Нейтронная звезда в этой двойной системе является довольно медленно вращающимся пульсаром с периодом собственного вращения примерно 11,4 минуты. Она обращается вокруг общего центра масс по сильно вытянутой орбите с периодом около 41,5 дня.

Её компаньон теряет вещество в виде мощного и плотного звёздного ветра, который нейтронная звезда периодически пересекает.

В массивных звёздах звёздный ветер формируется под действием излучения: ультрафиолетовые фотоны передают импульс атомам и ионам в верхних слоях атмосферы звезды, постепенно выталкивая вещество в окружающее пространство.

В системе GX 301–2 этот поток дополнительно искажается гравитацией нейтронной звезды и её рентгеновским излучением. Перед прохождением через ближайшую к звезде точку орбиты пульсар пересекает узкий поток особенно плотного вещества, в следствие чего его рентгеновская яркость резко возрастает.

Именно во время такой вспышки 1 февраля 2025 года XRISM наблюдала двойную систему GX 301–2 около 100 000 секунд, получив примерно 50 000 секунд чистой экспозиции. Пульсар в этот момент, по расчётам учёных, покидал плотный поток вещества.

Исследование проводила международная группа учёных из США, Индии, Израиля и Германии.

Космический рентгеновский телескоп XRISM - X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission был создан международным консорциумом под руководством Японского агентства аэрокосмических исследований JAXA совместно с NASA, при участии научных учреждений Европы. Аппарат предназначен прежде всего для высокоточной спектроскопии рентгеновского излучения и оснащён двумя основными научными приборами: микрокалориметрическим спектрометром Resolve и рентгеновской камерой Xtend.

Основным инструментом данных наблюдений был Resolve - рентгеновский спектрометр высокого разрешения, способный очень точно измерять энергию отдельных рентгеновских фотонов. Его высокая спектральная разрешающая способность и достаточно большая эффективная площадь сбора излучения впервые позволили надёжно различить слабые смещения линий железа в диапазоне примерно 6,5–7 кэВ.

Это особенно важно потому, что раньше астрономы в основном наблюдали последствия аккреции - изменение общей рентгеновской яркости, пульсаций и характеристики излучения вещества уже в непосредственной близости от нейтронной звезды.

Наблюдать непосредственно движущийся к нейтронной звезде газ было значительно сложнее, поскольку он находится в области, где мощный звёздный ветер сталкивается с магнитным полем нейтронной звезды. Для этого необходимо определить не только химический состав и степень ионизации вещества, но и его скорость относительно пульсара.

Однако именно такую возможность предоставляют узкие спектральные линии высокоионизированного железа. В начале наблюдений спектр GX 301–2 содержал отчётливые линии поглощения от сильно ионизированного железа - линии железа, лишившегося почти всех электронов, а также железа с 2 электронами. Их смещение соответствовало скорости около 430 км/с относительно наблюдателя.

После учёта движения Земли по орбите вокруг Солнца и движения нейтронной звезды по орбите в двойной системе учёные получили скорость вещества относительно пульсара, которая оказалась больше 150 км/с. Это означает, что плазма действительно двигалась в сторону нейтронной звезды, а не просто удалялась от нас вместе со звёздным ветром.

Кроме того, в данном случае красное смещение линий высокоионизированного железа оказалось не просто признаком движения газа, а ключом к определению направления его движения, поскольку если источник излучения окружён движущимся от него газом, то спектральные линии смещаются в сторону меньших энергий. И в данном случае такое смещение связано с падением плазмы на нейтронную звезду.

При этом, характеристики этого потока газа указывают, что он находился очень близко к пульсару - существенно меньше радиуса области, в которой гравитация нейтронной звезды способна захватывать окружающее вещество.