Рентгеновская обсерватория XRISM впервые предоставила прямые спектроскопические данные, подтверждающие падение вещества звезды на её компактного компаньона – нейтронную звезду. Изучение системы BP Crucis выявило, что поток раскалённой плазмы перемещается к пульсару GX 301−2 со скоростью, достигающей примерно 540 000 километров в час. Это дало возможность непосредственно наблюдать процесс аккреции звёздного ветра, который ранее был установлен главным образом на основе косвенных данных в подобных системах.

Система BP Crucis расположена приблизительно в 13 000 световых годах от Земли и находится в созвездии Южного Креста. Она включает в себя голубого гипергиганта Wray 977 и нейтронную звезду GX 301−2. Масса Wray 977 оценивается примерно как 40 солнечных масс, а её радиус – около 60 солнечных радиусов. Интенсивное излучение массивной звезды постоянно выбрасывает с поверхности ионизированный газ, формируя звёздный ветер.

GX 301−2 является остатком массивной звезды, которая завершила своё существование взрывом сверхновой. Несмотря на массу, превышающую солнечную, диаметр нейтронной звезды составляет всего около 20 километров. Она совершает полный оборот вокруг своей оси примерно за 11 минут и излучает в пространство пучок рентгеновского света, что позволяет классифицировать её как рентгеновский пульсар.

Нейтронная звезда обращается вокруг Wray 977 за 41,5 суток. В двух точках на орбите – при ближайшем и наиболее удалённом сближении – система демонстрирует мощные рентгеновские вспышки, длящиеся несколько дней. Считается, что гравитационное воздействие нейтронной звезды приводит к образованию в звёздном ветре особенно плотного потока плазмы, который захватывается гравитацией пульсара и становится источником рентгеновского излучения.

XRISM зафиксировал наблюдения системы 1 февраля 2025 года приблизительно в 16 часов, когда происходила одна из самых мощных вспышек. Ключевую роль сыграл рентгеновский спектрометр Resolve, установленный на обсерватории и разработанный совместными усилиями NASA и Японского агентства аэрокосмических исследований JAXA. Его возможности по разрешению спектра оказались достаточными для выявления быстро изменяющихся линий излучения и поглощения железа в плазме, окружающей нейтронную звезду.

В ходе анализа исследователи выявили линии поглощения сильно ионизированного железа, демонстрирующие смещение к меньшим энергиям относительно их лабораторных значений. Данное красное смещение указало на направление движения вещества, а величина этого смещения позволила установить скорость его перемещения. Согласно расчётам, она составила около 540 000 км/ч, что эквивалентно примерно 150 км/с в направлении пульсара.

В процессе наблюдения наблюдались изменения в спектре. Изначально доминировали линии поглощения, связанные с железом, имеющим характеристики водорода и гелия, после чего одновременно проявились признаки как поглощения, так и излучения, а к завершению наблюдений преобладали эмиссионные линии. Данная последовательность изменений указывает на то, что распределение и перемещение плазмы в окрестностях нейтронной звезды быстро трансформировались во время рентгеновской вспышки.

Предложенная авторами модель предполагает изменение структуры потока по мере прохождения пульсара через плотную область звёздного ветра. Первоначально захваченное вещество обладает значительным угловым моментом, что приводит к формированию вокруг нейтронной звезды толстого турбулентного аккреционного диска. Затем плазма постепенно перемещается внутрь, нагревается и генерирует рентгеновское излучение.

По мере продвижения пульсара через поток происходят изменения в условиях окружающей среды. Угловой момент перестает поддерживать аккреционный диск, его структура разрушается, и плазма начинает направляться непосредственно к нейтронной звезде. Наблюдения XRISM были проведены на заключительном этапе этого процесса. Согласно модели, при дальнейшем выходе пульсара из плотного потока может временно формироваться турбулентный диск, вращающийся в противоположном направлении. Весь процесс прохождения через поток занимает приблизительно четыре дня.

Непосредственным результатом исследования является полученный спектроскопический сигнал падающей плазмы и измеренная скорость её движения. Изменение структуры аккреционного потока и формирование временного диска представляют собой физическую интерпретацию эволюции спектральных характеристик. При этом изображения самого диска XRISM не зафиксировал.

Полученные данные дают возможность более детально изучить модели аккреции в массивных рентгеновских двойных системах. Эти системы включают в себя массивную обычную звезду и компактный объект – нейтронную звезду или чёрную дыру. Компактный объект способен захватывать часть звёздного ветра от своего партнёра, однако непосредственное наблюдение за движением этого вещества перед его аккрецией представляет собой сложную задачу.

Высокое спектральное разрешение инструмента Resolve позволяет не только определять химический состав горячего газа, но и выявлять его движение по незначительным смещениям в спектральных линиях. Повторные наблюдения за GX 301−2 и другими рентгеновскими двойными системами помогут установить, как часто аккреционный поток проходит через подобные этапы и типична ли такая динамика для других пульсаров, получающих питание от звёздного ветра.

Исследование опубликовано в журнале Science Advances.