An ultraluminous X-ray source (ULX) is an astronomical source of X-rays that is less luminous than an active galactic nucleus but is more consistently luminous than any known stellar process (over 1039 erg/s, or 1032 watts), assuming that it radiates isotropically (the same in all directions). Typically there is about one ULX per galaxy in galaxies which host them, but some galaxies contain many. The Milky Way has not been shown to contain a ULX, although SS 433 may be a possible source. The main interest in ULXs stems from their luminosity exceeding the Eddington luminosity of neutron stars and even stellar black holes. It is not known what powers ULXs; models include beamed emission of stellar mass objects, accreting intermediate-mass black holes, and super-Eddington emission.

Observational facts
ULXs were first discovered in the 1980s by the Einstein Observatory. Later observations were made by ROSAT. Great progress has been made by the X-ray observatories XMM-Newton and Chandra, which have a much greater spectral and angular resolution. A survey of ULXs by Chandra observations shows that there is approximately one ULX per galaxy in galaxies which host ULXs (most do not).
ULXs are found in all types of galaxies, including elliptical galaxies but are more ubiquitous in star-forming galaxies and in gravitationally interacting galaxies. Tens of percents of ULXs are in fact background quasars; the probability for a ULX to be a background source is larger in elliptical galaxies than in spiral galaxies.

Models
The fact that ULXs have Eddington luminosities larger than that of stellar mass objects implies that they are different from normal X-ray binaries. There are several models for ULXs, and it is likely that different models apply for different sources.

Beamed emission — If the emission of the sources is strongly beamed, the Eddington argument is circumvented twice: first because the actual luminosity of the source is lower than inferred, and second because the accreted gas may come from a different direction than that in which the photons are emitted. Modelling indicates that stellar mass sources may reach luminosities up to 1040 erg/s (1033 W), enough to explain most of the sources, but too low for the most luminous sources. If the source is stellar mass and has a thermal spectrum, its temperature should be high, temperature times the Boltzmann constant kT ≈ 1 keV, and quasi-periodic oscillations are not expected.

Intermediate-mass black holes — Black holes are observed in nature with masses of the order of ten times the mass of the Sun, and with masses of millions to billions times the solar mass. The former are 'stellar black holes', the end product of massive stars, while the latter are supermassive black holes, and exist in the centers of galaxies. Intermediate-mass black holes (IMBHs) are a hypothetical third class of objects, with masses in the range of hundreds to thousands of solar masses. Intermediate-mass black holes are light enough not to sink to the center of their host galaxies by dynamical friction, but sufficiently massive to be able to emit at ULX luminosities without exceeding the Eddington limit. If a ULX is an intermediate-mass black hole, in the high/soft state it should have a thermal component from an accretion disk peaking at a relatively low temperature (kT ≈ 0.1 keV) and it may exhibit quasi-periodic oscillation at relatively low frequencies.

An argument made in favor of some sources as possible IMBHs is the analogy of the X-ray spectra as scaled-up stellar mass black hole X-ray binaries.  The spectra of X-ray binaries have been observed to go through various transition states.  The most notable of these states are the low/hard state and the high/soft state (see Remillard & McClintock 2006). The low/hard state or power-law dominated state is characterized by an absorbed power-law X-ray spectrum with spectral index from 1.5 to 2.0 (hard X-ray spectrum). Historically, this state was associated with a lower luminosity, though with better observations with satellites such as RXTE, this is not necessarily the case.  The high/soft state is characterized by an absorbed thermal component (blackbody with a disk temperature of (kT ≈ 1.0 keV) and power-law (spectral index ≈ 2.5). At least one ULX source, Holmberg II X-1, has been observed in states with spectra characteristic of both the high and low state.  This suggests that some ULXs may be accreting IMBHs (see Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).

Background quasars — A significant fraction of observed ULXs are in fact background sources. Such sources may be identified by a very low temperature (e.g. the soft excess in PG quasars).

Supernova remnants — Bright supernova (SN) remnants may perhaps reach luminosities as high as 1039 erg/s (1032 W). If a ULX is a SN remnant it is not variable on short time-scales, and fades on a time-scale of the order of a few years.

Notable ULXs

Holmberg II X-1: This famous ULX resides in a dwarf galaxy. Multiple observations with XMM have revealed the source in both a low/hard and high/soft state, suggesting that this source could be a scaled-up X-ray binary or accreting IMBH.
M74: Possibly containing an intermediate-mass black hole, as observed by Chandra in 2005.
M82 X-1: This is the most luminous known ULX (as of Oct 2004), and has often been marked as the best candidate to host an intermediate-mass black hole. M82-X1 is associated with a star cluster, exhibits quasi-periodic oscillations (QPOs), has a modulation of 62 days in its X-ray amplitude.
M82 X-2: An unusual ULX that was discovered in 2014 to be a pulsar rather than a black hole.

M101-X1: One of the brightest ULXs, with luminosities up to 1041 erg/s (1034 W). This ULX coincides with an optical source that has been interpreted to be a supergiant star, thus supporting the case that this may be an X-ray binary.

NGC 1313 X1 and X2: NGC 1313, a spiral galaxy in the constellation Reticulum, contains two ultraluminous X-ray sources. These two sources had low temperature disk components, which was interpreted as possible evidence for the presence of an intermediate-mass black hole. However, while the low-energy emission can be modelled as a low-temperature disk, the high-energy emission is at odds with the intermediate-mass black hole hypothesis. Moreover, X-ray pulsations have been detected in NGC 1313 X-2, identifying the object as a neutron star. At the same time, the intermediate-mass black hole hypothesis cannot account for the presence of large optical bubbles surrounding each of the ULXs. It is more likely that these two ULXs host stellar-mass neutron stars or black holes accreting at super-Eddington mass-transfer rates and that the powerful winds from the accretion disk have blown away the cavity that surrounds them.
RX J0209.6-7427: A transient Be X-ray binary system last detected in 1993 in the Magellanic bridge that was found to be an ULX pulsar when it woke up from deep slumber after 26 years in 2019.

See also
 Astronomical X-ray source
 X-ray astronomy

References

X-ray astronomy
초고광도 엑스선원(, ULX)은 에너지를 등방적으로 방출한다고 가정하였을 때, 활동은하핵보다는 어둡지만 항성의 질량 정도를 가진 천체에서 발생할 수 있는 광도(1039 erg/s, 1032 와트)를 지속적으로 초과하는 천문학적 엑스선원으로, 보통 한 은하에 하나씩 포함되어 있지만 은하에 따라 여럿이 있는 경우도 있다. 우리은하에서는 현재까지 초고광도 엑스선원이 발견되지 않았지만, SS 433이 후보로 거론되고 있다. 초고광도 엑스선원의 주 관점은 중성자별이나 항성질량 블랙홀의 에딩턴 한계를 초과한다는 것이다. 초고광도 엑스선원의 에너지원은 밝혀지지 않았으며, 항성 질량 천체의 광선 방출, 중간질량 블랙홀의 강착, 초 에딩턴 발광 등 이론이 제시되어 있다.

관측 역사
초고광도 엑스선원은 1980년대 아인슈타인 천문대에서 최초로 발견하여, ROSAT 인공위성에서 후속 관측을 행하였으며, 이후 분해능이 좋아진 XMM-뉴턴 및 찬드라 엑스선 관측선의 관측을 통해 연구에 많은 진척이 이루어졌다. 찬드라 엑스선 관측선의 조사 결과에서는, 은하 대부분에는 초고광도 엑스선원이 없지만, 있는 은하에는 평균적으로 1개씩 들어 있다는 결과가 나왔다. 초고광도 엑스선원은 타원은하 등 모든 은하에서 발견되긴 하지만 항성 형성이 많은 은하나 상호작용은하에 다수 분포한다. 초고광도 엑스선원의 약 10%는 배경 퀘이사로, 초고광도 엑스선원이 배경 천체일 가능성은 나선은하보다 타원은하가 더 높다.

이론
초고광도 엑스선원의 광도가 항성 천체의 에딩턴 한계를 넘기 때문에, 일반적인 엑스선 쌍성과는 다를 것으로 추정하고 있다. 초고광도 엑스선원이 무엇인지를 설명하는 이론은 여럿이 제시되어 있으며, 상황에 따라 각각 맞는 이론이 다를 것으로 여기고 있다.

광선 형태 방출 — 만약 천체의 빛 방출이 줄기 형태로 집중되어 있다면, 천체의 실제 광도가 추정과 달라지고, 광자가 온 방향과 강착되는 기체가 온 방향이 다를 수 있기 때문에, 에딩턴 한계를 측정할 수가 없어진다. 이 이론에 따르면 항성 질량 천체의 광도는 1040 erg/s (1033 W)까지 올라갈 수 있으며, 이는 초고광도 엑스선원 대부분을 설명할 수 있는 수치이지만, 밝은 초고광도 엑스선원 천체 일부에 비해서는 너무 낮다. 항성 질량 천체가 열복사 스펙트럼을 가지고 있다면, 온도는 높고, 온도와 볼츠만 상수를 곱한 값 kT ≈ 1 keV 정도이며, 준주기적 진동은 일어나지 않으리라 예상하고 있다.

중간질량 블랙홀 — 블랙홀은 주로 태양 질량의 몇에서 몇십 배 가량의 항성질량 블랙홀이나, 수백만에서 수백억 배 가량의 초대질량 블랙홀 형태로 관측된다. 중간질량 블랙홀은 태양 질량의 수백에서 수천 배 가량의 질량을 지닌 이론적인 세 번째 블랙홀 분류로, 동마찰에 의해 은하 중심으로 낙하할 만큼 질량이 크지는 않지만, 에딩턴 한계를 초과하는 광도를 내뿜기에는 충분하다. 초고광도 엑스선원이 중간질량 블랙홀일 경우, 강착원반의 온도는 비교적 낮은 편(kT ≈ 0.1 keV)일 것이며, 낮은 진동수에서 준주기적 진동을 보일 것으로 추정하고 있다.

중간질량 블랙홀로 추정되는 천체들의 엑스선 스펙트럼을 분석한 결과, 규모가 증가한 항성질량 블랙홀이 있는 엑스선 쌍성의 스펙트럼 형태와 유사했다. 엑스선 쌍성의 스펙트럼은 보통 여러 '상태'로 지칭하는데, 주로 낮음/경질 상태와 높음/연질 상태가 있다. 낮음/경질 상태는 멱법칙 주도 상태라고도 하며, 엑스선 흡수 스펙트럼의 광학 지수가 1.5 ~ 2.0(경질 스펙트럼)일 때로 정의한다. 통상적으로 낮음/경질 상태는 광도가 낮다고 여겼으나, 관측 기술이 발전함에 따라 꼭 그렇지만은 않다는 사실이 밝혀졌다. 높음/연질 상태는 흡수되는 열역학적 수치(원반 온도가 kT ≈ 1.0 keV이고 광학 지수가 약 2.5)에 따라 정의된다. 초고광도 엑스선원 Holmberg II X-1은 낮음/경질 상태 및 높음/연질 상태 모두가 관측되었으며, 중간질량 블랙홀로 추정하고 있다.

배경 퀘이사 — 관측된 초고광도 엑스선원 중 다수는 더 멀리 있는 퀘이사가 겹쳐 관측되는 것으로 밝혀졌다. 배경 퀘이사인지의 여부는 온도가 낮은지를 통해 확인할 수 있다.

초신성 잔해 — 밝은 초신성 잔해의 광도는 이론적으로 1039 erg/s (1032 W)까지 증가할 수 있다. 이러한 형태의 초고광도 엑스선원은 짧은 시간 동안 변동을 보이지 않고, 몇 년에 걸쳐 점차 어두워진다.

주요 초고광도 엑스선원 

Holmberg II X-1: 왜소은하에 있는 유명한 초고광도 엑스선원으로, XMM-뉴턴의 관측 결과 낮음/경질 및 높음/연질 상태 모두에 있는 것이 밝혀졌으며, 규모가 증가한 엑스선 쌍성이거나 강착이 일어나는 중간질량 블랙홀로 추정된다.
M74: 2005년 찬드라의 관측 결과상으로 중간질량 블랙홀이 있을 가능성이 있다.
M82 X-1: 2004년 10월 발견 당시 가장 밝은 초고광도 엑스선원이었으며, 중간질량 블랙홀이 있을 가능성이 제일 높은 천체로 거론되고 있다. M82 X-1은 성단과 같이 있고, 준주기적 진동이 일어나며, 엑스선 진폭에 62일 간의 변조가 있다.
M82 X-2: 2014년 발견된 특이한 초고광도 엑스선원으로, 블랙홀이 아닌 펄사로 추정하고 있다.

M101 X-1: 광도가 1041 erg/s (1034 W)까지 증가하는 밝은 초고광도 엑스선원으로, 가시광선 관측 결과 초거성이 있다는 점에서, 엑스선 쌍성일 가능성이 제기되고 있다.

NGC 1313 X1과 X2: 그물자리의 나선은하 NGC 1313에는 초고광도 엑스선원 2개가 있다. 강착 원반의 온도가 낮기 때문에, 중간질량 블랙홀 후보로 여겨지고 있다.

RX J0209.6-7427: 1993년 마젤란 다리에서 마지막으로 관측된 과도적 엑스선 쌍성계로, 26년 만인 2019년 재관측하였을 때 초고광도 엑스선 펄서임이 밝혀졌다.

같이 보기 
 엑스선천문학
 초고광도 엑스선 펄사 목록

각주 

엑스선원 천체
엑스선천문학