يُظهِر النابض الميلي ثانية المُتراكم SAX J1808.4–3658 حالات منخفضة اللمعان غير اعتيادية تُعرَف باسم «الانبعاثات الثانوية» عقب نهاية الانفجار الرئيسي. خلال هذه المرحلة يتغيّر لمعان الأشعّة السينية للمصدر بما يصل إلى ثلاث مراتب من المقدار خلال أقل من 1–2 يوم. أدنى لمعان أشعّة سينية رُصِد يَبلُغ قيمة تقارب \( {\sim}10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)، أي أعلى بعدّة مرّات فقط من مستواه المعتاد في السكون. ندرس حالتي الانبعاثات الثانوية في عامي 2008 و2005 لمصدر SAX J1808.4–3658 لتحديد ما إذا كان هناك دليل على تغيّر في معدّل التراكم مقارنة بالانفجار الرئيسي. أجرينا دراسة فوتومترية وطيفية متعدّدة الأطوال الموجية للانبعاثات الثانوية لعامي 2005 و2008 باستخدام بيانات جُمِعت خلال حملة رصدية شملت النطاق القريب من تحت الأحمر، والبصري، وفوق البنفسجي، والأشعّة السينية. وجدنا أنّ الانبعاث في النطاقات القريبة من تحت الأحمر/البصري/فوق البنفسجي، المتوقّع أن يصدر من القرص الخارجي، يُظهِر تغيّرات في اللمعان أقل بمرتبة إلى مرتبتين من تلك التي في الأشعّة السينية. الحالة الطيفية للأشعّة السينية خلال الانبعاثات الثانوية لا تتغيّر كثيراً مع تغيّر اللمعان، ما يشير إلى وجود بِنْية مُستقرّة نسبياً لتدفُّق التراكم. درسنا البنية الأكثر احتمالاً للمناطق الداخلية من تدفُّق التراكم واستنتجنا وجود قرص تراكم مقطوع عند أو بالقرب من نصف قطر التزامُن. نُفسِّر هذه النتائج إمّا بوجود تدفُّق خارجي قوي (بفعل تأثير المُروحة propeller) أو قرصٍ «مَحبوس» في الداخل (مع تدفُّق خارجي محدود أو معدوم).
يُعد SAX J1808.4–3658 نظاماً ثنائياً عابراً في الأشعّة السينية اكتُشِف عام 1996 ويقع على مسافة تتراوح بين 2.5 و3.5 كيلوبارسيك . يتكوّن النظام من نابض ميلي ثانية في الأشعّة السينية بتردّد 401 هرتز (؛ انظر للمراجعة) ورفيق شبه متحلّل كتلته تقارب \( {\sim}0.07\,M_{\odot} \) . للنظام فترة مدارية قدرها ساعتان ويُستدلّ على أنّ النجم النيوتروني المُتراكم يمتلك حقلاً مغناطيسياً في حدود \( {\sim}10^{8} \) 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، وتتميّز بانفجار رئيسي يرتفع سريعاً ثم ينخفض ببطء يتبعه هبوط حاد (انظر مثلاً الشكل 2 في ). بعد نهاية الانفجار الرئيسي، الذي يستمرّ قرابة شهر، يظهر ذيل طويل من «الانبعاثات الثانوية»1 عند مستويات منخفضة من لمعان الأشعّة السينية (\( 10^{32-35}\,{\rm erg\,s^{-1}} \)) يستمر لعشرات الأيام (انظر مثلاً ). تتجلّى هذه الانبعاثات الثانوية كتغيّرات سلسة في اللمعان تتكرّر دورياً كل بضعة أيام. علاوة على ذلك، في مناسبة واحدة (خلال انفجار 2005) أُبلِغ عن مرحلة منخفضة جدّاً من اللمعان . أُطلِق على هذه المرحلة لاحقاً وصف «شبه مستقرة» لأنها حدثت عند لمعان أشعّة سينية \( 1.5-5\times10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) (0.5–10 keV)، وهي قيمة متوافقة مع أدنى مستويات اللمعان التي تمّ بلوغها خلال الانبعاثات الثانوية وأعلى فقط بعدّة مرّات من مستويات السكون المعتادة. لا يزال غير واضح ما إذا كانت هذه المرحلة تختلف فعلاً عن مرحلة الانبعاثات الثانوية أم إنّ رصد Swift المتقطّع التقط فقط المرحلة الأدنى لمعاناً من الانبعاثات الثانوية نفسها. بعد هذه الحالة شبه المستقرة، عاد المصدر إلى السكون عندما بلغ لمعان الأشعّة السينية (0.5–10 keV) قيمة \( 5\times10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) .
يتراوح التغيّر المعتاد في اللمعان خلال الانبعاثات الثانوية لـ SAX J1808.4–3658 حول 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 من المقدار خلال فترة زمنية تقلّ عن \( {\sim}2 \) يوم . أدنى المستويات تصل إلى \( {\sim}3\times10^{32}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) (لمسافة2 مُفترَضة قدرها 3.5 كيلوبارسيك)، وهي أعلى قليلاً من مستوى السكون المعتاد (5–8\( \times10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}} \) عند 3.5 كيلوبارسيك، ). رُصِدت هذه المستويات المنخفضة بفضل حساسية مراصد XMM-Newton وSwift، ولا يمكننا استبعاد حدوث أمر مماثل في جميع الانفجارات الأخرى المسجّلة حتى الآن (والتي رُصِدت في الأشعّة السينية حصرياً بواسطة RXTE).
لوحِظت الانبعاثات الثانوية (المعروفة أيضاً في الأدبيات باسم «إعادة السطوع»، «الانفجارات الصدى»، «الانفجارات الصغيرة» و«ذيل التوهّج») في عدد من الأنظمة المختلفة، بما في ذلك الأقزام المُنفجرة/النوّارية (WZ Sge، ؛ EG Cnc، ؛ ER UMa ، AL Com ، UZ Boo، ؛ 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 المُدمجة المُتراكمة يشير إلى أنّ الانبعاثات الثانوية مرتبطة بخصائص قرص التراكم نفسه أكثر من ارتباطها بخصائص الجرم المُدمج.
الانبعاثات الثانوية ليست سِمة يمكن تفسيرها بسهولة ضمن نموذج عدم استقرار القرص (DIM؛ انظر المراجعات الموسّعة في ). تظهر الانبعاثات الثانوية في المحاكاة العددية لنموذج DIM، وتُنشَأ بواسطة انتشار جبهات الانتقال الباردة والحارّة ذهاباً وإياباً فتُعيد تأيين القرص دورياً. ومع ذلك، تُعدّ هذه الانبعاثات من أوجه القصور في نموذج DIM وليست سِمةً له، لأنها تعجز عن إعادة إنتاج معظم الخصائص المرصودة في الأقزام المُنفجرة والمصادر العابرة للأشعّة السينية . علاوة على ذلك، تتطلّب الانبعاثات الثانوية وجود خزان كبير من المادة في القرص بعد نهاية الانفجار الرئيسي، في حين يتنبّأ نموذج DIM بأنّ القرص ينبغي أن يكون شبه خاوٍ من المادة مع نهاية الانفجار .
خلال انفجار 2008، خضع SAX J1808.4–3658 لمراقبة بحملة متعدّدة الأطوال الموجية شملت RXTE، تلسكوب Swift للأشعّة السينية (XRT) وتلسكوب Swift البصري/فوق البنفسجي (UVOT)، بالإضافة إلى أرصاد أرضية في النطاقين I وH باستخدام تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر. إن كون SAX J1808.4–3658 نابض ميلي ثانية مُتراكم ذو غلاف مغناطيسي ذو أهمّية ديناميكية، إلى جانب التغطية متعدّدة الأطوال الموجية الفريدة، أمرٌ أساسي لاستكشاف مناطق مختلفة من قرص/تدفُّق التراكم في آن واحد. في هذا البحث نعرض نتائج الحملة متعدّدة الأطوال الموجية على انفجار 2008 مع تركيز خاص على الانبعاثات الثانوية. كما نُحلّل بيانات Swift/UVOT وXRT المُجمّعة خلال مرحلة الانبعاثات الثانوية لعام 2005 والحالة «شبه المستقرة»، ونقارنها مع انفجار 2008 ومع التحليل السابق لعام 2005 . نبحث عمّا إذا كانت هناك دلائل، خلال مرحلة الانبعاثات الثانوية، على سلوك غير اعتيادي في تدفُّق التراكم، وما إذا كان ثمّة ما يدعم أيّاً من النماذج الراهنة التي تحاول تفسير ظاهرة الانبعاثات الثانوية.
استخدمنا بيانات جُمِعت بواسطة أربعة مُعدّات/تلسكوبات مختلفة: كاميرا ANDICAM البصرية/تحت الحمراء القريبة على تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر (يديره اتحاد SMARTS؛ )، Swift/UVOT ()، Swift/XRT (0.3–10 keV؛ ) ومصفوفة عدّادات النسبة (PCA) على متن RXTE (2–60 keV؛ ). نُوجِز فيما يلي 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 أرصاد من 2008 وستة من 2005 أُجرِيَت خلال الانفجار الرئيسي، بينما البقية راقبت مرحلة الانبعاثات الثانوية. شُغِّل XRT إمّا في وضع العدّ الفوتوني (PC؛ بدقّة زمنية 2.5073 ثانية) أو في وضع التوقيت النوافذي (WT؛ بدقّة زمنية 1.7675 ملّي ثانية).
استخرجنا معدّلات العدّ، الأطياف، وملفّات الاستجابة الطيفية لكل ObsID باستخدام مولِّد مُنتجات بيانات Swift/XRT عبر الإنترنت3 . تمّ استخراج (وتوفيق) الأطياف في نطاق 0.3–10 keV باستخدام درجات الأحداث الافتراضية (0–12 لوضع PC و0–2 لوضع WT). جُمِّعت الأطياف باستخدام أداة GRPPHA في HEASOFT (الإصدار 6.16) ووُفِّقت باستخدام XSPEC (الإصدار 12.8.2). الأطياف التي تحتوي على \( \gtrsim 150 \) عدّ جُمِّعت عادةً إلى حدّ أدنى 20 عدّ لكل صندوق (bin) ووُفِّقت باستخدام إحصائية \( \chi^2 \)، بينما الأطياف ذات العدّ الأقلّ جُمِّعت إلى حدّ أدنى عدّ واحد لكل صندوق ووُفِّقت باستخدام إحصائية W (نسخة مُعدّلة من إحصائية C تأخذ الخلفية في الاعتبار). لبعض الأطياف ذات أعداد العدّات الكبيرة استخدمنا حدّ تجميع أعلى من 20 لتجنّب الإفراط في أخذ العينات. الأطياف التي تحتوي على \( \lesssim 15 \) عدّ لم نُجرِ لها توفيقاً طيفياً؛ بل حُوِّلت معدّلات العدّ إلى تدفّقات بافتراض نموذج طيفي من نوع قانون القوّة المُمتصّ. في معرّفات الرصد التي توفّرت فيها بيانات من وضعي PC وWT قمنا بتوفيق الأطياف من كلا الوضعين معاً (مع ربط جميع المعاملات) إذا كانت أعداد العدّات متقاربة، وإلا استخدمنا بيانات أحد الوضعين فقط (وهو الغالب). كما حسبنا نسبة الصلابة لكل ObsID بالاعتماد على بيانات وضع PC فقط (عند توافُرها)؛ وعُرِّفت كنسبة العدّ الصافي في نطاق 2–10 keV إلى ذلك في نطاق 0.3–2 keV.
معظم البيانات المسجّلة في 2005 و2008 بواسطة RXTE عُرِضت سابقاً في ، و ونُحيل إلى تلك الأعمال للتفاصيل المتعمّقة. نورد هنا ملخّصاً لتحليل تلك البيانات ذات الصلة بنتائج هذا البحث. بالنسبة لبيانات RXTE، استخرجنا التدفق في نطاق 2–16 keV من بيانات وضع Standard2 (بدقّة زمنية 16 ثانية) المُجمّعة بواسطة أداة PCA خلال انفجاري 2005 و2008. حوسبت الخلفية باستخدام أداة FTOOL pcabackest وطُرِحت من منحنى الضوء مع إجراء التصحيحات الزمنية اللازمة. حُوِّلت القنوات إلى طاقة باستخدام جدول pca_e2c_e05v04 المُقدَّم من فريق RXTE.
| السنة | الأداة | معرّفات البرنامج | معرّفات 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 الأرصاد. معظم الأرصاد (خلال انفجار 2008) أُجرِيَت باستخدام ست مرشّحات (v، b، u، w1، m2 وw2)، بينما استخدمت آخر أربع تعريضات مرشّح u فقط. أمّا انبعاثات 2005 الثانوية فمُورِست مراقبتها دائماً بمرشّح v. استخرجنا فوتونات المصدر من منطقة دائرية نصف قطرها 2.5 ثانية قوسية، واستُخرجت الخلفية من منطقة دائرية نصف قطرها 10 ثوانٍ قوسية بعيدة عن النجوم الساطعة. قبل المتابعة، فحصنا جميع صور UVOT يدوياً ووجدنا أنّ بعض اللقطات تأثّرت بتتبُّع ضعيف؛ لا سيّما بعض اللقطات ضمن التسلسلات المقابلة لـ ObsIDs 30034036 و30034037 و30034038، فاستخدمنا فقط اللقطات غير المتأثّرة. ونظراً إلى أنّ البيانات أُخذت في وضع الصورة، لم يكن بالإمكان تصحيح اللقطات السيّئة نفسها. استخدمنا أداة uvotimsum لجمع جميع تعريضات UVOT (اللقطات) في كل ملف FITS في صورة واحدة عالية نسبة الإشارة إلى الضجيج، وأداة uvotsource لاشتقاق المقادير البصرية/فوق البنفسجية باستخدام نظام Vega . ثم أزلنا تأثير التوهين باعتماد قيمة لعمود امتصاص الهيدروجين المحايد \( N_{H}=(1.4\pm0.2)\times10^{21} \,{\rm cm^{-2}} \) . استخدمنا العلاقة : \[ N_H = (6.86\pm0.27)\times10^{21} E(B-V) \] لنحصل على \( E(B-V)=0.204\pm0.030 \). تمّ حساب التوهين للمرشّحات الستّة المختلفة وفقاً لـ (انظر الجدول 1).
| المرشّح | 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 | \( 1.64\pm0.24 \) |
أُجرِيَت الأرصاد الأرضية في النطاقين القريب من تحت الأحمر (\( I \) و\( H \)) باستخدام تلسكوب SMARTS بقطر 1.3 متر في مرصد سيرّو تولولو (CTIO) في تشيلي. تمت مراقبة SAX J1808.4–3658 بوتيرة شبه يومية (حسب الظروف الجوية) بين 22 سبتمبر و11 نوفمبر 2008. حُلِّلت بيانات النطاق \( I \) باستخدام إجراءات IRAF القياسية ، بينما في النطاق تحت الأحمر القريب أُخذت عدة صور مُتزاحة (dithered) ثم سُوِّيَت واعتُمِد طرح السماء ومحاذاة الإطارات ودمجها باستخدام مهمّات IRAF مخصّصة. استُخدمت ثلاثة نجوم قريبة من SAX J1808.4–3658 وضمن مجال رؤية SMARTS كنجوم مرجعية، واستُخدم متوسط مقاديرها كمرجع للفوتومتريا التفاضلية بالنسبة إلى SAX J1808.4–3658. أُخذت مقادير النطاق H لهذه النجوم المرجعية من فهرس 2MASS. أمّا في النطاق I فاستُخدمت النجوم المرجعية ومقاديرها من ، وقورنت بالمقادير الآلية المستخرجة من صور SMARTS. اعتمدنا القيم التالية لنقطة الصفر لتحويل المقدار إلى كثافة التدفق: \( I_{0} = 2416 \) جيغا يانْسكي ، و\( H_{0} = 980 \) جيغا يانْسكي . كما أزلنا التوهين من المقادير باتّباع الإجراء نفسه أعلاه (انظر الجدول 1).
نظراً إلى أنّ دالة الانتشار النقطي (PSF) لتلسكوب UVOT عريضة نسبياً (نحو 2.5 ثانية قوسية عند 350 نانومتر) ومجال SAX J1808.4–3658 مُزدحم، ينبغي تقييم كمّية الضوء المُلوِّث من النجوم القريبة الواقعة ضمن منطقة الاستخلاص الدائرية. بمقارنة مجال رؤية UVOT لـ SAX J1808.4–3658 مع الشكل 2 في وجدنا أنّ جزءاً من الضوء المنبعث من نجم ساطع نسبياً يتسرّب إلى منطقة استخلاص SAX J1808.4–3658 (انظر الشكل [fig:fov]).
للتحقّق من أثر التلوّث على قياساتنا اخترنا ثلاث أرصاد: واحدة من عام 2005 (ObsID 30034018)، وأخرى من 2008 (ObsID 30034040)، وثالثة خلال السكون في أغسطس 2014 (ObsID 30034062). اخترنا رصد 2005 لأن نسبة الإشارة إلى الضجيج العالية للصورة تسمح بتحديد أدقّ لمركز الجسم المُلوِّث. أمّا رصد 2008 فيغطي جميع مرشّحات UVOT الستة، بينما استُخدم رصد 2014 لقياس التدفق فوق البنفسجي خلال السكون. وجدنا أنّ الجسم المُلوِّث له المقادير التالية: \( {\sim}19.1 \) في v، \( >19.45 \) في b، \( {\sim}19.8 \) في u و\( >21 \) في w1.
وبما أنّ أدنى مقدار رُصِد (ضمن منطقة الاستخلاص حول SAX J1808.4–3658) هو: \( \sim20 \) في v، و\( 19.4 \) في b، و\( {\sim}18.7 \) في u، و\( 19.3 \) في w1، فيُمكننا استبعاد أن يكون للجسم المُلوِّث تأثيرٌ مهمّ إلا في نطاق v فقط.