مطياف الأشعة السينية XRISM رصد حول النجم النيوتروني GX 13+1 رياحًا كثيفة لكن بطيئة بشكل مدهش، تخفي اللمعان الحقيقي للمصدر.
على بُعد حوالي 25,000 سنة ضوئية من الأرض، في كوكبة الرامي (القوس)، تلتف حول النجم النيوتروني GX 13+1 ستارة كثيفة. إنها تشتت فوتونات الأشعة السينية كما يشتت الضباب ضوء مصباح الشارع، وظلت لفترة طويلة تخفي عن علماء الفلك القوة الحقيقية للمصدر. تمكن مطياف Resolve على متن البعثة اليابانية XRISM، التي أُطلقت في عام 2023، من رؤية هذه الستارة بأدق التفاصيل. واتضح أنها تتحرك ببطء مدهش، فقط 330 كم/ث، رغم أن لمعان النجم يبلغ حد إدينغتون (Eddington limit)، حيث يمكن لضغط الإشعاع أن يمزق المادة من المناطق الداخلية للقرص التراكمي.
الرياح كثيفة لدرجة أنها تشتت حوالي نصف فوتونات الأشعة السينية، مما يجعل المصدر يبدو باهتًا، بينما هو في الواقع يضيء عند حد إدينغتون.
هذه الستارة هي رياح تراكمية، وهي تدفق غازي يحمل المادة من سطح القرص الدائر حول النجم النيوتروني. في طيف GX 13+1 تظهر عشرات خطوط الامتصاص لأيونات السيليكون والكبريت والأرجون والكالسيوم والحديد والنيكل. أظهر تحليلها أن الكثافة العمودية للرياح تصل إلى 1.3–1.4×$10^{24}$ ذرة لكل سنتيمتر مربع. وهذا يعني أن كل فوتون من فوتونات الأشعة السينية يقابل في طريقه إلكترونًا واحدًا تقريبًا قادرًا على تشتيته. هذا العمق البصري لتشتت تومسون (Thomson scattering) يقارب الواحد، وتعمل الرياح كمرآة شبه شفافة، مما يضعف الإشعاع ويعيد توزيعه.
كان يُعتقد سابقًا أنه عند لمعان قريب من حد إدينغتون، يجب أن تنشأ رياح سريعة من المناطق الداخلية للقرص، تُسرَّع بضغط الإشعاع إلى آلاف الكيلومترات في الثانية. لكن هذا لم يحدث في GX 13+1. بدلاً من ذلك، نلاحظ تدفقًا حراريًا-إشعاعيًا بطيئًا ينطلق من الأجزاء الخارجية الأكثر برودة للقرص. النمذجة التي تأخذ في الاعتبار تشتت الفوتونات داخل الرياح نفسها سمحت باستعادة اللمعان الحقيقي للمصدر: حوالي 1.8×$10^{38}$ إرج/ث، وهو ما يعادل حد إدينغتون لنجم نيوتروني بكتلة حوالي 1.4 كتلة شمسية. معدل فقدان الكتلة عبر الرياح يُقدَّر في نطاق 1.2–39×$10^{18}$ جم/ث، وهو مماثل أو حتى يتجاوز معدل التراكم على النجم.
العمق البصري لتشتت تومسون للرياح $τ_{es}$ ≈ 1 يعني أن كل فوتون في المتوسط يتعرض لتشتت واحد قبل مغادرته النظام. هذا يشبه مرور الضوء عبر طبقة ضباب حيث تكون الرؤية محدودة ببضعة أمتار.
هذه النتائج تغير الفهم حول كيفية "تغذية" النجوم لرياحها. إذا كان آلية إدينغتون هي المرشح الرئيسي سابقًا كمحرك، فمن الواضح الآن أنه في بعض الأنظمة يهيمن الإطلاق الحراري-الإشعاعي من الحواف الخارجية للقرص. هذا مهم ليس فقط لفهم الأنظمة الثنائية الفردية، بل أيضًا للصورة الأوسع: عمليات مماثلة قد تحدث حول الثقوب السوداء فائقة الكتلة، حيث تنظم الرياح نمو المجرات. في المستقبل، ملاحظات GX 13+1 في حالات الكثافة العالية والبحث عن خطوط ضعيفة غير مستقرة، مثل Fe XXIII عند حوالي 6.6 كيلو إلكترون فولت، ستساعد في توضيح هندسة وفيزياء هذه الستارة الكثيفة.
العمق البصري لتشتت الإلكترونات يتناسب طرديًا مع الكثافة العمودية للهيدروجين ومقطع تومسون؛ العامل 1.21 يأخذ في الاعتبار عدد الإلكترونات لكل ذرة هيدروجين في البلازما المؤينة بالكامل ذات التركيب الشمسي.
