超爱丁顿X射线双星的分层星风速度低于预期

为解决超爱丁顿吸积流中星风起源与性质问题，XRISM合作团队利用高分辨率X射线光谱仪Resolve对中子星X射线双星GX13+1开展观测研究，发现其存在光学厚度τes≈1的康普顿厚慢速星风（vout≈330 km s-1），并通过双组分光致电离模型揭示星风分层结构。该结果表明超亮源中观测到的星风可能源自外盘热辐射驱动而非内盘辐射压驱动，对理解黑洞反馈机制具有重要意义。

　　

在宇宙中最剧烈的能量释放过程中，吸积盘在强引力场中普遍会产生高速外流物质——星风。这些星风在X射线波段表现为蓝移吸收线特征，不仅在恒星级X射线双星（包含黑洞和中子星）中被广泛观测到，在超大质量黑洞活动的类星体中同样存在。其中最强大的星风类型当属爱丁顿星风，当系统辐射压足够强大（L≥L_Edd）时，预计能够从内盘剥离物质并产生极端高速的星风，携带巨大动能。若此类星风存在于超大质量黑洞周围，将成为连接黑洞增长与宿主星系演化的关键反馈机制。

然而，关于这些星风的具体物理起源一直存在争议：究竟是由磁场驱动、辐射压驱动还是康普顿加热驱动？不同驱动机制预测的星风性质存在显著差异。特别令人困惑的是，在接近或超过爱丁顿极限的亮源中，理论预测辐射压驱动的内盘星风应该具有接近相对论性的速度（v～0.1-0.2c），但实际观测中却经常发现速度较慢的星风。这个矛盾对理解星风的形成机制和它们在宇宙反馈中的作用提出了重大挑战。

为了解决这一难题，国际XRISM合作团队对银河系内著名的中子星X射线双星GX13+1进行了突破性观测。这个系统由一个1.4M_⊙的中子星和一颗K5III型巨星组成，轨道周期24.5天，通过洛希瓣溢流产生持续的高质量转移率。更重要的是，其X射线光变曲线中存在 dips（衰减）现象，表明系统具有高倾角，这为观测吸积盘星风提供了理想条件。此前每次具有足够光谱分辨率的X射线观测都显示该系统存在蓝移吸收线，暗示着持续存在的星风活动。

研究人员利用日本-美国-欧洲联合任务XRISM搭载的新型X射线微热量计Resolve，在2024年2月25日对该源进行了观测。Resolve具有比以往设备高4倍的能量分辨率（在6 keV处为4.5 eV）和更大的有效面积（特别是在7 keV以上），使其能够以前所未有的精度测量星风的速度和电离结构。

关键技术方法包括：使用XRISM/Resolve获取高分辨率X射线光谱；通过NuSTAR卫星获取同步宽带X射线数据；采用光致电离代码pion和warmabs进行光谱拟合；开发离子专用吸收模型Ionabs；通过离子丰度比确定电离参数；利用电子散射光学深度估计柱密度和衰减效应。

观测结果令人震惊：Resolve光谱显示出数十条强而略微蓝移（v_out≈330 km s^-1）、狭窄（v_turb≈150 km s^-1）的X射线吸收线。这些线来自多种元素（Si、S、Ar、Ca、Ti、Cr、Mn、Fe、Co和Ni），表明存在高度电离的吸收体。最引人注目的是在7 keV以上检测到的大量吸收线，包括Fe XXV的n=1-9跃迁系列。这些线的深度要求星风的柱密度极高，电子散射光学深度τ_es≈1，使得这个本征亮度超过爱丁顿极限的源看起来反而较暗。

星风基本参数的测定

通过单独建模每种离子的吸收线，研究人员发现慢星风组分的电离参数为logξ≈3.9，等效氢柱密度N_H≈1.8×10²⁴ cm^-2，光学深度τ_es≈1。这使中央X射线源辐射在穿过星风时衰减，直接连续谱流量减少约e^-τ倍。校正这种衰减后，本征光度达L=1.8×10³⁸ erg s^-1，接近爱丁顿极限。这些结论最初令人惊讶，因为此前Chandra HETGS观测显示的星风柱密度仅为N_H≈2-3×10²³ cm^-2。

星风分层结构的发现

详细分析最强谱线（Fe XXV Kα和Fe XXVI Lyα）时发现，单一速度吸收模型无法解释Fe XXVI Lyα吸收线在7 keV附近看到的蓝色翼，表明存在更高速度的物质。这很可能意味着星风是分层的：最高度电离的物质速度大约是形成窄线核心的较慢、较低电离物质速度的两倍。最终模型包含两个吸收区：一个慢吸收体匹配大部分物质，一个更快组分匹配高电离线的蓝色翼。

星风物理性质的深入分析

快速星风组分的柱密度难以精确约束，因为大多数元素完全电离，观测到的蓝色翼与总柱密度之间存在大的模型依赖校正。在最佳拟合(logξ=4.69)下，只有10%的铁以Fe XXVI形式可见，其余铁完全电离。快速星风柱密度为N_H=(0.79±0.09)×10²⁴ cm^-2，将视线光学深度增加到τ_es≈1.8。校正这种衰减后，本征光度估计更高，达L≈1.8L_Edd。

星风几何结构和驱动机制的探讨

两个星风组分很可能是一个连续星风结构的近似，具有相似运动学。星风内表面（最小半径处）被更高度照明且更快，略微屏蔽了较大半径处电离度较低、较慢的物质。这种几何假设允许估计外流的物理参数：星风从R_f≈3×10⁴ R_g（6×10⁹ cm）处发射，初始密度约10¹⁴ cm^-3。电子散射衰减在R_s≈7×10⁴ R_g（1.5×10¹⁰ cm）处将通量减少到约L_Edd，超出此处星风更慢。

质量损失率估计显示，总（快加慢）质量损失率为1.2<>₁₈<39（?₁₈表示10¹⁸ g s^-1单位），约为中子星上推断质量吸积率的0.3-10倍。这种高度非保守的质量转移（喷出系统的质量与吸积的质量一样多或更多）在银河双星盘星风中常见。然而，该星风中的动能功率远小于辐射功率，因为其速度（即使有更快组分）远小于c。

研究结论表明，GX13+1中的星风速度极慢，更符合由外盘X射线照射产生的热辐射星风预测，而非预期的由内盘辐射压驱动的爱丁顿星风。这对明亮吸积流中星风起源提出了新约束，同时强调了在类似高爱丁顿比超大质量黑洞中看到的超快（v~0.3c）星风需要非常不同的起源。

这一发现对理解跨越质量尺度的活动星系核反馈物理具有重要意义。研究显示，任何由L～L_Edd内盘区域产生的快速星风必须沿极方向准直，可能通过内盘漏斗的形成实现。这与在超大质量黑洞中看到的快速内盘星风（如PDS456中v≈0.2c的星风）形成鲜明对比，后者最近的XRISM数据确认其强发射和吸收特征要求星风是准球形的，与GX13+1中的任何内盘星风不同。理解跨质量尺度的内盘和星风特性的这种差异，将导致对宇宙时间上AGN反馈物理的更深入理解。

该研究于2025年9月17日发表在《Nature》期刊上，为吸积盘星风物理提供了迄今为止最敏感的探针之一，通过XRISM对GX13+1的观测，揭示了超爱丁顿系统中星风性质的关键信息，对完善星风形成理论和宇宙反馈模型具有深远影响。