On the Observational Difference Between the Accretion Disk-Corona Connections among Super- and Sub-Eddington Accreting Active Galactic Nuclei
我们提出了一个系统的X射线和多波长的研究样本的47个活动星系核（AGN）的混响映射测量。该样本包括21个超爱丁顿吸积活动星系核和26个亚爱丁顿吸积活动星系核。使用高状态观测与同时X射线和UV/光学测量，我们调查是否super-Eddington吸积活动星系核表现出不同的吸积盘-日冕连接相比，sub-Eddington吸积活动星系核。我们发现X射线到紫外/光谱斜率参数（$α_{\rm OX}$）和单色光度在$2500~Å$（$L_{\rm 2500~Å}$）的超级和子爱丁顿子样本之间的紧密相关性。最佳拟合的$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系是一致的整体，表明超爱丁顿吸积活动星系核不是特别的X射线弱，一般相比，次爱丁顿吸积活动星系核。我们发现$α_{\rm OX}$的依赖性的爱丁顿比（$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd}$）和黑洞质量（$M_{\rm BH}$）参数为我们的全部样本。多变量线性回归分析产生$α_{\rm OX}=-0.13 {\rm log}(L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd})-0.10 {\rm log}M_{\rm BH}-0.69$，其散点与$α_{\rm OX}-L_{\rm 2500~Å}$关系相似。硬（静止帧$>2\rm ~keV$）X射线光子指数（$Γ$）是强相关的$L_{\rm Bol}/L_{\rm E…
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmological evolution of massive black holes: effects of Eddington ratio distribution and quasar lifetime
在黑洞生长的自调节模型中，活动星系核（AGN）的反馈作用会排出气体并关闭吸积，因此预期AGN的光变曲线是幂律的。这也支持所观察到的幂律爱丁顿比分布的活动星系核。在高红移时，活动星系核的寿命与宇宙的年龄相当（甚至更短），这就限制了活动星系核的最小爱丁顿比，假设活动星系核的光变曲线是幂律的。在大质量黑洞的生长受质量吸积控制的假设下，通过对大质量黑洞数密度连续性方程的积分，计算了活动星系核遗迹的黑洞质量函数（BHMF）.在辐射效率约为0.1和Eddington比分布的幂律指数选取适当的条件下，导出的活动星系核遗迹在z=0时的BHMF能很好地拟合星系中大质量黑洞的局域质量函数。在我们对黑洞演化的计算中，活动星系核的占空比应该小于1，这就要求类星体的生命时间尺度大于0.5千兆年。
2010-10-01 astro-ph.GA
BASS XXX: Distribution Functions of DR2 Eddington-ratios, Black Hole Masses, and X-ray Luminosities
我们确定的低红移X射线光度函数（XLF），活动黑洞质量函数（BHMF），和爱丁顿比分布函数（ERDF）的未遮蔽（1型）和遮蔽（2型）活动星系核（AGN）使用前所未有的光谱完整性的BAT AGN光谱巡天（BASS）数据发布2。除了一个简单的1/Vmax的方法，我们还计算的内在分布，占样本截断采用前向建模的方法来恢复所观察到的BHMF和ERDF。由于之前的BHMF和ERDF仅针对明亮的宽线（1型）活动星系核和/或类星体的样本进行了稳健的确定，因此我们的BHMF和ERDF是第一个直接观测约束的2型活动星系核的BHMF和ERDF。我们发现，在考虑所有观测偏差后，2型活动星系核的内在ERDF比1型活动星系核的内在ERDF明显偏向于较低的爱丁顿比。这一结果支持辐射调节统一的情况下，辐射压力决定了周围的活动星系核的尘埃遮蔽结构的几何形状。在两个单独的质量箱中计算ERDF，我们验证了导出的形状是一致的，验证了ERDF（形状）是质量无关的假设。我们报告的本地活动星系核占空比作为质量和爱丁顿比的函数，通过比较BASS活动BHMF与本地质量函数的所有SMBH。我们还提出了日志N日志S的Swift-BAT 70个月的来源。
2022-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray fluorescence from super-Eddington accreting black holes
X射线混响已被证明是一种强有力的工具，能够探测致密物体周围吸积盘的最内部区域。目前的理论研究通常假设圆盘在几何上是薄的，光学上是厚的，并且以开普勒速度运行。因此，这些模型不能适用于系统的超爱丁顿吸积发生，因为薄盘近似失败，在这种吸积制度。此外，国家的最先进的数值模拟表明，光学厚风发射的超级爱丁顿吸积盘，从而改变了反射几何显着从薄盘图片。我们进行了理论研究这一主题的重点是铁K $α$荧光线产生的超爱丁顿磁盘，并表明，他们的线轮廓形状的漏斗几何形状和风加速度。我们还系统地比较了Fe线的轮廓从超爱丁顿厚磁盘薄磁盘，并发现前者更蓝移和对称的形状。这些结果与观测到的Fe K $α$线一致，该线来自喷射潮汐破裂事件Swift J1644，在该事件中，恒星碎片形成了瞬态的超爱丁顿吸积盘。因此，仔细分析的Fe K $α$线轮廓可以用来识别系统进行超爱丁顿吸积。
2019-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion in Quasars
本文综述类星体中超大质量黑洞超爱丁顿吸积的观测识别、极端光谱特征、早期黑洞增长证据及其作为宇宙学距离指示器的潜力。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the relation between hard X-ray photon index versus accretion rate for super-Eddington accreting quasars
研究了超爱丁顿吸积类星体和亚爱丁顿吸积类星体的硬X射线光子指数（$Γ$）与吸积率的关系是否不同.我们从斯隆数字巡天数据发布14类星体目录中构造了113个亮类星体的样本，其中38个类星体作为超级爱丁顿子样本，75个类星体作为次爱丁顿子样本。我们推导出黑洞质量使用一个简单的历元维里质量公式的基础上的${\rm Hβ}$线，我们使用标准的薄盘模型推导出无量纲吸积率（$\dot{\mathscr{M}}$）为我们的样本。这些类星体的X射线数据是从钱德拉和XMM-牛顿档案中收集的。我们使用单一幂律模型拟合硬X射线光谱以获得$Γ$值。我们发现超级爱丁顿子样本的$Γ$和$\dot{\mathscr{M}}$之间存在统计学显著相关性（$R_{\rm S}=0.43$，$p=7.75\times{10}^{-3}$）。亚爱丁顿子样本的$Γ$相关性也很显著，但较弱（$R_{\rm S}=0.30$，$p=9.98\times{10}^{-3}$）。线性回归分析显示，超级和亚爱丁顿子样本的${\rm Γ}=(0.34\pm0.11){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.71\pm0.17)$和${\rm Γ}=(0.09\pm0.04){\rm log}{\dot{\mathscr{M}}}+(1.93\pm0.04)$分别。两个子样本的$Γ$ - $\dot{\mathscr…
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rest-frame Optical Spectroscopy of $z \sim 2$ Quasars with Steep Hard X-ray Spectral Shapes: X-ray Selection of Super-Eddington Accretion and Verification
本研究通过观测9个高红移类星体的近红外光谱，检验了利用陡峭硬X射线光子指数选择超爱丁顿吸积类星体的方法，发现该方法颇具前景但需更大样本验证可靠性。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling Multiple X-Ray Reflection in Super-Eddington Winds
本研究针对超爱丁顿源的X射线反射特征，通过广义相对论射线追踪与蒙特卡洛模拟，建模非自旋黑洞超爱丁顿风的多次X射线反射，发现Fe Kα线轮廓受风运动学等参数影响且可呈双峰，为超爱丁顿吸积黑洞研究提供新依据。
2024-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Fast Could Supermassive Black Holes Grow At the Epoch of Reionization?
通过宇宙学流体动力学模拟研究再电离时期SMBH增长，发现短暂超爱丁顿吸积最终不具优势，持续爱丁顿增长最快，从而支持大质量黑洞种子的必要性。
2025-10-18 astro-ph.GA
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
Relativistic X-ray reverberation from super-Eddington accretion flow
X射线反射是一种强有力的技术，它利用被吸积盘反射的日冕辐射的回波来绘制出黑洞周围的吸积盘内部区域的结构。虽然X射线混响理论几乎完全是针对标准薄盘发展起来的，但最近已经从可能的超爱丁顿吸积源（如喷射潮汐破裂事件Swift J1644+57）观察到了混响滞后。本文将X射线反射研究扩展到超爱丁顿吸积区，重点研究Fe Kα线区的滞后现象。我们发现日冕光子主要被从超爱丁顿吸积流发射的快速光学厚风反射，这种漏斗状反射几何产生了具有独特特征的滞后频率谱和滞后能谱。滞后频谱在第一个过零点附近呈现阶梯状衰减。因此，滞后能量谱的形状几乎与频带的选择无关，并且在很大的参数空间范围内与黑洞质量成线性比例。这些形态上的差异不仅可以用来区分超爱丁顿吸积系统从子爱丁顿系统，他们也是关键约束的反射几何和提取参数从观察到的滞后。在解释Swift J1644+57的X射线反射滞后时，我们发现超爱丁顿盘的几何形状比薄盘更好，我们通过拟合滞后谱得到了500 - 600万太阳质量的黑洞和10个引力半径左右的日冕高度。
2021-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
BAL QSOs and Extreme UFOs: the Eddington connection
我们建议一个共同的物理起源连接快速，高度电离的风（UFO）在附近的活动星系核，和较慢的和较低的电离风的BAL类星体。主要的区别是风中的质量损失率，这最终取决于大尺度上质量向中心超大质量黑洞（SMBH）输送的速率。这在大多数UFO中低于爱丁顿吸积率，在极端的UFO中略高于爱丁顿，如PG 1211 +143，但在BAL类星体中高达$\sim 10-50$倍。对于不明飞行物来说，这意味着黑洞的吸积率和风的质量损失率最多与爱丁顿相当，产生快速，高度电离的风。相反，BAL类星体黑洞有轻微的超爱丁顿吸积率，驱动风的质量损失率明显超爱丁顿，因此速度较慢，电离程度较低。这张照片正确地预测了观测到的风的速度和电离状态，包括最近在SDSS J1106+1939中发现的风。我们认为，发光活动星系核可能会演变通过一个序列从BAL类星体通过LoBAL不明飞行物产生的塞弗特或类星体作为他们的爱丁顿因素下降期间，一个明亮的吸积事件的衰减。LoBALs对应于一个短暂的阶段，在此阶段中活动星系核的辐射压力在很大程度上抽空了电离锥，但在大规模吸积率下降到爱丁顿值之前。我们表明，亚爱丁顿风率将产生一个$M - σ$关系躺在上面观察到的。我们的结论是，重要的SMBH质量增长必须发生在超级爱丁顿阶段，无论是作为BAL类星体，极端的不明飞行物，或从直接观察模糊。
2013-04-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion in Tidal Disruption Events: the Impact of Realistic Fallback Rates on Accretion Rates
在恒星被大质量黑洞潮汐分裂后，分裂的恒星碎片可以以大大超过其爱丁顿极限的速度落回黑洞。为了了解黑洞质量如何影响潮汐破坏事件中超级爱丁顿吸积的持续时间，我们首先运行一套模拟的破坏太阳系恒星的超大质量黑洞的质量变化，直接测量回落率到洞，我们比较这些回落率的分析预测的“冻结”模型。然后，采用零伯努利吸积流作为黑洞吸积流的解析表达式，研究了黑洞的吸积率随更精确的回退率的变化规律.我们发现，数值模拟的回退率产生吸积率的洞，可以根据黑洞质量，是近一个数量级大于冻结近似预测。我们的研究结果提出了新的限制最大黑洞质量的超爱丁顿吸积发生在潮汐破坏事件。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole evolution: I. Supernova-regulated black hole growth
一个超大质量黑洞（BH）的成长取决于宿主星系能够供给它多少气体，这反过来又受到宇宙环境的控制，通过星系合并和宇宙流的吸积，星系如何获得它们的气体，但也受到星系内部过程的控制，例如恒星形成和来自恒星和BH本身的反馈。在本文中，我们通过一个高分辨率的放大宇宙学模拟--赛斯模拟，研究了一个10^12 Msun的晕在z=2时的生长，它是al星系群在z=0时的祖先，以及它的中心BH的生长。我们研究了银河系中冷气体吸积驱动的黑洞演化，并探讨了超新星反馈（SNe）的效率。对于来自SNe的相对低效的能量输入，BH从早期开始以爱丁顿速率增长，并且一旦它足够大就达到自我调节。我们发现，在早期宇宙时间z>3.5时，来自SNe的有效反馈阻止了沉降盘的形成以及BH附近稠密冷气体的积累，并使中心致密物体挨饿。随着星系及其晕的质量积累，它们能够限制重大合并提供的核流入，并且黑洞以持续的接近埃丁顿吸积率的速度增长。我们认为这种机制应该在低质量星系中普遍存在，对应于我们模拟中恒星质量低于10^9 Msun的星系。
2015-07-02 astro-ph.GA
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
Electromagnetic Vortex solitons in the magnetospheres of super-Eddington AGN
研究了超爱丁顿活动星系核（AGN）电子正电子等离子体中电磁涡旋孤子的传播和动力学。这种结构的存在和稳定性证明了高度透明的AGN等离子体介质。动力学特征和相应的观测签名的可能影响进行了讨论。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Modeling Reconstructed Images of Jets Launched by SANE Super-Eddington Accretion Flows Around SMBHs with the ngEHT
超大质量黑洞（SMBH）周围的潮汐破裂事件（TDEs）是研究超爱丁顿吸积盘的潜在实验室，有时会产生射电和亚毫米波段的强喷流或外流。在这项工作中，我们从广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）模拟的BH吸积盘/喷流系统，假设TDE导致在一个磁化吸积盘周围的BH吸积在$\sim 12-25$倍的爱丁顿吸积率模型的热同步辐射的射流。通过与下一代事件视界望远镜（ngEHT）和图像重建分析的综合观测，我们证明，TDE喷流可能提供引人注目的目标，在本工作中探索的模型的背景下。特别是，我们发现，喷气机发射的SANE超爱丁顿磁盘周围的自旋$a_*=0.9$达到ngEHT检测阈值在大的距离（高达100兆秒差距在这项工作中）。一个双温度等离子体在射流或较弱的射流，如自旋$a_*=0$模型，需要一个更近的距离，因为我们证明在10 Mpc的$a_*=0,\,\mathcal{R}=1$或$a_*=0.9,\, \mathcal{R}=20$的限制情况下检测。我们还表明，TDE喷流可能会出现作为超光速源，如果BH是快速旋转和射流被视为近面对。
2022-11-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Eddington Limit in Cosmic Rays: An Explanation for the Observed Lack of Low-Mass Radio-Loud Quasars and the M_{BH}-M_{Bulge} Relation
我们提出了一个反馈机制的超大质量黑洞和他们的主机凸起期间的电波响亮类星体活动的时代。在相对论性类星体喷流的射电核心中，内部激波将一部分有序的整体动能转化为随机的相对论性离子，或者换句话说，就是宇宙射线。通过采用唯象激励的喷流模型，我们表明，足够的1-100 GeV的宇宙射线逃逸到宿主星系的无线电核心，打破爱丁顿极限的宇宙射线。结果，流体静力平衡丧失，宇宙射线动量驱动的风发展，从宿主星系中驱逐气体，从而自我限制黑洞和凸起的增长。虽然星际宇宙射线的能量比类星体光子的光度小得多，但宇宙射线提供的反馈比紫外光子更强，因为它们与银河系气体交换动量的效率要高得多。以宇宙射线形式释放到宿主星系中的能量，每单位黑洞静止质量能量，与黑洞质量无关。由此可见，射电大喷流在相对大质量的系统中应该更为普遍，因为它们位于引力势相对较深的星系中。因此，喷射动力的宇宙射线反馈不仅自我调节了黑洞和膨胀的增长，而且还为相对较小的星系缺乏射电活动提供了解释。通过采用关于无线电核心中的物理条件的基本已知事实，我们近似地再现了M_{BH} - M_{Bulge}关系的斜率和归一化。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Wind Dynamics of Super-Eddington Sources in FRADO
我们利用非流体动力学的2.5维模拟方法，研究了基于尘埃辐射压力的吸积盘上物质的动力学行为。我们假设一个超吸积盘的吸积率为10倍的爱丁顿率与中央黑洞的质量范围从$10^7$到$10^9 M_{\odot}$。如此高的吸积率是极端源的特征。结果表明，对于高吸积体，基于FRADO模型的辐射尘埃驱动机制总是导致盘表面的大量外流，并且失败风仅在较大半径处发展。流出率强烈地依赖于黑洞的质量，并在光学厚的能量驱动的解决方案可以超过吸积率大于$10^ 8 M_{\odot}$的质量，但动量驱动的流出不超过吸积率，即使是超爱丁顿吸积，因此不违反所采用的定常性的磁盘。然而，即使在这种情况下，从盘流出也意味着强烈的机械反馈。
2022-09-19 astro-ph.GA 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
BASS XXXVII: The role of radiative feedback in the growth and obscuration properties of nearby supermassive black holes
利用硬X射线选择的活动星系核（AGN）大样本研究了遮蔽与超大质量黑洞（SMBH）生长的关系。我们发现一个强有力的减少以上的爱丁顿限制尘埃气体（$\log λ_{\rm Edd}\gtrsim -2$）的模糊源的分数确认早期的结果，并与辐射调节统一模型。这也解释了最近的研究中得到的1型和2型活动星系核的爱丁顿比分布函数（ERDF）的差异。附近活动星系核的ERDF在$\log λ_{\rm Edd}^{*}=-1.34\pm0.07$处出现了断裂。这对应于活动星系核从大部分天空被遮蔽物质覆盖到大部分没有吸收物质的$λ_{\rm Edd}$。光度函数也观察到类似的趋势，这意味着当活动星系核被大量的气体和尘埃所覆盖时，局部宇宙中大部分的SMBH增长都发生了。这些结果可以用活动星系核在$N_{\rm H}-λ_{\rm Edd}$平面内运动的辐射调节生长模型来解释。生长幕开始于活动星系核大部分未被遮蔽，并在低$λ_{\rm Edd}$时吸积。当SMBH进一步被填充时，$λ_{\rm Edd}$、$N_{\rm H}$和覆盖因子增加，导致活动星系核优先被观测为被遮蔽。一旦$λ_{\rm Edd}$达到尘埃气体的爱丁顿极限，覆盖因子和$N_{\rm H}$迅速减小，导致活动星系核通常被观测为不模糊的。当剩余的燃料耗尽时，SMBH回到静止阶段。
2022-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
One-zone models for spheroidal galaxies with a central supermassive black-hole. Self-regulated Bondi accretion
利用一个单区演化模型，研究了超大质量黑洞与宿主星系的协同演化随吸积辐射效率、暗物质含量和宇宙学气体注入量的变化.特别地，辐射反馈是通过使用自调节的Bondi吸积计算的。模型的特点是强烈的振荡时，星系是在活动星系核状态与高吸积光度。我们发现，这些单区模型是能够重现两个重要的阶段的星系演化，即一个模糊的冷阶段时，大部分的恒星形成和黑洞吸积发生，以及以下的静态热阶段，吸积仍然高度次爱丁顿。在几乎所有的模型中也发现了与冷相相关的康普顿厚相。参数空间的探索表明，与现今的Magorrian关系最接近的协议，获得独立的暗物质晕质量，星系与低质量的种子黑洞，吸积辐射效率~0.1。
2010-10-16 astro-ph.GA
Super-Eddington growth of black holes in the early Universe: effects of disk radiation spectra
为了研究早期宇宙中黑洞的快速增长，我们研究了质量为$M_{\rm BH}$的黑洞（BH）在密度为$n_{\infty}$的初始均匀气体云中吸积流的性质.在以前的工作中，从外部的邦迪半径的超爱丁顿吸积的条件进行了研究，假设在中心BH附近产生的辐射有一个单一的幂律谱$ν^{-α}$在$hν\geq 13.6~{\rm eV}$（$α\sim 1.5$）。然而，辐射光谱依赖于BH质量和吸积率。在这里，我们进行二维多频辐射流体动力学模拟考虑到更现实的辐射光谱与核吸积盘的属性。我们发现，过渡到超爱丁顿吸积的条件是减轻了广泛的质量（$10\lesssim M_{\rm BH}/M_{\odot} \lesssim 10^6$），因为吸积盘光谱的光电离效率低于那些单次幂律谱。对于圆盘光谱，由于辐射光谱变得太硬而不能吸收气体，因此在较低的BH质量下更有可能发生超爱丁顿跃迁。即使当吸积流暴露于各向异性辐射，由于辐射光谱的影响收缩的电离区域，并可能导致过渡到一个完全中性的吸积阶段。最后，通过推广我们的模拟结果，我们构建了一个新的分析标准所需的超爱丁顿吸积; $(M_{\rm BH}/10^5~M_{\odot}) (n_{\infty}/10^4~{\rm cm^{-3}}) \gtrsim 2.4~ (\langleε\rangle /100~{\rm eV})^{-5/9}$，其中$\langle…
2019-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-Eddington accretion of dusty gas onto seed black holes: metallicity-dependent efficiency of mass growth
超爱丁顿吸积到中间种子黑洞上是早期宇宙中超过$10^9~M_\odot$的超大质量黑洞的一种可能形成方式。在这里，我们调查如何快速吸积可能发生的气体和尘埃中含有有限数量的重元素。在我们的一维辐射流体动力学模拟中，辐射转移解决了吸积盘发出的直接紫外光和尘埃颗粒热发射的漫射红外光。我们的结果表明，由红外光辐射力引起的强烈反馈调节质量吸积。金属丰度越高，吸积速率越低，并存在一个临界金属丰度$Z \sim 10^{-2}~Z_\odot$，在此临界金属丰度以上，红外光的辐射压阻止了超爱丁顿吸积。考虑到这一点，我们研究是否尘埃超爱丁顿吸积发生在年轻星系使用一个简单的模型。我们表明，足够数量的星系在$z \gtrsim 10$可以这样的潜在网站，如果黑洞吸积冷稠密气体与$T \sim 10^2$ K，近似的热平衡值在$Z = 10^{-2}~Z_\odot$。我们认为BH通过快速吸积生长的效率取决于金属丰度，并且金属丰度略低于$10^{-2}~Z_\odot$为最有效的生长提供了机会。
2019-07-09 astro-ph.GA
Slowing down of cosmic growth of supermassive black holes: Theoretical prediction of the Eddington ratio distribution
本文用星系形成的半解析模型给出了宽红移范围（0 < z < 8）内超大质量黑洞的爱丁顿比分布。在低红移时，这个分布与观测估计大致一致。我们发现，在较高的红移的黑洞的增长率更有可能超过爱丁顿极限，因为在较高的红移的主机星系的典型气体分数较高。我们还发现，对于质量较小的超大质量黑洞，超爱丁顿增长更为普遍，支持了超大质量黑洞是通过超爱丁顿吸积形成的观点.这些结果表明了超大质量黑洞宇宙生长的“减速”：具有较高爱丁顿比的超大质量黑洞的生长在较高的红移处达到峰值。我们还显示了样本选择的爱丁顿比分布函数的形状上的效果，并发现，浅的观测将错过活动星系核，不仅更小，而且更高的爱丁顿比。
2019-05-07 astro-ph.GA
Ruling Out Compact Jets as the Dominant Source of Radio Emission in Radio-quiet, High Eddington-ratio Active Galactic Nuclei
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；University of Nevada, Reno（内华达大学雷诺分校）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）
该研究通过分析无线电静默高埃德顿比AGNs的无线电/X射线亮度比，排除了喷流主导的无线电发射模型，支持了冠状体主导的发射机制。
2026-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
A VLBA-resolved Jet Associated with Super-Eddington Accretion in a Radio-loud Quasar at $z=3.4$
Waseda University（早稻田大学）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Nagoya City University（名古屋市立大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Tohoku University（东北大学）
研究通过VLBA观测揭示了z=3.4处超艾丁顿吸积的射电明亮类星体喷流结构，发现其喷流长度达745 pc，为目前最远的射电明亮类星体之一，具有重要的AGN反馈研究意义。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Extreme Super-Eddington NLS1 RX J0134.2-4258 -- II. A Weak-Line Seyfert Linking to the Weak-Line Quasar
RX J0134.2-4258是最超爱丁顿窄线塞弗特1（NLS 1）星系之一，我们对它进行了从无线电到X射线的监测活动。在本文中，我们提出了一个详细的分析，其光学/紫外光谱和宽带光谱能量分布（SED）。我们的研究表明，RX J0134.2-4258的首选黑洞质量是$M_{\rm BH} \sim 2 \times 10^{7}~M_{\odot}$，给出了通过$\dot{m}_{\rm out} \sim 20$外盘的质量吸积率（假设零自旋），与观测到的光度比$L_{\rm bol}/L_{\rm Edd} \sim 6$相比。这种辐射效率的降低是超级爱丁顿流的预期，因为功率可以通过平流和/或盘风损失。我们发现RX J0134.2-4258的光学/紫外线类似于弱类星体（WLQ）的光学/紫外线，因为它具有明显弱的C IV和N V发射线。它也有剧烈的X射线变化，再次类似于最近在其他一些WLQ中观察到的变化。然而，与RX J0134.2-4258相比，WLQ具有系统性更高的质量（$\gtrsim 10^8~M_{\odot}$）和更低的爱丁顿比（$\dot{m}_{\rm out} \sim 1$）。相反，我们比较了最极端的NLS 1，具有类似的大$\dot{m}_{\rm out}$，但质量较小。这些显示出类似的辐射效率大幅降低，但它们的紫外线并不类似地以风为主。我们提出了一类新的弱线…
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Quasar Main Sequence of Highly Accreting NLSy1 Galaxies
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学和天体物理学中心）；Universität Bielefeld（比勒费尔德大学）；Assam Don Bosco University（阿萨姆唐波斯科大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
利用DESI DR1数据识别出18,749个窄线赛弗特1型星系，发现其位于类星体主序列极端端，具有更强的Fe II发射和更小的黑洞质量，且更大比例超过爱丁顿极限，为研究早期宇宙黑洞增长提供了本地超爱丁顿吸积样本。
2026-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
How does the Polar Dust affect the Correlation between Dust Covering Factor and Eddington Ratio in Type 1 Quasars Selected from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 16?
通过考虑活动星系核（AGN）的极尘辐射，我们重新讨论了尘埃环的覆盖因子（CF）对活动星系核物理性质的依赖性。CF是由活动星系核尘埃环贡献的红外光度（$L_{\rm IR}^{\rm torus}$）与活动星系核辐射热光度（$L_{\rm bol}$）之比，通过假设光度比与内禀CF之间存在非线性关系而转换而来。我们在$z < 0.7$从斯隆数字巡天数据发布16类星体目录中选择了37,181个1型类星体。用QSFit进行谱拟合，得到了它们的$L_{\rm bol}$、黑洞质量（$M_{\rm BH}$）和爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）.我们利用X-CIGALE结合星团和极地尘埃模型进行光谱能量分布分解，在不考虑恒星和活动星系核极地尘埃对红外辐射贡献的情况下，估算了$L_{\rm IR}^{\rm torus}$。对于5720个物理量已经确定的类星体，我们对CF和（i）$L_{\rm bol}$，（ii）$M_{\rm BH}$，（iii）$λ_{\rm Edd}$进行了相关分析。结果，确认了CF- $L_{\rm bol}$、CF- $M_{\rm BH}$和CF- $λ_{\rm Edd}$的反相关性。我们发现，考虑活动星系核极尘辐射后，这些反关联比不考虑它时更强，这表明活动星系核辐射压驱动的极尘风是调节活动星系核遮蔽物质的关键成分之一。
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Weakness of X-rays and Variability in High-redshift AGNs with Super-Eddington Accretion
本文提出高密度日冕包裹的超爱丁顿吸积盘模型，解释JWST高红移宽线AGN的X射线微弱、光谱偏软及紫外/光学变率受抑现象。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative hydrodynamical simulations of super-Eddington accretion flow in tidal disruption event: the accretion flow and wind
本研究通过辐射流体动力学模拟探究潮汐瓦解事件中回落碎片的吸积比例，发现不同质量黑洞的吸积率存在差异，且超爱丁顿阶段均会产生高速高功率风，为研究风与核周介质的相互作用提供了依据。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sustained super-Eddington accretion in high-redshift quasars
本研究利用高分辨率宇宙学放大模拟与半解析计算，证明高红移类星体中的超爱丁顿吸积可维持数千万年，使黑洞快速增长达三个数量级，并以适中自旋降低反馈效率。
2024-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black Hole Winds II: Hyper-Eddington Winds and Feedback
我们表明，黑洞提供的质量在超爱丁顿率驱动外流与温和的次相对论速度。它们是爱丁顿吸积因子$\dot m_{\rm acc} \sim 10 - 100$的$\sim 0.1 - 0.2c$和$\dot m_{\rm acc} \sim 10^4$的$\sim 1500\,{\rm km\, s^{-1}}$。像这样的风在超亮源（ULXs）的X射线光谱中被发现，强烈支持ULXs是超爱丁顿吸积状态的恒星质量致密双星的观点。从主X射线发射锥外观察，SS 433似乎是一个极端的ULX系统（$\dot m_{\rm acc} \sim 10^4$）。对于不太极端的爱丁顿因子$\dot m_{\rm acc} \sim 10 - 100$，风的光球温度是$\sim 100$ \，eV，与超铝超软源（ULS）是在中等能量X射线束之外看到的ULX的图像一致，统一了ULX/ULS群和SS 433（实际上是一个ULS，但光球发射太软而无法检测）。对于超大质量黑洞（SMBH），来自超爱丁顿吸积的反馈比通常的近爱丁顿（“UFO”）情况要强大得多，如果在自然界中实现，将意味着$M - σ$的质量明显小于观察到的质量。我们认为，在这种情况下，吸积盘的可能翘曲可能会导致大部分盘质量被驱逐，严重减少这种强烈的反馈的发生率。我们表明，超-爱丁顿反馈明亮的ULXs可以对他们的宿主星系产生重大影响。这可能对小星系的形成和…
2015-10-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiation hydrodynamical simulations of super-Eddington mass transfer and black hole growth in close binaries
本文通过多维辐射流体动力学模拟研究近距双星的超爱丁顿质量转移，揭示吸积盘对流与辐射外流如何调控黑洞增长，并提出质量增长和双星质量损失公式。
2024-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift J1644+57: an Ideal Test Bed of Radiation Mechanisms in a Relativistic Super-Eddington Jet
在斯威夫特发现喷射潮汐扰动事件（TDE）Sw J1644+57后的前10天内，在无线电，近红外，光学，X射线和伽马射线波段进行了同步观测。这些多波长的数据提供了一个独特的机会，以限制发射机制和化妆的相对论性超爱丁顿喷流。我们考虑了一个详尽的各种辐射机制产生的X射线在这个TDE，并排除了许多过程，如SSC，光球和质子同步加速器。Sw J1644+57的红外到伽马射线数据与同步加速器和外部逆康普顿（EIC）过程一致，前提是射流中的电子在短于动力学时间的约1%的时间尺度上连续加速，以保持幂律分布。连续电子加速的要求指向坡印亭磁通支配喷流中的磁重联。EIC过程可能需要微调来解释所观察到的X射线光变曲线的时间衰减，而在磁射流中的同步加速器过程不需要微调这个TDE。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sub-Eddington Star-Forming Regions are Super-Eddington: Momentum Driven Outflows from Supersonic Turbulence
我们表明，在恒星形成区域的星系的湍流气体是不稳定的风形成通过动量沉积辐射压力或其他动量源，如超新星爆炸，即使系统是低于平均爱丁顿限制。这一结论来自于这样的事实，即来自自引力系统的未结合气体的每单位质量的临界动量注入速率与气体表面密度成比例，并且湍流介质呈现出对源的柱密度的宽分布。对于平均爱丁顿比<Gamma>约为0.1和湍流马赫数>30，我们发现，约1%的气体喷射的速度大于当地的逃逸速度的每个动态时间尺度。由于对数正态形状的表面密度分布，质量损失率是高度敏感的平均爱丁顿比，达到20-40%的气体质量每动态时间<Gamma>=1。使用这个模型，我们发现一个大的分散在质量加载因子的恒星形成星系，范围从0.001-10，但具有显着的不确定性。在巨大的分子云恒星形成的效率的影响突出。对于辐射压力反馈单独，我们发现一个增加的恒星形成效率作为初始气体表面密度的函数。讨论了Underwear。
2015-12-08 astro-ph.GA
J1406+0102: Dust Obscured Galaxy Hiding Super Eddington Accretion System with Bright Radio Emission
本文通过多波段交叉匹配发现 z=0.2367 的射电响亮尘埃遮蔽星系 J1406+0102，其黑洞质量与光度表明处于超爱丁顿吸积状态，并揭示其强 AGN 反馈、超大质量黑洞增长路径及对高能宇宙中微子背景的潜在贡献。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The case for super-Eddington accretion in JWST broad-line AGN during the first billion years
NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Space Telescope Science Institute for the European Space Agency (ESA)（欧洲空间局空间望远镜科学研究所）；The William H. Miller III Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学威廉H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）
研究发现JWST观测到的类星体表现出超埃登顿吸积，挑战了传统理论，提出通过超埃登顿吸积解释早期宇宙中黑洞生长的机制。
2026-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Follow-up Observations of the Prolonged, super-Eddington, Tidal Disruption Event Candidate 3XMM~J150052.0+015452: the Slow Decline Continues
X射线源3XMM~J150052.0+015452是在一次长时间（$>11$年）爆发期间发现的一个壮观的潮汐破裂事件候选者（Lin等人，2017年）。它在几年的高峰期表现出独特的准软X射线谱，其特征温度为$kT\sim0.3$ keV，但在最近的钱德拉观测（爆发10年）中，探测到了$kT\sim0.15$ keV的超软X射线谱。这种戏剧性的光谱软化可能标志着从超爱丁顿到热态的转变，或者暂时存在一个温暖的吸收体。在这里，我们报告我们的研究，四个新的XMM牛顿后续观测的来源。我们发现它们都显示出超软光谱，这表明该源在$>5$ s内保持了超软状态，因此其光谱变化最好解释为超爱丁顿态到热态的跃迁。对热态光谱的拟合表明，与Lin等人（2017）中获得的结果相比，对源的吸收较小。这使我们更新了事件的建模，因为一个0.75 msun的恒星被几个$\times10^5$ msun的大质量黑洞破坏。我们还获得了F606 W和F814 W滤波器的两幅HST图像，发现矮恒星形成宿主星系可以分解为一个主导盘和一个较小的凸起。在两个滤光器中都没有清楚地看到中心点源，排除了与X射线活动相关的强光学发射。
2021-12-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sustained super-Eddington accretion around neutron stars & black holes
本文通过半解析计算平流主导流的速度表达式，推导出中子星和黑洞周围细吸积盘实现持续超爱丁顿吸积的条件，并考虑磁场截断对中子星情形的影响，表明此类吸积几乎总是可能发生。
2023-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chasing the light: Shadowing, collimation, and the super-Eddington growth of infant black holes in JWST broad-line AGNs
Dipartimento di Fisica “G. Occhialini,” Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学 G. Occhialini 物理系）
研究通过JWST观测发现高红移宽线活动星系核(BLAGNs)并提出其中部分'小蓝点'(LBDs)以超埃德ington速率吸积，利用几何厚非对流盘模型探讨极轴方向的光子散射和阴影效应，揭示了离子化结构的分层特性及BLR的发光机制。
2026-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Weak AGNs from Super-Eddington Accretion onto Infant Black Holes
针对JWST选出的宽线活动星系核的X射线弱性，提出超爱丁顿吸积模型，内冕嵌入漏斗几何，冷却至30-40 keV，产生极软谱（Γ=2.8-4.0），导致钱德拉难以探测。
2024-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Super- and sub-Eddington accreting massive black holes: A comparison of slim and thin accretion discs through study of the spectral energy distribution
我们采用光学和紫外观测，目前的两个混响映射的样本的超爱丁顿和亚爱丁顿活动星系核相似的光度分布的SED。样品与吸积盘模型，以寻找SED的差异，取决于爱丁顿比。拟合考虑到测量BH质量和吸积率，BH自旋和源的内在红化。这两组中的所有对象都可以在0.2-1 $\,μ$ m的范围内用变红作为自由参数的薄AD模型拟合。拟合数据所需的固有红化相对较小，$E(B-V)\leq0.2$ ~mag，除了一个源。超级爱丁顿活动星系核似乎需要更多的红化。$E(B-V)$的分布与在较大的活动星系核样品中观察到的相似。最佳拟合盘模型恢复很好的BH质量和吸积的两组。然而，SED非常不同，超级爱丁顿光源需要更明亮的远紫外连续光谱。确切的数量取决于超薄光盘中紫外线辐射的可能饱和度。特别是，我们推导出的超爱丁顿源的典型的辐射热校正在5100欧姆的60-150相比，中位数的$\sim$ 20次爱丁顿活动星系核。两组中测量的相对于$λL_λ(5100Å$的环面光度相似。$α_{OX}$的分布也相似。然而，我们发现超爱丁顿源的环面覆盖因子非常小，比亚爱丁顿活动星系核小一个数量级。两组之间关于光谱范围0.2-22 $\,μ$ m的微小差异，以及与我们无法观察到的SED部分相关的显著差异，可能与一些超薄光盘模型一致。另一种解释是，目前的薄圆盘模型高估了这些物体的远紫外光度。
2016-02-21 astro-ph.GA
Super-Eddington accretion in protogalactic cores
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；University of Zurich（苏黎世大学）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马大学高等研究院）；Como Lake Center for Astrophysics, DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因斯布鲁克大学DiSAT科莫湖天体物理学中心）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）
研究通过高分辨率模拟探讨了在红移z≈15的气体丰富、金属贫乏的原初星系中，超埃德蒙顿吸积对黑洞种子快速生长的影响，发现即使在强反馈下，超埃德蒙顿吸积仍能使黑洞质量增长至10^5 M_sun，且反馈调节过程不影响其增长效率。
2026-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A novel sub-grid model for super-Eddington accretion of spinning black holes in galaxy-scale simulations
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Oxford（牛津大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Università degli Studi dell’Insubria（因斯布鲁克大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究提出了一种新型子网格模型，用于模拟银河尺度中自转黑洞的超埃登顿吸积过程，通过自洽的自转演化方案和吸积盘结构，探讨了角动量偏移对超埃登顿吸积的影响。
2025-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar Evolution with Radiative Feedback in AGN Disks
University of California Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Tsinghua University（清华大学）；Westlake University（西湖大学）
本文通过MESA模拟研究AGN盘中恒星的吸积与辐射反馈，揭示“不朽”与“变质”两类演化轨迹，并表明嵌入恒星可解释宽线区高金属丰度且避免过度氦富集。
2025-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of super-Eddington accretion and feedback on the growth of early supermassive black holes and galaxies
本研究通过宇宙学模拟比较了爱丁顿限制与超爱丁顿吸积对早期超大质量黑洞及宿主星系增长的影响，发现超爱丁顿吸积导致黑洞爆发式增长和星系更延展，且模拟结果与JWST观测一致。
2025-01-22 astro-ph.GA
Anisotropic Radiation in Super-Eddington Active Galactic Nuclei: The Responsivity of Broad-Line Regions to Continuum Variability
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
该研究针对超爱丁顿AGN，通过分析Hβ线响应性结合光电离计算，证实其入射电离辐射存在强各向异性，该结果或与JWST发现的“小红点”相关。
2026-10-14 astro-ph.GA
Supermassive Black Holes with High Accretion Rates in Active Galactic Nuclei. IV. H$β$ Time Lags and Implications for Super-Eddington Accretion
我们已经完成了两年的光度和光谱监测的大量活动星系核（AGN）的吸积率非常高。在本文中，我们报告的结果的第二阶段的运动，在2013- 2014年，和测量的五个新的H $β$时间滞后的8个监测活动星系核。这五个物体都被确认为超级爱丁顿吸积大质量黑洞（SEAMBHs）。在这次活动中测得的最高吸积率的物体是$\dot{\mathscr{M}}\gtrsim 200$，其中$\dot{\mathscr{M}}= \dot{M}_{\bullet}/L_{\rm Edd}c^{-2}$，$\dot{M}_{\bullet}$是质量吸积率，$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，$c$是光速。我们发现，在SEAMBHs的H $β$时间滞后是显着短于亚爱丁顿活动星系核的测量，并增加吸积率增加的偏差。因此，宽线区尺寸（$R_{_{\rm Hβ}}$）和5100埃光学光度（$R_{_{\rm Hβ}}-L_{5100}$）之间的关系需要吸积率作为附加参数。我们建议，很大程度上的效果可能是由于强烈的各向异性的细长盘辐射。用黑洞的引力半径标度$R_{_{\rm Hβ}}$，定义了一个新的半径-质量参数（$Y$），并证明了它在临界吸积率$\dot{\mathscr{M}}_c=6\sim 30$处饱和，表明吸积盘从薄向薄过渡，薄吸积盘的光度达到饱和.参数$Y$是一个非常有用的探针，用于理解大质量黑洞的各种吸…
2015-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supermassive black holes with higher Eddington ratios preferentially form in gas-rich galaxies
超大质量黑洞的爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）是控制超大质量黑洞宇宙生长的一个基本参数。虽然当SMBH被大量气体包围时，气体质量会持续吸积到SMBH上，但人们对星系的分子含量知之甚少，特别是那些拥有超级爱丁顿SMBH的星系（$λ_{\rm Edd} > 1$：SMBH生长的关键阶段）。在这里，我们收集了已报道的光学和$^{12}$ CO（1- 0）数据的本地类星体，以表征他们的主机。我们发现，较高的$λ_{\rm Edd}$ SMBH倾向于存在于富气体中（即，高气体质量恒星质量分数= $f_{\rm gas}$）星系。我们使用了两种方法来得出这一结论：一种是通过假设局部协同进化关系，使用黑洞质量作为恒星质量的替代，另一种是直接使用近红外观测估计的恒星质量。我们发现的$f_{\rm gas}$ - $λ_{\rm Edd}$相关性与$λ_{\rm Edd}$的宇宙减少趋势一致，因为冷分子气体主要被恒星形成所消耗。这种相关性也与最近半解析模型关于SMBH宇宙缩小的预测相匹配。由于气体质量表面密度最终将成为控制质量吸积的关键参数，我们需要高分辨率的观测来确定超级爱丁顿和亚爱丁顿SMBH周围分子性质的进一步差异。
2018-03-29 astro-ph.GA
Three-Dimensional General Relativistic Radiation Magnetohydrodynamical Simulation of Super-Eddington Accretion, using a new code HARMRAD with M1 Closure
黑洞吸积流和吸积喷流是相对论性的动态热磁化等离子体流，其辐射不透明度对吸积流的结构和行为有重要影响。我们描述了一个数值方案，测试和天体物理学相关的应用程序中使用的M1辐射封闭在一个新的三维（3D）广义相对论（GR）辐射（R）磁流体力学（MHD）大规模并行代码称为HARMRAD。我们的三维GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积（约$20$倍爱丁顿）到一个快速旋转的BH（无量纲自旋$j=0.9375$）显示持续的非轴对称磁盘湍流，持续的电磁射流驱动的Blandford-Znajek效应，和总辐射输出始终接近爱丁顿率。总吸积效率为$20\%$量级，大尺度电磁喷流效率为$10\%$量级，到达大距离的总辐射效率仅为$1\%$量级。然而，辐射喷流和电磁喷流都出现在一个几何波束极区，具有超爱丁顿各向同性等效光度。利用HARMRAD进行的这种模拟可以揭示BH自旋与在发射喷流时，我们可以利用磁盘来确定X射线双星的光谱和时间状态的起源，帮助理解潮汐破裂事件（TDE）是如何工作的，为M87和其他活动星系核（AGN）提供精确的视界尺度流动结构，并隔离AGN反馈是由辐射还是由电磁、热或动力风/喷流驱动。例如，低辐射效率和弱BH自旋下降率从我们的模拟表明，BH增长超过宇宙学时间的数十亿太阳质量的红移$z\sim 6-8$是可以实现的，即使快速旋转BH和10个太阳质量的BH种子。
2013-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Simple Condition for Sustained Super-Eddington Black Hole Growth
宇宙学中最紧迫的问题之一是，在大爆炸后的10亿年内，为高红移类星体提供动力的黑洞（BH）是如何成长为超大质量的。在这里，我们表明，持续的超爱丁顿吸积可以实现与爱丁顿分数$f_{\rm Edd}$ > 2/ $ε$的黑洞，其中$ε$是在吸积过程中产生的辐射的效率。在这种情况下，辐射携带的动量太少，无法阻止吸积流，下落的气体捕获了辐射。BH生长然后不受阻碍地进行，直到气体供应被耗尽，与以较低速率的吸积形成对比，该较低速率的吸积受到吸积过程中产生的辐射的限制。在大质量高红移类星体宿主星系中的大量气体供应可能很容易通过这种供应有限的吸积模式吸积到种子黑洞上，为这种超大质量黑洞如何在早期宇宙中组装提供了解释。这种持续的超爱丁顿增长也可以解释推断的寿命短的H II地区周围的高红移类星体，如果大部分的BH增长发生没有相关的辐射逃逸到星系际介质。这进一步意味着，一群被遮蔽的快速增长的黑洞可能很难被探测到，这也许可以解释为什么只有很少的类星体的爱丁顿分数高于几个。最后，这个简单的持续超爱丁顿增长的条件可以很容易地在宇宙学模拟中实现，可以用来评估它发生在什么环境中。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
