检测光谱很好地描述。这与6月爆发形成对比，康普顿化模型给出的电子温度大多在30- 50 keV范围内，而一些光谱是软的（$Γ\sim 2.5$），没有任何光谱截止的迹象。与6月爆发类似，我们在Swift/XRT和INTEGRAL/JEM-X覆盖的软能带中看到了可变局部吸收体的清晰信号，这导致了在耀斑期间观察到的快速光谱变化。在一次耀斑期间，雨燕和INTEGRAL都捕捉到了天鹅座V404的吸收体接近康普顿厚度的状态，$N_\textrm{H} \approx 10^{24}\,\textrm{cm}^{-2}$，宽带光谱类似于被遮蔽的活动星系核光谱，就像在6月爆发的“高原”期间看到的那样。我们的结论是，V404天鹅座在12月爆发的光谱行为是类似的头几天的6月爆发，都有硬X射线耀斑，间歇性的影响，由于近康普顿厚的流出物从吸积盘发射的遮蔽。
2018-03-06 astro-ph.HE
Swift Spectroscopy of the Accretion Disk Wind in the Black Hole GRO J1655-40
钱德拉在2005年恒星质量的黑洞GRO J1655-40爆发期间获得了两个高能透射光栅（HETG）光谱，揭示了丰富而复杂的盘风。在它发射后不久，尼尔·盖勒斯斯威夫特天文台开始监测同样的爆发。一些X射线望远镜（XRT）的观测是在一种模式下获得的，这种模式使得不可能去除强的Mn校准线，因此光谱中的Fe K-α线区域以前被忽略了。然而，这些线使能量尺度的精确校准，促进吸收为主的盘风及其速度变化的研究。在这里，我们提出了适合15斯威夫特/XRT光谱，揭示流出的变化和演变。数据强烈地指向磁驱动的盘风：更高的速度（例如，v ~ 10^4 km/s）和较低的速度（例如，v ~ 10^3 km/s）的风分量通常比热驱动外流（v < 200 km/s）的速度快得多，光电离模型产生的吸收半径比定义热成风典型内部范围的康普顿半径低两个数量级。此外，关键的风参数之间的相关性产生的平均吸收测量分布（AMD）是一致的磁流体动力学风模型。我们讨论了我们的结果在最近的观测和理论研究的黑洞吸积盘和流出，未来的前景。
2020-03-24 astro-ph.HE
Continuum, cyclotron line, and absorption variability in the high-mass X-ray binary Vela X-1
Vela X-1具有复杂的星云风、显著的回旋共振散射特性、内禀变率和方便的物理参数（近距离、大倾角、小轨道间距），便于对该系统进行观测和分析，是研究各种尺度下高质量X射线双星吸积过程的关键系统之一。我们重新审视船帆座X-1与NuSTAR在轨道相位~0.68-0.78和~0.36-0.52的两个新的观测，这表明了过多的变化，使我们能够研究吸积几何和恒星风系统的属性。我们遵循的光谱参数的演变到脉冲周期的时间尺度使用部分覆盖的幂律连续与费米-狄拉克截止模型的连续和局部吸收。我们可以确认光子指数和光度之间的反相关性，低通量，折叠能量和光度之间，这意味着在康普顿等离子体的性质的变化。我们无法确认先前观察到的回旋加速器线能量与整个观测中的源亮度之间的相关性，但我们观察到在强烈耀斑之后回旋加速器线能量下降。我们看到两次观测之间以及一次观测（约0.36-0.52轨道相位）内吸收的强烈变化，这可以通过大尺度结构的存在来解释，例如系统中的吸积和光电离尾流以及我们通过该结构的可变视线。
2022-01-19 astro-ph.HE
The effects of Time-Variable Absorption due to Gamma-Ray Bursts In Active Galactic Nuclei Accretion Disks
活动星系核（AGN）吸积盘的致密环境中可能会发生长、短伽马射线暴。当这些爆发通过它们所居住的圆盘传播时，它们对介质进行光致变色，导致时间依赖的不透明度，从而导致具有独特光谱演化的瞬变。在本文中，我们使用的视线辐射传输代码耦合金属和尘埃的演变来模拟随时间变化的吸收，发生在长和短的伽玛暴的情况下。通过这些模拟，我们调查的参数空间中，密集的环境留下一个潜在的可观察到的印记的爆发。我们的数值研究表明，随时间变化的光谱演化预计$10^5$和$5 \times 10^7$太阳质量之间的长伽玛暴的情况下，和$10^4$和$10^7$太阳质量的短伽玛暴的情况下，中央超大质量黑洞的质量。我们的研究结果可以导致识别的爆发在活动星系核盘环境中爆炸，通过其独特的光谱演化加上一个中心位置。此外，一旦确定了与活动星系核的一致性，对随时间演化的研究将有助于研究星系盘的结构。最后，我们的研究结果导致洞察是否GRB有助于活动星系核的排放，哪种，从而有助于回答的问题，GRB是否可以作为一些尚未解释的活动星系核的时间变化的原因。
2023-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring the black hole masses in accreting X-ray binaries by detecting the Doppler orbital motion of their accretion disk wind absorption lines
到目前为止，基本上所有X射线双星中的黑洞质量都是通过观测伴星的速度和光变曲线作为轨道相位的函数而获得的。然而，一个主要的不确定性是对X射线双星轨道倾角的估计。本文建议通过直接测量黑洞的轨道运动来测量X射线双星中的黑洞质量，从而得到伴星与黑洞的质量比。在这种方法中，我们假定吸积盘风随黑洞运动，因此黑洞的轨道运动可以由吸积盘风中产生的吸收线的多普勒速度得到。通过分析GRO J1655-40的Chandra/HETG观测数据，我们验证了该方法的有效性，其中由盘风吸收线的多普勒速度推断的黑洞轨道运动的视线速度为90.8（+-11.3）km/s，与由其先前测量的系统参数预测的结果一致。我们得到GRO J1655-40中的黑洞质量为5.41（+0.98，-0.57）太阳质量，系统倾角为72.0（+7.8，-7.5）度。对该源进行更多轨道相位的额外观测，可以大大改善对其系统参数的估计。然后，我们应用该方法的黑洞X射线的二进制LMC X-3观察与HST/COS附近的轨道相位0.75。我们发现CIV偶极子的盘风吸收线移动到大约50 km/s，这产生了0.6的伴星与黑洞的质量比，假设盘风速度为-400 km/s。覆盖其他轨道相位（特别是0.25）的额外观测对于简化这一假设并直接限制质量比至关重要。这种方法原则上也可应用于任何具有可探测的吸积盘风吸收线特征的吸积致密天体。
2012-01-17 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Highly Ionized Fe-K Absorption Line from Cygnus X-1 in the High/Soft State Observed with Suzaku
2011年10月5日，在高/软状态期间，我们在朱雀观测的天鹅座黑洞X-1的高级会合附近观测到了一条瞬态类He Fe K α吸收线，这使我们能够首次绘制出从幕式吸积现象或下降开始和结束的完整演化。我们在事件中的X射线光谱模型，并跟踪其演变。吸收线在观测的前半部分相当弱，但在~10 ks时立即加深，之后减弱。等效宽度的总体变化是~3的因子，在~0.08的轨道相位处达到峰值。这是为黑洞提供能量的伴星风是星云的证据。通过分析与Voigt配置文件的线，它被发现是符合轻微红移的Fe XXV过渡，或可能是几个物种的混合物比Fe XXV少电离。这些数据可以用一个距离约为10^（10-12）cm、密度约为10^（（-13）-（-11））g cm^-3的团块来解释，该团块吸积到黑洞上，并/或通过视线到达黑洞，导致观测到的电离度瞬间下降和/或吸积物质密度增加。通过未来的X射线量热计任务（如ASTRO-H和AXSIO）继续监测个别事件，将使我们能够详细绘制出吸积环境及其在各种吸积状态之间的变化。
2013-04-07 astro-ph.HE
On the diversity and complexity of absorption line profiles produced by outflows in Active Galactic Nuclei
了解活动星系核吸收线轮廓的起源及其多样性有助于解释吸积流的物理结构，也有助于评估吸积对活动星系核宿主星系演化的影响。在这里，我们提出了我们的第一次尝试，系统地解决问题的起源中观察到的吸收曲线的复杂性。利用一种简单的方法，我们计算了几种模拟吸积盘风的连续点源吸收线轮廓。我们调查的几何，电离，和动力学的影响上的吸收线的形状。我们发现，显着的复杂性和多样性的吸收线轮廓形状可以产生的风速，密度和电离状态的非单调分布。这些量的非单调分布是目前即使在稳态，平滑盘风，自然会导致多个和分离的吸收槽的形成。这些结果表明，形成吸收线的那部分风并不能代表整个风。因此，吸收线中包含的信息即使不足以很好地估计风的总特性，例如总质量和能量通量，也是不完整的。此外，盘风的某些部分的高度动态性质可能对风特性的估计产生重要影响。例如，质量流出率可以偏离两个数量级，相对于基于球对称，均匀，恒定速度风的估计。
2012-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Corotational Instability, Magnetic Resonances and Global Inertial-Acoustic Oscillations in Magnetized Black-Hole Accretion Discs
低阶非轴对称p模（也称为惯性声学模）被捕获在黑洞周围流体动力吸积盘的最内部区域中，是在许多吸积黑洞系统中观察到的高频准周期振荡（QPO）的可能候选者。当流体涡度$ζ=κ^2/(2ΩΣ)$（其中$κ$和$Σ$分别是径向周转频率和圆盘表面密度）具有正梯度时，由于在共转共振（其中波型频率$ω/m$等于圆盘旋转速率$Ω$）处的波吸收，这些模式受到全局不稳定性的影响。我们研究了圆盘磁场对共转时的波吸收和相关的共转势垒的波超反射的影响，以及对圆盘p模超稳定性的影响。对于具有纯环向场的盘，共转共振被分成两个磁共振，其中流体的共转坐标系中的波频率$\tomega=ω-mΩ$与慢磁声波频率相匹配。显著的波能量/角动量吸收发生在两个磁共振处，但具有相反的符号。这两种磁共振的组合效应是降低超反射和过稳p模的增长率。我们表明，即使是亚热的环形场可以抑制流体动力学（B=0）p-模式的过稳定性。对于吸积盘混合（环形和垂直）磁场，两个额外的阿尔芬共振出现，其中$\tomega$匹配当地阿尔芬波频率。它们进一步降低了p模的生长速率。我们的研究结果表明，为了使非轴对称的p-模式是一个可行的候选人所观察到的高频QPO，光盘磁场必须明显亚热，或其他模式的激发机制在工作。
2010-08-30 astro-ph.HE
Emission and Absorption Features of Magnetically Driven Disk Winds in Black Hole X-Ray Binaries
本研究针对银河系黑洞X射线双星中的吸积盘风，构建磁驱动热等离子体外流模型，通过MONACO蒙特卡罗模拟求解三维辐射转移方程，计算高/软态下的合成光谱，揭示了高极角观测系统的不对称多离子吸收线与P-Cygni型发射特征，证实致密盘风因有效散射难以饱和。
2025-10-28 astro-ph.HE
Effects of Radiation in Accretion Regions of Classical T Tauri Stars: Pre-heating of accretion column in non-LTE regime
模型和观测表明，物质吸积到年轻恒星表面的影响在吸积柱的底部产生区域，其中光学薄和厚等离子体成分共存。因此，要准确描述这些影响，就必须考虑到辐射吸收和辐射发射的影响。研究了冲击加热等离子体辐射对冲击前下落物质结构的影响。我们调查，如果一个显着的辐射吸收发生，如果它导致预冲击加热的吸积气体。我们建立了一个描述吸积柱撞击经典金牛T星表面的辐射流体动力学模型。该模型考虑了恒星引力、热传导以及辐射损失和物质在非局域热力学平衡状态下吸收辐射的影响。撞击后，在吸积柱的底部形成了一层热的激波后等离子体。从平板中发出的部分辐射被激波前的吸积材料吸收。结果，激波前的吸积柱逐渐升温到$10^5$ K的温度，形成激波的辐射前兆。该前体具有热结构，其中最热部分在$T \approx 10^5$ K下，其尺寸与热板坯的尺寸相当，在冲击后区域上方。在较大的距离上，温度逐渐降低到$T \approx 10^4$ K。
2019-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resolved atomic lines reveal outflows in two ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源是位于星系外、远离星系核的点源，其X射线光度超过3x10^39 erg/s，被认为是由致密天体的吸积提供能量。可能的解释包括中子星上的吸积，中子星具有强磁场，恒星质量的黑洞（< 20兆太阳能）达到或超过经典爱丁顿极限或中等质量的黑洞（10^3-5兆太阳能）。在以前的分析中，由于缺乏足够的能量分辨率，迄今为止一直无法清楚地识别X射线带中的任何发射线或吸收线，从而妨碍了对吸积流的详细分析。在这里，我们报告的X射线发射线产生的高度电离的铁，氧和氖的累积显着性> 5西格玛，蓝移（~0.2c）的吸收线（5西格玛）的高分辨率X射线光谱的超铝X射线源NGC 1313 X-1。在类似的源NGC 5408 X-1中，我们也检测到静止和蓝移吸收的发射线。蓝移的吸收谱线必须出现在快速流出的气体中，而发射谱线则起源于源周围缓慢移动的气体中。我们的结论是，紧凑的对象是由强大的风与流出速度约为0.2 c的吸积超大质量黑洞和超吸积恒星质量黑洞模型预测。
2016-04-28 astro-ph.HE
An X-ray view of the Cataclysmic Variable V902 Mon: Discovery of an X-ray eclipse
针对激变变星V902 Mon，通过NuSTAR和XMM-Newton观测发现其X射线食，结合光谱分析确认吸积盘遮挡致密天体，提出吸积柱原初X射线被吸积盘吸收、散射及Fe荧光线再处理的模型，揭示其X射线特性成因。
2025-02-14 astro-ph.HE
Magnetically-Driven Accretion-Disk Winds and Ultra-Fast Outflows in PG1211+143
我们提出了一个磁流体动力学（MHD）吸积盘风的X射线电离的研究，努力约束的物理基础的高度电离的超快外流（UFO）推断的X射线吸收经常检测到的各种子类的塞弗特活动星系核（AGN）。我们的主要重点是表明，磁驱动的外流确实是物理上合理的候选人所观察到的外流占AGN的吸收特性，目前的X射线光谱观测。采用分层的MHD风穿过整个活动星系核吸积盘，我们计算了它的X射线电离和随后的X射线吸收线谱。假设一个适当的电离活动星系核谱，我们应用我们的MHD风模拟的吸收功能，在一个{ \it XMM-Newton}/EPIC谱的窄线Seyfert，\pg。通过对Fe K $α$跃迁的特征识别，我们发现该吸收体的特征电离参数为$\log (ξ_c [erg~cm~s$ ^{-1} $]) \simeq 5-6$，柱密度为$N_H \simeq 10^{23}$ cm $^{-2}$数量级，以特征速度$v_c/c \simeq 0.1-0.2$（$c$为光速）流出.最佳拟合模型倾向于它的径向位置在$r_c \simeq 200 R_o$（$R_o$是黑洞最里面的稳定圆形轨道），内风截断半径在$R_{\rm t} \simeq 30 R_o$。结果表明，K壳层的总体特征是\fexxv \占主导地位，\fexxvi \和弱电离铁的贡献很小，这与包括\pg在内的各种活动星系核中UFO的一系列早期分析结果一致.
2015-05-06 astro-ph.HE
X-ray reflection in oxygen-rich accretion discs of ultra-compact X-ray binaries
我们给出了两个候选超致密X射线双星4U~0614+091和4U~1543 $-$ 624的光谱X射线数据。我们使用2012年和2013年获得的{ \it XMM-牛顿}和{ \it钱德拉}观测结果确认了宽O VIII Ly $α$反射线（在$\approx18\ Å$）的存在。这些来源中的施主星是碳-氧或氧-氖-镁白矮星。因此，吸积盘富含氧，这使得O VIII Ly $α$线特别强。我们还证实了一个强大的吸收边在$\approx14$的存在，到目前为止，在文献中解释为由于中性氖在拱星和星际介质的吸收。然而，要获得一个很好的拟合到这个边缘所需的丰度是$\approx3-4$倍太阳，提出了一个问题，这种解释。此外，用假设太阳成分的模型对富含碳和氧、氢和氦贫乏的盘的X射线反射进行建模可能会使几个最佳拟合参数偏置。为了自洽地描述X射线反射谱，我们修改了现有的{ \sc xillver}反射模型。我们提出了初始网格，可以用来模拟X射线反射光谱的UCXB与富碳氧吸积盘。结果表明，与假设太阳丰度的反射模型相比，新的反射模型能更好地描述4U~0614+091和4U~1543 $-$ 624的反射谱.除了强O VIII Ly $α$线外，新的反射模型还显示出强O VIII K边缘（在$14.23$线处）。我们发现，在$\approx 14$的吸收边的数据中存在的O VIII K-边缘形成由于在吸积盘…
2014-03-06 astro-ph.HE
Coordinated X-ray and UV absorption within the accretion disk wind of the active galactic nucleus PG 1126-041
本研究通过XMM-Newton光谱分析表征PG 1126-041内吸积盘风的X射线特性，发现其与紫外吸收风协调变化，为研究超大质量黑洞反馈机制提供重要候选源。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diagnosing the accretion flow in ultraluminous X-ray sources using soft X-ray atomic features
在超铝X射线源（ULX）的X射线光谱中，缺乏明确的原子特征探测已被证明是诊断吸积流性质的障碍。因此，软能量下的光谱残差与吸收和/或发射中的原子特征以及可能因速度色散而扩大的原子特征之间的可能联系可能是理解这些神秘来源的关键。在这里，我们第一次表明，这样的残差被认为是在几个来源，并出现非常相似的形状，这意味着一个共同的起源。通过简单的论证，我们断言，来自极端碰撞风的发射，与ULX星云相关的物质壳层的吸收以及与恒星形成相关的热等离子体发射都极不可能提供起源。虽然CCD光谱缺乏直接确定特征性质所需的能量分辨率（即由窄线或本质上宽的复合物形成），但研究具有潜在光谱形状的残差的演变可以对其起源进行重要的间接测试。ULX NGC 1313 X-1提供了执行此类测试的最佳机会，因为存档观测提供了光谱硬度的动态范围。我们通过高度简化的光谱建模表明，特征的强度（无论是吸收还是发射）似乎与光谱硬度反相关，这将排除通过反射主要连续体的起源，而是支持与这种流出相关的风或附近材料中的原子跃迁的图片。
2015-09-22 astro-ph.HE
Optical--to--X-ray emission in low-absorption AGN: Results from the Swift-BAT 9 month catalogue
我们从Swift/BAT 9个月星表中选取了26个低红移（z<0.1）活动星系核的样本，利用Swift的X射线和紫外光学望远镜（XRT和UVOT）同时观测了光-到-X射线的光谱能量分布（SED），这是迄今为止对活动星系核进行的最大规模的、经过充分研究的、硬的X射线选择测量。我们的子样本由低本征X射线吸收（N_H<10^22 cm^-2）和最小光谱复杂度的活动星系核组成，以更精确地恢复这些源的本征吸积光度。我们进行校正的主机星系污染在所有可用的UVOT过滤器图像恢复的固有AGN的排放量，并估计从由此产生的核SED固有的尘埃灭绝。黑洞质量的估计是由宿主星系2 MASS K波段凸起光度确定的。从我们的SED确定的吸积率平均较低（爱丁顿比<~ 0.1），硬X射线热辐射校正簇在~10-20，与类星体的较高值形成对比。给出了22个低吸积率（爱丁顿比< 0.1）天体的平均SED，有和没有对内禀消光进行校正。我们没有发现一个相关性的光学-到-X射线光谱指数与爱丁顿比，无论选择的光学参考波长定义的光谱指数。这一典型的低红移样品的低吸积率和测辐射热改正对研究活动星系核的吸积历史具有重要意义。
2009-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton Observations of NGC 1365: Extreme Absorption Variability and a Constant Inner Accretion Disk
我们提出了一个光谱分析的四个协调NuSTAR+ XMM牛顿观测的塞弗特星系NGC 1365。这些表现出极端水平的光谱变化，这主要是由于可变的视线吸收，揭示了相对清晰的状态，在这个来源的第一次。尽管吸收态的范围不同，但每一个观测结果都显示出来自内部吸积盘的相对论反射的相同特征。通过时间分辨光谱，我们发现，相对论性的铁线和康普顿反射峰相对于内禀连续谱的强度是很好的相关性，正如预期的那样，如果他们是同一个宽带反射谱的两个方面。我们应用自洽的磁盘反射模型，这些时间分辨光谱，以约束内部磁盘参数，允许可变的，部分覆盖吸收占观察到的极大不同的吸收状态。这四个观测结果中的每一个都被独立地处理，以检验黑洞自旋和盘倾角结果的一致性，这两个结果在可观测的时间尺度上不应该变化。我们发现从反射光谱中确定的自旋和倾角是一致的，证实NGC 1365拥有一个快速旋转的黑洞;在所有情况下，无量纲自旋参数都被限制为a* > 0.97（在90%的统计置信度或更高）。
2014-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion disk and ionized absorber of the 9.7-hour dipping black hole binary MAXI J1305-704
本文报道了基于朱雀和雨燕观测的新发现的黑洞候选者MAXI J1305-704的低/硬态和高/软态X射线研究结果。朱雀星的长时间观测显示出两种类型的明显吸收下降，两者都以9.74 ± 0.04小时的下降间隔出现，我们将其与轨道周期相一致。在高/软态和非常不寻常的低/硬态的非浸渍（持久）发射中也存在部分电离吸收。然而，这种吸收（在两种状态下）具有比在其他高倾角系统中所见的电离低得多的电离，在其他高倾角系统中，材料形成均匀的盘风。相反，这里的吸收最有可能与clusional有关，与浸渍材料有关的紧凑结构，我们在这个源中看到的独特之处可能是因为我们在一个非常大的倾斜角度观察它。一个大的倾斜角也是有利的，连同一个低的黑洞质量，以解释在相当低的光度高/软状态下看到的高磁盘温度，因为多普勒增强提高磁盘温度在高倾角。从这些数据推断的磁盘半径是显着小于软组件中看到的低/硬状态，支持模型，其中磁盘在低光度截断。然而，我们发现，朱雀星低/硬态数据中的~50秒的时间尺度上的变化能力的缺乏是难以解释的，即使是低质量的黑洞。
2013-09-30 astro-ph.HE
Chandra Survey of Nearby Galaxies: Testing the Accretion Model for Low-luminosity AGNs
从钱德拉附近星系的活动星系核（AGN）样本，我们发现，对于低光度AGN（LLAGN），无论是内禀吸收柱密度，或被吸收的AGN的分数，积极的比例与爱丁顿比$L_{\rm bol}/L_{\rm Edd} \lesssim 10^{-2}$。这种行为，以及低光度下X射线光谱的柔和性，与它们由超大质量黑洞周围的热吸积流提供动力的图片非常一致。数值模拟发现，在低光度区，热吸积流不可避免地会产生外流，外流速率与最内层的吸积速率相关。这与我们的结果一致，表明X射线吸收源于流出物质或与流出物质有关。气体和尘埃在更大的尺度上也可能产生所观察到的相关性。未来的相关性分析可能有助于区分这两种情况。
2018-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR and Suzaku X-ray Spectroscopy of NGC 4151: Evidence for Reflection from the Inner Accretion Disk
我们提出的X射线定时和光谱分析的同步150千秒核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀X射线观测的塞弗特1.5星系NGC 4151。本文采用内吸积盘反射和吸收主导模型，研究了活动星系核的连续辐射、吸收和反射特性。通过时均光谱分析，我们发现了来自内吸积盘的相对论反射的有力证据。我们发现，相对论辐射来自一个高度电离的内吸积盘与陡峭的发射率的轮廓，这表明一个强烈的，紧凑的照明源。我们发现一个初步的，接近最大的黑洞自旋a>0.9统计和系统的建模误差。我们发现一个相对温和的反射率相对于预测的灯柱几何形状，其中照明电晕建模为点源。通过时间分辨光谱分析，我们发现，适度的日冕和内盘反射通量的变化驱动的光谱变化在观测过程中。我们讨论了各种物理场景的内盘反射模型，我们发现，一个紧凑的日冕是与观测到的功能。
2015-04-29 astro-ph.HE
Corotation resonance and overstable oscillations in black-hole accretion discs: general-relativistic calculations
我们研究了相对论旋转圆盘中围绕黑洞的螺旋波和振荡模的动力学。推广牛顿理论，我们表明，波吸收可以发生在共转共振，波的模式频率匹配的背景光盘旋转速率。我们推导出了圆盘涡度（涡度除以表面密度）的广义相对论表达式，它决定了近共转时密度扰动的行为。根据广义圆盘涡度的梯度，共旋波吸收可以导致螺旋波的放大或阻尼。本文应用相对论波动力学的一般理论计算了囚禁在黑洞吸积盘最内部区域的非轴对称惯性声学模（也称为p模）。由于广义相对论改变了径向周转频率和靠近黑洞的内部圆盘边缘附近的圆盘涡度的轮廓，这些p模在适当的条件下可以变得过稳定。我们给出了不同黑洞自旋和模型盘参数（表面密度分布和声速）下p模的频率和增长率的数值结果，并讨论了它们对理解在黑洞X射线双星中观测到的神秘的高频准周期振荡的意义.
2013-07-30 astro-ph.HE
The origin of blue-shifted absorption features in the X-ray spectrum of PG 1211+143: Outflow or disc?
在某些无线电宁静的活动星系（AGN）中，X射线光谱中的高能吸收特征被解释为超快流出（UFO）--以温和的相对论速度喷出的高度电离物质（例如Fe XXV和Fe XXVI）。在某些情况下，这些外流可以携带超过宿主星系结合能的能量。不用说，这些特征需要我们的注意，因为它们是活动星系核反馈的强烈特征，并将影响星系的演化。出于同样的原因，需要讨论和反驳或确认替代模型。加洛和法比安提出，其中一些特征可能是由位于吸积盘上方并与吸积盘共转的电离物质层中反射光谱的共振吸收引起的。因此，吸收介质将受到与在光盘中看到的类似的模糊效果。先验地说，圆盘上方存在这样的等离子体就像快风一样合理。在这项工作中，我们强调的模糊性，通过证明吸收模型可以描述类星体PG 1211+143的~7.6 keV的吸收功能（和可能的其他功能），活动星系核，通常被描述为一个典型的例子不明飞行物。在这个模型中，2-10 keV的光谱将主要是反射为主（与风模型中的幂律为主相反），共振吸收将起源于大约6到60个引力半径之间的层。对这些特征的研究构成了未来X射线天文台（如Astro-H和Athena+）的基石。如果我们的模型被证明是正确的，或者至少在某些情况下是重要的，那么吸收将提供另一种诊断工具，用于探测未来任务的内部吸积流。
2013-06-14 astro-ph.HE
Pulse phase dependent variations of the cyclotron absorption features of the accreting pulsars A 0535+26, XTE J1946+274 and 4U 1907+09 with Suzaku
利用朱雀观测资料，对Be/X射线双星A0535+26和XTE J1946+274以及风吸积HMXB脉冲星4U 1907+09的回旋共振散射特征（CRSF）进行了详细的脉冲相位分辨谱分析。CRSF参数在脉冲相位上变化很大，并且可以用于映射这些源中的磁场和可能偏离偶极子几何形状。它还反映了在不断变化的视角上的吸积柱和当地环境的条件。对于每个源，用一种以上的连续谱模型得到了脉冲相位变化的模式，所有的结果都是一致的。还要注意对具有恒定光谱特性和光度的一段数据进行分析，以确保结果反映仅由于视角变化而引起的变化。对于A0535+26和XTE J1946+274，它们在脉冲轮廓中显示出能量依赖性的下降，在连续谱模型中添加了部分覆盖吸收体，以考虑到吸积流/柱阻挡我们视线在这些相位处的额外吸收。
2013-04-23 astro-ph.HE
Absorption of high-energy gamma rays in Cygnus X-3
微类星体天鹅座X-3是由伽马射线太空望远镜AGILE和费米探测到的。伽马射线发射是短暂的，随轨道周期调制，似乎与主要的射电耀斑有关，即与相对论性喷流有关。GeV的伽马射线通量可以通过周围X射线的内部吸收而大大衰减。在这项研究中，我们定量地研究了天鹅座X-3的对生产的影响，并限制了伽马射线源的位置。天鹅座X-3在X射线中表现出复杂的时间和光谱模式。在伽马射线耀斑期间，X射线辐射可以近似为明亮的盘状黑体成分和在硬X射线中延伸的非热尾，可能与盘上方的日冕有关。本文用数值方法计算了标准吸积盘上方伽马射线的精确光学厚度。电晕的发射和吸收也进行了研究。GeV的伽马射线被吸积盘内部发射的软X射线显著吸收。吸收模式复杂且各向异性。伴星风中汤姆逊散射导致的X射线各向同性倾向于增加伽马射线的不透明度。来自日冕的伽马射线被来自圆盘的光子强烈吸收，无法解释观测到的高能发射，除非日冕被不切实际地延伸。在GeV辐射中缺乏吸收特征表明，高能伽马射线应该位于距离致密物体至少10^8-10^10 cm的位置。伽马射线的发射不太可能来自日冕。
2011-03-20 astro-ph.HE
MHD Accretion-Disk Winds as X-ray Absorbers in AGNs
本文给出了在中心X射线源辐照下，吸积盘周围自相似磁流体风的二维电离结构。基于早期的观测线索和理论论证，我们将注意力集中在这些风的一个子集上，即具有径向密度依赖性的风。我们采用光电离程序XSTAR计算了大量不同元素离子的离子丰度，然后编制了它们的视线（LOS）吸收柱。特别注意的是吸收测量分布（AMD），即它们的氢当量柱每对数电离参数λ间隔，d N_H/（d \log λ），它提供了一个衡量的风的径向密度分布。当n（r）~1/r时，AMD不依赖于α，这与由几个活动星系核的X射线谱推断的AMD行为一致。对于特定的风结构和X射线谱，我们还计算了一些离子的详细吸收线轮廓，以获得它们的LOS速度，对于Fe XVII，v~100-300 km/sec（在\log λ ~2-3处），对于Fe XXV，v~ 1，000 - 4，000 km/sec（在\log λ ~4-5处），与观测结果非常一致。我们的模型仅用质量吸积率\dot{m}和视线角θ两个参数来描述这些风的X射线吸收特性。X射线电离源在这些风中的遮蔽概率随\dot{m}的增大而减小，随θ的增大而急剧增大。因此，我们同意以前的作者，这些风配置，从全球来看，纳入所有必要的属性的秒差距尺度“鸟居”在活动星系核统一方案中调用。我们指出，AMD和吸收线剖面观测的组合可以唯一地确定这些模型参数和它们对活动星系核人口统计的影响。
2010-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The clumpy absorber in the high-mass X-ray binary Vela X-1
明亮和黯然失色，高质量的X射线双星船帆座X-1提供了一个独特的机会，研究吸积到一个中子星从cluperous风的O/B星和解开复杂的吸积几何这些系统。在轨道相位约为0.25的Chandra-HETGS光谱中，当我们的视线朝向源时，不通过大尺度吸积结构，如吸积尾流，我们观察到整个光谱形状在几千秒的时间尺度上的变化。这种光谱的可变性，至少在一定程度上，是由整体吸收的变化，我们表明，这种强烈的可变吸收不可能由未受干扰的cluerous风的O/B星。我们检测线的功能，从高和低电离种硅，镁和氖的强度和存在取决于整体水平的吸收。它们意味着冷和热的气体相共存的系统，我们解释为一个高度可变的，结构化的吸积流接近紧凑的对象，如最近看到的风吸积在高质量X射线二进制的模拟。
2017-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Net Charge Accretion in Magnetized Kerr Black Holes
Technion（以色列理工学院）；University of Haifa at Oranim（奥拉明海法大学）；University of Haifa（海法大学）
研究磁化克尔黑洞的电荷吸积机制，发现饱和电荷与瓦尔德预测不同，因正负电荷吸收率竞争导致净电荷持续吸积。
2025-12-30 astro-ph.HE gr-qc
CSI 2264: Simultaneous optical and X-ray variability in pre-Main Sequence stars. I: Time resolved X-ray spectral analysis during optical dips and accretion bursts in stars with disks
前主序星是可变源。在具有盘的恒星中，这种变化与内部星周区域（<0.1天文单位）以及光球和日冕的形态有关，所有这些都不可能用现代技术进行空间分辨。这是对NGC 2264进行协调天气调查的主要动机。在这篇论文中，我们主要研究具有圆盘的恒星。我们分析了光学爆发和下降期间提取的X射线光谱特性，以揭示这些现象的本质。我们分析同时CoRoT和钱德拉/ACIS-I观测，以寻找相干光学和X射线通量的变化与磁盘的恒星。然后，在两个不同的样本中分析恒星。在恒星与可变消光，我们寻找一个同时增加的光学消光和X射线吸收过程中的光学倾角，在恒星吸积爆发，我们寻找软X射线发射和增加X射线吸收过程中的爆发。结果我们发现证据的相干光学和X射线通量之间的变化与变量消光恒星。在9/24的光学倾角的恒星，我们观察到同时增加的X射线吸收和光学消光。在七次浸渍中，可以计算NH/AV比率，以推断遮蔽材料的成分。在5/20的恒星与光学吸积爆发，我们观察到增加的软X射线发射过程中的爆发，我们关联到吸积气体的排放。这并不奇怪，这些性质并没有在所有的恒星与骤降和爆发，因为有利的几何配置是必需的。在下降期间观察到的可变吸收主要是由于在吸积流中的无尘物质。在吸积爆发的恒星中，我们平均观察到一个更大的软X射线光谱分量，而不是在非吸积恒星中观察到的。
2017-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep absorption in SDSS J110511.15+530806.5
我们研究了SDSS J110511.15+530806.5远距离类星体（z=1.929）光谱中异常深吸收的起源。我们的目标是估计吸收材料的速度，我们表明，这种材料大大影响我们的测量的黑洞（BH）的质量与使用常见的维里质量估计。假设吸积盘的辐射受到热日冕、热表皮和靠近核的吸收物质的影响，建立了类星体的光谱形状模型。整个分析都是使用XSPEC模型和工具进行的。整体光谱形状用AGNSED模型描述，而深度吸收用两个高斯模型描述。观测到的光谱和拟合过程使我们能够估计类星体中的BH质量为$3.52 \pm 0.01 \times 10^9 M_{\odot}$，非零BH自旋为$a_* = 0.32 \pm 0.04$，吸积率为$\dot m=0.274 \pm 0.001$。所检测到的吸收体的速度在6330-108135 km/s的范围内。当我们考虑吸收是由CIV离子引起时，一个吸收体以73887 km/s的速度向核折叠。我们得到了一个约为20300 km/s的BI指数和质量流出率高达38.5%的源吸积率。在SDSS J110511.15+530806.5中观察到的高吸收是快速风的证据，这些风将源放置在与UFO（超快速流出），强宽吸收线（BAL）和快速失败的辐射加速尘埃流出（FRADO）边界的物体群中。与维里质量估计相比，这种吸收影响BH质量测量两个数量级。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
How does the radio enhancement of broad absorption line quasars relate to colour and accretion rate?
本研究结合SDSS DR14与LOFAR观测，分析颜色、CIV Distance和BAL特征对射电宁静类星体射电探测的独立影响，指出BALQSO的射电辐射可能具有不同物理起源。
2024-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A global view of the inner accretion and ejection flow around super massive black holes: radiation driven accretion disk winds in a physical context
了解超大质量黑洞（SMBH）吸积和抛射的物理和几何性质，对于了解活动星系核（AGN）的演化以及宇宙大尺度结构的演化具有重要意义。我们的目的是提供一个简单的，连贯的，和全球性的看法，在AGN的亚秒差距的吸积和喷射流与不同的爱丁顿比，$\dot{m}$，和黑洞质量，$M_{BH}$。我们利用理论的见解，数值模拟的结果，以及紫外和X射线观测，包括不同的吸积和喷射模式，特别强调的作用，辐射驱动强大的吸积盘风从中央SMBH的内部区域的AGN的内部区域。我们提出了五个$\dot{m}$制度的内部吸积和喷射流周围SMBH的物理预计会发生变化，并对应于静态和非活动星系观测;低光度AGN（LLAGN）;塞弗特和迷你宽吸收线类星体（迷你BAL类星体）;窄线塞弗特1星系（NLS 1）和宽吸收线类星体（BAL类星体）;和超爱丁顿源。我们包括在这种情况下，辐射驱动的磁盘风，这是强的高$\dot{m}$，大$M_{BH}$制度，并可能存在，但可能在中等$\dot{m}$，小$M_{BH}$制度弱。活动星系核中的吸积/喷射流的多样性可以很好地解释为仅仅改变两个基本性质：爱丁顿比$\dot{m}$和黑洞质量$M_{BH}$，以及包含吸积盘风，这些风可以自然地由发光的吸积盘发射的辐射发射。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing the location and structure of the accretion disk-wind in PDS456
我们提出的证据的快速变化的高速铁K壳层吸收附近（$z=0.184$）类星体PDS 456。从最近在2013年进行的长朱雀观测（$\sim1$ Ms有效持续时间）中，我们发现铁K吸收的等效宽度在观测期间增加了$\sim5$的一个因子，从观测的前100 ks内的$<105$ eV开始增加，直到接近终点的最大深度$\sim500$ eV。$\sim0.25$ c的隐含流出速度与早期（2007年，2011年）朱雀观测所声称的一致。吸收在短至$\sim1$周的时间尺度上变化。我们表明，这种变化可以同样很好地归因于（i）柱密度的增加，可能与clusively时变流出，或（ii）减少电离的平滑均匀流出，这是在光电离平衡与当地的光子场。可变性允许吸收体位置的直接测量，其被限制在黑洞的$r=200-3500$ $\rm{r_{g}}$内。即使在最保守的情况下，流出的动能也是爱丁顿光度的$\gtrsim6\%$，质量流出率超过爱丁顿吸积率的$\sim40\%$。风的动量率是直接相当于爱丁顿动量率，这表明该流可能已被加速连续散射在一集的爱丁顿有限吸积。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Hoyle-Lyttleton accretion on to black hole accretion disks with super-Eddington luminosity for dusty gas
研究了中心源为黑洞吸积盘的尘埃气体的Hoyle-Lyttleton吸积。通过求解运动方程，考虑到辐射力，这是衰减的灰尘吸收，我们揭示了稳定的结构，周围的中心物体的流动。我们发现，质量吸积率往往增加与流动的光学厚度的增加和气体可以吸积，即使盘的光度超过爱丁顿光度的尘埃气体，因为辐射力被削弱的衰减通过灰尘的吸收。当气体从旋转轴的方向流动时，对于具有$Γ^{'}=3.0$的盘，吸积率约为$τ_{\rm{HL}}=3.3$的Hoyle-Lyttleton吸积率的93%，对于$τ_{\rm{HL}}=1.0$为零，其中$Γ^{'}$是尘埃气体的爱丁顿比，$τ_{\rm{HL}}$是Hoyle-Lyttleton半径的典型光学厚度。由于沿盘面方向的辐射通量较小，辐射力不能阻止来自盘面附近方向的气体吸积。对于$τ_{\rm{HL}}=3.3$和$Γ^{'}=3.4$，虽然在$Θ=0$的情况下吸积是不可能的，但在$Θ=90$的情况下吸积率是Hoyle-Lyttleton的28%，其中$Θ$是气体来自的方向与盘的旋转轴之间的角度。我们还获得了相对较高的吸积光度，实现时的吸积率的盘到BH是通过考虑到辐射的影响的Hoyle-Lyttleton机制一致。这意味着在稠密的尘埃气体中运动的中等质量黑洞被认为是红外波段的发光物体。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
General relativistic radiative transfer: formulation and emission from structured tori around black holes
我们构建了一个广义相对论性的辐射转移（RT）公式，适用于天体物理环境中有质量或无质量的粒子。从第一原理推导，公式显然是协变的。吸收和发射，以及相对论，几何和光学深度的影响处理自洽。RT公式可以处理3D几何设置和结构化对象，其具有跨对象和沿着视线的光学深度的变化和梯度。质量的存在导致沿着粒子束射线的强度变化被像差因子减小。我们应用的配方和演示RT计算从吸积环面周围旋转黑洞的发射，考虑两种情况：理想化的光学厚环面，有一个明确定义的发射边界面，和结构环面，允许在环面内的吸收系数和发射率的变化。计算了这些环面的强度图像和发射光谱。几何效应，如透镜诱导的自掩星和多重图像的贡献是更显着的吸积环比几何薄吸积盘。光学薄的吸积环发射线轮廓与来自光学厚的吸积环和光学厚的几何薄的吸积盘的线轮廓是可区分的。光学薄吸积环的线轮廓对观察倾角的依赖性比光学厚吸积环或吸积盘的线轮廓弱，特别是在高观察倾角处。在有限光学深度的吸积环中存在着边缘效应。最后，在相对论性致密天体上的吸积流中，会发生引力诱导的线共振。这种共振很容易发生在3D的流动中，但在2D的流动中却不容易发生，例如围绕黑洞的薄吸积盘。
2012-07-17 astro-ph.HE gr-qc
Evidence for two spatially separated UV continuum emitting regions in the Cloverleaf broad absorption line quasar
测试标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积模型是一项具有挑战性的任务，因为发生吸积的类星体中心区域无法用望远镜分辨。引力透镜类星体中的微透镜分析是可以检验这一模型的少数技术之一，它可以用来测量吸积盘的大小和温度分布。我们目前的光谱观测的引力透镜宽吸收线类星体H1413+117，揭示部分微透镜的连续辐射，似乎起源于两个分离的区域：微透镜区，对应于紧凑的吸积盘;和非微透镜区，更广泛的，并有助于至少30%的总紫外连续通量。因为这个扩展的连续谱被宽吸收线云遮蔽，所以它与宿主星系无关，而是与中央引擎附近散射的光有关。我们测量的振幅的微透镜的紧凑的连续在休息帧波长范围1000-7000毫微米。根据贝叶斯方案，我们面对我们的测量微透镜模拟的吸积盘的温度变化为$T \propto R^{-1/ν}$。我们发现最可能的源半光半径为$R_{1/2} = 0.61 \times 10^{16}\,$ cm（即，0.002\，pc），$μ$ m，最可能指数为$ν=0.4$。我们的数据不排除标准椎间盘（$ν=4/3$）模型，并且在与我们的测量相关的95%置信区间内发现。我们证明，对于H1413+117，除了光盘发射的扩展连续的存在只有一个小的影响，推断光盘参数，是不太可能解决的微透镜源的大小和标准光盘大小之间的张力，如以前在文献中报道的。
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmological 21cm line observations to test scenarios of super-Eddington accretion on to black holes being seeds of high-redshifted supermassive black holes
本文研究了高红移$z > 10$黑洞的超爱丁顿吸积过程，这些吸积过程有望在红移$z \sim 7$之前演化为超大质量黑洞.对于初始质量为BH种子的$M_{\rm BH, ini} \lesssim 2 \times 10^{3} M_{\odot}$，我们肯定需要超爱丁顿吸积，它可以适用于天体物理和原始起源。这样的吸积盘不可避免地发射出高能光子，这些光子不断地从高红移中加热星系间介质的宇宙等离子体。在这种情况下，宇宙气体温度的宇宙历史被修改，从而抑制了宇宙21厘米线的吸收特征。通过比较21厘米线吸收的理论预测与$z\sim17$的观测数据，我们得到了作为种子BH质量的函数的质量吸积率的宇宙学上限。为了在$z \sim 7$上实现$M_{\rm BH} \sim 10^9 M_{\odot}$，通过对种子BH的连续质量吸积，使其与$z \sim 17$上的宇宙学21 cm线吸收一致，当我们假设种子BH具有其共动数密度$n_{\rm seed,0} \sim 10^{-3} {\rm Mpc}^{-3}$（$n_{\rm seed,0} \sim 10^{-7} {\rm Mpc}^{-3}$）时，我们得到了种子BH初始质量的严格上界为$M_{\rm BH, ini} \lesssim 10^2 M_{\odot}$（$M_{\rm BH, ini} \lesssim 10^6 M_{…
2022-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Modelling absorption and emission profiles from accretion disc winds with WINE
本文利用WINE光谱模型研究AGN吸积盘风的吸收与发射特征，并模拟XRISM/Resolve和Athena/X-IFU观测，证明二者可在宽参数范围内准确约束盘风性质，同时发现软SED会显著改变气体不透明度。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing Accretion Disk Structure with Suzaku data of LMC X-3
LMC X-3的朱雀观测提供了迄今为止关于吸积盘光谱形状的最佳数据。这是由于沿该视线的非常低的吸收柱密度的组合，其允许盘发射的形状在低能量下被CCD约束，而尾部可以同时由高能量检测器确定高达30 keV。这些数据清楚地表明，所观察到的磁盘光谱比简单的“黑体之和”更宽，并且强烈需要发射的相对论拖尾。然而，本征发射应该比黑体的（颜色校正）总和更复杂，因为它还应该包含来自部分电离的盘光球的光电吸收边缘。这些被相对论性的涂抹扩大了，但是模型预测在边缘能量附近1/3 - 1太阳丰度的偏差约为3 - 5%，明显强于观测到的。这表明，模型需要包括更多的物理过程，如自辐射，束缚束缚（线）吸收，和/或从复合连续和/或线的发射。或者，如果这些都不匹配的数据，它可以改为要求吸积盘密度和/或发射率的高度分布是不同的假设。因此，这些数据证明了我们对吸积盘垂直结构的基本认识的观测测试的可行性。
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
