يُظهر النابض الميلي ثانية الساقط SAX J1808.4–3658 حالات منخفضة اللمعان غريبة تُعرف باسم "الانبعاثات الثانوية" بعد نهاية الانفجار الرئيسي. خلال هذه المرحلة، يتغير لمعان الأشعة السينية للمصدر بما يصل إلى ثلاثة أضعاف رتبة المقدار خلال أقل من 1–2 يوم. أدنى لمعان أشعة سينية تم رصده يصل إلى قيمة تقارب \( {\sim}10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)، أي أعلى بعدة مرات فقط من مستواه المعتاد في السكون. نقوم بدراسة حالة الانبعاثات الثانوية في عامي 2008 و2005 لمصدر SAX J1808.4–3658 لتحديد ما إذا كان هناك أي دليل على تغير في تدفق المادة الساقطة مقارنة بالانفجار الرئيسي. أجرينا دراسة فوتومترية وطيفية متعددة الأطوال الموجية للانبعاثات الثانوية لعامي 2005 و2008 باستخدام بيانات تم جمعها خلال حملة رصدية شملت النطاق القريب من تحت الأحمر، والبصري، وفوق البنفسجي، والأشعة السينية. وجدنا أن الانبعاث في النطاقات القريبة من تحت الأحمر/البصري/فوق البنفسجي، المتوقع أن يصدر من القرص الخارجي، يُظهر تغيرات في اللمعان أقل بمرتبة أو مرتبتين من تلك التي في الأشعة السينية. الحالة الطيفية للأشعة السينية خلال الانبعاثات الثانوية لا تتغير بشكل كبير مع تغير اللمعان، مما يشير إلى وجود تكوين مستقر نسبياً لتدفق المادة الساقطة. قمنا بدراسة التكوين الأكثر احتمالاً للمناطق الداخلية من تدفق المادة الساقطة واستنتجنا وجود قرص تراكم مقطوع عند أو بالقرب من نصف قطر التزامن. نفسر هذه النتائج إما بوجود تدفق خارجي قوي (بسبب تأثير الدافع الطارد) أو قرص محبوس (مع تدفق خارجي محدود أو معدوم) في المناطق الداخلية من تدفق المادة الساقطة.
يُعد SAX J1808.4–3658 نظاماً ثنائياً عابراً في الأشعة السينية تم اكتشافه عام 1996 ويقع على مسافة تتراوح بين 2.5 و3.5 كيلوبارسيك . يتكون النظام من نابض ميلي ثانية في الأشعة السينية بتردد 401 هرتز (; انظر للمراجعة) ورفيق شبه متحلل كتلته تقارب \( {\sim}0.07\,M_{\odot} \) . للنظام فترة مدارية تبلغ ساعتين ويُستنتج أن النجم النيوتروني الساقط يمتلك مجالاً مغناطيسياً يقارب \( {\sim}10^{8} \) غاوس .
شهد SAX J1808.4-3658 حتى الآن سبعة انفجارات (في أعوام 1996، 1998، 2000، 2002، 2005، 2008 و2011) بفاصل زمني يتراوح بين \( {\sim}2 \) و\( 3.5 \) سنوات، وتتميز بانفجار رئيسي يرتفع بسرعة ثم ينخفض ببطء ويتبعه هبوط سريع (انظر مثلاً الشكل 2 في ). بعد نهاية الانفجار الرئيسي، الذي يستمر تقريباً شهراً واحداً، يظهر ذيل طويل من "الانبعاثات الثانوية"1 عند مستويات منخفضة من لمعان الأشعة السينية (\( 10^{32-35}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)) يستمر لعشرات الأيام (انظر مثلاً ). تظهر هذه الانبعاثات الثانوية كتغيرات سلسة في اللمعان تتكرر دورياً كل عدة أيام. علاوة على ذلك، في إحدى المناسبات (خلال انفجار 2005) تم الإبلاغ عن مرحلة منخفضة جداً من اللمعان . أُطلق على هذه المرحلة لاحقاً اسم "شبه مستقرة" لأنها حدثت عند لمعان أشعة سينية \( 1.5-5\times10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) (0.5–10 keV)، وهي قيمة متوافقة مع أدنى مستويات اللمعان التي تم الوصول إليها خلال الانبعاثات الثانوية وأعلى فقط بعدة مرات من مستويات السكون المعتادة. لا يزال من غير الواضح حالياً ما إذا كانت هذه المرحلة تختلف فعلاً عن مرحلة الانبعاثات الثانوية أم أن رصد Swift المتقطع التقط فقط المرحلة المنخفضة اللمعان من الانبعاثات الثانوية نفسها. بعد هذه الحالة شبه المستقرة، عاد المصدر إلى السكون عندما وصل لمعان الأشعة السينية (0.5–10 keV) إلى قيمة \( 5\times10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) .
يتراوح التغير المعتاد في اللمعان خلال الانبعاثات الثانوية لـ SAX J1808.4-3658 تقريباً مرتبة واحدة من المقدار (\( 10^{34}-10^{35}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)، انظر مثلاً ). ومع ذلك، في ثلاث مناسبات على الأقل (خلال انفجارات 2000، 2005 و2008) أظهرت الانبعاثات الثانوية انخفاضاً حاداً في اللمعان بمقدار ثلاث مراتب خلال فترة زمنية أقل من \( {\sim}2 \) يوم . أدنى مستويات اللمعان تصل إلى \( {\sim}3\times10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) (لمسافة2 3.5 كيلوبارسيك) وهي أعلى قليلاً من مستوى السكون المعتاد (5–8\( \times10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) عند 3.5 كيلوبارسيك، ). تم رصد هذه المستويات المنخفضة بفضل حساسية مراصدي XMM-Newton وSwift ولا يمكننا استبعاد حدوث شيء مماثل في جميع الانفجارات الأخرى المسجلة حتى الآن (والتي رُصدت بالأشعة السينية حصرياً بواسطة RXTE).
تمت ملاحظة الانبعاثات الثانوية (المعروفة أيضاً في الأدبيات باسم "إعادة السطوع"، "الانفجارات الصدى"، "الانفجارات الصغيرة" و"ذيل التوهج") في عدد من الأنظمة المختلفة، بما في ذلك الأقزام المتفجرة (WZ Sae، ؛ EG CnC، ؛ ER UMA ، AL Com ، UZ Boom، ؛ BK Lyn )، والنجوم النيوترونية (مثلاً KS 1731-260، ، SAX J1750.8–2900 وربما IGR J00291+5934، )، والثنائيات ذات الكتلة المنخفضة والثقوب السوداء (مثلاً XTE J1650-500، ؛ GRO J0422+32، ؛ GRS 1009-45، ؛ XTE J1859+226، ). إن شيوع هذه الظاهرة بين أنواع مختلفة من الأجرام المدمجة الساقطة يشير إلى أن الانبعاثات الثانوية مرتبطة بخصائص محددة لقرص التراكم نفسه وليس بخصائص الجرم المدمج.
الانبعاثات الثانوية ليست سمة يمكن تفسيرها بسهولة ضمن نموذج عدم استقرار القرص (disk instability model، DIM؛ انظر المراجعات الموسعة في ). تظهر الانبعاثات الثانوية في المحاكاة العددية لنموذج DIM ويتم إنشاؤها بواسطة انتشار موجات باردة وساخنة ذهاباً وإياباً تعيد اتحادها وتأين القرص بشكل دوري. ومع ذلك، تعتبر هذه الانبعاثات "نقصاً" في نموذج DIM بدلاً من كونها سمة، لأنها لا تستطيع إعادة إنتاج معظم الخصائص المرصودة في الأقزام المتفجرة والمصادر العابرة للأشعة السينية . علاوة على ذلك، تتطلب الانبعاثات الثانوية وجود خزان كبير من المادة في القرص بعد نهاية الانفجار الرئيسي، في حين يتنبأ نموذج DIM بأن القرص يجب أن يكون شبه خالٍ من المادة مع نهاية الانفجار .
من الجوانب المثيرة للاهتمام في الانبعاثات الثانوية في SAX J1808.4-3658 أن الظروف الفيزيائية في المناطق الداخلية من قرص التراكم تتأثر بقوة بوجود الغلاف المغناطيسي، حيث تُرصد النبضات المعتمدة على السقوط خلال الانفجارات، بما في ذلك أجزاء كبيرة من الانبعاثات الثانوية في أعوام 2000، 2002، 2005 و2008 (على الأقل عند لمعان \( \simeq10^{35}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)، حيث يمتلك RXTE حساسية كافية لرصدها، انظر ).
خلال انفجار 2008، تمت مراقبة SAX J1808.4-3658 بحملة متعددة الأطوال الموجية شملت RXTE، تلسكوب Swift للأشعة السينية (XRT) وتلسكوب Swift البصري وفوق البنفسجي (UVOT) بالإضافة إلى رصدات أرضية في النطاقين I وH باستخدام تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر. إن كون SAX J1808.4-3658 نابض ميلي ثانية ساقط ذو غلاف مغناطيسي ديناميكي الأهمية، بالإضافة إلى التغطية متعددة الأطوال الموجية الفريدة، هو أمر أساسي لاستكشاف مناطق مختلفة من قرص/تدفق التراكم في آن واحد. في هذا البحث نعرض نتائج الحملة متعددة الأطوال الموجية على انفجار 2008 مع تركيز خاص على الانبعاثات الثانوية. كما نقوم بتحليل بيانات Swift/UVOT وXRT المجمعة خلال مرحلة الانبعاثات الثانوية لعام 2005 والحالة "شبه المستقرة" ونقارنها مع انفجار 2008 ومع التحليل السابق لعام 2005 . نبحث فيما إذا كانت هناك أدلة خلال مرحلة الانبعاثات الثانوية على سلوك غير اعتيادي في تدفق المادة الساقطة، وما إذا كان هناك ما يدعم أي من النماذج الحالية التي تحاول تفسير ظاهرة الانبعاثات الثانوية.
استخدمنا بيانات جُمعت بواسطة أربعة أجهزة/تلسكوبات مختلفة: ANDICAM البصري/تحت الأحمر القريب على تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر (يديره اتحاد SMARTS؛ )، Swift/UVOT ()، Swift/XRT (0.3-10 keV؛ ) ومصفوفة عدادات النسبة (PCA) على متن RXTE (2–60 keV؛ ). فيما يلي نصف إجراءات تحليل البيانات لكل نطاق موجي.
قمنا بتحليل 20 رصداً مستهدفاً بواسطة Swift بين 18 سبتمبر و8 نوفمبر 2008 و21 رصداً بين 17 يونيو و28 أكتوبر 2005 (انظر الجدول [tab:obs]). عشرة رصدات من 2008 وستة من 2005 أُجريت خلال الانفجار الرئيسي، بينما البقية راقبت مرحلة الانبعاثات الثانوية. تم تشغيل XRT إما في وضع العد الفوتوني (PC) (بدقة زمنية 2.5073 ثانية) أو في وضع التوقيت النوافذي (WT) (بدقة زمنية 1.7675 مللي ثانية).
استخرجنا معدلات العد، الأطياف، وملفات الاستجابة الطيفية لكل ObsID باستخدام مولد منتجات بيانات Swift/XRT عبر الإنترنت3 . تم استخراج (وتوفيق) الأطياف في نطاق 0.3–10 keV باستخدام درجات الأحداث الافتراضية (0–12 لوضع PC و0–2 لوضع WT). جُمعت الأطياف باستخدام أداة GRPPHA في HEASOFT (الإصدار 6.16) وتم توفيقها باستخدام XSPEC (الإصدار 12.8.2). الأطياف التي تحتوي على \( \gtrsim 150 \) عد تم جمعها عادة إلى حد أدنى 20 عد لكل حاوية وتم توفيقها باستخدام إحصائية \( \chi^2 \)، بينما الأطياف ذات العد الأقل جُمعت إلى حد أدنى عد واحد لكل حاوية وتم توفيقها باستخدام إحصائية W (نسخة معدلة من إحصائية C تأخذ الخلفية في الاعتبار). لبعض الأطياف ذات العدد الأكبر من العدادات استخدمنا حد تجميع أعلى من 20 لتجنب الإفراط في أخذ العينات. الأطياف التي تحتوي على \( \lesssim 15 \) عد لم تُوفق؛ بدلاً من ذلك تم تحويل معدلات العد إلى تدفقات بافتراض نموذج طيفي من نوع قانون القوة الممتص. في ObsIDs التي تتوفر فيها بيانات من وضعي PC وWT قمنا بتوفيق الأطياف من كلا الوضعين معاً (مع ربط جميع المعاملات) إذا كانت أعداد العدادات متقاربة، وإلا استخدمنا بيانات أحد الوضعين فقط (وهو الغالب). كما حسبنا نسبة الصلابة لكل ObsID بناءً على بيانات وضع PC فقط (عند توفرها)؛ وعُرفت كنسبة العد الصافي في نطاق 2–10 keV إلى تلك في نطاق 0.3–2 keV.
معظم البيانات المسجلة في 2005 و2008 بواسطة RXTE عُرضت سابقاً في ، و ونحيل إلى تلك الأعمال للتفاصيل المتعمقة. هنا نورد ملخصاً لتحليل تلك البيانات ذات الصلة بنتائج هذا البحث. بالنسبة لبيانات RXTE، استخرجنا التدفق في نطاق 2–16 keV من بيانات وضع Standard2 (بدقة زمنية 16 ثانية) المجمعة بواسطة أداة PCA خلال انفجاري 2005 و2008. تم حساب العدادات الخلفية باستخدام أداة FTOOL pcabackest وطرحت من منحنى الضوء مع تصحيحات زمنية. تم تحويل الطاقة إلى القنوات باستخدام جدول pca_e2c_e05v04 المقدم من فريق RXTE.
| السنة | الأداة | معرفات البرنامج | معرفات الرصد | نطاق البيانات [MJD] |
|---|---|---|---|---|
| 2005 | RXTE/PCA | 91418, 91056 |
91056-01-*, 91418-*-*-* | 53522.8 إلى 53581.4 |
| 2008 | RXTE/PCA | 93027 |
93027-*-*-* | 54731.9 إلى 54775.2 |
| 2005 | Swift/XRT (PC) – Swift/UVOT (v) | 30034, 30075 |
30034001 إلى 30034025 | 53538.0 إلى 53671.0 |
| 30075001, 30075020 | ||||
| 2008 | Swift/XRT (PC/WT) – Swift/UVOT (v,b,u,w1,m2,w2) | 30034 |
30034026 إلى 30034044 | 54734.0 إلى 54778.0 |
| 2008 | SMARTS/CTIO-1.3m (H, I) | غير متوفر | غير متوفر | 54732.1 إلى 54781.0 |
عمل Swift/UVOT في وضع التصوير خلال جميع الرصدات. معظم الرصدات (خلال انفجار 2008) أُجريت باستخدام ست مرشحات (v، b، u، w1، m2 وw2) بينما استخدمت آخر أربع تعريضات مرشح u فقط. أما انبعاثات 2005 الثانوية فتمت مراقبتها دائماً بمرشح v. استخرجنا فوتونات المصدر من منطقة دائرية نصف قطرها 2.5 ثانية قوسية. واستُخرجت الخلفية من منطقة دائرية نصف قطرها 10 ثوان قوسية بعيدة عن النجوم الساطعة. قبل المتابعة، قمنا بفحص جميع صور UVOT يدوياً ووجدنا أن بعض اللقطات تأثرت بتتبع ضعيف. خاصة بعض اللقطات ضمن التسلسلات المقابلة لـ ObsIDs 30034036، 37 و38، واستخدمنا فقط اللقطات غير المتأثرة. ونظراً لأن البيانات أُخذت في وضع الصورة، لم يكن بالإمكان تصحيح اللقطات السيئة نفسها. استخدمنا أداة uvotimsum لجمع جميع تعريضات UVOT (اللقطات) في كل ملف FITS في صورة واحدة عالية نسبة الإشارة إلى الضجيج، وأداة uvotsource لتحديد المقادير البصرية/فوق البنفسجية باستخدام نظام Vega . ثم قمنا بإزالة تأثير التوهين باختيار قيمة لعمود امتصاص الهيدروجين المحايد \( N_{H}=(1.4\pm0.2)\times10^{21} \,{\rm cm^{-2}} \) . استخدمنا العلاقة : \[ N_H = (6.86\pm0.27)\times10^{21} E(B-V) \] للحصول على \( E(B-V)=0.204\pm0.030 \). تم حساب التوهين للمرشحات الستة المختلفة وفقاً لـ (انظر الجدول 1).
| المرشح | التوهين (\( A_{\lambda}\pm\sigma_{\lambda} \)) |
|---|---|
| H | \( 0.11\pm0.02 \) |
| I | \( 0.37\pm0.06 \) |
| v | \( 0.62\pm0.09 \) |
| b | \( 0.79\pm0.12 \) |
| u | \( 1.00\pm0.15 \) |
| w1 | \( 1.38\pm0.20 \) |
| m2 | \( 1.96\pm0.29 \) |
| w2 | \( 1.64\pm0.24 \) |
أُجريت الرصدات الأرضية في النطاقين القريب من تحت الأحمر (\( I \) و\( H \)) باستخدام تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر في مرصد سيرو تولولو (CTIO) في تشيلي. تمت مراقبة SAX J1808.4-3658 بوتيرة شبه يومية (حسب الظروف الجوية) بين 22 سبتمبر و11 نوفمبر 2008. تم تحليل بيانات النطاق \( I \) باستخدام إجراءات IRAF القياسية ، بينما في النطاق تحت الأحمر القريب أُخذت عدة صور متداخلة ثم تم تسويتها وطرح السماء ومحاذاتها ودمجها باستخدام برنامج IRAF خاص. استُخدمت ثلاث نجوم قريبة من SAX J1808.4-3658 وضمن مجال رؤية SMARTS كنجوم مرجعية، وتم استخدام متوسط مقاديرها كأساس للفوتومتريا التفاضلية بالنسبة لـ SAX J1808.4-3658. أُخذت مقادير النطاق H لهذه النجوم المرجعية من فهرس 2MASS. بالنسبة للنطاق I استخدمنا النجوم المرجعية ومقاديرها من ، وقورنت مع المقادير الآلية المستخرجة من صور SMARTS. استخدمنا القيم التالية لنقطة الصفر لتحويل المقدار إلى كثافة التدفق: \( I_{0} = 2416 \) جيغا يانسكاي ، و\( H_{0} = 980 \) جيغا يانسكاي . كما أزلنا التوهين من المقادير باتباع نفس الإجراء أعلاه (انظر الجدول 1).
نظراً لأن دالة الانتشار النقطي لتلسكوب UVOT ضعيفة نسبياً (2.5 ثانية قوسية عند 350 نانومتر) ومجال SAX J1808.4-3658 مزدحم، يجب تقييم كمية الضوء الملوث من النجوم القريبة التي تقع ضمن منطقة الاستخلاص الدائرية. بمقارنة مجال رؤية UVOT لـ SAX J1808.4-3658 مع الشكل 2 في وجدنا أن جزءاً من الضوء المنبعث من نجم ساطع نسبياً يتسرب إلى منطقة استخلاص SAX J1808.4-3658 (انظر الشكل [fig:fov]).
للتحقق من مدى تأثير التلوث على قياساتنا اخترنا ثلاث رصدات: واحدة من عام 2005 (ObsID 30034018)، واحدة من 2008 (ObsID 30034040) وواحدة خلال السكون في أغسطس 2014 (ObsID 30034062). اخترنا رصد 2005 لأن نسبة الإشارة إلى الضجيج العالية للصورة تسمح بتحديد دقيق لمركز الجسم الملوث. أما رصد 2008 فيغطي جميع مرشحات UVOT الستة، بينما يُستخدم رصد 2014 لقياس التدفق فوق البنفسجي خلال السكون. وجدنا أن الجسم الملوث له المقادير التالية: \( {\sim}19.1 \) في v، \( >19.45 \) في b، \( {\sim}19.8 \) في u و\( >21 \) في w1.
وبما أن أدنى مقدار تم رصده (لمنطقة الاستخلاص حول SAX J1808.4-3658) هو: \( \sim20 \) في v، \( 19.4 \) في b، \( {\sim}18.7 \) في u و\( 19.3 \) في w1، يمكننا استبعاد أن يكون للجسم الملوث تأثير مهم إلا في نطاق v فقط.