latex
باستخدام بيانات متسلسلة عالية التواتر في النطاقين \(g\) و \(r\) على مدى ثلاث ليالٍ، التي حصلنا عليها من تلسكوب كندا-فرنسا-هاواي (CFHT) بقطر 3.6 متر بغرض رصد أحداث التكبير الضوئي قصيرة الأمد، أجرينا بحثًا منهجيًا عن المصادر المتغيرة، والأجسام المتحركة الجديدة والكويكبات عبر مجال رؤية يقارب \(\sim1^\circ\) لمجرة أندروميدا (M31). نقدم فهرسًا يضم 5859 نجمًا متغيرًا، ما يُمثل أكبر تجميع للمصادر المتغيرة قصيرة الأمد في M31 حتى الآن. كما اكتشفنا 19 ومضةً، معظمها مرتبط بأقزام M في مجرة درب التبانة. بالإضافة إلى ذلك، اكتشفنا 17 مرشحًا جديدًا للكويكبات وأبلغنا بها مركز الكواكب الصغيرة. أخيرًا، نقدم تقريرًا عن مرشح حدث التكبير الدقيق C-ML-1 مع تحليل أولي له.
على مدى العقود الماضية، شهد علم الفلك تحولًا جذريًا نحو عصر علم الفلك الزمني بفضل الوفرة غير المسبوقة من البيانات الرصدية. ومع أن الرصدات أصبحت أعمق وأكثر تواترًا وأدق، فقد أتاح ذلك اكتشاف عدد كبير من المتغيرات. وقدمت الاكتشافات البارزة، مثل الانفجارات الفلكية والنجوم الجديدة وأحداث التكبير الضوئي الدقيقة وأنظمة النجوم الثنائية، مساهمات كبيرة في مختلف فروع علم الفلك. وقد تحقق تقدم ملحوظ في الفلك الزمني من خلال مشاريع عدة، مثل OGLE وASAS-SN وZTF وGWAC. ومن المتوقع أن تحقق المشاريع الزمنية القادمة، مثل LSST وWFST وMephisto وSiTian وRoman، اختراقات هامة.
باعتبارها أقرب مجرة حلزونية، تُعد مجرة أندروميدا مختبرًا سماويًا مثاليًا لاستقصاء منهجي للمصادر المتغيرة الواقعة على مسافات شبه متطابقة. وباستخدام تلسكوبات مسح السماء فائقة الاتساع وعالية الدقة، تمت مراقبة هذه المصادر بشكل دوري، من دقائق إلى سنوات، مما أثرى فهمنا لمجموعة المتغيرات في هذه المجرة. في عامَي 2004 و2005، رُكبت MegaCAM على تلسكوب CFHT بمجال رؤية قدره درجة مربعة واحدة، وأظهرت نحو 50 حقبة أكثر من 2500 متغير سيفيد (2012Ap&SS.341...57F). وفي الفترة من 2010 إلى 2012، جمع مسح Pan-STARRS 1 (PS1) حوالي 300 حقبة وكشف عن نحو 2000 متغير سيفيد (2013AJ....145..106K) وحوالي 300 ثنائي كسوفي (2014ApJ...797...22L). ومع تحديث البيانات إلى 738 حقبة، وسع الكتالوج إلى 2686 متغير سيفيد من النوعين الأول والثاني (2018AJ....156..130K). وأبلغ مسح POINT-AGAPE عن 35414 متغيرًا (2004MNRAS.351.1071A)، وأفاد مشروع WeCAPP بوجود 23781 متغيرًا (2006A&A...445..423F). نظراً لعدم انتظام العينات الزمنية والتباعد بينها، لا يزال عدد كبير من المتغيرات قصيرة الفترة حول اليوم أو أقل غير مكتشف. حتى المتغيرات قصيرة الفترة المحددة قد تُشوّهها معدلات الرصد المنخفضة (< معدل نايكويست)، مما يقلل من قيمتها العلمية.
نفذنا برنامج التكبير الضوئي الدقيق في مجرة أندروميدا باستخدام كاميرا MegaCAM على CFHT للبحث عن أحداث التكبير قصيرة الأمد الناتجة عن الكواكب الطليقة (انظر القسم 3.4 في 2021ARA&A..59..291Z). تألفت ملاحظاتنا من تعريضات مستمرة مدتها 5 دقائق في مرشحي \(g\) و\(r\) على مدى ثلاث ليالٍ، وشملت 231 حقبة تغطي نحو 7 أيام. تتيح هذه البيانات ذات التغطية المواتية وتواتر الرصد العالي التغلب على التأثيرات الانتقائية في اكتشاف المتغيرات قصيرة الفترة، وإطالة نطاق التردد حتى ~0.0016 هرتز قبل حدوث التشويه، مما يوفر فرصة فريدة لدراسة هذه المتغيرات في M31.
ترتب الورقة كما يلي. يقدم القسم 2 نظرة عامة على الملاحظات وإجراءات تقليل البيانات، ويشرح القسم 3 عملية كشف المتغيرات. يعرض القسم 4 تصنيفات المتغيرات المكتشفة. وأخيرًا، تختتم الورقة بالاستنتاجات وآفاق البحث في القسم 5.
تم الحصول على بياناتنا باستخدام MegaCAM المثبتة على تلسكوب CFHT في موقع ماونا كيا. تتألف MegaCAM من 36 مكشّفَة CCD بأبعاد 2K \(\times\) 4K، ومقياس بكسل 0.187″، ومجال رؤية قدره درجة مربعة واحدة. أُجريت الملاحظات بمرشحي CFHT \(g\) (\(\lambda\simeq475\) نانومتر \(,\,\Delta\lambda\simeq154\) نانومتر) و\(r\) (\(\lambda\simeq640\) نانومتر \(,\,\Delta\lambda\simeq148\) نانومتر). ولتبسيط ملاءمة الخلفية متعدد الحدود وتعزيز استقرار خوارزمية الطرح، قُسّمت الصور الأصلية إلى 360 لقطة بأبعاد 1K \(\times\) 1K، فُصل كل CCD إلى 10 شرائح متداخلة.
التقطنا الصور في 24 و28 و30 أكتوبر 20141، فشملت 111 صورة في النطاق \(r\) و120 صورة في النطاق \(g\)، مع زمن تعريض 300 ثانية لكل منها. عُولجت البيانات الأولية بنظام Elixir2. يبلغ الحد الأقصى للقدرة الضوئية النموذجية 24.3 في \(r\) و24.8 في \(g\). وعند التكديس، يمتد هذا الحد إلى نحو 27، مع حدود تشبع بين 17 و18 ورؤية وسطية DIMM تبلغ 0.5″ في \(r\) و0.55″ في \(g\).
للتحقق من صحة المعايرات الفلكية والضوئية في رؤوس ملفات CFHT/MegaCAM، مطابقتها مع نجوم مرجعية من فهرس PS1 (2016arXiv161205560C). اخترنا نجوم PS1 ذات القدرات \(g\) و\(r\) و\(i\) في النطاق [15،21]، وحولناها إلى قدرات CFHT عبر الصيغ المنشورة على موقع CFHT3. ثم أجرينا قياسًا ضوئيًا للفتحة على هذه النجوم وعدّلنا النتائج بمعاملات ADU–قدر المدونة في الرؤوس، فوجدنا توافقًا جيدًا مع القدرات المحوّلة من PS1، دون حاجة إلى تصحيحات إضافية. مع ذلك، لوحظ اختلاف واضح في الإحداثيات السماوية، فأجرينا تصحيحات فلكية باستخدام تركيب متعدد الحدود (انظر الملحق A).
في هذا القسم، نستخدم خوارزمية طرح الصور لتسهيل الكشف عن المصادر المتغيرة. أولًا، نطرح كل صورة من الصورة المرجعية. ثم نُنشئ فهارس للمصادر المتغيرة في الصور المطروحة، ونجري مطابقة متقاطعة لهذه الفهارس عبر جميع الحقب الزمنية للحصول على فهرس شامل. أخيرًا، نستعين بالتحليل الإحصائي والفحص البصري البشري لإنتاج الفهرس النهائي للمصادر المتغيرة وتصنيفها.
في المناطق المزدحمة من M31، لا يوفر التصوير الضوئي بالفتحة عزلًا كافيًا بين الهدف والنجوم المجاورة. ولتحديد وقياس المتغيرات بدقة، نعتمد خوارزمية طرح الصور. بطرح صورة المراقبة من المرجعية، تُزال المصادر الثابتة، مما يُسهّل اكتشاف المتغيرات وقياس فلوكها الضوئي.
نظرًا لاختلاف شروط الرؤية، تظهر نجوم ثابتة بأحجام بقع متنوعة على CCD، ولا يثبت طرح مباشر الخلفية عند الصفر، بل يظهر هالة وخلفية ضوئية متغيرة. للتعامل مع هذا، استخدمنا حزمة ISIS لطرح الصور (1998ApJ...503..325A), مع تعديل درجة التحويل الاستيفائي بين الإطارات إلى 2 في ملف الإعداد.
لضمان اختيار مرجعية مناسبة، يجب أن تتمتع الصورة المرجعية بنسبة إشارة إلى ضوضاء (SNR) عالية وعرض FWHM أقل من الصور الأخرى، وأن تخلو من الأشعة الكونية والبكسلات التالفة. لذلك اخترنا 18 صورة في النطاق \(g\) برؤية DIMM أقل من 0.4″، و13 صورة في النطاق \(r\) برؤية DIMM أقل من 0.35″. جمّعت ISIS هذه الصور المرجعية باستخدام رفض 3σ لتوليد مرجع موحد، فحسّن ذلك SNR وأزال البكسلات الساطعة.
بعد إعداد المرجعية، طبقنا طرح الصور باستخدام ISIS على 360 شريحة × 231 حقبة، ووجدنا أن الطرح فشل في 14% من الشظايا (51 فشلت من 360 مجالًا)، فاستبعدناها من التحليل.
بدأنا باستخراج فهرس أولي للمصادر المتغيرة عبر طرْح كل لقطة 1K \(\times\) 1K، ثم مطابقة متقاطع بين جداول المصادر لكل الحقبة. بعد جمع المواقع المطابقة، أجرينا القياس الضوئي بالفتحة في الصور المطروحة بنصف قطر فتحة 1″، وحلقة سماوية بين نصف قطري 2″ و3″، لنحصل على منحنيات ضوئية وأخطاءها بوحدة ADU في كلا النطاقين \(g\) و\(r\). وأضفنا إليها القياس الضوئي على الصورة المرجعية للحصول على شدة كل مرشح في كل حقبة بالقيم المضبوطة في رأس FITS.
استُخدمت وظيفة DAOStarFinder من حزمة Photutils لاستخراج المصادر، التي تعتمد خوارزمية DAOFIND في IRAF. ولأن DAOStarFinder يتوقع قيم بكسل موجبة للنجوم، أخذنا القيم المطلقة للبكسلات في الصور المطروحة قبل التشغيل.
وقد يشتمل الفهرس الأولي على مصادر زائفة من الأشعة الكونية أو البكسلات المعطوبة. للتقليل منها، أجرينا مطابقة متقاطعة على النحو التالي:
1) اعتُبر فهرس الحقبة الأولى معيارًا.
2) طُابِق فهرس الحقبة الثانية ضمن نصف قطر 3″، وأضيفت المصادر دون تطابق إلى المعيار.
3) طُابِق الفهرس الثالث بنفس الطريقة.
4) بعد مطابقة جميع الحقب، جمّعنا فهرسًا أوليًا يحوي 2,303,513 مرشحًا.
نفذنا اختبارات إحصائية على الصور ومنحنيات الضوء لاستبعاد المرشحين الزائفين. ضمن حلقة السماء، قد تنشأ إشارات خاطئة بسبب طرح غير كامل للنجوم الساطعة أو محاذاة غير دقيقة أو بكسلات تالفة. للتخفيف، اعتمدنا الشروط التالية:
1) إذا تجاوزت نسبة البكسلات المقطوعة (بقيمة 3σ) ضمن حلقة السماء عتبة تجريبية قدرها 16% في أي حقبة، استُبعد المرشح.
2) إذا ظهر نجم في الفتحة أقل من 6 مرات عبر جميع الحقب، وغير متتابعة، استُبعد المرشح لتجنب الأشعة الكونية المفردة.
3) إذا وُجد بكسل تالف في الفتحة في جميع الحقب (فلتر قيمة الخلفية أقل من 100 ADU)، استُبعد المرشح.
بعد ذلك، نفذنا اختبار الضوضاء البيضاء على منحنيات الضوء، واستبعدنا المرشحين الذين كانت قيمة p لهم أقل من 0.999. ومن بين من تجاوزوا هذا الحد، حددنا فئتين: متغيرات دورية وغير دورية. للتعامل معهما:
1) استخدمنا خوارزمية تقليل التشتت الطوري (PDM، 1978ApJ...224..953S) للبحث عن دوريات بين 0.01 و1 يوم، بعينة 0.01 يوم، ثم لعناصر أطول بفاصل 0.2 يوم؛ وأُخضع المرشحون ذوو قيمة معيار أقل من 0.5 للاختيار البصري.
2) استخدمنا اختبار t لطلاب لمقارنة سطوع ليلة مع الليالي الأخرى. قيمة p أعلى من 0.999 تشير إلى تغيّر ملحوظ بين ليلة وأخرى، مما قد يدل على متغيرات يومية أو وميض أو أحداث تكبير ضوئي؛ وتُفحّص هذه الحالات بصريًا.
أسفرت الإجراءات الآلية عن 42,793 مرشحًا. أجرينا تفتيشًا بصريًا للتخلص من الزائفين، فخصصنا لكل مرشح رسمًا يوضح منحنيات الضوء ومخططات الصور (مثال في الشكل 4). نتج عن ذلك 19 ومضةً، 1200 مصدرًا متغيرًا خلال اليوم، 3764 متغيرًا بين الأيام، مرشحًا واحدًا لحدث تكبير ضوئي، ومجموع 875 مرشحًا إضافيًا. تمثل الأمثلة الخمسة في الشكل 5. وللتصنيف البصري اعتمدنا المعايير:
1) المتغير بين الأيام: فرق واضح في القدر الظاهري بين ليالٍ، دون تغير ملحوظ خلال كل ليلة.
2) المتغير خلال اليوم: تغيرات كبيرة بالسطوع خلال ليلة واحدة (كسوف أو نبض).
3) الومضات: زيادات سريعة في السطوع خلال دقائق.
4) مرشح التكبير الضوئي: تقلبات دورية متماثلة في منحنى الضوء.
5) مرشح مصدر متغير: إذا صنفت الخوارزمية المصدر متغيرًا صغير السعة، دون تأثيرات تصويرية، ولم يكن للبصر قدرة على تأكيده.
علاوةً على ذلك، ضمن المرشحين، استكشفنا التغيرات الناجمة عن عبور الكويكبات لحقل النجوم. وبالفحص البصري والتحليل، حددنا 24 كويكبًا (انظر الملحق B1).
استنادًا إلى القسم السابق، صنّفنا المتغيرات إلى خمس فئات فرعية: المتغيرات خلال اليوم، المتغيرات بين الأيام، الومضات، مرشحي أحداث التكبير الدقيق، ومرشحي مصادر المتغيرات. يظهر التوزيع المكاني للفئات الأربع الأولى في الشكل 6، وتوزيعها على مخطط اللون–القدر (CMD) في الشكل 7. يظهر قمران M32 وM110 بوضوح في الشكل 6؛ وعُلّمت المتغيرات المحتملة المرتبطة بهما. تبدو المتغيرات خلال اليوم أكثر زرقة وأكبر سعة، في حين المتغيرات بين الأيام أكثر احمرارًا وخفوتًا، وتوزيعها أكثر اتساعًا. بعد المطابقة مع فهرس K18، عُرف 544 مصدرًا مشتركًا، معظمها ساطع. 97% من المتغيرات خلال اليوم و90.5% من المتغيرات بين الأيام توافقًا مع صنفي سيفيديات النوعين الأول والثاني في K18، على التوالي. ونظرًا لأن نحو 10% فقط من حوالى 6000 مصدر مشترك، فقد تشتمل الفئة بين الأيام مصادر طويلة المدى مثل ميراس والعمالقة الحمراء الفائقة أو النوفا ذات الهبوط البطيء (2020MNRAS.496.5503B)، ما يستلزم دراسات إضافية لتصنيف أدق.
من بين 1200 متغير خلال اليوم، أظهر 483 فترة قابلة للكشف: 144 نابضًا بمتوسط فترة 1.60 يوم، و189 ثنائيًا كسوفيًا بفترات من 0.1 إلى 4.5 يوم. لدى بعض الثنائيات من نوع EW منحنيان متماثلان، وقد تعبّر فواصلها الحقيقية عن ضعف الفترات المعلنة. كذلك، حددنا 42 منحنيًا يشبه الجيبية، قد يدل بعضها على أنظمة ثنائيات قريبة (مثل ثنائيات الثقوب السوداء)، وسنقدم تحليلًا مستفيضًا لاحقًا. تبقى 108 نجوم ذات سعات صغيرة غير مصنفة نهائيًا.
تشمل هذه الفئة 3764 مصدرًا متغيرًا، تظهر فيها تغيرات خلال فترة 7 أيام دون مكونات ليلية واضحة. يفترض أن أغلبها نجوم دورية بفترة تتجاوز اليوم، وقد استُقصيت سابقًا في دراسات طويلة المدى.
من بين 19 ومضةً، ركّزت 16 منها ألوان \(g-r\) حول 1، مدليةً على أنها طرأت على أقزام M. أما اثنتان فأظهرتا أشكالًا مميزة لكن ألوانًا أقرب إلى 0، ولاحظنا أن ذلك ناتج عن تداخل نجوم ساطعة مجاورة.
…
…
جمعنا فهرسًا يضم نحو 6000 مصدر متغير من بيانات السلسلة الزمنية عالية التواتر في النطاقين \(g\) و\(r\) لتلسكوب CFHT MegaCAM في مجرة M31، مصنّفًا إلى خمس فئات: المتغيرات خلال اليوم، المتغيرات بين الأيام، الومضات، مرشحي أحداث التكبير الضوئي ومرشحي مصادر المتغيرات. يوفر هذا الكتالوج فرصًا للمتابعات المستقبلية، مثل 1) البحث عن كواكب حرة طليقة في M31؛ 2) دراسة الثنائيات ذات الثقوب السوداء؛ 3) تحليل سيفيديات قصيرة الفترة؛ والمزيد. يمكن الوصول إلى الفهرس عبر ChinaVO (https://nadc.china-vo.org/res/r101294/).