从光谱视角审视吸积中子星中心引擎的空间尺度

在吸积致密天体的盘风与大气吸收分析中，通常将这些系统中的中心发射区相对于吸收体视为点源。若吸收气体位于 $few \times 1000\cdot GM/{c}^{2}$ 以内，该假设便不再成立，此时吸收体开普勒运动的一小部分会对吸收线的速度宽度产生贡献。本文展示了如何利用这一速度展宽效应，通过简单的几何关系约束吸积致密天体中心引擎的大小，并发展了建模该效应的方法。我们将此方法应用于三颗超致密短周期中子星 X 射线双星（近期报道存在源于内盘大气的引力红移吸收证据）的 Chandra/HETG 光谱。其中 XTE J1710$-$281（本工作）与 4U 1916$-$053 的红移显著性高于 $5\sigma$，且与各双星相对径向速度的不同估计不一致。对于灵敏度最高的光谱（XTE J1710$-$281），我们得到该几何效应量级的 1$\sigma$ 上限为 310 $\text{km}$ $\text{s}^{-1}$，以及尺寸为 ${R}_{CE} < 60 ~ GM/{c}^{2}$ 的中心引擎（或在 $3\sigma$ 水平下 $< 90 ~ GM/{c}^{2}$）。这些初步约束优于类星体微透镜所得，并接近中子星相对论反射约束的灵敏度。随着进一步曝光以及未来微量热计与光栅任务的发射，该灵敏度将进一步提高。