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
Pulsations and constraints on time lags in two distinct ULXs: NGC 5204 X-1 and NGC 55 ULX-1
Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文系）；Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University, Dept of Physics, South Road, Durham DH1 3LE, UK（达勒姆大学河外天文学中心）
本研究对两个超亮X射线源（NGC 5204 X-1 和 NGC 55 ULX-1）进行时变分析，发现显著的自转周期，并约束吸积盘尺度与结构。
2026-10-07 astro-ph.HE
From SN2010da to NGC 300 ULX-1: Ten Years of Observations of an Unusual High Mass X-ray Binary in NGC 300
2010年5月，一位南非业余天文学家在附近的星系NGC 300中发现了一个中等光度的光学瞬变。自发现以来的十年中，对被错误命名为“SN 2010 da”的多波长观测不断改变了我们对这个高质量X射线双星系统的理解。在这篇综述中，我们提出了一个多波长观测的概述，并试图了解2010年的瞬态事件，后来，该系统的重新分类为NGC~300 ULX-1：一个红超巨星+中子星超铝X射线源。
2020-02-10 astro-ph.HE
The (re)appearance of NGC 925 ULX-3, a new transient ULX
我们报告了在NGC 925中发现的第三个ULX（ULX-3），钱德拉于2017年11月在$L_{\rm X} = (7.8\pm0.8)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$的光度下检测到。对NGC 925存档数据的检查显示，雨燕在2011年以类似的高光度探测到了ULX-3，而XMM-牛顿在2017年1月以低得多的光度$L_{\rm X} = (3.8\pm0.5)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$探测到了ULX-3。在2005年的一次钱德拉非探测中，该天体展示了大于26倍的高动态通量范围。在其高光度探测中，ULX-3使用$Γ=1.6\pm0.1$表现出硬幂律光谱，而XMM-牛顿探测稍微柔和，使用$Γ=1.8^{+0.2}_{-0.1}$，并且也与加宽的圆盘模型很好地拟合。长期光变曲线覆盖稀疏，可能与螺旋桨效应或大振幅超轨道周期一致，这两种情况都可以在ULX中看到，特别是那些有中子星吸积器的超X。对ULX-3的进一步系统监测将使我们能够确定ULX-3经历极端变异的机制，并更好地了解ULX的吸积过程。
2020-02-19 astro-ph.HE
In-depth studies of the NGC 253 ULXs with XMM-Newton: remarkable variability in ULX1, and evidence for extended coronae
我们研究了2003年NGC 253的110 ksXMM-牛顿观测中三个超亮X射线源（ULX）的变化。值得注意的是，我们发现ULX 1在0.3- 10 keV波段的变化是ULX 2的三倍，尽管ULX 2更亮。实际上，ULX 1表现出的功率密度谱与规范高态或非常高/陡峭的幂律态一致，但与规范低态不一致。ULX 1的0.3- 10 keV发射主要是非热的，并且可能与非常高的状态有关。我们还用圆盘黑体、超薄圆盘和卷积康普顿化（SIMPL x DISKBB）模型拟合了ULX光谱。最亮的ULX光谱通常由两个发射分量（圆盘黑体+康普顿化分量）描述;然而，SIMPL模型导致单个发射分量，并且可以帮助确定众所周知的软过量是ULX光谱的特征还是双分量模型的伪影。对于ULX 3（以及黑洞+ Wolf-Rayet双星IC 10 X-1），SIMPL模型被拒绝;因此，我们推断观察到的软过剩是ULX发射光谱的真正特征。我们使用一个扩展的日冕的情况下，解释软过剩看到所有最高质量的ULX光谱，并提供了一个机制，恒星质量的黑洞表现出超爱丁顿光度，同时保持本地次爱丁顿。
2010-01-06 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectral Study of Ultra-luminous X-ray Source M81 X--6
超亮X射线源（ULX）是一类银河系外的、点状的、非核X射线源，其X射线亮度从$\sim 10^{39}$ ~erg s $^{-1}$到$10^{41}$ ~erg s $^{-1}$。利用同步观测的\textit{Suzaku}和\textit{NuSTAR}研究了ULX M81~X-6的时间和宽频带X射线光谱特性。为了了解源的性质，我们使用\textit{NuSTAR}观测来搜索来自源的脉动信号。然而，我们未能从源头识别出任何强烈的脉动信号。另外，吸积磁中子星连续体模型的宽带光谱模型提供了一个统计上可接受的拟合，推断的光谱参数和X射线颜色与其他脉动ULX一致。因此，我们的分析表明，M81~X-6是另一个候选的ULX脉冲星。
2020-04-03 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 a Helium Donor Star in NGC 247 ULX-1
通过VLT/MUSE观测在NGC 247 ULX-1中发现无Balmer线但有强变化氦发射线的光学对应体，首次为ULX中存在氦供体星提供证据，并发现可能相关的环状结构。
2023-03-21 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
Chandra and HST Observations of the Supersoft ULX in NGC 247: Candidate for Standard Disk Emission
本文报道了钱德拉X射线天文台和哈勃空间望远镜对NGC 247超软超亮X射线源（ULX）的多波长观测。我们使用存在于两者上的三个物体对齐X射线和光学图像，并确定了与ULX对应的独特的点状光学对应物。如果用NGC 247中造父变星的消光测量，X射线-光谱与辐照圆盘模型很好地拟合。假设只有银河系的消光，那么光谱可以模拟成一个标准的薄吸积盘。这两个结果都导致了这样的结论，即对X射线光谱的圆盘解释是有效的，因此源可能处于X射线热态，并且包含至少600个太阳质量的中等质量黑洞。与其他超软ULX相比，NGC 247 ULX具有相对稳定的通量，所有可用的X射线数据都与热状态下的磁盘发射一致。
2012-09-06 astro-ph.HE
Comprehensive X-ray and Multiwavelength Study of ULXs in NGC 1566
本文利用Chandra、Swift/XRT、JWST和HST档案数据对NGC 1566中的极亮X射线源进行了多波段研究，发现了ULX-3的光谱状态转变、新暂现源ULX-4，并探讨了各源的光学/近红外对应体及伴星性质。
2023-11-27 astro-ph.HE
Searching for propeller-phase ULXs in the XMM-Newton Serendipitous Source Catalogue
我们从3XMM-DR 4发布的XMM-Newton偶发源目录中的ULX样本中搜索瞬态源，以找到在吸积状态和螺旋桨状态之间交替的候选中子星ULX，其中光度急剧下降。通过检查他们的通量和通量上限，我们确定了五个ULX，表现出超过一个数量级的长期变化。使用钱德拉和斯威夫特的数据，以进一步验证他们的光变曲线，我们发现，其中两个源只检测到一次，可能是X射线双星爆发，只有短暂达到ULX光度。另外两个是一致的超级爱丁顿吸积源与高水平的观测间的变化。一个源，M51 ULX-4，表现出明显的双峰通量行为，可以指示螺旋桨制度。它具有硬X射线光谱，但在其定时数据中没有显著的脉动，尽管在约1.5 Hz的脉冲信号的10%的上限下，不能排除脉动ULX，特别是如果脉动是瞬态的。通过模拟XMM-牛顿对脉动ULX群体的观测，我们预测可能有大约200个其他双峰ULX没有被XMM-牛顿足够好地观测到，从而被识别为瞬态。
2018-02-21 astro-ph.HE
Discovery of An X-ray Photoionized Optical Nebula and A Radio Nebula Associated with the ULX NGC 4861 X-1
本研究通过长缝光谱观测和存档射电数据分析，发现ULX NGC 4861 X-1兼具X射线光电离光学星云与射电星云特征，是第四颗位于此类星云内的ULX，为超亮X射线源相关研究提供了新的多波段观测证据。
2023-11-08 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
Chandra Observations of the Collisional Ring Galaxy NGC 922
在本文中，我们报告的钱德拉观测星爆星系NGC922。NGC 922是一个贯穿环星系，有一个不断扩大的恒星形成环，在许多方面与车轮星系相似。车轮星系因拥有12个ULX而闻名，其中大部分位于恒星形成环中。这是在单个系统中发现的最大数量的ULX，并导致人们猜测车轮的低金属丰度（0.3太阳能）可能优化ULX形成的条件。相比之下，NGC 922的金属丰度接近太阳。钱德拉的观测揭示了一群明亮的X射线源，包括7个ULX。NGC 922和车轮中ULX的数量与恒星形成率成比例：我们没有发现任何证据表明车轮中有多余的来源。在这些星系中的二进制人口的模拟表明，ULX人口在这两个系统中占主导地位的系统与强风吸积从超巨星捐助者到直接崩溃BH。模拟正确地预测了NGC 922和车轮中的源数量之比。因此，看起来车轮的金属丰度还没有低到足以看到ULX种群与NGC 922相比的差异。
2012-12-05 astro-ph.HE
The Hunt for Pulsating Ultraluminous X-ray Sources
受最近发现的六个超铝X射线源（ULX）由高度超爱丁顿X射线源驱动的启发，我们通过识别表现出至少一个数量级的长期通量变化的源（在6个已知的PULX中看到的共同特征，这可能与向螺旋桨状态的转变有关）来搜索其他脉动ULX（PULX）候选者。在以前研究的基础上，我们使用XMM-Newton，Swift和Chandra的可用通量，以及在未检测到的情况下仔细计算的上限，为从XMM-Newton档案中选择的296个ULX样本构建长期光曲线。在这296个，我们发现25个源显示通量变化大于10的一个因素，其中17个显示一些证据（或至少是一致的）展示双峰通量分布，如预期的源经历螺旋桨过渡。这些来源是持续监测计划的最佳候选者，以进一步测试这种行为。在我们的最终样本中有3个源，其通量类似于NGC 5907 ULX 1，目前已知的最微弱的PULX，这也将是利用现有设施进行更深入观测以寻找脉动的良好目标。对于这里确定的其余PULX候选者，可能需要下一代X射线望远镜（如雅典娜）来确定它们的性质，因为它们的峰值通量较低。
2019-10-25 astro-ph.HE
Accurate positions for the ULXs NGC 7319-X4 and NGC 5474-X1 and limiting magnitudes for their optical counterparts
本文报道了两个超亮X射线源：NGC 7319-X4在赤经（RA）= 339.02917（2）deg，赤经（Dec）= 33.97476（2）deg和NGC 5474-X1在RA = 211.24859（3）deg，Dec = 53.63584（3）deg的精确Chandra位置。我们对这些源的钱德拉X射线卫星观测进行了孔瞄准校正，以获得X射线源的准确位置，并将这些位置与哈勃太空望远镜上的宽视场和行星相机2的存档光学数据进行匹配。我们没有找到光学对应物：WFPC 2标准星等系统中观测到的极限绝对星等是NGC 7319-X4的B =-7.9，V = -8.7，I = -9.3，NGC 5474-X1的U = -6.4。我们报告的X射线光谱特性，我们发现在NGC 5474-X1的X射线变化的证据。最后，我们简要讨论了这些ULX的性质的几个选项。
2012-06-04 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
NGC 300 ULX1: A test case for accretion torque theory
NGC 300 ULX 1是一颗新发现的超亮X射线脉冲星。该系统与后来被归类为可能的超巨星Be X射线双星的超新星冒充者SN 2010 da有关。在这项工作中，我们报告的自旋周期演化的中子星的基础上，所有目前可用的X射线观测系统。我们认为，自2010年以来，该系统的X射线光度几乎保持不变，超过爱丁顿极限的十倍。此外，我们发现的证据表明，中子星的自旋周期从~126秒下降到~18秒的一段时间内约4年。我们解释了这一前所未有的自旋演化的标准吸积力矩理论。NGC 300 ULX 1的一个有趣的结果是，一个中子星自旋反转应该发生在SN 2010 da事件的几年后。
2018-11-29 astro-ph.HE
Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques
超铝X射线（ULX）天体的磁场是理解天体性质和吸积物理的关键参数。然而，这些ULX磁体中的典型磁场值仍处于争论之中。我们使用六种不同的扭矩模型来研究ULX整流器的磁场，以了解导出的磁场如何随不同模型而变化，并确定哪些模型更适合ULX整流器。我们采用了7颗已确认的ULX双星M82 X-2、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 5907、NGC 300 ULX 1、NGC 1313 X-2、M51 ULX-7、Swift J0243.6+6124以及一颗潜在的ULX双星SMC X-3的当前可用周期、周期导数和通量数据。这些ULX磁体的磁场受到两个物理条件的限制：自旋上升过程和接近平衡。我们检查了磁场估计对不同扭矩模型的可能依赖性。计算结果表明，Ghosh & Lamb [1]、Wang [2]、Kluzniak & Rappaport [3]和Campbell [4]的吸积力矩模型更可能支持ULX中子星的磁星模型，而Lovelace、Romanova & Bisnovatyi-Kogan [5]的吸积力矩模型一般能预测正常中子星的磁场。我们的结果结合其他独立的方法的影响进行了讨论，这将有助于我们理解这些ULX双星的性质和旋转行为。
2021-04-19 astro-ph.HE
Comparing Spectral Models for ULXs with NGC 4517 ULX1
我们提出了以前未经分析的高质量的XMM牛顿光谱的超明亮的X射线源候选人在NGC 4517。与其他高质量ULX光谱一样，在约6 keV处观察到光谱的下降。为了进行直接比较，应用了最近对该特征的圆盘反射和康普顿化解释，并且发现它们提供了当前数据的统计等效表示。我们发现，反射模型需要的吸积盘有一个高度超太阳铁丰度，而康普顿模型需要低温康普顿电子，并为日冕光学厚。这些物理要求进行了详细讨论，并强调物理动机的情况下，每个模型可以被认为是一个可行的解释所观察到的排放。通过将我们对这两种解释的考虑扩展到高能量，我们证明了在~10 keV以上能量的ULX观测在试图区分它们时应该是非常有用的。在目前的仪器条件下，只能对M82 X-1进行这些观测，但未来的高角分辨率硬X射线成像光谱仪，如将在Astro-H上飞行的硬X射线成像系统，应该能很好地解决这个问题。
2011-01-24 astro-ph.HE
Evidence for Fe K$_α$ line and soft X-ray lag in NGC 7456 ULX-1
我们报告了在超铝X射线源（ULX）NGC 7456 ULX-1中首次探测到Fe K $_α$线和软X射线滞后。的XMM-牛顿光谱显示的存在下，在2.6 $σ$的信心和上限的FWHM为32900公里秒$^{-1}$的6.4 keV的Fe线。假设这条线是由开普勒圆盘的反射产生的，那么它一定是从致密天体的$85 r_{\rm g}$之外产生的。作为傅立叶时序分析的结果，我们发现软X射线光子滞后于硬X射线光子，具有$\sim$ 1300 s的延迟。协方差谱表明，硬谱分量是造成相关变率和软X射线滞后的主要原因。这是第二个发现Fe K $_α$线的ULX，第五个发现软X射线滞后，第一个发现这两个特征。
2021-06-01 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
The variability behavior of NGC 925 ULX-3
我们报告了2019-2021年Swift监测活动的结果，以及与XMM-Newton和NuSTAR相关的机会目标观测结果，检查了高度可变的超亮X射线源（ULX）NGC 925 ULX-3的光谱和时序行为。我们发现，该源具有127-128天的周期性，通量通常在1 e-13至8 e-13尔格/秒/厘米2之间。我们没有发现强有力的证据表明NGC 925 ULX-3在观测期间发生了变化，尽管在2005年钱德拉首次观测时，该源可能处于低得多的通量状态。我们没有检测到脉动，我们将XMM-牛顿带中的脉冲分数的上限设置为~40%，这与其他ULX中低能量下的一些先前脉动检测一致。该源具有典型的ULX光谱，在NuSTAR波段翻转，可以使用两个热分量进行拟合。这些部件具有高的温度比，这可能表明缺乏由磁级磁场引起的极端内部磁盘截断。我们研究了ULX超轨道周期的一些不同模型的含义，发现一个磁场约为10^12 G的中子星可能是这个来源的合理来源。未来对来自该来源的脉动的检测将允许进一步测试和约束这些模型。
2022-06-16 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
A broadband look at the old and new ULXs of NGC 6946
最近用NuSTAR对附近星系NGC 6946进行了两次观测，其中一次与XMM-牛顿观测同时进行，这为从宽带角度研究其明亮吸积源的数量提供了机会。我们研究了银河系中的三个已知的超亮X射线源（ULX），发现ULX-1和ULX-2在两种情况下都具有非常陡峭的幂律谱与$Γ=3.6^{+0.4}_{-0.3}$。它们的性质与超级爱丁顿吸积源一致，其大部分硬发射被遮蔽和向下散射。ULX-3（NGC 6946 X-1）在$L_{\rm X}=(6.5\pm0.1)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$处被XMM-牛顿和NuSTAR显著检测到，并且与$Γ=2.51\pm0.05$具有幂律谱。我们无法像在其他ULX中发现的那样在其光谱中识别出高能量断裂，但软光谱可能会阻碍我们检测的能力。我们还发现了新的源，ULX-4，这是只发现在联合XMM牛顿和NuSTAR的观测，在$L_{\rm X}=(2.27\pm0.07)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，并在钱德拉观测10天后缺席。它有一个非常硬的截止功率定律谱与$Γ=0.7\pm0.1$和$E_{\rm cut}=11^{+9}_{-4}$ keV。我们没有检测到来自ULX-4的脉动，但其瞬态性质可以解释为中子星ULX短暂离开螺旋桨制度或作为一个小潮汐中断事件引起的恒星质量紧凑的对象。
2019-05-08 astro-ph.HE
Identification of Bubble Nebulae around NGC 55 ULX-1 with MUSE Observations
本研究利用甚大望远镜MUSE设备，在NGC 55的超亮X射线源ULX-1周围证认出三个泡状星云，分析了各泡的形态、成因与物理参数，并预测了泡B的射电辐射流量。
2023-08-23 astro-ph.HE
XMM-Newton campaign on the ultraluminous X-ray source NGC 247 ULX-1: outflows
大多数ULX被认为是由超级爱丁顿吸积中子星和黑洞提供动力的。在爱丁顿速率之上，圆盘预计会膨胀，并通过辐射压力发射强风。最近在几个ULX中发现了风。然而，目前还不清楚是圆盘的增厚还是风的变化导致了在一些ULX中观察到的经典软态和超软态之间的切换。为了理解这种现象和整个超爱丁顿机制，我们用XMM-牛顿进行了一次大型（800 ks）观测活动，以研究NGC 247 ULX-1，它在超软和经典软ULX状态之间转换。新的观测结果显示了风的明确证据，这些风以高度电离的离子物种的发射和吸收线的形式存在，后者表明与其他ULX中的检测结果一致的轻微相对论流出（-0.17 c）。强烈的浸渍活动中观察到的光变曲线，主要是在最明亮的观测，这是典型的软ULXs，并表示吸积率和外观的倾角之间的密切关系。后者可能是由于增厚的光盘规模高度和风所示的一个逐步增加的蓝移的谱线。
2021-06-04 astro-ph.HE
Optical counterparts of the nearest ultraluminous X-ray sources
我们提出了一个光度测量的光学对应物的超铝X射线源（ULXs）观察与哈勃空间望远镜在附近（< 5 Mpc）的星系。在33个具有哈勃和钱德拉数据的ULX中，9个没有可见的对应物，将它们的M_V限制在~ -4至9之间，使我们能够在4种情况下排除O型伴星。两个ULX的精确位置将它们置于其宿主星系的核心。从我们的样本中删除。在剩下的22个ULX中，13个有一个可能的光学对应物，而在其他ULX的误差区域内可以看到多个。通过计算偶然巧合的数量，我们估计13 +/- 5是真正的对应物。我们试图通过拟合SED和M_V来限制同伴的性质，以获得候选的光谱类型。我们可以在20例中排除O型伴星，而我们发现一个ULX（NGC 253 ULX 2）排除了所有的OB型伴星。与X射线辐照模型的拟合提供了对供体星质量和半径的约束。对于7个ULX，我们能够对黑洞质量施加依赖于倾角的上限和/或下限，如果假设伴星的消光不大于银河柱。这些是NGC 55 ULX 1，NGC 253 ULX 1，NGC 253 ULX 2，NGC 253 XMM 6，Ho IX X-1，IC 342 X-1和NGC 5204 X-1。这表明10个ULX没有O型伴星，而18个匹配的ULX中没有一个排除了B型伴星。
2013-03-05 astro-ph.HE
A New Transient Ultraluminous X-ray Source in NGC 7090
我们报告在星系NGC 7090中发现了一个新的瞬态超亮X射线源（ULX）。这个新的ULX，我们称之为NGC 7090 ULX 3，是在2019-20年期间通过$Swift$监测发现的，迄今为止已经显示出$L_{\rm{X}} \sim 6 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度。档案检索显示，在最近过渡到ULX制度之前，ULX 3似乎表现出相当稳定的亮度$L_{\rm{X}} \sim 10^{38}$ erg s $^{-1}$。这种强烈的长时间尺度变异性可能会让人联想到已知ULX脉冲星的小群体，尽管使用$XMM$ - $Newton$和$NuSTAR$进行的深度随访观察没有显示任何稳健的X射线脉动信号。然而，不能完全排除与从已知ULX光谱仪中观察到的脉冲类似的脉冲，因为在这些数据中未检测到的任何信号的脉冲分数的极限为$\lesssim$ 20\%。从这些观测的宽带光谱是一个简单的薄盘模型，符合亚爱丁顿吸积，这可能意味着一个中等大小的黑洞吸积（$M_{\rm{BH}} \sim 40 ~ M_{\odot}$）。同样，考虑到可用宽带数据的有限信噪比，不能排除与其他ULX（和已知ULX光谱仪）中看到的超爱丁顿光谱一致的更复杂的模型。因此，为这种新的ULX提供动力的吸积物的性质仍然不确定。
2020-11-19 astro-ph.HE
Ultraviolet Spectra of ULX Systems
为了进一步了解与超铝X射线源（ULX）相关的光学对应物的性质，我们获得了NGC 1313，Holmberg II，NGC 5204和M81中报告的ULX对应物的远紫外光谱。ACS棱镜光谱的光谱分辨率从1300 A时的300 A下降到1850 A时的40 A，因此较长波长特征具有较低的S/N。NGC 1313、Ho II和NGC 5204中的ULX的光谱非常相似，显示出N V 1240 A线的等效宽度强度大致相同。这条和其他发射线的存在证实了一个吸积盘的存在，它可能被早期B星伴星的光所稀释。光谱与O星风主导的高质量X射线双星有很大的不同（例如，天鹅座X-1），与银河系和大麦哲伦星系中的中等质量X射线双星系统最为相似。这表明传质是由于罗氏瓣溢流。M81中ULX的光谱相当弱，但暗示着一颗晚型沃尔夫-拉叶星。
2012-05-02 astro-ph.HE
Hard X-ray flares and spectral variability in NGC 4395 ULX1
利用最近的XMM-NEWTON观测，我们首次在附近的超亮X射线源（ULX）NGC 4395 ULX 1中探测到耀斑事件。耀斑发作的光谱比稳定的发射间隔，导致更高的分数变化在高能量的制度。一个薄的开普勒和一个薄的吸积盘提供了XMM-牛顿光谱的最佳拟合连续。所有的观测结果都显示出在$\sim 0.9$ keV附近有一个宽的驼峰状特征，这可能与混合发射线的集合有关，并通过与其他显示出类似特征的ULX进行比较，表明该ULX中存在风/外流。耀斑光谱对应于更高的薄盘温度，由于更高的质量吸积率下的对流占主导地位的吸积方案。不同通量状态下的光温（L-T）值均呈现正的变化趋势。当以幂律关系表征时，L-T曲线与分析数据的$L\propto T^2$和$L\propto T^4$关系大致一致。经验预测的超薄吸积盘的情况下，超爱丁顿吸积到恒星质量的紧凑对象是$L \propto T^2$，这是一个可能的情况下，ULX 1。耀斑事件的起源被理解为吸积速率的内在变化或在吸积盘内部区域存在可变的云团风。
2022-09-12 astro-ph.HE
Wobbling around the clock: magnetically-driven quasi-periodic oscillations in pulsating ultraluminous X-ray sources
本文检验脉动超亮X射线源中内吸积流磁驱动进动模型，发现其可在合理吸积率和磁场强度下自洽重现中子星自旋与mHz准周期振荡频率，为协调高光度观测提供无需广义相对论效应的解释。
2025-07-17 astro-ph.HE
Spectral and Temporal Properties of Ultra-luminous X-ray Source NGC 55 ULX1
利用{ \it Swift}、{ \it XMM-Newton}和{ \it NuSTAR}在2013- 2021年期间的观测资料，研究了超亮X射线源（ULX）NGC~55~ ULX 1的光谱和时间特性。在这些观测中，源通量变化的一个因素$\sim 5-6$，我们确定的源主要是在$soft~ultraluminous$（SUL）状态的ULXs。我们拟合的X射线光谱与两个热组件模型组成的黑体（软组件）和光盘（硬组件），和软组件占主导地位，在这些观察。在SUL状态的软组件显示出类似于超铝超软源的属性，例如，黑体组件的特征半径和温度之间的反相关。此外，当用双热分量模型拟合X射线谱时，我们观察到黑体温度和内盘温度之间的正相关性。在不同强度水平的{ \it Swift}和{ \it XMM-Newton}观测中，源显示出X射线通量下降的边缘证据。我们解释所观察到的光谱和时间特性的源调用超临界辐射驱动外流机制。
2021-12-17 astro-ph.HE
Optical Counterparts of ULXs and Their Host Environments in NGC 4490/4485
本文报道了NGC 4490/4485星系对中7个超亮X射线源中5个可能的光学对应物的鉴别。使用存档的哈勃太空望远镜（{ \it HST}）成像数据，我们确定了两个ULX（X-4和X-7）的单个光学候选者和其他三个ULX（X-2，X-3和X-6）的多个光学候选者，在$\sim$ $0\farcs2$误差半径内，置信度为90%。在剩余的两个ULX中，X-1没有{ \it HST}成像数据，由于X-5在NGC 4490中的位置，无法进行光度测定。光学候选者的绝对幅度（$M_{V}$）位于$-5.7$和$-3.8$之间。色幅图（CMD）已被用来研究对应物及其环境的属性。X-2、X-4和X-6的位置表明它们可能与附近的恒星群有关，而其他的则与星团或恒星群无关。为了比较的目的，我们分析了以前未使用的三个档案XMM-牛顿观测。源的长期X射线光变曲线（除了瞬态X-7）显示出在十多年的时间尺度上三倍的变化。使用磁盘黑体模型的质量的紧凑的对象表明，这些对象可能有质量最有可能在10 $-$ 15 $M_{\sun}$的范围。
2019-03-12 astro-ph.HE
A transient ultraluminous X-ray source in NGC 55
超铝X射线源（ULX）是一类X射线光度大于10 $^{39}$尔格s $^{-1}$的吸积致密天体。每个星系ULX的平均数量仍然没有得到很好的限制，特别是考虑到ULX瞬变的比例的不确定性。在这里，我们报告了在星系NGC 55（我们标记为ULX-2）中识别出一个新的瞬态ULX，这要归功于最近的XMM-牛顿和Neil Gehrels Swift天文台的观测。该天体之前被归类为瞬态X射线源，在2010年的XMM-牛顿观测中亮度约为几个10 $^{38}$ erg s $^{-1}$。由于新的和更深的观测（$\sim$ 130千分之一），我们表明，源达到亮度峰值$>1.6 \times 10^{39}$尔格S $^{-1}$。ULX-2的X射线光谱比以前的观测要软得多，属于软ULX类。它可以使用具有两个热组件的模型来很好地描述，这在ULX中很常见。X射线变化的时间尺度是一个月的量级，可能是由吸积速率的微小变化或由于超轨道调制引起的，这归因于吸积盘的进动，这与其他ULX类似。
2022-07-19 astro-ph.HE
New Transient ULX Candidate in NGC 4254: Evidence of Circumbinary Disk?
本文通过多波段观测在 NGC 4254 中发现新暂现 ULX 候选体 ULX-3，峰值光度约 4e39 erg/s，其 SED 显示环双星盘证据，并表现出类似 Be 星伴星 HMXB 的硬度比转变和典型暂现 ULX 的大幅光度变化。
2023-10-17 astro-ph.HE
Optical Counterparts of ULXs in NGC 1672
在这项工作中，我们部署了来自{ \it HST}、{\it Chandra}、{ \it XMM-Newton}和{ \it Swift-XRT}的存档数据，以探测NGC 1672中9个候选ULX的性质。具体来说，我们的研究重点是使用精确的源位置通过改进的天体测量的基础上{ \it钱德拉}和{ \it HST}的观测，以搜索和识别潜在的光学对应这些ULX。为ULX候选者中的两个识别唯一的光学对应物，即，X2和X6;对于三个候选者，即，X1，X5和X7，我们发现每个源在各自的误差半径内有两个潜在的对应物。其余四个源没有发现光学对应物。X 2的光谱能量分布与温度为$\sim$ 10 $^{4}$ K的黑体光谱拟合，确定其光谱类为超巨星施主星B7 $-$ A3。我们用彩色星等图（CMD）调查的年龄的同行。在所有研究的来源中，X9表现出最大的可变性，在2004年至2019年的时间段内，X射线通量变化了$\sim$ 50倍，并且还在硬度-强度图中追踪了部分q曲线样特征，暗示了可能的光谱跃迁。
2022-07-13 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
Deep optical spectroscopic monitoring of the pulsating ULX NGC 1313 X-2 with longslit Gemini observations
Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Durham University（杜伦大学）
通过Gemini-South长缝光谱数据，发现NGC 1313 X-2的伴星可能为A型超巨星，并更新了轨道参数和吸积盘尺度约束。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
No Strong Geometric Beaming in the Ultraluminous Neutron Star Binary NGC 300 ULX-1 (SN 2010da) from Swift and Gemini
我们获得了超亮X射线源（ULX）NGC~300 ULX-1（以前称为SN~ 2010 da）的近同步Swift/XRT成像和Gemini GMOS光谱。观测到的X射线发射与不均匀的风相一致，这种风部分地掩盖了中央明亮的内部吸积盘。我们使用相同的部分覆盖模型同时拟合了在$\sim$ 1年时间段（2016年4月至2017年7月）内获得的11个0.3-10 keV光谱，并发现尽管覆盖率变化很大（从78%到与0%一致），但未吸收的光度在所有观测中基本保持不变（$2-6\times10^{39}$ erg s $^{-1}$）。在所有11次观测中观察到相对较高的0.3-10 keV分数变异幅度（$F_{\rm var}$），为$\sim$ 30%。来自Gemini的光谱显示出许多发射线（例如，H $α$，H $β$，He II $λ$ 4686），这表明中子星主星是紧邻双星的光致电离物质。我们比较了He II $λ$ 4686线的光度（$\sim7-9\times10^{35}$ erg s $^{-1}$）和同时代的软X射线辐射，发现X射线辐射与观测到的He II线光度大体一致。我们的X射线观测和光谱学的结合表明，ULX-1系统中的几何光束效应是最小的，使ULX-1成为少数真正的ULX之一，由中子星上的吸积提供动力。
2018-07-14 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
Long-Term Spectral Variations of Ultraluminous X-ray Sources in the Interacting Galaxy Systems M51 and NGC4490/85
可变超亮X射线源（ULX），被认为是黑洞双星（BHB），已知显示类似于银河系BHB的状态转换。然而，ULX状态和银河系BHB状态之间的关系仍然不清楚，主要是由于与银河系BHB相比，ULX的行为还不太清楚。在这里，我们报告了一个统计X射线光谱研究的34个能谱从7个明亮的ULX在相互作用的星系系统M51和NGC 4490/85，使用档案数据从多个钱德拉和XMM牛顿观测跨越了几年。为了与银河系BHB状态进行比较，我们应用了BHB的代表性光谱模型;幂律（PL），多色盘黑体（MCD）和细长盘模型到所有ULX光谱。我们在样品的光度分布中发现了双峰结构的暗示，这表明ULX有两个状态，典型的光度为3-6*10^{39}和1.5-3*10^{39}尔格/秒。大多数光谱在较亮的状态下的MCD或薄盘模型解释，而在较暗的状态下的PL模型解释。特别是，细长盘模型成功地解释了观测到的光谱变化的NGC 4490/85 ULX-6和ULX-8的质量吸积率的变化，一个黑洞的估计质量<40 Msun。从每个状态的最佳拟合模型参数，我们推测这两个ULX中较亮的状态对应于银河系BHB的最亮状态，这通常被称为“明显的标准状态”。ULXs的较暗状态具有PL形状的光谱，但光子指数范围比银河系BHBs的任何单一状态都要宽得多。因此，我们推测这是ULX特有的状态。有些光源的光谱比我们认为是另一种状态的微弱状态更暗更陡。
2010-08-25 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
Discovery of a red supergiant counterpart to RX~J004722.4-252051, a ULX in NGC 253
我们给出了NGC 253中一个ULX-RX~J004722.4-252051的候选红超巨星对应物的两个近红外光谱时期。我们测量径向速度的对象和它的近似光谱类型的交叉相关我们的光谱与已知的红超巨星。我们的VLT/X-shooter光谱与早期M型超巨星的光谱最匹配，证实了候选者的红超巨星性质。2014年8月23日拍摄的光谱的径向速度为$417 \pm 4$ km/s。这与我们在2013年6月28日用麦哲伦/MMIRS拍摄的光谱中测量到的径向速度$410 \pm 70$ km/s是一致的，尽管后者的大误差意味着几十个$M_\odot$的黑洞的径向速度变化很容易被隐藏。利用星云发射谱线，我们发现NGC 253在ULX位置的自转径向速度为351 $\pm$ 4 km/s。因此，对应物的径向速度证实了源位于NGC 253，但也显示了相对于66 $\pm$ 6 km/s的星系局部整体运动的偏移。我们认为，这种位移最有可能的起源在于SN踢，需要一个系统包含一个$\gtrsim 50$ $M_\odot$黑洞，和/或在轨道径向速度变化的ULX二进制系统，需要一个$\gtrsim 100$ $M_\odot$黑洞。因此，我们得出结论，RX~J004722.4-252051是一个强有力的候选者ULX包含一个大质量恒星黑洞。
2015-09-01 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
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
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
The ULX Source X-3 in NGC 4258: A Search for Its X-ray and Optical Properties
本文介绍了在邻近星系NGC 4258中寻找超亮X射线源X-3的结果。我们使用来自{ \it XMM-Newton}、{ \it Chandra}、{ \it NuSTAR}和{ \it HST}观测的存档数据。总的X射线数据分析，以找到系统的模型参数是一个恒星质量的黑洞，$\sim$ 10 M $_{\sun}$，作为中央紧凑的对象。此外，从{ \it HST}的光学数据的分析揭示了两个光学候选人的90%置信水平的误差半径为0 $\farcs$ 28。假设光辐射主要是由施主星控制，这两个候选者的光谱类型都位于B3 $-$ F1之间，绝对星等为$M_{\rm V}$ $\approx$-6.4。此外，候选者的年龄和质量估计分别为1000万年和1800万年，以及1300万年和2000万年的$_{\sun}$。
2020-09-14 astro-ph.HE
Unveiling the nature of donor stars of ULXs in NGC 1559
本研究利用HST和JWST数据，通过光度、SED和CMD分析，识别了NGC 1559中八个ULX的光学/红外对应体，发现X-14和X-24的光学发射来自供体恒星，而X-1和X-18由吸积盘主导，且X-1存在长期X射线大幅变化。
2025-01-17 astro-ph.HE
A search for periodicities from a ULX in the LINER galaxy NGC 4736
本文根据Chandra和XMM-Newton的观测资料，对NGC 4736超亮X射线源X-2的一种新的准周期振荡（QPO）和长周期振荡进行了研究。为了研究时间特性，使用快速傅立叶变换获得了源的功率密度谱。通过对能谱的获取和拟合，计算了源的光谱参数。该源的功率密度谱揭示了在$0.73_{-0.14}^{+0.16}$ mHz处的QPO峰值，使用Chandra数据（在2000年-源的较低状态）时，分数均方根变化为16%。XMM-牛顿数据分析表明，峰值在$0.53_{-0.35}^{+0.09}$ mHz处，分数均方根变化为5%（2006年-源的较高状态）。这些恢复的QPO在误差内重叠，并且可能是相同的振荡。此外，我们在3 $σ$置信水平上检测到约为$(5.2\pm2.0)\times10^{-5}$ Hz（$\sim$ 5.4小时）的Chandra数据中的长周期性或QPO。如果这是QPO，则它是从ULX检测到的最低QPO。在ULX X-2中的紧凑型物体的质量估计使用爱丁顿光度和磁盘黑体模型在范围（10 $-$ 80）M_{\sun}。
2014-03-27 astro-ph.HE
The Orbit of NGC 5907 ULX-1
本研究利用多仪器X射线计时数据测定极端超亮X射线脉冲星NGC 5907 ULX-1的双星轨道参数，并推断其为近朝向观测的大质量X射线双星。
2024-05-07 astro-ph.HE
Unveiling the disc structure in ultraluminous X-ray source NGC 55 ULX-1
尽管有二十年的研究，它仍然不清楚是否ULX光谱转换是由于风的随机变化或吸积率或源的几何形状的变化。对于大多数ULX来说，紧凑对象也是未知的。为了限制这种情况和吸积盘的结构，我们研究了可变源NGC 55 ULX-1的光谱分量的时间演化。使用最近和档案数据获得的XMM-牛顿卫星，我们模拟的光谱与两个黑体组件，我们解释为热发射的内部吸积流和周围或超出球化半径的区域。每个光谱分量的亮度-温度（L-T）关系与薄盘模型中预期的L比例T^4关系一致，这表明吸积速率接近爱丁顿极限。然而，在最高光度时有一些小的偏差，可能是由于圆盘的膨胀和风在较高吸积率下的贡献。假设这种偏差是由于交叉的爱丁顿或超临界吸积率，我们估计一个紧凑的对象质量为6-14 Msun，有利于恒星质量的黑洞作为吸积。
2022-09-01 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
