Searching for the orbital period of the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们分析了NGC 1313 X-2可用的最长相位连接光度数据集，寻找Liu等人（2009）报告的~6天调制。折叠的B带光变曲线显示6天的周期性，显著性略大于3 σ。这种调制的低统计意义，以及在V波段缺乏检测，使其识别不确定。
2011-09-20 astro-ph.HE
Optical counterparts of two ultraluminous X-ray sources NGC4559 X-10 and NGC4395 ULX-1
我们研究了超铝X射线源NGC 4559 X-10和NGC 4395 ULX-1的光学对应物。在考虑红化后，它们的绝对量值分别为$M_V \approx -5.3$和$M_V \approx -6.2$。NGC 4559 X-10对应的光谱能量分布与F型恒星的光谱很好地拟合，而NGC 4395 ULX-1则具有蓝色幂律光谱。NGC 4395 ULX-1的光谱显示出广泛和可变的HeII~ $λ$ 4686发射，这使得该物体与所有其他光谱研究的ULX一致。使用NGC 4395 ULX-1的Swift存档X射线数据，我们发现了$62.8\pm 2.3$天的周期。源的X射线相位曲线与SS 433的进动曲线非常相似。光学变化的对应物（两个准确的测量之间）的金额为0.10马格。分析16个充分研究ULX同行的绝对星等，人们可能会建议，作为原来的吸积率下降（但仍然是超临界），光学光度的风变得暗淡和捐助者的明星占主导地位。然而，观察偏倚也可能影响分布。
2016-06-09 astro-ph.HE
Optical variability of the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们分析了NGC 1313 X-2可用的最长相位连接光度数据集，寻找Liu等人（2009）报告的~6天调制。折叠的B带光变曲线显示6天的周期性，显著性略大于3 σ。这种调制的低统计意义，以及在V波段缺乏检测，使其识别不确定。
2010-11-09 astro-ph.HE
An accreting low magnetic field magnetar for the ultraluminous X-ray source in M82
最近在M82中发现了一个超亮X射线源（命名为NuSTAR J 095551 +6940.8），它是一颗吸积中的中子星。它有一个超级爱丁顿光度和旋转。对于一个老化的磁星，它更可能是一个低磁场磁星。一个吸积的低磁场磁星可以解释这个源的超爱丁顿光度和旋转行为。考虑到聚束的影响，使用传统的附加扭矩形式可以理解加速速率。讨论了M82 X-2的瞬态性质和光谱特性。给出了吸积磁星的理论周期范围。总结了吸积磁星的三种观测现象。
2015-02-10 astro-ph.HE
Nature of the soft ULX in NGC 247: super-Eddington outflow and transition between the supersoft and soft ultraluminous regimes
我们报告的XMM-牛顿/钱德拉/斯威夫特/HST观测的超亮X射线源（ULX）在NGC 247，这是发现之间的超软超亮（SSUL）制度的光谱占主导地位的冷（$\sim 0.1$ keV）黑体组件和软超亮（SUL）制度具有可比的黑体和幂律组件共享的亮度。多历元观测揭示了黑体半径和温度之间的反相关性，$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2.8 \pm 0.3}$，排除了标准的吸积盘作为软X射线发射的起源。软X射线发射在SSUL制度中的短时间尺度和长时间尺度上都比在SUL制度中更易变。我们认为，SSUL制度可能是一个延伸的超铝状态向高吸积端，是一个极端的情况下，SUL制度，黑体发射所产生的光球厚流出和硬X射线的发射泄漏从嵌入的吸积盘通过中央低密度漏斗或平流通过风。但是，不能排除超软ULX是几乎从侧面看的标准ULX的情况。在200 s的时间尺度上观察到通量下降。这种下降不能用吸收的增加来解释，但可能是由于吸积速率的变化或与风或盘中的热波动有关。NGC 247 ULX的光辐射在19，000 K的温度下呈现出半径为20 $R_\odot$的黑体光谱，可能来自OB超巨星伴星。
2016-08-25 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources: three exciting years
被称为超铝X射线源（ULX）的极端河外源是研究致密天体群和吸积过程的独特测试环境。其性质长期以来一直存在争议。它们的光度远高于恒星质量的黑洞的爱丁顿光度，这可能意味着存在一个中等质量的黑洞或一个吸积超过爱丁顿极限的恒星黑洞。这两种解释对于更好地理解大质量黑洞的吸积过程和演化都是很重要的。在过去的几年里，我们对这些来源的了解有了显著的提高。特别是，对大部分ULX群体的超级爱丁顿解释已经获得了强烈的共识。尽管如此，这种普遍趋势的例外确实存在，特别是一个ULX被证明是一颗中子星，另一个被证明是一个非常可能的IMBH候选者。在本文中，我将回顾过去几年所取得的进展。
2015-10-19 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
From ultraluminous X-ray pulsar to supermassive neutron star
研究提出超大质量中子星可经由持续10^5至10^6年的超亮X射线脉冲星阶段形成，并分析其磁场掩埋与毫秒级自转演化。
2024-01-25 astro-ph.HE
Chandra observation of an ultraluminous X-ray source from the Galaxy NGC 12911
我报告的分析，超铝X射线源（ULX）位于星系NGC 1291。该X射线点源在候选IXO目录（Colbert & Ptak）中命名为IXO 6。中等光度X射线天体（IXO）是指非核的致密天体，其光度Lx [2- 10 keV] >= 1039 erg s-1。截止LX被定义为大于爱丁顿光度的1.4钼黑洞（10 - 38.3尔格s-1）的值。IXO是现在称为ULX点源的早期名称。该目录是根据ROSAT卫星的一次巡天得出的，代表了54个星系中的87个IXOS。IXO 6被选中是因为它位于星系的外盘，附近没有X射线源邻居。对这种ULX的研究假装证实了与这类物体有关的某些假设（Roberts等人）。
2009-02-27 astro-ph.HE
X-Ray Monitoring of Ultraluminous X-Ray Sources
X射线监测观测是由雨燕天文台对超亮X射线源Holmberg IX X-1、NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2以及NGC 4395中的核X射线源进行的。Holmberg IX X-1保持在硬X射线光谱状态，因为它的通量变化了7倍，直到（各向同性）光度为2.8E40 erg/s。这种行为可能暗示着一个异常巨大的致密物体。我们发现在Holmberg IX X-1的X射线发射中，在60天和28天的周期附近有过剩的能量。需要额外的监测来测试这些信号的重要性。NGC 5408 X-1和NGC 4395 X-2似乎保持在钱德拉和XMM发现的软光谱状态，即使光度变化了9倍，光谱硬度也几乎没有变化。我们发现了NGC 4395核源的一次爆发，其X射线亮度达到9 E40 erg/s，比以前报道的高出几倍。
2009-07-30 astro-ph.HE
Ultrafast outflows in ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）是明亮的河外源，其X射线亮度超过10^39 erg/s，由致密物体上的吸积提供动力。根据第一次使用XMM-牛顿进行的研究，ULX似乎是中等质量黑洞（10^2-4太阳质量）的绝佳候选者。然而，在过去的几年里，对大多数ULX的恒星质量黑洞或中子星的超爱丁顿吸积的解释已经获得了强烈的共识。确认超级艾丁顿情景的一个关键缺失部分是直接检测到预期作为ULX光谱中原子发射/吸收线的大规模辐射驱动风。风的第一个证据是在ULX的软X射线光谱中发现的。最近，我们已经能够解决这些残差到静止帧发射和蓝移（~0.2c）吸收线所产生的高度电离的气体在深高分辨率XMM-牛顿光谱的两个超铝X射线源。因此，紧凑的物体被强大的超快风包围，正如超爱丁顿吸积模型所预测的那样。在这里，我们将讨论这些发现的相关性和进一步的重要性，深，XMM-牛顿观测强风在许多其他超亮X射线源估计风的能量，系统的几何形状，和中央吸积物的质量。
2016-11-02 astro-ph.HE
X-raying the galaxy pair Arp 41: no collision in NGC 1232 and three ultraluminous sources in NGC 1232A
我们用钱德拉研究了NGC 1232 / NGC 1232 A星系对，寻找相互作用和碰撞的证据。我们报告说，有没有云的扩散发射在NGC 1232，在文献中以前的索赔相反。相反，我们发现小的“伴星”星系NGC 1232 A包含三个超亮X射线源（ULX），峰值为0.3-10 keV，亮度超过10^{40} erg/s（假设该星系的宇宙学距离为93 Mpc）。就其质量、形态、金属丰度和明亮的ULX星族而言，NGC 1232 A类似于更靠近的晚型螺旋星系NGC 1313。
2021-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）代表了一类比银河系中任何黑洞都更亮的双星系统。这些物体的性质长期以来一直不清楚。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。在过去的几年里，我们对这些天体的理解有了显著的提高，这使得超爱丁顿吸积模型更可取。X射线谱和光学谱都为超临界吸积盘的强外流提供了证据。另一个令人惊讶的结果是在四个ULX中发现了脉动，这表明这些系统必须拥有中子星。除了脉动的存在，超铝反射镜和正常ULX之间没有明显的区别。这一事实意味着大量已知的ULX最终可能是中子星。
2018-12-06 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5643 X-1
我们提出了一个高质量的硬X射线光谱的超铝X射线源（ULX）NGC 5643 X-1的测量与NuSTAR在2014年5月至6月。我们通过仔细分离来自ULX和位于0.8弧分之外的其宿主星系NGC 5643的活动核的信号获得了这个光谱。加上2009年7月和2014年8月进行的长时间XMM-牛顿观测，NuSTAR数据自信地揭示了NGC 5643 X-1光谱中高于~10 keV的高能截止，这是ULX的特征。NuSTAR和XMM-Newton的数据与该源一致，除了最近一次观测（2014年8月）外，该源的亮度一直保持在约1.5E40 erg/s（0.2-12 keV），当时它变亮到约3E 40 erg/s。这种增加与占主导地位的硬光谱成分（可能是来自超临界吸积盘内部区域的准直发射）有关，而一个额外的软成分（如果用吸积盘发射来描述，温度约为0.3 keV），可能与从吸积盘流出的大规模风有关，在光谱中也很明显，但没有表现出显着的变化。
2016-08-30 astro-ph.HE
A variable ultraluminous X-ray source in a globular cluster in NGC 4649
本文报道了在椭圆星系NGC 4649中发现的一个与球状星团有关的新的超亮X射线源（ULX）。最初探测到的X射线源的光度低于5 x 10^38 erg/s，但在7年和11年后的后续观测中，它已大幅增亮至2 ~ 3 x 10^39 erg/s。在六个独立的观测过程中，它显示出显着的光谱变化，在连续斜率和吸收柱。在至少一次观察中，还存在X射线通量的短期变异性。这个天体的性质似乎与以超爱丁顿速率（即在超铝吸积状态）吸积的恒星质量黑洞一致，尽管不能排除高度超爱丁顿中子星。在至少一次观测中，吸收柱的增加与短期变率的可能增强相一致，这表明有一股由clusifully辐射驱动的风穿过我们的视线到达该物体
2012-10-18 astro-ph.HE
Discovery of a 0.42-s pulsar in the ultraluminous X-ray source NGC 7793 P13
NGC 7793 P13是一个可变（亮度范围~100）的超亮X射线源（ULX），被认为是一个双星系统中的恒星质量黑洞，其质量小于15 M $_{\odot}$，轨道周期为64 d，伴星为18-23 M $_{\odot}$ B 9 Ia。在EXTraS项目中，我们在NGC 7793 P13的两次XMM-牛顿观测中发现了周期约为0.42 s的脉动，在此期间，在$L_{\mathrm{X}}\sim2.1\times10^{39}$和$5\times10^{39}$ erg s $^{-1}$（0.3-10 keV波段）检测到了源。这些发现明确地表明，NGC 7793 P13中的致密物体是一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。虽然标准的吸积模型面临的困难占脉冲星X射线光度，多极磁场的存在与$B$ ~几个$\times$ 10 $^{13}$ G靠近吸积柱的底部似乎是在协议的系统的属性。
2017-01-04 astro-ph.HE
Three Ultraluminous X-ray Sources Hosted by Globular Clusters in NGC 1316
我们在NGC 1316的恒星系统中发现了三个由球状星团（GC）承载的超亮X射线源（ULX）。这些发现使GC中已知的ULX总数达到20个。我们发现，X射线光谱的三个新的来源不偏离其他已知的GC ULX光谱行为的既定模式。这些来源的X射线光谱行为的一致性指出了这些稀有和独特来源的形成和演化机制的多个路径。使用现在更大的GC ULXs样本，我们将整个已知的GC ULXs群体的光学特性与五个星系中的其他GC进行比较，发现拥有ULXs的星系团的特性与典型的星系团有很大的不同。最后，GC ULX优先被富含金属的簇所承载的任何趋势在该样品中并不显著。
2021-03-30 astro-ph.HE
Soft Extragalactic X-Ray Binaries at the Eddington Threshold
对于定义超亮X射线源（ULX）的10^39 erg/s截止值及其以下的光度范围，人们很少探索。尽管如此，它还是拥有大量的X射线源，并且对于提高我们对~爱丁顿吸积率源的理解具有巨大的潜力。我们选择了一个样本的四个源在这个爱丁顿阈值制度与良好的数据进行进一步的研究，这些对象具有各种软的光谱形状。我们执行X射线光谱和时间分析的XMM牛顿和钱德拉数据，这些对象，以深入了解其吸积机制，并检查其光学同行使用HST图像。NGC 300 X-1是典型的陡峭幂律吸积态的一个非常明亮和著名的例子。M51 ULS呈现出冷的类黑体光谱，并且与超亮超软源（ULS）相一致，可能是通过光学厚的外流风在高倾角下观察到的超爱丁顿吸积物体。NGC 4395 ULX-1和NGC 6946 ULX-1具有异常陡峭的幂律尾，为此我们讨论了各种可能的物理机制和与银河系微类星体中类似特征的联系，并得出结论，这些来源可能是ULX和经典ULS之间的软超亮状态的中间物体。
2017-02-01 astro-ph.HE
Discovery of a 115 Day Orbital Period in the Ultraluminous X-ray Source NGC 5408 X-1
我们报告的检测周期为115天的SWIFT/XRT监测数据从超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1。我们正在进行的活动大约每周两次对其X射线通量进行采样，现在已经达到了约485天的时间基线。周期图分析揭示了一个显著的周期性，周期为115.5 +-4天。检测到的调制具有3.2 e-4的显著性。分数调制幅度随着能量的增加而减小，范围从高于1 keV的0.13到低于1 keV的0.24。轮廓的形状也会演变，在较高的能量下变得不那么尖锐。周期图分析与周期性过程一致，然而，需要持续监测以确认调制的相干性质。光谱分析表明，NGC 5408 X-1的亮度可达0.3 - 10 keV，约2 e40 ergs/s。我们认为，像M82（X41.4+60）中ULX的62天周期一样，NGC 5408 X-1中检测到的周期性代表了包含ULX的黑洞双星的轨道周期。如果这是真的，那么次级恒星只能是巨星或超巨星。
2009-11-06 astro-ph.HE
Evidence for candidate X-ray pulsations from the ultraluminous X-ray source NGC 7456 ULX-1
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
利用XMM-Newton数据，通过加速搜索、Z²统计和轨道解调分析，在NGC 7456 ULX-1中发现约0.22 Hz的候选脉冲信号，推测其可能包含吸积中子星。
2026-06-19 astro-ph.HE
Discovery of coherent pulsations from the Ultraluminous X-ray Source NGC 7793 P13
本文报道了对超亮X射线源NGC 7793 P13相干脉动的探测。大约0.42秒的近正弦脉动最初是在2016年使用XMM-牛顿和NuSTAR进行的宽带X射线观测中发现的。随后，我们还在2013年和2014年拍摄的XMM-牛顿档案数据中发现了脉动。相干脉动的显著（>>5 sigma）探测表明P13中的致密天体是一颗中子星，观测到的峰值光度为~ 1 e40 erg/s（假设各向同性），远高于1.4 M太阳吸积体的爱丁顿极限。这使得P13成为第二个由吸积中子星提供能量的超亮X射线源。脉冲周期在不同时期之间变化，在2013-2016年期间缓慢但持续的旋转。这一自旋上升表明了B ~ 1.5e 12 G的磁场，这是许多吸积星系的典型特征。对于极端亮度最可能的解释是高度的光束，然而这很难与正弦脉冲轮廓相协调。
2016-10-17 astro-ph.HE
NGC 7793 P9: An Ultraluminous X-Ray Source Evolved from a Canonical Black Hole X-Ray Binary
瞬态超铝X射线源（ULX）是连接瞬态低质量X射线双星和ULX的重要纽带。在这里，我们报告的第一个发现的典型的亚爱丁顿爆发和超明亮的超爱丁顿爆发从一个不寻常的瞬态ULX，NGC 7793 P9的变异因子高于$10^3$。其X射线谱在典型的高/软态和陡峭的幂律态之间切换。吸积盘的内径和盘的温度-光度相关性表明，P9藏有一个恒星质量的黑洞（BH）。在开始的超铝爆发，我们观察到一个很冷的外盘与硬康普顿光谱，这意味着过渡到ULX制度。当光度增加到$L\gtrsim3\times10^{39}$ erg/s时，P9显示出一个明显弯曲的光谱，可以用一个细长的圆盘或一个强烈弯曲的康普顿化日冕来描述。唯象模型表明，在超铝爆发峰值附近观测到的热盘与热径迹的延伸是一致的。利用更多的物理康普顿化盘模型，我们认为，日冕冷却和明显的盘状光谱是由软康普顿化占主导地位。高于1 keV的显著变化支持这种双组分方案。光谱演化也可以用超临界吸积模型来解释。这些都表明正则黑洞的X射线双星可以表现出ULX的性质。
2018-08-23 astro-ph.HE
Puzzling accretion onto a black hole in the ultraluminous X-ray source M101 ULX-1
对于亮度超过$10^{39}$ erg s $^{-1}$的超亮X射线源（ULX），有两种解释。它们可能是中等质量的黑洞（大于100- 1000，太阳质量，$M_\odot$），以次最大（次爱丁顿）速率辐射，就像银河系黑洞X射线双星一样，但具有更大，更冷的吸积盘。或者，它们可能是以艾丁顿或超艾丁顿速率辐射的恒星质量黑洞。在被发现时，M101 ULX-1的光度为$3\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，超软的热盘光谱具有异常低的温度-不受热电子日冕激发的光子的影响-更符合吸积中等质量黑洞的预期外观。在这里，我们报告的光学光谱监测M101 ULX-1。我们证实了先前的建议，该系统包含一个沃尔夫-拉叶星，并揭示了轨道周期为8.2天。这个黑洞的最小质量为$5M_\odot$，更可能是$20-30M_\odot$，但我们认为它不太可能是一个中等质量的黑洞。因此，它在高Eddinton比率下异常柔软的光谱违反了对恒星质量黑洞吸积的预期。吸积必须发生在被捕获的恒星风中，迄今为止，人们一直认为恒星风的效率很低，无法为超亮源提供动力。
2013-12-02 astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of NGC 247: X-ray Population and a Supersoft Ultraluminous X-ray Source
我们报告了2009年12月对NGC 247的新XMM-牛顿观测。该星系包含一个超软、超亮X射线源（ULX），其光谱由温度约为0.1 keV的热成分和光子指数约为2.5的幂律尾组成。在0.3-10 keV波段，热辐射是绝对的主导成分，占总光度的96%。在10^2 s和更长的时间尺度上，用ν^-1功率谱检测到变异性。这些特性与热态的黑洞双星一致，并表明存在至少600个太阳质量的中等质量黑洞。但是，积分均方根功率远高于热状态下的典型值。另一种解释可能是半径约为10^9 cm的光球。一个可能的吸收功能约1千电子伏的检测，这可能是由于高度电离风的吸收。NGC 247星盘内的X射线源具有与低质量X射线双星一致的光度函数。我们证实了以前的结果，X射线从类星体PHL 6625可能被吸收的气体在NGC 247，主要是在能量低于0.3千电子伏。
2011-06-02 astro-ph.HE
On the Mass and Magnetic Field of the Neutron Star in the Ultraluminous X-Ray Source NGC 300 ULX1
最近对邻近星系中某些超亮X射线源的周期性脉动的探测表明，大多数超亮X射线源（ULX）中的吸积致密天体很可能是中子星，而不是黑洞。迄今为止，我们在银河系中发现了一个ULX。作为ULX系列的一员，NGC 300 ULX 1是一款新型脉动ULX（PULX），与其他PULX相比，其转速相当高。本文根据NGC 300 ULX 1的脉冲X射线谱中的回旋吸收线能量，推断了中子星表面的磁场强度，并利用观测到的脉冲星自旋周期和周期导数以及测量到的源X射线通量，估算了中子星质量和聚束率的可能范围。我们的分析有利于质子回旋共振散射作为一个可行的机制，占所观察到的回旋能量和高自旋率提供的吸收线产生接近表面的中子星。
2022-01-02 astro-ph.HE
Identification of the X-Ray Thermal Dominant State in an Ultraluminous X-Ray Source in M82
黑洞双星（BHB）中的热主导态是很好理解的，但在超亮X射线源（ULX）中很少见到。利用钱德拉和XMM-牛顿同时观测M82，我们报告了第一个可能的识别的热主导状态的ULX的基础上消失的X射线振荡，低定时噪声，和光谱占主导地位的光盘发射与光度变化的4次幂的磁盘温度。这表明ULX类似于银河系BHB。最亮的X射线谱可以用相对论盘模型拟合，该模型既可以是高度超爱丁顿（L_disk/L_Edd = 160）的非旋转黑洞，也可以是接近爱丁顿（L_disk/L_Edd ~ 2）的快速旋转黑洞。后一种解释是更可取的，因为在银河系黑洞和活动星系核中不存在这种高度超爱丁顿态，并表明M82中的ULX包含一个200-800太阳质量的黑洞，其自旋接近最大值。在较长的时间尺度上，源通常停留在一个相对较低的通量水平，有规则的62天轨道调制，偶尔会出现不规则的耀斑活动。热优势态都出现在爆发期。
2010-03-01 astro-ph.HE
An accreting pulsar with extreme properties drives an ultraluminous x-ray source in NGC 5907
邻近星系中的超铝X射线源（ULX）比我们银河系中的任何X射线源都要亮。ULX通常被建模为以非常高的速率吸积的恒星质量黑洞（BH）或中等质量黑洞。我们的观测结果表明，NGC 5907 ULX是一颗X射线吸积中子星（NS），其自旋周期从2003年的1.43~s演化到2014年的1.13~s.它的各向同性峰值亮度约为17.1Mpc的爱丁顿极限的1000倍。标准的吸积模型无法解释它的光度，即使假设光束发射，但一个强大的多极磁场可以描述它的属性。这些发现表明，其他极端的ULX（X射线光度> 10^{41} erg/s）可能藏有NS。
2017-02-26 astro-ph.HE
Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是恒星质量的黑洞或超过爱丁顿极限吸积的中子星。从宽带光谱学确定致密物体的性质和吸积模式目前是一个挑战，但观察到的定时特性提供了对致密物体的深入了解以及几何形状和吸积过程的细节。在这里，我们报告的800 ksXMM牛顿运动的超软超铝X射线源，NGC 247 ULX-1的时序分析。在X射线光变曲线中出现深而频繁的下降，其幅度随着能带的增加而增加。功率谱和相干性分析揭示了倾斜优先发生在$\sim 5$ ks和$\sim 10$ ks时间尺度上。这种下降可能是由于中心X射线源被光学厚结构遮蔽（如吸积盘的翘曲），或者是由于吸积盘发射的风遮蔽，或者两者兼而有之。这种行为支持了超软ULX被认为接近吸积盘的观点。
2021-05-19 astro-ph.HE
Population synthesis of ultraluminous X-ray sources with magnetised neutron stars
用混合方法计算了一个具有类似于银河系薄盘恒星形成历史的螺旋星系中具有磁化中子星（NULX）的超亮X射线源的布居模型。首先，应用解析近似（代码BSE），我们构建了可以成为NULX潜在前兆的密近双星（CBS）系综。其次，用演化程序MESA计算了磁化中子星（NS）的吸积演化。计算了亚、超临界圆盘模型和平流圆盘模型在NS上的吸积率和X射线光度。在吸积到磁化的NS上的过程中，当NS磁层所定义的盘的内边界处的能量释放是亚爱丁顿时，在亚临界阶段已经达到了超爱丁顿光度$L_\mathrm{X}>10^{38}$ erg~s $^{-1}$。它表明，CBS的标准演变与帐户的吸积到磁化NS的特殊性，使我们能够解释定量观察到的NULX特性（X射线光度，NS自旋周期，轨道周期和质量的视觉组件），而无需额外的模型假设的准直X射线发射NS与高观测超爱丁顿光度。在一个恒星形成率为3- 5 $M_\odot {\rm yr^{-1}}$的模型星系中，可能存在多个NULX。如果发现NULX中存在$L_{\mathrm X} \sim 10^{41}$ erg~s $^{-1}$的强风，那将是磁化NS上超级爱丁顿吸积的一个标志。
2021-02-19 astro-ph.HE
Theoretical modeling of Comptonized X-ray spectra of super-Eddington accretion flow: origin of hard excess in Ultraluminous X-Ray Sources
基于辐射流体动力学模拟数据，采用MonteCarlo辐射传输模拟方法研究了超爱丁顿吸积流的X射线连续谱，其中考虑了热散射和体康普顿散射.我们比较了质量为$M_{\rm BH} = 10, 10^2, 10^3$和$10^4 M_\odot$的黑洞周围吸积流的计算光谱，其中固定质量注入率（从$10^3 r_{\rm s}$的计算边界）为$10^3 L_{\rm Edd}/c^2$（$r_{\rm s}$、$L_{\rm Edd}$和$c$分别为史瓦西半径、爱丁顿光度和光速）。软X射线光谱表现出与标准盘关系的质量依赖性;最大表面温度按比例缩放为$T \propto M_{\rm BH}^{-1/4}$。相比之下，如果我们用$M_{\rm BH}$对辐射光度进行归一化，硬X射线带的光谱在不同的模型中看起来非常相似。这反映了硬组分是由源自过热和/或漏斗区域中的吸积流的软光子的热和体康普顿散射产生的，其温度没有质量依赖性。硬X射线谱可由温度为$T\sim 3$ keV的Wien谱再现，伴随着在光子能量高于几keV时的硬过剩。过量光谱可以很好地拟合与功率定律的光子指数$Γ\sim 3$。这一特征与最近NuSTAR对ULX（超发光X射线源）的观测结果一致。
2017-09-05 astro-ph.HE
The X-ray Variability of the Ultraluminous X-ray Sources in the NGC 4631 galaxy
Xiamen University（厦门大学）
研究利用多卫星观测数据，对NGC 4631星系中五个超亮X射线源进行长期X射线变异性研究，通过光变曲线、光谱建模及相关函数分析其变异性行为，发现与活动星系核有相似趋势，或揭示相似物理机制。
2026-07-08 astro-ph.HE
Thick Accretion Disk Model for Ultraluminous Supersoft Sources
我们提出了一个几何厚，超爱丁顿吸积盘模型，其中光学厚风是不必要的，了解超铝超软源（ULS）。对于高质量吸积率$\dot M \ga 30\dot M_{\rm Edd}$和不小的倾角$θ\ga 25^{\circ}$，其中$\dot M_{\rm Edd}$是爱丁顿吸积率，从热的内部区域的硬光子可能被遮蔽的几何厚的内盘，因此只有软光子从外部薄盘和外光球的厚盘可以到达观察者。我们的模型可以很自然地解释典型热半径和热温度$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2}$之间的近似关系。此外，厚盘模型可以统一ULS和正常的超亮X射线源，其不同的观测特征可能与倾角和质量吸积率有关。通过与光学厚外流模型的比较，我们发现在我们的模型中需要更小的质量吸积速率。
2016-01-18 astro-ph.HE
Optical and X-ray Follow-Up to a Globular Cluster Ultraluminous X-ray Source in NGC 4472
NGC 4472是五个超亮X射线源的家园，这些超亮X射线源由球状星团托管。这些来源已被建议作为良好的黑洞候选人在河外球状星团$-$一个备受追捧的人口，可能提供观测信息的祖先合并黑洞二进制文件。在这方面的工作，我们提出了X射线和光学跟踪这些来源之一，CXOUJ 1229410 +075744（GCU 1）。我们在GCU 1中没有发现[OIII]光发射的证据，这表明缺乏超级爱丁顿外流的重要证据，不像在河外GC中的少数ULX中看到的那样。2019-2021年的X射线监测显示，未检测到高于几个$\times$ $10^{38}$ erg/s的X射线发射。多波长特性的比较盘为主，近爱丁顿银河系黑洞低质量X射线双星（GRS 1915+105和XTEJ 1817 -330）表明，GCU 1可能表现出类似的行为GRS 1915+105在X射线的变化和类似的关系$L_X$和$kT$，与GCU 1显示最大X射线光度高一个数量级。
2022-10-28 astro-ph.HE
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
The ultraluminous X-ray source NGC 5643 ULX1: a large stellar mass black hole accreting at super-Eddington rates?
一组最亮的超亮X射线源（ULX），其X射线亮度远高于$10^{40}$ erg s $^{-1}$，通常具有可以很好地描述为硬幂律的能谱，以及超过$\sim10\%$的短期变化。这种性质的组合表明，这些ULX可能是中等质量黑洞（IMBH）的最佳候选者，这些黑洞将在银河系X射线双星中看到的硬态下以亚爱丁顿速率吸积。在这项工作中，我们提出了一个时间和光谱分析的所有可用的XMM牛顿数据从一个这样的ULX，以前研究不佳的2XMM J143242.1 $-$ 440939，位于NGC 5643。我们报告说，它的高品质EPIC光谱可以更好地描述了广泛的，热的组件，如平流为主的光盘或光学厚Comptonising电晕。此外，我们发现了一个提示的短期变化的边际变化，这似乎并不明显相关的源未吸收的光度。我们讨论了这些结果的影响，不包括的可能性，源可能是主机IMBH在一个低的状态，并有利于解释在超级爱丁顿吸积恒星起源的黑洞。NGC 5643 ULX 1的性质使我们能够将该源与硬/超铝ULX类的种群联系起来。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray time lags and nonlinear variability in the ultraluminous X-ray sources NGC 5408 X-1 and NGC 6946 X-1
我们提出了我们的分析的X射线可变性的两个超铝X射线源（ULXs）的基础上多XMM-牛顿观测。我们发现，线性均方根通量的关系是存在于八个观测的NGC 5408 X-1，也在三个观测的NGC 6946 X-1，但从其他ULX的数据一般不足以约束任何均方根通量的关系。这种关系的存在以前只在NGC 5408 X-1的两次观测中报道过;我们的研究结果表明，这是NGC 5408 X-1可变性的持久特性，并延伸到至少一个其他变量ULX。我们推测这是一个普遍存在的属性ULX的变化，因为它是X射线的变化，在其他发光吸积源。我们还恢复了NGC 5408 X-1中硬带和软带之间的时间延迟，在频率高于~几mHz时，软带（<1 keV）相对于硬带（>1 keV）延迟高达~10 s（~0.2 rad）。对于第一次，我们延长了滞后分析，以较低的频率，并找到了一些证据的逆转的滞后，一个硬滞后的~1 ks在~0.1兆赫的频率。我们的能量分辨分析表明，时间延迟是能量依赖的。我们认为，滞后是不太可能的结果，从吸积盘反射（“混响”）的基础上缺乏反射功能的光谱，和大尺寸的反射器推断滞后的幅度。我们还认为，将软滞后与这些ULX中的准周期振荡（QPO）相关联-并在ULX中的软滞后与银河系X射线双星的一些低频QPO中看到的软滞后之间进行类比-还为时过早。
2015-08-06 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
Anti-glitches in the Ultraluminous Accreting Pulsar NGC 300 ULX-1 Observed with NICER
我们提出的证据，三个自旋下降故障（或“反故障”）的超铝吸积X射线脉冲星NGC 300 ULX-1的定时观测与中子星内部成分探测器（NICER）。我们的时序分析揭示了三个突然自旋下降事件的幅度$Δν= -23, -30,$和$-43 \,μ$ Hz（分数幅度$Δν/ν= -4.4, -5.5,$和$-7.7 \times 10^{-4}$）。我们通过前两个毛刺确定了完全相位相干的定时解决方案，这使我们对它们的检测具有很高的信心，而第三个候选毛刺则不太安全。它们的大小（符号相反）比任何已知的射电脉冲星故障都要大。这可能是由于脉冲星长时间的快速自旋，导致恒星的超流和非超流成分之间的角动量突然转移。我们没有发现任何证据的轮廓或光谱变化的时代的毛刺，支持的结论是，这些是由于相同的过程中正常脉冲星毛刺，但在相反的。
2019-05-28 astro-ph.HE
Swift observations of the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1
Holmberg IX X-1是一个著名的超亮X射线源，其X射线亮度约为1 e40 erg/s。斯威夫特的X射线望远镜定期监测该源。自2009年4月以来，该源一直处于扩展的低光度状态。我们利用在不同光度状态下的共加光谱来研究源的光谱行为。简单的幂律和多色盘黑体模型可以排除。然而，最好的整体拟合是由具有冷黑体和暖盘黑体的双热模型提供的。这表明Holmberg IX X-1可能是一个10个太阳质量的黑洞，在比爱丁顿极限高7倍的地方吸积，或者是一个100个太阳质量的最大旋转黑洞，在爱丁顿极限处吸积，我们正在观察吸积盘的内部区域和致密物体的流出物。
2010-09-01 astro-ph.HE
ULX behaviour: the ultraluminous state, winds & interesting anomalies
最近的证据-特别是NuSTAR获得的硬X射线光谱，以及当超亮X射线源（ULX）显示软光谱时观察到的大振幅硬X射线变化-表明常见的ULX行为与已知的亚爱丁顿吸积模式不一致，正如对中等质量黑洞（IMBH）所预期的那样。相反，似乎大多数ULX都是由恒星质量黑洞上的超级爱丁顿吸积提供动力的。在这里，我们将回顾深入研究ULX光谱计时行为的工作，证明它与超级爱丁顿吸积的预期保持一致。这张照片中的一个关键缺失部分是直接检测到ULX预期的大规模辐射驱动风，作为ULX光谱中的原子发射/吸收线特征;我们将证明这些很可能已经被检测到作为ULX软X射线光谱中的残留物。最后，我们将讨论似乎不符合新兴ULX行为模式的ULX。特别是，我们讨论了识别一个良好的IMBH候选人作为背景类星体的影响;和确认的IMBH/ULX候选人在星系NGC 2276通过无线电/X射线基本平面。
2015-10-21 astro-ph.HE
The X-ray Decay of the ultraluminous supernova SN 1978K in NGC 1313
位于附近星系NGC 1313中的IIn型超新星（SN）1978 K在多波长下保持明亮超过$\sim 25$年。从1990年到2006年，ROSAT、ASCA、XMM-Newton和Chandra收集的SN 1978 K的档案数据显示，软X射线发射没有显著变化，但硬X射线通量略有下降。在这项工作中，我们使用超过15年的XMM-牛顿观测进行了详细的分析。从2000年到2015年，0.5-2 keV和2-10 keV的光变曲线都以$t^{-1}$的形式下降。光变曲线的转变可以用反向激波在早期是辐射的，然后在后期变成绝热的方式来解释。频谱分析结果也支持这种情况。我们还发现，在吸收柱密度的减少，这表明在辐射阶段的冷壳的存在。
2017-04-19 astro-ph.HE
Investigating the nature of the ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
变率是研究X射线双星（XRB），特别是主要在X射线波段探测的超铝X射线源（ULX）性质的有力工具。对于大多数ULX来说，吸积体的性质是未知的，尽管一些ULX已经被证实以超爱丁顿速率吸积到中子星（NS）上。监测这些来源对于探测瞬变和推导与轨道和超轨道调制有关的周期性特别有用。在这里，我们提出了我们的监测活动的星系NGC 925的结果，与尼尔Gehrels斯威夫特天文台进行。我们还包括与钱德拉，XMM-Newton和NuSTAR获得的档案和文献数据。我们已经研究了光谱，光变曲线和变化性质的天到月的时间尺度。在这个星系中探测到的所有三个ULX都显示出通量的变化。ULX-1是已知的最明亮的ULX之一，因为只有10%的ULX的亮度超过$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{40}$ erg s $^{-1}$，但尽管它的高通量变化，我们只发现了微弱的光谱变化。我们将其归类为超爱丁顿吸积的硬超铝区域。ULX-2和ULX-3的亮度较低，但在通量和光谱形状上也可能变化。我们将它们分为介于硬和软之间的超亮区。ULX-3是一个瞬变源：通过应用Lomb-Scargle算法，我们得出周期为$\sim$ 126 d，这可能与轨道或超轨道起源有关。
2022-02-22 astro-ph.HE
The ultraluminous X-ray source population of NGC 4485/4490
结合Chandra和XMM-Newton观测，对相互作用的星系对NGC 4485/4490中的超亮X射线源（ULXs）进行了光谱和时间变化研究。四个单独的观测中的每一个都为这个系统中先前识别的六个ULX中的每一个提供了至少适度的质量光谱和光变曲线;我们还注意到在最近的观测中存在一个新的瞬态ULX。在我们的样本中没有观察到任何ULX的短期变化，但五分之三的来源显示出相关的通量/光谱变化在较长的时间尺度上，另外两个在光谱和光度上保持稳定至少五年。我们用简单的幂律模型和多色圆盘黑体模型对光谱进行建模。尽管这些数据不足以在统计上区分每个时期的模型，但那些用多色圆盘黑体更好地建模的模型（根据它们的卡方拟合）似乎显示出光度和温度之间的圆盘状相关性，而那些用幂律模型建模的模型则明显偏离了这种关系。具有可能相关的通量/光谱变化的ULX似乎在~2 x 10^39 erg s^{-1}处改变了光谱形式，这表明在高光度下光谱状态可能发生变化。如果这种转变发生在非常高的状态和超爱丁顿超铝状态之间，则表明这些ULX中的黑洞的质量约为10-15 M太阳能。
2009-04-24 astro-ph.HE
Optical Counterparts of Two Candidate Ultraluminous X-ray Sources in NGC 4536
利用{ \it XMM-Newton}、{ \it Chandra}和{ \it Hubble Space Telescope（HST）}的存档数据，研究了NGC 1，4536中两个候选超铝X射线源（ULX）的X射线和光学性质。为了寻找潜在的光学对应物，改进了{ \it Chandra}和{ \it HST}之间的相对天体测量，结果发现了两个X射线源的光学对应物。为了补充我们的研究结果（基于档案数据），使用位于特殊天体物理天文台（SAO）的6米BTA望远镜获得了对应物的地基光谱。其中一个源（X-3）的计算红移（z = 0.4391 $\pm$ 0.0010）表明，该源实际上是一个背景活动星系核（AGN）。X-2有两种可能的光学对应物（s1和s2）。s1是点状还是扩展源尚不清楚：如果它是点状的，并且辐射主要由施主控制，它的光谱类型表明是O-B星。第二个源（s2）是点状的，与红超巨星的颜色和绝对星等一致。
2023-03-21 astro-ph.HE
Neutrinos from hidden ultraluminous X-ray sources in the Galaxy
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
研究银河中隐藏的超亮X射线源中通过磁重联产生高能中微子的潜力，揭示其可能被KM3NeT和IceCube检测到的中微子通量。
2026-01-19 astro-ph.HE
The hard ultraluminous state of NGC 5055 ULX X-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)（加那利天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA；UNLP)
该研究结合XMM-Newton与NuSTAR同步数据首次分析NGC 5055 ULX X-1的宽波段X射线特征，确认其处于硬超亮态，并在黑洞吸积假设下约束其质量为11-26倍太阳质量。
2025-11-17 astro-ph.HE
Dynamical mass constraints on the ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-2
超亮X射线源是中等质量黑洞还是具有特殊辐射机制的恒星质量黑洞，动力学质量测量是回答这一问题的关键。NGC 1313 X-2是迄今为止唯一一个具有HST光变曲线、轨道周期和黑洞径向速度振幅的ULX，其径向速度振幅基于He II $\lambda4686$圆盘发射线位移$\sim200$ km/s。我们约束其黑洞质量和其他参数的拟合观测到的二进制光变曲线代码与住宿的X射线加热的吸积盘和二次。考虑到观测到的光变曲线、黑洞径向运动和观测到的恒星环境年龄的动力学约束，唯一可接受的模型是那些在氦核中具有40-50万年历史的中间质量次级粒子和氢壳燃烧相填充40%-80%的洛希波瓣的模型。黑洞可以是由低金属度恒星演化产生的几十个$M_\odot$的大质量黑洞，也可以是几百到1000以上$M_\odot$的IMBH（如果它的真径向速度为$2K^\prime<40$ km/s）。需要进一步的观测来更好地测量黑洞的径向运动和光变曲线，以确定NGC 1313 X-2是恒星黑洞还是IMBH。
2011-10-26 astro-ph.HE
Spectral variability in NGC 1042 ULX1
我们报告的X射线光谱的变化，在一个超明亮的X射线源NGC 1042 ULX 1，使用档案XMM牛顿和最近的NuSTAR观测。在长期的演化过程中，源的光谱硬度呈现出变化的趋势。不同的XMM-牛顿观测的可变性在$\sim 1$ keV以上是突出的。特征温度为$\sim 0.2$ keV的冷热盘元件表明NGC 1042 ULX 1在所有历元中的光谱态与超铝态源的光谱态相似。光度和幂律指数之间明显的反相关表明，当光源处于较亮的状态时，它的光谱变得更硬。可以想象，这与吸积率的变化、康普顿化的强度、系统中的风/外流或不同盘掩星的表现有关。典型的硬超铝型光谱表明，NGC 1042 ULX 1总体上是一个低倾角系统。光谱特性表明，像许多其他ULX一样，光谱曲率在$\sim 6-10$ keV左右，NGC 1042 ULX 1可能是另一个恒星质量的超爱丁顿吸积体。
2022-10-20 astro-ph.HE
A Long-term Study of Ultraluminous X-ray Sources in NGC 891
我们进行经验拟合\emph{Chandra}和\emph{XMM-Newton}光谱的三个超明亮的X射线源（ULX）的边缘上的螺旋星系NGC 891，监测该地区超过17年的时间窗口。自20世纪90年代初以来，\emph{ROSAT}就可以看到这些来源之一，并且已经用\emph{Chandra}和\emph{XMM-Newton}多次观察到。另一个自2011年以来一直可见。我们通过分析所有时期的所有可用数据来建立对这些来源的先前分析。在可能的情况下，使用\emph{Chandra}数据，因为其优越的空间分辨率允许更有效地分离每个单独源的发射，从而更好地确定其光谱特性。我们还发现了一个新的瞬态ULX，CXALOJ022230.1 +421937，它在2016年11月至2017年1月的两个月期间从视野中消失。每个源在每个时代的建模进行了使用六种不同的模型，从热韧致辐射的吸积盘模型。不幸的是，正如许多ULX所常见的那样，没有一个模型比其他模型更适合。这两个已知的光源在五年或更长的时间里都有相当一致的未吸收光度。新的瞬态ULX的各种可能性进行了探讨。
2021-12-22 astro-ph.HE
A candidate proton cyclotron feature in the ultraluminous X-ray source NGC 4656 ULX-1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT La Plata, CONICET（阿根廷射电天文学研究所）；CICPBA（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；UNLP)（空间科学研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Cagliari（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)
研究发现NGC 4656 ULX-1中存在可能的质子回旋共振散射特征，推断其局部磁场强度约为6-7×10¹⁴高斯。
2026-03-12 astro-ph.HE
Spectral Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar NGC 300 ULX-1
我们报告了中子星内部成分探测器（NICER）在2018- 2019年期间对超铝质X射线脉冲星NGC 300 ULX-1进行的为期一年的软X射线观测活动的结果。我们的分析还利用了Swift/XRT和XMM-Newton的数据，以模拟和消除附近食X射线双星NGC 300 X-1的污染。我们构建并拟合了NGC 300 ULX-1在0.4- 4.0 keV范围内的一系列5天平均NICER光谱，以评估源的长期光谱演化，并发现吸收幂律模型提供了最佳拟合。在我们的观测过程中，源通量（0.4- 4.0 keV;被吸收）从$2\times10^{-12}$变暗到低于$10^{-13}{\rm\,erg\,s^{-1}\,cm^{-2}}$，光谱变软，光子指数从$Γ\approx1.6$变为$Γ\approx2.6$。我们解释了光谱软化的再处理发射从吸积盘边缘进入视野，而脉冲星被可能的旋进盘。一些光谱拟合显着改善了磁盘黑体组件的列入，我们推测，这可能是由于脉冲星出现在之间的部分覆盖吸收体的遮蔽情节。我们证实，我们观察到的系统的低通量状态（由于视线吸收）偶尔出现的脉冲星，表明短期源的变化嵌套在长期的吸积盘岁差时间尺度。
2022-10-11 astro-ph.HE
The XMM-Newton long look of NGC 1365: lack of a high/soft state in its ultraluminous X-ray sources
基于2007年对塞弗特星系NGC 1365的长时间（~ 300 ks）XMM-牛顿观测，我们在此报告了两个超亮X射线源的光谱和时间行为，这两个超亮X射线源先前已经达到各向同性X射线亮度L_X ~ 4 x 10^{40} erg/s（0.3-10 keV波段）。2007年，它们处于较低的状态（X1和X2的L_X分别为5 x 10^{39} erg/s和1.5 x 10^{39} erg/s）。它们的X射线光谱分别服从幂律分布，光子指数分别为Gamma ~ 1.8和Gamma ~ 1.2。因此，它们的光谱类似于它们的爆发峰。多年来，这两个源的光度都有20倍的变化，但它们的光谱总是由硬幂律支配;与大多数恒星质量的黑洞不同，它们从未被发现处于标准盘支配的正则高/软态。缺乏规范的高/软状态似乎是ULX的共同特征。我们推测，不同种类的捐助者明星和/或持续超爱丁顿吸积率在其爆发可能会阻止吸积流ULXs从解决到稳定的标准磁盘。
2009-01-23 astro-ph.HE
Linking soft excess in ultraluminous X-ray sources with optically thick wind driven by supercritical accretion
超临界吸积到紧凑的物体上可能会驱动大规模的风，这些风接近球形，光学厚度和爱丁顿限制。光球的黑体辐射是风的直接观测特征。在这里，我们调查是否可以解释软发射组件中看到的超铝X射线源（ULXs）的能谱。基于15个ULX的高质量XMM-牛顿光谱，我们发现软分量可以被建模为具有几乎恒定光度的黑体发射，并且样品中的5个已知脉动ULX（PULXs）显示最低的黑体光度。这与软辐射来自光学厚风光球层的假设是一致的。然而，导出的黑体光度的脉冲星是显着高于爱丁顿限制的中子星。一个可能的解释是，相当一部分的光学厚风根在内部吸积流，其中的辐射通量可能会超过爱丁顿极限，由于减少散射截面或增强辐射传输与磁浮力。基于风模型，推断的质量吸积率在这些标准ULXs重叠，但平均低于发光和非常软的X射线源，这也是候选人与超临界吸积。或者，不能排除软发射分量是硬分量的结果，例如，通过冷介质中的向下散射，因为它们之间可能存在弱相关性。
2020-11-11 astro-ph.HE
A multi-wavelength view of distinct accretion regimes in the pulsating ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
NGC 1313 X-2是少数已知的脉动超亮X射线源（PULXs）之一，因此被认为包含一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。然而，这种吸积的物理性质仍有待确定。在这里，我们报告的结果，两个同时XMM牛顿和HST观测这PULX采取观察两个不同的X射线行为定义从其斯威夫特光曲线。我们发现，在较低通量、较低变率振幅行为的观察期间，PULX的X射线谱最好地由硬超铝（HUL）状态描述;在较高通量、较高变率振幅时期，其谱改变为加宽的圆盘。然而，我们没有看到光学/UV通量的伴随变化，唯一的区别是随着X射线通量的增加，近红外通量减少。我们试图拟合辐照模型来解释UV/光学/IR通量，但它们未能提供有意义的约束。相反，该系统的物理模型使我们得出结论，光学光由伴星O/B星主导，尽管红外过量可能表明喷流。我们将讨论这些结果可能是一致的进动的吸积盘的内部区域导致所观察到的X射线属性的变化，但不是光学，以及我们是否应该期望观察再处理发射ULXs。
2022-02-14 astro-ph.HE
