Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 astro-ph.HE
Thick accretion disk and Its super Eddington luminosity around spinning blackholes
在一般的吸积盘模型理论中，围绕天体的吸积盘包括服从开普勒运动的流体环。然而，当我们靠近吸积盘的中心时，我们应该考虑相对论和旋转效应，吸积盘周围是旋转的致密大质量物体，如黑洞或中子星。在这项研究中，我们探讨的吸积盘的内部部分的几何形状的背景下，Mukhopadhyay的伪牛顿势近似的完整的广义相对论理论。我们发现，在致密旋转黑洞表面附近，吸积盘的形状“膨胀”或变厚，吸积盘的光度可超过爱丁顿光度。
2021-03-19 astro-ph.HE
On the Eddington limit for relativistic accretion discs
标准吸积盘模型依赖于几个假设，其中最重要的是几何薄。每当这个条件被违反，新的物理效应变得重要，如径向能量平流和质量损失的光盘。这些影响是重要的，例如，大质量吸积率时，光盘接近其本地爱丁顿极限。在这项工作中，我们研究了标准吸积盘近似的上限，并找到了任何旨在再现超爱丁顿吸积区过渡的模型都应该考虑的标准模型的修正。首先，我们发现，薄吸积盘，考虑到相对论修正允许增加当地爱丁顿限制约2倍，由于更强的引力在广义相对论（GR）。然而，违反当地爱丁顿限制也意味着大磁盘厚度。因此，为了考虑圆盘厚度的影响，人们应该对圆盘的二维旋转定律作出假设。对于旋转频率恒定的圆柱体$r\sinθ=const$，垂直重力随着半径恒定的球体上的高度而变强。另一方面，径向通量平流的影响增加了磁盘内部的磁通密度和降低爱丁顿极限。一般来说，与盘厚度相关的效应倾向于进一步增加局部爱丁顿极限。然而，平流效应会使吸积效率降低几倍。
2015-09-24 astro-ph.HE
Super-Eddington Magnetized Neutron Star Accretion Flows: a Self-similar Analysis
本文通过自相似解研究超爱丁顿盘与磁化中子星磁层在薄边界层内的相互作用，给出磁层截断半径与阿尔文半径的比例关系，并表明该模型可用于解释超亮X射线双星等环境中的中子星吸积与自转演化。
2024-06-28 astro-ph.HE
What Determines Unique Spectra of Super-Eddington Accretors?: Origin of Optically Thick and Low Temperature Coronae in Super-Eddington Accretion Flows
在超爱丁顿吸积流（如超亮X射线源（ULX）、GRS 1915+105和窄线塞弗特1星系（NLS 1））上方，推断存在相对较冷（$k_B T \lesssim 10~{\rm keV}$）和光学较厚（$τ\gtrsim 3$）的日冕，这与亚爱丁顿吸积流的情况形成对比，亚爱丁顿吸积流与$k_B T \sim 100~{\rm keV}$和$τ\sim 1$的日冕有关。为了理解它们的物理起源，我们研究了辐射压从超爱丁顿内盘吹出的气体所形成的日冕的发射特性。我们假设日冕是由从下面的磁盘出现的磁环的重联加热的。我们表明，这种辐射压力驱动的风可以作为一个光学厚的日冕，向上散射热软光子从底层磁盘，并与一个合理的参数设置，我们可以在理论上重现日冕光学深度和温度推断的光谱拟合的观测数据。相比之下，在亚爱丁顿的情况下，日冕的光学深度不可能这么高，因为日冕物质是通过蒸发从盘中提供的，并且蒸发速率有一个最大限度。我们支持低温光学厚康普顿化是超爱丁顿吸积流的关键特征。
2021-03-25 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 astro-ph.HE
GRRMHD Simulations of MAD Accretion Disks Declining from Super-Eddington to Sub-Eddington Accretion Rates
利用广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）方法对非自旋（$a_*=0$）和自旋（$a_*=0.9$）超大质量黑洞周围的磁制动盘（MAD）进行了模拟。在每个模拟中，质量吸积率随着时间的推移而降低，这样我们就可以在$3 \gtrsim \dot{M}/\dot{M}_{\rm{Edd}}\gtrsim 0.3$范围内对爱丁顿标度率进行采样。对于非自旋BH模型，总效率和辐射效率随着吸积率的降低而增加，分别在$η_{\rm{tot}}\sim9-16\%$和$η_{\rm{rad}}\sim6-12\%$范围内变化。这个模型显示喷流活动很少。相比之下，自旋BH模型具有由从BH提取的自旋能量提供动力的强相对论性喷流。喷流功率随吸积率的增大而减小，总效率和辐射效率分别为$η_{\rm{jet}}\sim 18-39\%$和$η_{\rm{rad}}\sim 45-79\%$。我们证实，轻度亚爱丁顿磁盘可以提取大量的权力，从一个旋转BH，只要他们在MAD状态。在次爱丁顿演化过程中，$100\, GM/c^2$的射流剖面大致呈抛物线状，幂律指数为$k\approx0.43-0.53$。这两个模型显示出显着的变化，在传出的辐射，这可能是与事件的磁通量爆发。的$a_*=0.9$模型显示半定期的变化与$\sim2000\, GM/c^3$的最终$\sim10,000\, GM/c^3$的模拟，这表明…
2022-09-24 astro-ph.HE
ULXs as magnetized sub-Eddington advective accretion flows around stellar mass black holes
超亮X射线源（ULX）是由中等质量的黑洞还是由恒星质量的黑洞吸积而成的，一直困扰着我们。在这里，我们建议，在存在大尺度强磁场和不可忽略的垂直运动，ULX的亮度，特别是在其硬态，可以解释与亚爱丁顿吸积恒星质量黑洞。在2.5维磁化平流吸积流的框架中，磁张力起着传输物质的作用（相当于通过湍流粘性的粘性剪切），我们既不需要调用一个中等质量的黑洞，也不需要超级爱丁顿吸积。我们的模型解释了NGC 1365 X1/X2、M82 X42.3+59、M99 X1等处于硬幂律支配态的源。
2019-08-27 astro-ph.HE
Outflow from super-Eddington flow: where it originates from and how much impact it gives?
人们普遍认为，超爱丁顿吸积流可以产生强大的外流，但它来自哪里，有多少质量和能量被带到哪些方向？为了回答这些问题，我们新进行了一个大盒子，二维辐射流体动力学模拟，特别注意，以免结果应该依赖于所采用的初始和边界条件。我们可以在一个前所未有的大范围内达到一个准稳态，$r=2~r_{\rm S}$ - $600~r_{\rm S}$（$r_{\rm S}$是史瓦西半径）。中心$10 ~M_{\odot}$黑洞的吸积速率是$\dot{M}_{\rm BH} \sim 180 ~L_{\rm Edd}/c^{2}$，而质量流出速率是${\dot M}_{\rm outflow} \sim 24 ~L_{\rm Edd}/c^2$（其中$L_{\rm Edd}$和$c$分别是爱丁顿光度和光速）。比值（${\dot M}_{\rm outflow}/{\dot M}_{\rm BH} \sim 0.14$）远低于先前报告的值。通过仔细观察发现，到达外边界的外流气体大部分来自于$R\lesssim140~r_{\rm S}$处的区域，而$140~r_{\rm S}$ - $230 ~r_{\rm S}$处的气体形成了失败的外流。因此，在捕获半径$\sim 450 ~r_{\rm S}$内发生显著流出。机械能通量（或质量通量）在从旋转轴的$\sim 15^\circ$（$\sim 80^\circ$）…
2021-02-02 astro-ph.HE
Crossing the Eddington limit: examining disk spectra at high accretion rates
最暗的超亮X射线源（ULX），即那些光度为1 < L_X/10^39 < 3 erg s^-1的0.3 ~ 10 keV的超亮X射线源，其X射线谱往往是盘状的，但比薄的吸积盘所预期的要宽。这些“加宽的圆盘”光谱被认为表明了恒星残骸黑洞上的近或轻度超爱丁顿吸积。在这里，我们报告的样本明亮的热占主导地位的黑洞二进制文件，其中有爱丁顿比限制到中等的值，也表现出扩大磁盘光谱在0.3-10千电子伏波段在一个数量级较低的光度。这种加宽在仅观察~2 keV以上的研究中会被错过。虽然这可能表明，扩大磁盘ULX可能是由吸积到大质量恒星残余黑洞接近最大的自旋，我们认为，在一个场景中，他们是在接近爱丁顿光度赞成，这样的辐射压力预计将导致几何超薄，平流吸积盘。然而，这意味着需要一个额外的物理机制来产生在低爱丁顿比下观察到的宽光谱。
2016-11-28 astro-ph.HE
Study of advective energy transport in the inflow and the outflow of super-Eddington accretion flows
本文提出径向自相似的二维内流—外流解，自洽计算平流因子，发现径向平流加热内流、垂直平流与辐射共同冷却，表明超爱丁顿吸积辐射效率高于细盘模型。
2023-08-16 astro-ph.HE
Ultra-luminous X-ray sources as magnetically powered sub-Eddington advective accretion flows around stellar mass black holes
为了解释超亮X射线源（ULX）异常高的光度和光谱性质，一些潜在的黑洞被认为是中等质量的，在几十到几百万太阳质量之间。事实上，长期以来一直存在一个问题，即黑洞的中程质量缺失。然而，由于一些ULX也被认为是中子星，因此它们不寻常的高亮度通常是由超艾丁顿吸积引起的。然而，所有的模型都是基于非磁化或弱磁化吸积。然而，有证据表明，恒星质量的黑洞周围的吸积盘/流中的磁场可能是百万高斯。这样一个磁制动吸积流理所当然地起着关键的作用，许多组合盘射流/流出系统的动力。在这里，我们表明，2.5维对流磁化吸积盘/流出系统周围的恒星质量黑洞的流动能量足以解释ULXs在其硬态的权力。因此，它们既不会有中等质量的黑洞，也不会有超级爱丁顿吸积体。我们认为，至少有一些ULX是围绕恒星质量黑洞的磁动力亚爱丁顿吸积体。
2018-08-30 astro-ph.HE
ULX collimation by outflows in moderately magnetized neutron stars
通过GRRMHD模拟发现，中等磁化中子星的超爱丁顿吸积外流可准直辐射，使表观光度达100爱丁顿，且弱磁场（10^10 G）比强磁场（10^11 G）更有利于产生超亮X射线源。
2025-02-17 astro-ph.HE
Swift observations of V404 Cyg during the 2015 outburst: X-ray outflows from super-Eddington accretion
黑洞双星V404 Cyg在经过26年的X射线静止后，于2015年6月进入爆发阶段，其行为打破了大多数黑洞双星典型的爆发演化模式。我们用雨燕卫星观察了整个爆发，并对其最活跃的阶段进行了时间分辨光谱学分析，获得了1000多个光谱，曝光时间从几十秒到几百秒不等。所有的光谱都可以用吸收幂律模型拟合，这在大多数情况下需要部分覆盖的存在。蓝移的铁-K α线出现在10%的光谱中，并伴随着高柱密度的特征，大约20%的光谱似乎显示出反射的特征。没有一个光谱显示明确存在的软盘黑体发射，而观测到的辐射热通量超过爱丁顿值的光谱的3%。我们的结果可以解释假设吸积流的内部膨胀成一个细长的磁盘，既隐藏了最里面（和最亮）的流量区域，并产生一个冷，cloudly，高密度的流出，介绍了高吸收和快速光谱变化观察。我们认为，天鹅座V404中的黑洞可能以爱丁顿/超爱丁顿速率不规则地甚至连续地吸积-从而维持周围的细长盘-同时部分或完全被膨胀的盘及其流出物所掩盖。因此，由源产生的最大耀斑可能不是吸积驱动的事件，而是隐藏在系统中的极亮源的暴露的影响。
2017-07-04 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources as super-Eddington accretion disks
超亮X射线源（ULX）的起源是一个谜，在外部星系的X射线亮度超过我们银河系中最明亮的黑洞的数百和数千倍。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。在这里，我们回顾ULX的性质，它们的X射线谱表明，在超临界吸积假设的吸积盘中存在热风。然而，最有力的证据来自光谱学。ULX对应物的光谱与SS 433非常相似，SS 433是我们银河系中唯一已知的超临界吸积体。
2016-01-26 astro-ph.HE
Oscillations of the Eddington Capture Sphere
我们提出了一个玩具模型的轻度超爱丁顿，光学薄吸积到一个紧凑的恒星在史瓦西度规，它预测周期性变化的光度时，物质以恒定的吸积率提供给系统。这些都与爱丁顿捕获球的周期性出现和消失有关。在该模型中，发现频率与光度成反比。如果输入吸积率是（严格）周期性变化的，则光度变化是准周期性的，质量吸积的品质因数与质量吸积涨落的相对幅度成反比，其最大值约为Q= 1/（10| Δ Mdot/Mdot|）在大约1至2 kHz的频率振荡2太阳质量的恒星。
2012-08-14 astro-ph.HE
Growth of massive black holes at high-z via accretion predominantly driven by magnetic outflows
由吸积超大质量黑洞（SMBH）提供能量的发光类星体已经在早期宇宙的$z \gtrsim 7.5$中被发现，这对种子黑洞质量和SMBH的快速增长都有很强的限制。在这项工作中，我们将探讨如何通过爱丁顿有限吸积主要由磁场外流驱动的SMBHs的增长。大部分的角动量和释放的引力能都可以被磁流出所带走，因此即使圆盘以亚爱丁顿光度辐射，黑洞（BH）的质量吸积率也可以很高。研究发现，在$z\gtrsim 7$发现的几十亿太阳质量的SMBH可能是通过混沌吸积而形成的，主要是由恒星质量BH的磁流出驱动的，当圆盘以中等亮度（$\sim 0.5$ Eddington亮度）辐射时，有轻微的流出。我们发现，大多数SMBH的自旋在中等值的自旋参数$a_*$，这意味着只有一小部分类星体可能有射电喷流。
2019-10-09 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Models of Accretion onto Stellar-Mass Black Holes: II. Super-Eddington Accretion
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，Flatiron研究所）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（自然科学学院，高等研究院）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文学研究所，弗吉尼亚大学）；Michigan SPARC, Los Alamos National Laboratory（密歇根SPARC，洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Computational Physics and Methods, Los Alamos National Laboratory（计算物理与方法部门，洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本研究通过GRMHD模型分析超埃德顿吸积流，揭示辐射压力支撑厚盘、辐射驱动喷流及喷流对观测特征的影响，适用于多种天文系统。
2026-03-05 astro-ph.HE
Wind from the Hot Accretion Flow and Super-Eddington Accretion Flow
本文综述了热吸积流和超爱丁顿吸积流中风的理论与观测进展，指出风在活动星系核反馈中比喷流起更关键作用。
2024-08-29 astro-ph.HE
The ultraluminous state revisited: fractional variability and spectral shape as diagnostics of super-Eddington accretion
虽然我们已经接近达成共识，大多数ULX都是处于超爱丁顿状态的恒星质量黑洞，但这种吸积模式的物理学还没有建立起来。在这里，我们使用一个组合的X射线光谱和时间分析的ULXs的样本来调查这个新的吸积制度。我们提出了一个光谱分类方案，将ULXs分为三类：一个扩大的光盘类，和两个组件的硬和软超亮制度。在最低光度的ULX人口占主导地位的来源与扩大光盘光谱，而两个组件的光谱被认为是在较高的光度，暗示的区别~爱丁顿和超爱丁顿吸积模式。我们发现高水平的可变性仅限于具有软超亮光谱的ULX和一些加宽的光盘源。此外，变异性在高能量下最强，这表明它起源于较硬的光谱分量。这些特性与当前的超级爱丁顿发射模型是一致的，其中风在吸积流的中心区域周围形成漏斗。由于风提供了软分量，这表明倾斜度是观测到的X射线光谱的关键决定因素，如果这是由于风边缘的云状物质间歇性地模糊了我们对ULX中心区域的视线，那么变化结果就非常有力地支持了这一点。在两个ULXs，跨越硬/软超铝制度边界的光谱变化与光度的模式是一致的风增加在较高的吸积率，从而缩小漏斗的开口角。因此，这项工作表明，大多数ULX可以被解释为恒星质量的黑洞在爱丁顿极限或以上吸积，其观察到的特征由两个变量控制：吸积率和倾角。（节略）
2013-07-30 astro-ph.HE
Semi-Analytic Solutions For Warped, Super-Eddington Accretion Disks with Outflows
College of Charleston（查尔斯顿学院）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of California at Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本研究建立了一个辐射压主导的翘曲吸积盘的半解析模型，自洽连接盘翘曲、质量流入、风与能量输运，并确定了盘变为对流的半径，重现了数值模拟结果。
2026-09-24 astro-ph.HE
Global Radiation Magneto-hydrodynamic Simulations of Sub-Eddington Accretion Disks around Supermassive Black Holes
利用三维辐射磁流体动力学模拟方法研究了质量为5 \times 10^8太阳质量的黑洞的吸积盘内部区域的性质，其质量吸积率分别为爱丁顿值的7%和20%。这个区域的磁盘支持磁压力与表面密度显着小于标准薄磁盘模型预测的值，但具有更大的磁盘规模的高度。在许多热时间尺度上，盘没有显示出任何热不稳定性的迹象。超过一半的吸积是由辐射粘度驱动的光学薄的日冕区域的吸积率较低的情况下，而吸积在光学厚的部分磁盘驱动的麦克斯韦和雷诺应力从MRI湍流。在这两个模拟中，气体温度> 10^8 K的日冕只在\approx 10引力半径内产生，在吸积率较高的情况下更紧凑。与薄盘模型相反，表面密度随着质量吸积率的增加而增加，这导致光学薄区域的耗散较少，日冕相对较弱。模拟结果可以解释活动星系核中X射线冕的形成、冕的紧凑尺寸以及观测到的许多活动星系核的光学-X射线亮度随爱丁顿比的变化趋势。
2019-04-02 astro-ph.HE
The bright black hole X-ray binary 4U 1543-47 during 2021 outburst. A clear state transition from super-Eddington to sub-Eddington accretion revealed by Insight-HXMT
本研究利用Insight-HXMT观测分析黑洞X射线双星4U 1543-47 2021年爆发数据，发现其存在超爱丁顿到亚爱丁顿的清晰态转变，提出该转变由吸积流从超临界盘向薄盘构型变化驱动。
2024-03-05 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion in the Q2237+0305 quasar?
Q2237+0305类星体的光通量变化之间的带间时间滞后已被确定的光变曲线中的Johnson-RuminsV，R，和I光谱带。滤波器对R-V、I-R和I-V的时滞值明显高于Shakura和Sunyaev的标准吸积盘模型的预测值。为了解释这种差异，Shakura和Sunyaev在1973年考虑的类星体超临界吸积制度的想法被应用。他们已经证明，这种状态会在吸积盘周围产生一个扩展的散射包络。包层有效地散射和重新发射来自吸积盘的辐射，从而增加了表观盘的大小。我们利用Shakura和Sunyaev在分析超爱丁顿吸积时导出的包络半径和温度的解析表达式，证明了我们的结果与存在这种包络是一致的。计算了吸积区的相应参数。它们提供了与我们工作中确定的带间时滞一致的V、R和I谱带中的包络半径。
2020-12-21 astro-ph.HE
Limits on luminosity and mass accretion rate of a radiation pressure dominated accretion disc
在吸积盘中，黑洞的引力在垂直方向上存在极大值。如果盘的辐射通量大于对应于最大垂直重力的临界值，则可能从盘驱动外流。我们发现，外流驱动的辐射力从光盘，如果吸积率大于爱丁顿率。因此，盘的辐射受到这种流出的限制。在大mdot病例中，视盘亮度L=L_Edd \propto ln mdot。对于mdot~100，盘的爱丁顿比为~3，这显著低于没有流出的传统细长盘。这意味着某些具有高度超爱丁顿光度的超亮X射线源的辐射应该是多普勒波束的，或者在这些源中是中等质量的黑洞而不是恒星质量的黑洞。当mdot>2时，流出圆盘的频谱在高频端饱和。我们认为，饱和辐射可以用来估算高速吸积的黑洞的质量，如窄线塞弗特星系。黑洞的质量吸积速率总是在爱丁顿速率附近，即使外半径处的质量吸积速率非常高，因为大多数气体都被移到了流出物中。这意味着，高红移z>6的发光类星体应该是以接近爱丁顿速率的持续吸积长大的。
2015-02-10 astro-ph.HE
Evidence for Optically Thick, Eddington-limited Winds Driven by Supercritical Accretion
超临界吸积到紧凑的物体上，为光学厚度和爱丁顿限制的大规模风提供动力。如果大部分来自中央圆盘的硬X射线被风遮蔽，源将显示出类似黑体的光谱，其亮度与致密物体的质量成比例。从钱德拉附近星系的档案中，我们选择了一个明亮和非常软的光源样本，并排除了前景物体和超新星遗迹的污染。他们被发现优先与晚型星系。我们样本中的大多数来源要么太热，要么太亮，不能用白矮星表面的核燃烧来解释，而被认为是由吸积提供动力的。最可能的解释是，它们是由于超临界吸积驱动的风从光球层发射到致密物体上。它们的黑体光度范围从~10^37到近10^40 erg/s，表明存在中子星和恒星质量的黑洞。黑体的光度也显示出可能的双峰分布，虽然在低的意义，达到峰值附近的爱丁顿极限的中子星和恒星质量的黑洞，分别。如果这一点能够得到证实，那将是超临界吸积为厚风提供动力的确凿证据。基于风模型，推断这些天体的质量吸积率大约是爱丁顿速率的几百倍，这表明它们可能在吸积率方面介于典型的超铝X射线源和SS 433之间。
2018-12-07 astro-ph.HE
Systematic two-dimensional radiation hydrodynamic simulations of super-Eddington accretion flow and outflow: Comparison with the slim disk model
一维薄盘模型在多大程度上能再现超爱丁顿吸积的全球辐射流体动力学模拟的多维结果？考虑到这个问题，我们进行了系统的模拟研究吸积流到一个非旋转的黑洞的各种黑洞质量的$(10 - 10^7) M_{\odot}$和质量吸积率的$(1.4 \times 10^2 - 5.6 \times 10^3)L_{\rm Edd}/c^2$（与$L_{\rm Edd}$和$c$是爱丁顿光度和光速）。为了充分解决大规模的外流结构，我们广泛扩展了一个模拟箱，以覆盖空间的$3000 r_{\rm S}$（与$r_{\rm S}$是史瓦西半径），大于那些在大多数以前的研究，所以我们可以把相对较大的角动量注入到外部模拟边界的气体。离心力与重力平衡时采用的开普勒半径为$r_{\rm K}=300 r_{\rm S}$。注入的质量首先下降，并在这个半径附近积累，然后通过粘性缓慢地向中心黑洞吸积。我们模拟这样的吸积过程，考虑逆和散装康普顿散射。模拟的吸积流在$r_{\rm qss}\sim 200 r_{\rm S}$内部处于准稳态。在这个半径范围内，流动特性总体上与薄圆盘模型所描述的流动特性非常一致，只是下面圆盘的径向密度分布要平坦得多，$ρ\propto r^{-0.73}$（参见图10）。薄盘模型中的$ρ\propto r^{-3/2}$），可能是由于有效对流。我们发现非常弱的流出从内部$r\sim 200 r…
2018-09-04 astro-ph.HE
Breaking the limit: Super-Eddington accretion onto black holes and neutron stars
随着最近在高红移处发现大质量和高亮度的类星体（$z\sim7$ ;例如Mortlock et al. 2011），早期宇宙中黑洞（BH）如何生长的问题已经被赋予了新的意义。为了在宇宙大爆炸后不到10亿年的时间里生长出含有$M_{\rm BH} > 10^9$ M $_{\odot}$的黑洞，低质量种子黑洞的质量吸积需要非常迅速（Volonteri & Rees，2005）。事实上，对于任何恒星遗迹种子来说，所需的速率都需要超过爱丁顿极限。在这一点上，由辐射压力产生的向外的力等于下落物质所受到的引力。原则上，这意味着有一个质量为$M$的物体可以发射的最大光度;假设球形吸积和不透明度由汤普森散射主导，这个爱丁顿光度是$L_{\rm{E}} = 1.38 \times 10^{38} (M/M_{\odot})$ erg s $^{-1}$。实际上，已知由于非球形几何形状或各种不稳定性，可以违反该限制。尽管如此，爱丁顿极限仍然是一个重要的参考点，许多关于超过这个极限的吸积过程的细节仍然不清楚。理解这种所谓的超级爱丁顿吸积是如何发生的，具有明确的宇宙学重要性，因为它可能支配着第一个超大质量黑洞（SMBH）的生长，以及这种生长对它们的宿主星系（“反馈”）和再电离时代的影响，以及更普遍地提高我们对吸积物理学的理解。
2019-03-15 astro-ph.HE
Line-driven disc wind in near-Eddington active galactic nuclei: decrease of mass accretion rate due to powerful outflow
根据最近的X射线观测，来自超大质量黑洞的超快速流出物预计将有足够的能量对其宿主星系产生巨大影响，但其发射和加速机制尚未得到很好的理解。我们进行二维辐射流体动力学模拟紫外线驱动的盘风，以计算在这些模型中的质量损失率和动能。我们开发了一种新的迭代技术，减少了通过内盘的风质量损失的质量吸积率。这使得内部圆盘的紫外线亮度较低，与先前假设半径恒定的吸积率的模拟相比，风力减少。在我们的模拟中，线驱动风仍然非常强大，对于质量$10^8-$ $10^{10}\, M_\odot$在$L/L_{\rm Edd}=0.5-$ $0.9$处吸积的黑洞，大约有一半的质量吸积率被喷射到风中。我们的结果为基于线驱动盘风物理模型估算超大质量黑洞的增长率和估算向星际介质喷射的动能（活动星系核反馈）开辟了途径.
2020-04-02 astro-ph.HE
An in-depth study of a neutron star accreting at low Eddington rate: On the possibility of a truncated disk and an outflow
由于观测的挑战，我们对中子星周围低水平吸积流的了解是有限的。我们介绍了Nustar，Swift和Chandra对低质量X射线双星IGR J17062-6143的观测，该双星自2006年以来一直在爱丁顿极限的0.1%处持续吸积。我们的同步Nustar/Swift观测表明，0.5-79 keV的光谱可以用光子指数为Gamma~2的幂律定律、温度为kT_bb~0.5 keV的黑体（可能来自中子星表面）和盘反射的组合来描述。反射谱模拟表明，内吸积盘位于距离中子星Rin>100 GM/c2（>225 km）处。这种明显的截断可能是由于内盘蒸发成辐射效率低的吸积流，或者是由于中子星磁场的压力。我们的钱德拉光栅数据揭示了可能的窄发射线近1千电子伏，可以被建模为反射或碰撞电离气体，和可能的低能量吸收功能，可能指向外流的存在。我们考虑的情况下，这个中子星已经能够维持其低吸积率通过磁抑制的吸积流，这给了一些限制其磁场强度和自旋周期。在这种配置中，IGR J17062-6143可能会表现出强烈的射电喷流以及（螺旋桨驱动的）风状外流。
2016-09-15 astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion through a Multiwavelength Lens: Searching for Counterparts of Ultraluminous X-ray Sources
INAF-OAR（意大利国家天体物理研究所奥泰亚诺天文台）；INAF-OAC（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；INAF-OAT（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）；ICE-CSIC（西班牙高等科学研究理事会星际化学研究所）；INAF-OAB（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；INAF-IASF MI（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；INAF-IASF PA（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文物理研究所）；Durham University（杜伦大学）
本文研究超亮X射线源的超埃德蒙顿吸积机制，通过多波段透镜寻找其反面，探讨致密天体性质、吸积盘几何及反馈机制。
2025-12-23 astro-ph.HE
Super-Eddington QSO RX J0439.6-5311. II. Multi-wavelength Constraints on the Global Structure of the Accretion Flow
我们提出了一个详细的多波长的研究，一个清晰的，高度超爱丁顿1型类星体RX J0439.6-5311。我们将最新的XMM-牛顿观测与从红外到硬X射线的所有档案数据相结合。光谱与1H 0707-495非常相似，具有极弱的[O { \sc iii}]和强的Fe { \sc ii}发射线，尽管黑洞质量可能略高于$5-10 \times10^{6}~\rm M_{\odot}$。宽带SED是唯一定义良好的，由于极低的银河系和本征吸收，所以热光度是严格限制的。可见光/紫外吸积盘的连续性下降到900 μ m，表明有一个标准的薄盘结构下降到$R \ge$ 190-380 $R_{\rm g}$，并确定通过外盘的质量吸积率。这预测了一个比观测到的高得多的热光度，表明必须有强风和/或对流能量损失从内部光盘，作为预期的高度超爱丁顿吸积流。在NLR和BLR发射线中都检测到显著的外流，证实了风的存在。我们提出了一个全球性的图片的超级爱丁顿吸积流的结构，其中的内盘鼓起来，屏蔽大部分潜在的NLR材料，并显示如何倾斜角度相对于此和风可以解释非常不同的X射线性能的RX J0439.6-5311和1H 0707-495。因此，这个来源提供了强有力的支持证据，“简单的”和“复杂的”超级爱丁顿NLS 1可以统一在同一吸积流的情况下，但不同的倾角。我们还提出，这些极端NLS 1可能是弱发射线类星体（WLQ）的低红移类似物。
2017-06-25 astro-ph.HE
Description of accretion induced outflows from ultra-luminous sources to under-luminous AGNs
利用一个新发展的盘-流耦合模型研究了黑洞/致密天体周围吸积诱导的外流和似然喷流的能量学。流出和吸积的相互联系的动力学本质上支持守恒定律。能量学强烈地依赖于粘度参数α和冷却因子f，它们表现出几个有趣的特征。在超爱丁顿吸积流的作用下，该模型可以再现超亮X射线双星（如SS 433）和高亮度活动星系核及类星体族的辐射热光度。在适当的条件下，低亮度活动星系核（如人马座A^*）也与f \to 1的亚爱丁顿吸积流的光度相当吻合。
2009-05-31 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto a magnetized neutron star
大多数超亮X射线源被认为是在爱丁顿极限以上吸积的物体。在最近发现的超亮X射线双星中，吸积星是一颗中子星，因此质量很小，爱丁顿极限也很小。这种天体周围的吸积盘结构会影响重要的观测量，如平衡周期、周期导数和磁层的大小。我们提出了一个模型，一个接近标准的吸积盘与磁层相互作用，只有在一个薄层附近的内盘边缘。我们的计算表明，磁层的大小可以表示为经典的阿尔文半径乘以无量纲因子$ξ$，它只取决于磁盘的厚度。在辐射压主导的盘的情况下，磁层的大小不依赖于质量吸积率。一般来说，增加圆盘厚度会导致以阿尔文半径为单位的更大磁层尺寸。对于足够大的质量吸积率和磁矩，不仅要考虑盘内的磁场压力和辐射压力，还要考虑吸积柱中靠近中子星表面产生的辐射压力。磁层的大小可能会增加多达两倍的影响，有关的磁盘厚度和辐射的中心源的结果。考虑到这些影响，对中子星磁矩的估计值降低了好几倍。
2017-03-20 astro-ph.HE
A Model for the Correlation of Hard X-ray Index with Eddington Ratio in Black Hole X-ray Binaries
观测结果表明，在黑洞X射线双星中（含$λ=L_{\rm bol}/L_{\rm Edd}$），$λ\gtrsim 0.01$的Eddington比$λ$与硬X射线指数$Γ$之间存在正相关，而$λ\lesssim 0.01$的$λ$与$Γ$之间存在反相关.在本文中，我们在盘冠模型的框架下，从理论上研究了$Γ$和$λ$之间的关联。我们改进的模型，考虑到所有的冷却过程，包括同步辐射和自康普顿辐射的日冕，康普顿化的软光子从底层的吸积盘，和韧致辐射。假设盘上方的日冕流在外部区域可以达到0.1的爱丁顿速率，我们计算了两相吸积流的结构和吸积速率从0.003到0.1的出射谱。结果表明，在大于$\backsim 0.01$爱丁顿速率的吸积速率下，一部分日冕气体凝结到盘中，并且内部盘可以通过凝结来维持。在这种情况下，X射线的发射主要是由软光子从日冕中的底层圆盘散射而来的。来自内盘和日冕的发射可以产生$λ$和$Γ$之间的正相关。当吸积速率低于$\backsim 0.01$ Eddington吸积速率时，内盘完全蒸发消失，吸积过程主要由ADAF控制，其中X射线辐射是由ADAF自身的韧致辐射光子和同步加速器的康普顿化产生的.来自ADAF的发射可以在$λ$和$Γ$之间产生反相关。
2012-12-08 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto black holes and its application to fallback accretion
本文研究黑洞超爱丁顿球对称吸积，利用边界层理论获得两类解析解，并将其应用于失败超新星后的回落吸积，预测观测特征并解释NGC 6946和M31中候选体的亮度来源。
2025-07-22 astro-ph.HE
Global dynamics of advection-dominated accretion flows with magnetically driven outflow
我们研究了具有磁驱动外流的对流主导吸积流（ADAF）的全球动力学。吸积流中的一部分气体被加速进入外流，导致吸积流中的质量吸积率向黑洞方向减小。我们发现，在ADAF的外部区域，与r相关的质量吸积率接近于对流主导的流入流出解（ADIOS）中所假设的幂律吸积率m_dot r^s，而在ADAF的内部区域，它明显偏离与r相关的幂律吸积率。结果发现，在外流的存在下，ADAF的结构发生了显着变化。在外流的存在下，ADAF中的离子和电子的温度降低，因为ADAF中释放的一部分引力被用来加速外流。
2009-08-24 astro-ph.HE
Thermal Equilibrium Solutions of Black Hole Accretion Flows: Outflows VS Advection
观测和数值模拟表明，在吸积过程中，外流现象普遍存在。我们重新审视的热平衡解决方案的黑洞吸积流包括流出的作用。我们的研究集中在外流冷却率与平流冷却率的比较。我们的结果表明，除了内部区域，外流可以占主导地位的平流在很大范围内的流动，这是很好的协议与以前的数值模拟。我们认为，一个对流为主的内部区域与外流为主的外部区域应该是一个一般的径向分布的超爱丁顿吸积流和光学薄流与低吸积率。
2022-04-07 astro-ph.HE
Rapid growth of black holes accompanied with hot or warm outflows exposed to anisotropic super-Eddington radiation
为了研究早期宇宙中黑洞的快速增长，我们对质量为$10^3\leq M_{\rm BH}/M_{\odot} \lesssim 10^6$的黑洞吸积流进行了二维辐射流体动力学模拟。对于球对称流，只有当BH质量高于$\simeq 10^4~M_{\odot}(n_\infty/10^5~{\rm cm}^{-3})^{-1}(T_\infty/10^4~{\rm K})^{3/2}$时，才能从Bondi半径之外不受辐射反馈的阻碍地发生超爱丁顿吸积到BH上，其中$n_\infty$和$T_\infty$是环境气体的密度和温度。在这里，我们研究的吸积流暴露于各向异性辐射的核吸积盘的光度高于爱丁顿值（$L_{\rm Edd}$），由于准直朝向双极方向。我们发现，不像球对称的情况下，即使是质量较小的黑洞与$M_{\rm BH} < 10^4~M_{\odot}$可以通过赤道面周围的气体在高吸积率的$\gtrsim L_{\rm Edd}/c^2$，而电离区扩大到极方向产生热流出与$T\sim 10^5$ K。对于含有$M_{\rm BH}\gtrsim 5\times 10^5~M_{\odot}$的质量较大的黑洞，由于气体的非径向运动，中性气体通过赤道面完全覆盖了中心辐射区，从而阻挡了各个方向的出射辐射。由于氢的有效复合，整个流动产生具有$T \simeq 8000~{\rm K}$的中性和…
2017-05-15 astro-ph.HE
The properties of wind and jet from a super-Eddington accretion flow around a supermassive black hole
本文通过辐射磁流体动力学模拟和虚拟粒子轨迹方法，研究了超大质量黑洞周围超爱丁顿吸积流产生的风和喷流性质，发现风的动量通量更高且在AGN反馈中可能比喷流更重要，其加速主要由洛伦兹力主导。
2023-05-11 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Models of Accretion onto Stellar-Mass Black Holes: I. Survey of Eddington Ratios
本文使用全广义相对论辐射输运算法，调查了不同吸积率、自旋和磁场下的黑洞吸积流结构，发现超爱丁顿吸积辐射效率低，净磁通量影响近亚爱丁顿盘结构，并探讨了其在 X 射线双星和 JWST 小红点观测中的应用。
2025-09-12 astro-ph.HE
The Nature of ULX Source M101 X-1: Optically Thick Outflow from A Stellar Mass Black Hole
超亮X射线源（ULX）的性质长期以来一直受到中心致密天体是中等质量（IMBH，>~ 10^3 M_sun）还是恒星质量（几十M_sun）黑洞（BH）的模糊性的困扰。星系M101中ULX源X-1在高态时的高光度（~ 10^39 erg/s）和超软光谱（T ~ 0.1 keV）表明其发射半径很大（>~ 10^9 cm），这与IMBH以亚爱丁顿速率吸积相一致。然而，最近的运动学测量的二进制轨道的这个来源和识别的二次沃尔夫-拉叶星建议一个恒星质量BH主要与超级爱丁顿吸积。如果是这样的话，那么来自黑洞的热的、光学厚的流出物可以解释大的发射半径和软光谱。通过考虑光子的吸收和散射不透明度的相互作用，我们确定了流出的发射区的半径和质量密度，并限制了流出的质量损失率。这里提出的分析可以潜在地应用到其他ULX与热为主的光谱，和其他超爱丁顿吸积源。
2014-11-14 astro-ph.HE
GR-RMHD Simulations of Super-Eddington Accretion Flows onto a Neutron Star with Dipole and Quadrupole Magnetic Fields
本文通过GR-RMHD模拟研究磁化中子星超爱丁顿吸积流，揭示偶极与四极磁场分别导致磁极吸积柱和赤道带状吸积流，并据此约束Swift J0243.6+6124的磁场结构。
2024-10-23 astro-ph.HE
Hyper-Eddington mass accretion onto a black hole with super-Eddington luminosity
我们进行一维辐射流体动力学模拟，以解决吸积流到大质量黑洞（BH）与一个非常高的速度。假设光子捕获将从中心区域出现的亮度限制为$L\lesssim L_{\rm Edd}$，Inayoshi，Haiman和Ostriker（2016）已经表明吸积流稳定到“超爱丁顿”解决方案，具有稳定和等温的（$T\simeq 8000$ K）邦迪轮廓，达到$\gtrsim 5000$乘以爱丁顿吸积速率$\dot{M}_{\rm Edd}\equiv L_{\rm Edd}/c^2$。在这里，我们解决的可能性，气体吸积与有限的角动量形成一个明亮的核吸积盘，光度超过爱丁顿极限（$1\lesssim L/L_{\rm Edd}\lesssim 100$）。结合我们的模拟与分析模型，我们发现，过渡到稳定的超爱丁顿吸积仍然发生，只要光度保持低于$L/L_{\rm Edd}\lesssim 35~(M_{\rm BH}/10^4~M_\odot)^{3/2}(n_\infty/10^5~{\rm cm^{-3}})(T_\infty/10^4~{\rm K})^{-3/2}(r_{\star}/10^{14}~{\rm cm})^{-1/2}$，其中$n_\infty$和$T_\infty$是周围气体的密度和温度，和$r_\star$是光球的半径，在辐射出现。如果光度超过这个值，吸积就变成偶发性的。我们的结果可…
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Advective accretion disc-corona model with fallback for tidal disruption events
潮汐破裂事件（TDEs）显示了紫外线到X射线光谱指数和爱丁顿比之间的相关性，在低爱丁顿比的非热X射线发射。我们认为围绕吸积盘的日冕是一个非热的X射线源。我们构造了一个含时的非相对论性对流吸积盘-日冕模型。下落的碎片被假定为形成一个种子盘的时间$t_c$，这演变由于质量增益下落碎片在恒定的外半径与质量回落率$\dot{M}_{\rm fb}$和质量损失，通过吸积到黑洞。在我们的模型中的粘性应力取决于气体（$P_g$）和总（$P_t$）的压力为$τ_{rϕ} \propto P_g^{1-μ} P_t^μ$，其中$μ$是一个常数。我们发现质量吸积率$\dot{M}_a$从爱丁顿吸积演化到亚爱丁顿吸积，其演化的时间接近于$t^{-5/3}$，其中$t$是时间.我们发现，辐射热盘光度遵循接近$t^{-5/3}$的晚期演化。日冕X射线总光度与辐射热盘光度的比值随$μ$的增加而增加，而$μ\neq 1$的比值在后期增加。我们得到的X射线黑体温度的光盘，同意从X射线观测（$\sim~10^5~{\rm K}$）的温度。我们发现，光盘的辐射效率随时间的增加和减少的光盘时，包括电晕。我们忽略了外流，我们的模型更适用于近亚爱丁顿吸积和当$\dot{M}_{\rm fb}$是亚爱丁顿。
2022-11-09 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
Comparing the Accretion Disk Evolution of Black Hole and Neutron Star X-ray Binaries from Low to Super-Eddington Luminosity
低质量X射线双星（LMXB）是一个低质量伴星通过罗氏瓣溢出将质量转移到黑洞或弱磁化中子星上的系统。我们认为，固体表面和NS的磁场都可以影响吸积流，并显示出一些可观察到的效果。利用盘发射的优势数据，我们比较了两类系统从低光度到超爱丁顿光度的盘演化。当光度降低时，NS LMXB 4U 1608 - 522中的盘开始以高得多的光度（$\sim$ 0.1 $L_{\mathrm{Edd}}$）离开最内稳定圆轨道（ISCO），而BH LMXB的光度低得多（$\sim$ 0.03 $L_{\mathrm{Edd}}$），这是由于NS磁层和吸积流之间的相互作用。然而，当光度增加到临界光度以上时，BH和NS LMXB中的吸积盘遵循相同的演化模式，因为磁层被限制在ISCO内部，然后NS表面发射和（偶极）磁场都不会显著影响吸积盘的长期演化，这是由内部区域增加的辐射压力驱动的。我们进一步认为，NS表面发射提供了额外的信息吸积盘，在BH系统中不提供。通过观测到的NS面辐射，我们认为盘的厚度$H/R$小于$0.3-0.4$，并且在Eddington光度附近存在明显的盘内边缘外流.
2011-07-26 astro-ph.HE
Strongly Magnetized Super-Eddington Accretion: How Spin and Accretion Rate Regulate Energy Output and Mass Loss
The University of Hong Kong（香港大学）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天体物理研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration & Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Université de Genève（日内瓦大学）；Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève（日内瓦大学引力波科学中心）；University of Southampton（南安普顿大学）
通过32个广义相对论辐射磁流体动力学模拟，明确黑洞自旋与吸积率调控超爱丁顿磁化吸积的风损失率与能量输出效率，给出相关标度关系，为解释ULXs观测提供框架。
2026-08-03 astro-ph.HE
Global simulations of axisymmetric radiative black hole accretion disks in general relativity with a sub-grid magnetic dynamo
我们提出了一个亚网格模型，模拟磁化吸积盘中的磁发电机。我们已经实现了这个模型中的广义相对论辐射磁流体动力学（GRRMHD）代码\koral，使用局部剪切片模拟的磁旋转不稳定性的结果，以固定的发电机的参数。包括这个发电机，我们能够运行二维轴对称GRRMHD模拟的吸积盘任意长的时间。模拟磁盘表现出持续的湍流，极向和环形磁场组件驱动到一个类似的状态，在3D研究中看到的。使用这个发电机代码，我们提出了一套长期的全球模拟超爱丁顿，光学厚盘周围的非旋转和旋转黑洞。围绕非旋转黑洞的超级爱丁顿盘表现出令人惊讶的大效率，$η\approx0.04$，独立于吸积率，我们测量的总能量输出的效率，辐射和机械，流向无穷大。围绕在旋转黑洞周围的超级爱丁顿盘甚至更有效，并且似乎通过类似于Blandford-Znajek机制的过程提取黑洞旋转能量。所有的模拟模式的特点是高度超爱丁顿辐射通量沿旋转轴准直。我们还提出了一套模拟，设计有爱丁顿或稍微亚爱丁顿吸积率（$\dot{M} \lesssim 2\dot M_{\rm Edd}$）。这些模型都没有达到稳定状态。相反，这些圆盘是由于冷却失控而塌陷的，可能是由于热不稳定性。
2014-07-16 astro-ph.HE
Ionization structure and Fe K$α$ energy for irradiated accretion disks
本文研究了X射线照射下吸积盘表面的径向电离结构。我们绘制预期的铁K $α$线能量作为爱丁顿比的函数和距离的发射物质从中心源，一个非旋转和最大旋转的黑洞。我们比较预测的磁盘线能量与{ \it钱德拉}，{ \it XMM-牛顿}和{ \it朱雀}观测到的活动星系核的档案样本中测量的能量，并讨论线能量是否与混响研究推断的径向距离一致。我们还建议用快变铁K $α$线来估计吸积盘的粘性参数。在低爱丁顿比时，在线能量与爱丁顿比的平面上存在一个禁带，在那里吸积盘不能产生高度电离的铁K $α$线。如果在低爱丁顿比源中观察到这种发射，它要么来自高度电离的外流，要么是来自快速移动的中性物质的蓝移成分。
2011-02-16 astro-ph.HE
Effects of Compton Cooling on outflows in a Two Component Accretion Flow around a Black Hole: Results of a Coupled Monte Carlo-TVD Simulation
利用耦合的Monte Carlo全变差递减程序研究了冷却对黑洞周围吸积盘流出速率的影响。的光谱状态和流出率之间的相关性被发现作为一个结果。
2013-07-28 astro-ph.HE
Studying the relationship between X-ray emission and accretion in AGNs using the XMM-Newton Bright Serendipitous Survey
我们使用从XMM-牛顿明亮偶发巡天中提取的71个1型活动星系核的统计定义良好的代表性样本，研究了射电宁静活动星系核的X射线发射与中心超大质量黑洞吸积率之间的联系。我们搜索和量化的一些基本参数，表征的X射线发射，即X射线光谱斜率，和X射线的“响度”，吸积率，绝对的和归一化的爱丁顿光度（爱丁顿比）之间的统计相关性。我们使用三个不同的量来参数化X射线响度：测热校正，两点光谱指数和盘/日冕光度比。我们发现X射线谱指数依赖于归一化吸积率，而“X射线响度”同时依赖于归一化吸积率和绝对吸积率。特别是对爱丁顿比的依赖性，可能是由X射线谱斜率-爱丁顿比相关引起的。文献中常用的两种度量活动星系核X射线响度的代用指标，即辐射热修正和两点谱指数，表现出不同的性质，辐射热修正对爱丁顿比更敏感，而两点谱指数对绝对吸积的依赖性更强。这一结果的解释可能与两个参数对X射线谱指数的不同敏感性有关。
2013-07-18 astro-ph.HE
Dynamic shocks powered by a wide, relativistic, super-Eddington outflow launched by an accreting neutron star in the mid-20th century
University of Oxford（牛津大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Max-Planck Institute for Nuclear Physics（马克斯·普朗克核物理研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
研究发现20世纪中期由吸积中子星发射的宽角相对论性喷流驱动了动态冲击，冲击具有显著自行和磁场，并可能产生PeV能级的加速粒子。
2026-01-21 astro-ph.HE
Searching for Super-Eddington Quasars using a Photon Trapping Accretion Disc Model
在超大质量黑洞（SMBH）形成和演化的背景下，以超过爱丁顿极限的速率吸积到黑洞上的问题已经讨论了很长时间，这为大质量类星体在高红移（z $\gtrsim$ 7）的存在提供了一个可能的解释，同时也对SMBH在以后的时代的增长产生了影响。然而，目前还不清楚这种“超级爱丁顿”吸积是否发生在SMBH，它是多么普遍，或者是否每个SMBH可能会遇到它。在这项工作中，我们调查的观测结果的一个简单的模型的超级爱丁顿吸积流-一个光学厚，几何薄吸积盘（AD）的最内部的部分经历严重的光子捕获，其随着增大的吸积速率而增强。由此产生的光谱能量分布（SED）显示出显著缺乏静止帧UV，甚至光学光子。使用网格的模型SED跨越参数空间（包括SMBH质量和吸积率）的范围很广，我们发现，大型光学类星体的调查（如SDSS）可能会错过这些发光系统的大部分。然后，我们提出了一组跨光学和红外颜色空间的颜色选择标准，旨在在两个宽场调查中选择超级爱丁顿SED（例如，使用SDSS、2 MASS和WISE）以及深和窄场勘测（例如，COSMOS）。建议的选择标准是必要的第一步，在建立对流影响的超爱丁顿吸积到SMBHs在早期宇宙时代的相关性。
2020-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
