Massan kertyminen painovoimakentässä on yksi tärkeimmistä astrofysiikan prosesseista. Kertymäkiekkoja voidaan havaita laajalla aallonpituusalueella aina infrapunasta röntgensäteisiin, ja useissa kokoluokissa useista kilometreistä (kertyminen neutronitähdelle) parsekeihin (aktiivisten galaksiydinten kaasurenkaat). Kertymäkiekkojen fysiikka on monipuolista, mutta perusyhtälöt eli magnetohydrodynamiikan yhtälöt pysyvät samoina.

Massan kertyminen voi myös olla säteilyllisesti tehokas prosessi. Tämän seurauksena säteilypaineesta tulee helposti dynaamisesti tärkeä, ja moni kerryttävistä kohteista ylittää Eddingtonin rajansa, luminositeettiraja, jota kirkkaammissa kohteissa säteilyn paine estää massan kertymisen.

Ylikirkkaat röntgenkohteet (ultraluminous X-ray sources, ULX:t), ovat galaksin ulkopuolisia kohteita, joiden huimat luminositeetit L È few£1039 erg s¡1 ylittävät Eddingtonin luminositeetit tähdenmassaiselle mustalle aukolle. Vaikka kohteita on tutkittu jo noin 30 vuotta, ne ovat edelleen kiinnostavia äärimmäisiä massaa kerryttäviä kohteita ja rajun sekä huonosti ymmärretyn tähtien elinkaaren lopputuloksia. Viimeaikaiset havainnot osoittavat usean ULX:n sisältävän voimakkaasti magneettisen neutronitähden, mikä tekee niistä entistäkin äärimmäisempiä sekä perustavanlaatuisen fysiikan että Eddingtonin rajan ylittävän kirkkauden näkökulmasta. ULX-havaintojen ymmärtäminen edellyttääkin yksityiskohtaisia malleja Eddingtonin rajan ylittävälle massan kertymiselle, sekä kertymäkiekon että kiekon ja magnetosfäärin vuorovaikutuksen suhteen. Suurilla massankertymismäärillä säteilypaineen dominoiva rooli, tarve ottaa huomioon energian advektio kompaktista kohdetta kohti ja mahdolliset voimakkaat ulosvirtaukset kuitenkin monimutkaistavat teoreettisia malleja.

Olemme aloittaneet tutkimuksemme johtamalla kriittisen luminositeetin mustaa aukkoa ympäröivälle kiekolle ottaen huomioon kiekon rajatun paksuuden, lämmön advektion ja yleisen suhteellisuusteorian (general relativity, GR) vaikutukset. Käytännössä GR voimistaa pystysuuntaista painovoimaa, kuten myös lämmön advektio sisäänpäin. Samaan aikaan, tavallisesti huomiotta jätetty epälineaarinen pystysuuntainen painovoiman riippuvuus korkeudesta paksussa kiekossa hieman alentaa rajaa johtaen kaiken kaikkiaan kahden kokoluokkaa olevaan korjaukseen klassiseen verrattuna. Tarkempi tulos yllättäen riippuu kiekon kaksiulotteisesta pyörimisprofiilista.

Voimakkaasti magnetisoidun neutronitähden tapauksessa kiekon rakenne ei ole niin tärkeä itsessään, sillä se on käytännössä piilossa ja merkityksetön energiabudjetille. Kiekon ja magnetosfäärin rajan sijainti on kuitenkin tärkein linkki järjestelmän perustavanlaatuisten parametrien (tähden magneettinen momentti, massan kertymismäärä, viskositeetti, jne.) ja havaittavien suureiden välillä (mm. pyörimisaika ja sen derivaatta sekä kohteen kirkkauden muutoksen tehospektri).

Kehitimme neutronitähden kertymäkiekon mallin ottaen huomioon advektion ja tuulen vaikutukset. Tätä mallia voi soveltaa lukuisiin erityyppisiin magneettisiin neutronitähtiin, jotka kerryttävät massaa lähellä tai yli niiden Eddingtonin rajan: ULX-pulsarit, Be-/röntgenkaksoistähdet purkauksissa ja muut järjestelmät.