نقدم قياسات الاستقطاب الخطي في النطاقين البصري وقريب الأشعة تحت الحمراء لمصدر V404 Cyg خلال انفجاره عام 2015 وفي حالة السكون. حصلنا على قياسات استقطاب زمني في نطاق \(r'\) عندما كان المصدر في حالة انفجار، واستقطاب في النطاق القريب من تحت الحمراء عندما كان المصدر قريبًا من السكون، واستقطاب بصري متعدد الأطوال الموجية لاحقًا في السكون. يمكن وصف طيف الاستقطاب الخطي من البصري إلى قريب تحت الحمراء بمساهمة من الغبار بين النجمي ومكون متغير جوهري. تم رصد استقطاب بصري جوهري خلال صعود أحد ألمع التوهجات في الانفجار، حيث كان متغيرًا وبلغ ذروته عند 4.5% ثم انخفض إلى 3.5%. نقدم عدة أدلة ترجح أن أصل هذا الاستقطاب المتغير هو نفاثة سنكروترونية، مع انبعاث بصري ينشأ بالقرب من قاعدة النفاثة. يحدث توهج الاستقطاب أثناء الصعود الأولي لحدث توهج راديوي رئيسي يبلغ ذروته لاحقًا، ويتوافق مع تطور تقليدي لتوهج سنكروتروني ناتج عن حدث قذف. نستنتج أن توهج الاستقطاب البصري يمثل حدث إطلاق نفاثة؛ أي ولادة قذف رئيسي. في هذا الحدث، نقيس زاوية موضع استقطاب مستقرة نسبيًا بمقدار -9\(^\circ\) شرق الشمال، مما يشير إلى أن الحقل المغناطيسي بالقرب من قاعدة النفاثة متعامد تقريبًا مع محور النفاثة. قد يكون ذلك نتيجة انضغاط خطوط الحقل المغناطيسي في الصدمات داخل البلازما المسرعة، مما يؤدي إلى حقل عرضي جزئي الترتيب، وقد تم رصده خلال انفجار 2015. كما نجد أن هذا القذف حدث في مرحلة مماثلة ضمن الدورات المتكررة للتوهجات.
أنظمة ثنائية: قريبة – نجوم: معلمات أساسية – نجوم: V404 Cyg – نجوم: نيوترونية – أشعة سينية: أنظمة ثنائية
يعد الاستقطاب أداة فريدة لدراسة الأنظمة الثنائية للأشعة السينية، إذ يمكن من خلاله (1) الحصول على معلومات حول الخصائص الهندسية للنظام الثنائي من الضوء المتناثر بواسطة المادة المحيطة بالنجم (رياح نجمية و/أو قرص تراكم) على مقاييس لا يمكن الوصول إليها بتقنيات التصوير الحالية، أو (2) معلومات حول النفاثات (مثل الهندسة، الحقل المغناطيسي، طاقة الإلكترونات) من انبعاث السنكروترون. جزء كبير من الانبعاث البصري في الأنظمة الثنائية منخفضة الكتلة للأشعة السينية (LMXBs) ينتج عن قرص التراكم المحيط بالجسم المضغوط. يتم تسخين قرص التراكم بواسطة أشعة سينية تنشأ بالقرب من المصدر المركزي، ويكون الهيدروجين متأينًا بالكامل في كامل القرص .
لذا، من المتوقع وجود استقطاب خطي بصري بنسبة بضعة في المئة ناتج عن تشتت طومسون للإشعاع المنبعث مع الإلكترونات الحرة في القرص عند هذه الأطوال الموجية . يمكن أن يكون الاستقطاب الناتج عن تشتت الانبعاث الحراري غير المستقطب جوهريًا متغيرًا مع فترة المدار، مما يضع قيودًا على الخصائص الفيزيائية والهندسية للنظام .
في الأنظمة الثنائية منخفضة الكتلة للأشعة السينية، هناك أيضًا آلية انبعاث تنتج ضوءًا مستقطبًا جوهريًا – وهي انبعاث السنكروترون من جسيمات في حقل مغناطيسي منتظم بشكل كافٍ في تدفق موجه. انبعاث السنكروترون الرقيق بصريًا مستقطب جوهريًا. إذا كان الحقل المغناطيسي المحلي في منطقة الانبعاث منتظمًا (مرتبًا)، يُلاحظ استقطاب خطي صافٍ. أما إذا كان الحقل متشابكًا، فإن اختلاف زوايا الضوء المستقطب يؤدي إلى تقليل الاستقطاب المرصود. في حالة الحقل المنتظم تمامًا، تبلغ قوة الاستقطاب القصوى حوالي 70–80% وتعتمد فقط على درجة ترتيب الحقل وتوزيع طاقة الإلكترونات. توفر قياسات الاستقطاب لانبعاث السنكروترون الرقيق بصريًا أداة قوية لدراسة طبيعة بنية الحقل المغناطيسي.
تم اكتشاف V404 Cyg (=GS 2023+338) بواسطة المراقب الشامل على متن القمر الصناعي Ginga في 22 مايو 1989 . سبق أن شهد V404 Cyg انفجارين على الأقل في عامي 1938 و1956، تم رصدهما فقط في الأطوال الموجية البصرية بسبب عدم توفر أجهزة رصد أشعة سينية فضائية آنذاك. أدى هذا النقص في المعلومات بالأشعة السينية إلى تصنيف V404 Cyg بشكل خاطئ كنوفا تقليدية (وإن كانت متكررة).
من المعروف أن V404 Cyg يحتوي على نجم ثانوي من النوع K0 III-V يدور حول ثقب أسود كتلته تقريبًا \(10\,M_{\odot}\) بفترة مدارية تبلغ 6.5 يوم ويقع على مسافة دقيقة تبلغ 2.4 كيلوبارسيك، تم تحديدها باستخدام قياسات اختلاف المنظر الراديوية . خلال الانفجار، يتغير تدفق V404 Cyg في الأشعة السينية بمعامل \(\sim 500\) خلال ثوانٍ وبمعامل 2–10 خلال 30 دقيقة إلى عدة ساعات في السكون .
مؤخرًا، في 15 يونيو 2015 (MJD 57188)، دخل V404 Cyg في انفجاره الرابع. تم رصده أولاً بواسطة القمر الصناعي Swift ثم بواسطة MAXI وINTEGRAL . حدث الانفجار نتيجة عدم استقرار لزج-حراري بالقرب من الحافة الداخلية لقرص التراكم المقطوع . أدت التنبيهات المبكرة إلى متابعة رصدية في جميع الأطوال الموجية، من الراديو إلى الأشعة السينية القاسية، وبلغ المصدر حتى 50 Crab في الأشعة السينية القاسية ، مع نشاط توهجي شديد في جميع الأطوال الموجية . في هذا البحث نقدم نتائج قياسات الاستقطاب البصري وقريب تحت الحمراء لـ V404 Cyg خلال انفجاره عام 2015 وفي السكون بعد الانفجار.
| تاريخ UT | النطاق | \(p\) (%) | \(\theta\) (\(^{\circ}\)) |
|---|---|---|---|
| 26 مايو 2016 | \(V\) | 7.69\(\pm\)0.61 | 5.1 \(\pm\)2.1 |
| 26 مايو 2016 | \(R\) | 7.41\(\pm\)0.32 | 7.2 \(\pm\)1.1 |
| 26 مايو 2016 | \(I\) | 6.00\(\pm\)0.16 | 6.3 \(\pm\)0.7 |
| 26 مايو 2016 | \(z\) | 5.36\(\pm\)0.14 | 6.9 \(\pm\)0.6 |
| 27 يوليو 2015 | \(J\) | 3.33\(\pm\)0.05 | -7.5 \(\pm\)4.3 |
| 27 يوليو 2015 | \(H\) | 2.22\(\pm\)0.04 | -9.9 \(\pm\)3.8 |
| 27 يوليو 2015 | \(K_{\rm s}\) | 1.33\(\pm\)0.08 | 0.2 \(\pm\)12 |
تم الحصول على قياسات استقطاب بصري زمني لمصدر V404 Cyg باستخدام تلسكوب جاليليو الوطني (TNG) بقطر 3.5 متر في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس، لا بالما، إسبانيا، ليلة 23 يونيو 2015. استُخدم جهاز الاستقطاب PAOLO ، الذي يتكون من منشور وولاستون مزدوج مثبت في عجلة المرشحات، وينتج أربع حالات استقطاب متزامنة لحقل الرؤية. تم وصف الإعداد البصري للجهاز في . يفصل المنشور الصور منتجًا أربع شرائح صورة متزامنة على الكاشف CCD، كل منها تمثل زاوية موضعية مختلفة بالنسبة لمحور التلسكوب (0\(^\circ\)، 45\(^\circ\)، 90\(^\circ\) و135\(^\circ\)). تتيح قياسات التدفق في هذه الصور الأربع حساب درجة الاستقطاب الخطي للمصدر. ونظرًا لأن الجهاز مثبت على بؤرة ناسميث في TNG، فإن الاستقطاب الآلي بحدود 2–3% يتغير مع زاوية التوازي . لذلك، ولتحديد نموذج الاستقطاب الآلي، قمنا برصد النجم القياسي عديم الاستقطاب HD 154892 على مدى واسع من زوايا التوازي. استُخدم مرشح \(r'\) لجميع الرصديات، وبسبب سطوع V404 Cyg، استُخدم زمن تعريض قدره 2 ثانية وتم الحصول على استقطاب زمني لمدة 1.92 ساعة (من 02:53 إلى 04:48 بتوقيت UT؛ MJD 57197.1211 إلى 57197.2003). تم التقاط صور انحياز وصور تسوية مسطحة للقبة. كانت الظروف جيدة مع متوسط رؤية 0.9 ثانية قوسية.
تم الحصول على قياسات استقطاب بصري عريض النطاق لمصدر V404 Cyg باستخدام تلسكوب الشمال البصري (NOT) بقطر 2.5 متر في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس، لا بالما، إسبانيا، بتاريخ 26 مايو 2016 (MJD 57534.2 تقريبًا). تم إجراء الاستقطاب الخطي باستخدام صفيحة نصف موجة في وحدة FAPOL ولوحة كالسيت مثبتة في عجلة الفتحة. توفر لوحة الكالسيت قياسًا متزامنًا للمركبتين العادية والاستثنائية لشعاعين مستقطبين متعامدين. تم التقاط الصور عند زوايا دوران لصفيحة نصف الموجة 0\(^\circ\)، 22.5\(^\circ\)، 45\(^\circ\) و67.5\(^\circ\)، وتم تحديد الاستقطاب الخطي (\(p\)) وزاوية الموضع (\(\theta\)). كما تم رصد نجم غير مستقطب ونجم مستقطب لتحديد الاستقطاب الآلي وتصحيح زاوية الموضع على التوالي. تم التقاط الصور في نطاقات \(V\)، \(R\)، \(I\) و\(z'\) بأزمنة تعريض 300 ثانية، 120 ثانية، 120 ثانية و300 ثانية على التوالي. تم التقاط صور انحياز وتسوية مسطحة للقبة. كانت الظروف جيدة مع رؤية 0.7 ثانية قوسية.
تمت معالجة بيانات TNG وNOT باستخدام برنامج ultracam . تم أولاً إزالة انحياز صور التسوية المسطحة باستخدام صورة الانحياز ثم دمجها لإنشاء صورة تسوية مسطحة رئيسية. كما تم إزالة انحياز الصور العلمية وتسويتها بالطريقة القياسية. ثم أُجري فوتومترية الفتحة على الأهداف العلمية ونجوم المقارنة والنجوم القياسية باستخدام فتحة ثابتة. بالنسبة للبيانات في السكون، سمحت الرؤية الجيدة بقناع النجم الملوث في خط الرؤية على بعد 1.4 ثانية قوسية شمال V404 Cyg قبل إجراء الفوتومترية. تم التحقق من النتائج باستخدام ملاءمة ملف daohphot، حيث أُزيل النجم في خط الرؤية قبل إجراء الفوتومترية، وكانت النتائج متطابقة. كما أُجري الطرح الأمثل ، وهو مناسب للحقول المزدحمة، وكانت النتائج متوافقة مع الفوتومترية مع القناع. ثم تم تحديد معاملات ستوكس المُنظمة \(q\) و\(u\)، بالإضافة إلى الاستقطاب الخطي الجزئي \(p\) وزاوية الموضع \(\theta\). كانت أخطاء العد ناتجة أساسًا عن ضوضاء الفوتونات، وتم تقدير الأخطاء النظرية في \(p\) عبر نشر الأخطاء. بالإضافة إلى ذلك، تم حساب الأخطاء في \(p\) (\(\sigma_p\)) باستخدام طريقة مونت كارلو، وأعطت قيمًا مشابهة لتلك المقدرة من نشر الأخطاء. وبالنظر إلى القيم الكبيرة لـ \(p/\sigma_p\) (\(\sim 30\)) لم يتم تصحيح انحياز الاستقطاب الإحصائي ؛ حيث يؤدي الانحياز إلى زيادة تقدير \(p\) إذا كانت أخطاء \(q\) و\(u\) كبيرة (عادة بسبب بيانات منخفضة نسبة الإشارة إلى الضوضاء)، لأن \(p\) كمية موجبة بينما \(q\) و\(u\) يمكن أن تكون موجبة أو سالبة.
بالنسبة لبيانات TNG، تم تحديد وتصحيح معاملات ستوكس \(q\) و\(u\) للهدف والنجوم الأخرى من أجل الاستقطاب الآلي كما هو موضح في . تم نمذجة الاستقطاب الآلي باستخدام النجوم القياسية غير المستقطبة على مدى واسع من زوايا التوازي، وأظهر استخدام PAOLO أن ذلك ممكن بدقة أفضل من \(\sim 0.2\)%. تتطلب عملية اشتقاق نموذج آلي تصحيحًا لزاوية موضع الجهاز. بعد تطبيق النموذج الآلي، تم تحديد منحنيات الضوء المصححة للجهاز لـ \(q\) و\(u\)، ومن ثم \(p\) و\(\theta\). بالنسبة لبيانات NOT، تم تحديد الاستقطاب الآلي من النجم القياسي عديم الاستقطاب ووجد أنه مهمل، أقل من 0.1%.
في الجدول 1 نقدم نتائج الاستقطاب البصري لـ V404 Cyg في السكون. في الشكل 1 نعرض \(R\)-band \(p\) كدالة لـ \(\theta\) لـ V404 Cyg ونجوم الحقل. كل من \(p\) و\(\theta\) لـ V404 Cyg متشابهة مع القيم المقاسة من نجوم الحقل، والتي تتجمع حول قيمة مشتركة. متوسط زاوية الموضع البصري VRIz لـ V404 Cyg هو \(\sim 6.4^\circ\).
قمنا برصد V404 Cyg باستخدام مطياف LIRIS في وضع التصوير الاستقطابي على تلسكوب ويليام هيرشل (WHT) بقطر 4.2 متر في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس، لا بالما، إسبانيا. تم التقاط البيانات في 27 يوليو 2015 من 22:01 إلى 22:40 بتوقيت UT. أُخذت التعريضات بنمط إزاحة خماسي النقاط، بشكل منفصل في مرشحات \(J\)، \(H\) و\(K_{\rm s}\). يقسم منشور وولاستون الضوء الوارد إلى أربع صور متزامنة، كل منها عند زاوية استقطاب مختلفة: 0\(^\circ\)، 45\(^\circ\)، 90\(^\circ\) و135\(^\circ\). استخدمنا صفيحة نصف موجة لا لونية تلغي عوامل النفاذية النسبية للأشعة العادية والاستثنائية لكل منشور وولاستون، مما يوفر وقت الرصد حيث أن تدوير الكاميرا يزيد من زمن الرصد بشكل كبير. من حيث المبدأ، هذا يلغي الحاجة لرصد نجم قياسي مستقطب حيث يجب أن يكون انحراف زاوية الموضع صفرًا. كانت الظروف جيدة مع متوسط رؤية 0.6 ثانية قوسية.
تمت معالجة البيانات باستخدام حزمة lirisdr المطورة من قبل فريق LIRIS في بيئة iraf2 . ثم أُجري فوتومترية الفتحة على الصور المجمعة باستخدام فتحة ثابتة (حوالي ضعفي متوسط الرؤية)، وتم تحديد معاملات ستوكس \(q\) و\(u\)، و\(p\) و\(\theta\) باستخدام المعادلات الخاصة ببيانات صفيحة نصف الموجة. تم حساب أخطاء \(p\) و\(\theta\) باستخدام روتين مونت كارلو ينشر الأخطاء المرتبطة بعدد العد الخام عند كل زاوية استقطاب. الاستقطاب الآلي غير مهم ومعروف أنه صغير جدًا في LIRIS؛ أقل من 0.1% . وبالنظر إلى القيم الكبيرة لـ \(p/\sigma_p\) (> 50) لم يتم تصحيح انحياز الاستقطاب الإحصائي .
في الجدول 1 نقدم نتائج الاستقطاب في قريب تحت الحمراء لـ V404 Cyg، وفي الشكل 1 نعرض \(p\) في قريب تحت الحمراء كدالة لـ \(\theta\) لـ V404 Cyg ونجوم الحقل. كل من \(p\) و\(\theta\) لـ V404 Cyg متشابهة مع القيم المقاسة من نجوم الحقل، والتي تتجمع حول قيمة مشتركة. متوسط زاوية الموضع في قريب تحت الحمراء لـ V404 Cyg هو \(\sim -6^\circ\).
خلال انفجار 2015 لـ V404 Cyg، تم إجراء عدة قياسات للاستقطاب الخطي في أوقات مختلفة أظهرت قيمًا متشابهة جدًا في نطاق \(R\)؛ حوالي 8% في 17 يونيو ، 7.5\(\pm0.1\) في 18 يونيو و7.7\(\pm\)0.1% في 18 و19 يونيو ، و7.8% في 20 يونيو . جميع هذه القياسات الأخيرة متقاربة جدًا، مما يشير إلى أن الاستقطاب على الأرجح ذو أصل بين نجمي ثابت. كما نجد أن مستوى الاستقطاب في نطاق \(R\) الذي نقيسه في السكون (الجدول 1) مشابه جدًا لهذه القيم، مما يدعم أن هذا المستوى من الاستقطاب (7–8%) ليس ناتجًا عن أصل جوهري موجود فقط أثناء الانفجار. لدى V404 Cyg إخماد غباري \(A_{\rm v} = 2.8\)–4.4 لذا من المتوقع وجود استقطاب بصري بين نجمي. علاقة خطية بين أقصى استقطاب بصري ناتج عن غبار بين نجمي تشير إلى مستوى استقطاب أقل من 13% لـ V404 Cyg، وهو ما يتوافق مع القيم المرصودة (7–8%).
في إحدى الحالات، تم الإبلاغ عن استقطاب بصري متغير في V404 Cyg أثناء انفجاره ، مما يشير إلى أن جزءًا من الاستقطاب البصري ناتج عن مكون جوهري متغير، على الأرجح من إشعاع سنكروتروني من نفاثة (انظر القسم 4). من المرجح أيضًا وجود مكون جوهري ناتج عن قرص التراكم، لكن من المتوقع أن يكون منخفضًا جدًا، عند مستوى 1% . لذا، وبالنظر إلى الإخماد العالي، فإن الاستقطاب المقاس لـ V404 Cyg في السكون يمثل مكون الغبار على خط الرؤية.
لتحديد مكون الغبار، قمنا بملاءمة القياسات البصرية وقريب تحت الحمراء لنموذج الغبار بين النجمي. يمكن وصف اعتماد الطول الموجي للاستقطاب بين النجمي (بسبب حبيبات الغبار المصطفة) تجريبيًا باستخدام قانون سيركوفسكي : \[ p(\lambda) = p_{\rm max} \exp[-K\ln^2 (\lambda_{\rm max}/\lambda) ] \] حيث \(p(\lambda)\) هي نسبة الاستقطاب عند الطول الموجي \(\lambda\)، و\(p_{\rm max}\) هي أقصى استقطاب يحدث عند الطول الموجي \(\lambda_{\rm max}\). وقد وجد أن معامل عرض المنحنى \(K\) مرتبط ارتباطًا وثيقًا بـ \(\lambda_{\rm max}\)، مع أحدث تحديد من رصد 105 نجوم هو \(K=0.01 + 1.66\lambda_{\rm max}\) . قمنا بملاءمة بيانات الاستقطاب الخطي البصري وقريب تحت الحمراء بالصيغة التجريبية لسيركوفسكي ووجدنا \(\lambda_{\rm max}=0.30\pm0.03\,\mu\mathrm{m}\) و\(p_{\rm max}=9.65\pm0.36\)% (انظر الشكل 2). من المتوقع أن تكون زاوية الموضع البصرية (\(\sim 6^\circ\)) وقريب تحت الحمراء (\(\sim -6^\circ\)) ثابتة، رغم وجود انحراف قدره \(\sim 12^\circ\) بينهما، على الأرجح بسبب انحراف غير صفري في زاوية الموضع في قريب تحت الحمراء (انظر القسم 2.4). إن ثبات زاوية الموضع مع انخفاض حاد في الاستقطاب نحو الأطوال الموجية الأطول يدعم الأصل بين النجمي للاستقطاب المرصود في السكون، وقريب السكون لبيانات قريب تحت الحمراء. وبما أن بيانات قريب تحت الحمراء تتبع قانون الاستقطاب بين النجمي بشكل جيد، فلا نجد دليلًا واضحًا على وجود مصدر جوهري إضافي للاستقطاب في بيانات قريب تحت الحمراء المأخوذة قرب نهاية الانفجار.
لتحديد قيم \(q\) و\(u\) الجوهرية لـ V404 Cyg أثناء الانفجار، قمنا بطرح قيم \(q\) و\(u\) المستخرجة من بيانات NOT في نطاق \(R\) (حيث أن أطوال الموجة المركزية لـ \(r\) و\(R\) متشابهة جدًا) من القيم الزمنية لـ \(q\) و\(u\) في نطاق \(r'\) المأخوذة أثناء الانفجار. يوضح الشكل [fig:pol] منحنيات الضوء لـ \(p\) و\(\theta\) الجوهرية في نطاق \(r'\) لـ V404 Cyg. كما هو واضح، الاستقطاب متغير، بمتوسط 3.7% وتغير من 3.2 إلى 4.5%، بينما متوسط زاوية الموضع 171\(^\circ\) وتغير من 167\(^\circ\) إلى 173\(^\circ\). يبدو أن هناك صعودًا ثم هبوطًا في مستوى الاستقطاب بينما يظل التدفق البصري ثابتًا نسبيًا، يتبعه مستوى استقطاب أقل وأكثر ثباتًا بينما يرتفع التدفق البصري.
لتقييد أصل توهج الاستقطاب، نقارن خصائصه بما هو متوقع من مصادر الاستقطاب المحتملة. توهج الاستقطاب الموضح في الشكل [fig:pol]b انخفض بسلاسة من 4.5 إلى 3.5% خلال حوالي 20 دقيقة، وكان متوسط مستوى الاستقطاب قبل وبعد التوهج مختلفًا. تم بالفعل طرح مساهمة الغبار بين النجمي بين V404 Cyg والأرض، لذا يجب أن يكون الاستقطاب المتغير المتبقي ناتجًا من داخل النظام الثنائي. من غير المرجح أن تكون شاشات غبار أو مادة خفيفة متحركة (أي محلية للنظام)، ربما ناتجة عن الانفجار نفسه، هي سبب الاستقطاب المتغير. ينتج عن الانفجار رياح قرص تراكم محايدة وسريعة ، لكن أي إخماد بصري ناتج عن الرياح سيقلل التدفق ويزيد احمرار اللون البصري، وربما يغير الاستقطاب الجزئي أيضًا. خلال توهج الاستقطاب الذي استمر 20 دقيقة، لم يتغير التدفق البصري ولا اللون (الشكل [fig:pol]a والشكل [fig:multi])، لذا يمكن استبعاد تغيرات الإخماد.
يمكن أن ينتج تشتت طومسون للفوتونات الحرارية غير المستقطبة من قرص التراكم استقطابًا متغيرًا، لكن من المتوقع أن يكون زمن التغير على فترة المدار وأقوى عند الأطوال الموجية الأقصر . وقد لوحظ ذلك في بعض الأنظمة الثنائية للأشعة السينية، حيث لوحظ تذبذب في الاستقطاب مع فترة المدار في أنظمة أثناء الانفجار وفي السكون . فترة مدار V404 Cyg هي 6.5 يوم؛ أطول بكثير من أزمنة التغير التي نرصدها، ولم يتم رصد تذبذب في الاستقطاب في دراسات زمنية أطول خلال الانفجار . لذا من غير المرجح أن يكون تشتت الضوء غير المستقطب هو سبب الاستقطاب المتغير.
يبدو أن التوهجات البصرية الساطعة خلال انفجار V404 Cyg لها مكونات حرارية (من قرص التراكم) وغير حرارية (من نفاثة سنكروترونية) . يرتبط انبعاث النفاثة السنكروترونية في الأطوال الموجية البصرية وقريب تحت الحمراء في الأنظمة الثنائية للأشعة السينية بانبعاث قريب من قاعدة النفاثة، ويكون متغيرًا بشدة من ساعات إلى أجزاء من الثانية ومستقطبًا عادة بنسبة بضعة في المئة . لذا يعد انبعاث النفاثة السنكروترونية مرشحًا مناسبًا للاستقطاب المتغير.
حدد وسَمَّى عدة أحداث توهج خلال انفجار V404 Cyg. بلغ التوهج XIII تدفقًا قدره \(\sim 40\) Crab، مع ذروة استمرت حوالي 1.5 ساعة سبقتها هضبة استمرت 3 ساعات عند 3 Crab رُصدت فقط فوق 13 keV. باستثناء حدثين (IV وXIII)، أظهرت معظم التوهجات البصرية صعودًا سريعًا (حوالي ساعة) مشابهًا للتوهجات المرصودة في الأشعة السينية. أما الحدثان IV وXIII فكان لهما أزمنة صعود أبطأ (حوالي 10 و4 ساعات على التوالي)، وكلاهما تزامن مع هضبات قاسية سبقت ذروات الأشعة السينية. لوحظت هضبة بصرية وأشعة سينية قبل توهج ساطع جدًا. يوضح الشكل [fig:multi] منحنيات الضوء INTEGRAL JEM-X (5–10 keV) وAAVSO في نطاق \(I\) لـ V404 Cyg حول وقت رصد الاستقطاب باستخدام TNG (MJD 57197.12 إلى 57197.20). كما هو واضح، لوحظ توهج أشعة سينية هائل مع JEM-X من MJD 57197.15 إلى 57197.20، بلغ حوالي 40 Crab في التدفق وخلاله انخفضت نسبة القساوة. تُظهر اللوحتان العلويتان في الشكل [fig:multi] أن تدفق الأشعة السينية ونسبة القساوة (نقاط سوداء) كانا متغيرين بشدة، خاصة بعد توهج الاستقطاب مباشرة. لوحظ توهج راديوي ساطع وبارز (16 GHz) باستخدام مصفوفة AMI-LA، بلغ ذروته بعد بضع ساعات فقط من توهج الاستقطاب البصري (بيانات AMI-LA من Fender وآخرين قيد النشر). لاحظ أن AMI-LA لا توفر معلومات عن الاستقطاب. في الوقت نفسه، يرتفع التدفق البصري (اللوحة السفلية؛ بيانات من AAVSO) إلى ذروة توهج بعد بضع ساعات من توهج الاستقطاب، ثم ينخفض بسرعة، مع انخفاضين سلسين في منحنى الضوء وتغير في اللون بعد التوهج. توقيت توهج الاستقطاب لا يتوافق مع أي ميزة محددة في منحنيات الضوء للأشعة السينية أو البصرية؛ بل يحدث خلال هضبة/صعود بطيء في التدفق البصري والأشعة السينية قبل التوهجات الأشد سطوعًا. ومع ذلك، يحدث توهج الاستقطاب خلال المراحل الأولية لصعود التدفق الراديوي.
إذا كان الانبعاث السنكروتروني البصري ينشأ بالقرب من قاعدة النفاثة، وكان التوهج الساطع في الأطوال الموجية الراديوية ناتجًا بشكل أساسي عن انبعاث في مناطق أبعد على طول النفاثة، فقد يكونان مرتبطين بحدث قذف واحد. يدعم ذلك بيانات الراديو عند 5 GHz من شبكة eMERLIN (من Fender وآخرين قيد النشر؛ البيانات غير معروضة هنا) والتي تظهر أيضًا ذروة في منحنى الضوء. تبلغ ذروة التوهجات عند 16 GHz و5 GHz بعد حوالي 2.0 ساعة و3.8 ساعة على التوالي من توهج الاستقطاب في نطاق \(r'\). نرصد أولاً قاعدة النفاثة في الاستقطاب عند الأطوال الموجية البصرية، ثم التوهجات الراديوية التي تنشأ من انبعاث على طول النفاثة. تصف التوهجات الثلاثة تطورًا تقليديًا لتوهج سنكروتروني ناتج عن قذف. يشير ذلك بقوة إلى أن حدث إطلاق نفاثة حدث في وقت توهج الاستقطاب، ويعني أننا اكتشفنا توقيع قذف رئيسي يُطلق، من خلال الاستقطاب البصري.
بلغت ذروة التوهج الراديوي عند 16 GHz كثافة تدفق حوالي \(0.75\) Jy. كانت القيمة البصرية عند وقت توهج الاستقطاب \(r' = 10.85\)، ما يعادل (مع افتراض \(A_v = 4.0\)) كثافة تدفق غير مخمدة قدرها 3.8 Jy. قد يساهم الانبعاث السنكروتروني بجزء من التدفق، وبما أن انبعاث السنكروترون الرقيق بصريًا يمكن أن يكون مستقطبًا حتى \(\sim 70\)%، فقد تكون كثافة تدفق السنكروترون منخفضة حتى 0.25 Jy. إذا كانت كثافة تدفق السنكروترون البصري بين 0.25 و3.8 Jy، فإن دليل الطيف من 16 GHz إلى نطاق \(r'\) (عند \(4.8 \times 10^{14}\) Hz) عند ذروة التوهج هو \(\alpha = +0.03 \pm 0.13\) (حيث \(F_{\nu} \propto \nu^{\alpha}\))، وهو ما يتوافق مع طيف مسطح. هذا مشابه لما وُجد لتوهجات قريب تحت الحمراء والراديو في GRS 1915+105، حيث أظهرت التذبذبات في نطاق \(K\) (2.2 ميكرون) والراديو عند 15 GHz (2.0 سم) أزمنة وتراكيب وكثافات تدفق متشابهة . عادةً ما يكون للنفاثات المستمرة في الحالة القاسية أطياف مسطحة أو مقلوبة قليلاً، تنتج عن تراكب أطياف سنكروترونية متعددة من قذوفات بلازما فردية. هنا، يبدو أننا نشهد قذفًا فرديًا يتطور من البصري إلى الراديو، عبر نطاق ترددي يمتد على 4.5 رتبة مقدار.
يقدم Miller-Jones وآخرون (قيد النشر) بيانات من شبكة VLBA لانفجار 2015 لـ V404 Cyg، تظهر أن اتجاه النفاثة الراديوية يتغير مع الزمن. تشير التحليلات الأولية إلى أن زاوية موضع النفاثة تراوحت بين \(\sim -16^\circ\) و\(\sim +10^\circ\) شرق الشمال. بالنسبة لانبعاث السنكروترون الرقيق بصريًا، تكون زاوية موضع الاستقطاب موازية للمتجه الكهربائي ومتعامدة مع متجه الحقل المغناطيسي. نقيس زاوية موضع استقطاب مستقرة نسبيًا قدرها \(\sim -9^\circ\) شرق الشمال من البيانات البصرية. هذا يعني أن متجه الحقل الكهربائي بالقرب من قاعدة النفاثة في V404 Cyg موازٍ تقريبًا لمحور النفاثة، مما يشير إلى أن الحقل المغناطيسي متعامد مع محور النفاثة. قد يكون ذلك نتيجة انضغاط خطوط الحقل المغناطيسي في الصدمات داخل التدفق، مما يؤدي إلى حقل عرضي جزئي الترتيب.
رصد أيضًا استقطابًا خطيًا متغيرًا في V404 Cyg خلال انفجاره عام 2015. رغم أنهم لم يتمكنوا من تحديد القيمة المطلقة للاستقطاب، إلا أنهم أبلغوا عن تغيرات بين 4–6% خلال حوالي ساعة في فترتين مختلفتين.
خلال عدة ليالٍ أثناء الانفجار، أجرى قياسات استقطاب في نطاق \(R\) لـ V404 Cyg وعدة نجوم ساطعة. وجدوا أن قيم \(p\) و\(\theta\) في نطاق \(R\) لـ V404 Cyg ونجوم الحقل المحيط أظهرت مستويات واتجاهات متشابهة. كما حددوا طيف الاستقطاب وزاوية الموضع من \(V\) إلى \(K_{\rm s}\) وخلصوا إلى أن الانخفاض في الاستقطاب نحو الأشعة تحت الحمراء مع ثبات زاوية الموضع يشير إلى أن الاستقطاب ذو أصل بين نجمي. تشير قياساتنا العريضة النطاق أيضًا إلى أن مكون الغبار بين النجمي يهيمن على توزيع طيف طاقة الاستقطاب (انظر القسم 3.1). ومع ذلك، فإن حقيقة رصدنا لمكون متغير تشير إلى وجود مصدر إضافي للاستقطاب المتغير، ونرجح أعلاه أن ذلك على الأرجح ناتج عن انبعاث سنكروتروني من نفاثة.
كما حصل على منحنيات ضوء متزامنة في نطاقي \(R\) و\(K_{\rm s}\) في MJD 57193 و57194 أظهرت تراكيب متشابهة جدًا؛ هضبة طويلة من التدفق المتصاعد ببطء، تليها انخفاض سريع في التدفق. ومع ذلك، في MJD 51793 لوحظ توهج في نطاق \(K_{\rm s}\) بلغ ذروته حول MJD 57193.5، أي قبل حوالي ساعتين من بداية الانخفاض السريع في التدفق، دون وجود زيادة مقابلة في نطاق \(R\). يشير اللون الأحمر المرصود وقصر مدة التوهج في قريب تحت الحمراء إلى انبعاث سنكروتروني من نفاثة. في الواقع، بلغت كثافة تدفق التوهج في نطاق \(K_{\rm s}\) نفس مستوى التوهجات الراديوية وتحت المليمترية العملاقة المرصودة بواسطة RATAN-600 وSMA في MJD 57198.933 وMJD 57195.55 على التوالي . كما هو موضح في ، يمكن استقراء التدفق الراديوي المرصود خلال التوهجات العملاقة إلى ذروة التوهج في نطاق \(K_{\rm s}\) بافتراض دليل طيف مسطح. هذا مشابه للطيف المسطح الذي وجدناه بين توهج الاستقطاب البصري وتوهج الراديو اللاحق.
خلال هذا التوهج في قريب تحت الحمراء الذي أبلغ عنه ، لا تظهر زاوية الموضع والاستقطاب في نطاق \(K_{\rm s}\) تغيرًا زمنيًا كبيرًا للوهلة الأولى، مما يشير إلى أن الانبعاث في قريب تحت الحمراء ليس مستقطبًا بقوة. ومع ذلك، فإن الأخطاء في الاستقطاب كبيرة، ويتغير الاستقطاب في نطاق \(K_{\rm s}\) فعليًا من حوالي 2.0% إلى حوالي 0.5% خلال التوهج، وهو تغير أكبر قليلاً من التغير الذي رصدناه (بدلالة إحصائية أعلى بكثير) في بيانات TNG (من 4.5 إلى 3.5%؛ انظر الشكل [fig:pol]b). سبب عدم دلالة تغير الاستقطاب في قريب تحت الحمراء هو أن الأخطاء كبيرة بما يكفي لجعل هذه التغيرات متوافقة مع التشتت في الاستقطاب في أوقات أخرى. لذا لا يمكن كشف التوهجات الصغيرة في الاستقطاب. لا يمكننا إذًا استبعاد وجود توهج استقطاب صغير السعة (~1%) خلال توهج التدفق في قريب تحت الحمراء الذي رصده ، والذي إن وجد، سيكون متوافقًا مع نتائجنا. ومع ذلك، يشير المستوى المنخفض للاستقطاب في نطاق \(K_{\rm s}\) إلى أن الانبعاث السنكروتروني إما رقيق بصريًا والحقل المغناطيسي متشابك في الغالب، أو أن انبعاث النفاثة السنكروترونية في النظام السميك بصريًا والحقل المغناطيسي منتظم جدًا. وبما أنه لم يُرصد توهج في نطاق \(R\)، ربما لا يمتد الانبعاث السنكروتروني السميك بصريًا حتى نطاق \(R\). حقيقة رصدنا لتوهج مستقطب في نطاق \(r'\) بينما ظل التدفق البصري ثابتًا، تشير إلى أن غالبية التدفق البصري لا ينشأ من مكون النفاثة المستقطب، وأن مكون النفاثة نفسه مستقطب بنسبة أعلى مما هو مرصود. لذا قد يكون الانبعاث السنكروتروني في النفاثة رقيقًا بصريًا وأن نقطة التحول الطيفي من السميك إلى الرقيق تقع بين نطاقي \(R\) و\(K_{\rm s}\) . هذا التردد لنقطة التحول الطيفي للنفاثة يتوافق مع ما وُجد من بيانات مأخوذة خلال انحدار الحالة القاسية لانفجار 1989 لـ V404 Cyg .
أظهر وجود فترات كبيرة من التغيرات البصرية المتكررة خلال انفجار 2015 لـ V404 Cyg. على سبيل المثال، تظهر منحنيات الضوء البصرية المأخوذة في MJD 57197 (انظر الشكل [fig:multi])، 57193 و57194 تراكيب متشابهة جدًا؛ هضبة طويلة قبل انخفاض سريع في التدفق. ومع ذلك، في MJD 51793 لوحظ توهج في نطاق \(K_{\rm s}\) بلغ ذروته حول MJD 57193.5، أي قبل حوالي ساعتين من بداية الانخفاض السريع في التدفق، دون وجود زيادة مقابلة في نطاق \(R\). يشير التوهج في قريب تحت الحمراء إلى أن هناك على الأقل عمليتين مسؤولتين عن الانبعاث البصري وقريب تحت الحمراء. توصل إلى استنتاج مماثل، حيث اكتشف توهجات بصرية سريعة وعالية السعة دون الثانية في 26 يونيو. كان لهذه التوهجات السريعة طيف أحمر وفُسرت على أنها ناتجة عن انبعاث سنكروتروني رقيق بصريًا من النفاثة المدمجة؛ وهو نفس ما خلص إليه لأصل التوهج في قريب تحت الحمراء. حدث كل من توهج الاستقطاب في TNG وتوهج قريب تحت الحمراء الذي أبلغ عنه خلال صعود هضبة بصرية ساطعة وهضبة أشعة سينية عند 3 Crab سبقت توهجًا ساطعًا جدًا (انظر الشكل [fig:multi]).
في الشكل 3 نعرض منحنيات الضوء البصرية من AAVSO و متمركزة حول ثلاثة أحداث: توهج الاستقطاب البصري المبلغ عنه هنا (علامات سوداء؛ الصفر هو MJD 57197.142)، توهج التدفق في قريب تحت الحمراء الذي رصده (علامات خضراء؛ MJD 57193.543) ووقت التوهجات الحمراء السريعة التي رصدها (علامات حمراء؛ MJD 57199.215). من الواضح أن جميع الأحداث الثلاثة حدثت خلال صعود بطيء وثابت في التدفق (أي الهضبة) قبل بعض من ألمع التوهجات في الانفجار. في حالتي توهج الاستقطاب وتوهج قريب تحت الحمراء، حدث الحدثان تقريبًا قبل ساعتين من انخفاض سريع في التدفق البصري، وفي الواقع كان شكل الصعود والانخفاض متشابهًا جدًا في التاريخين. وبما أن جميع الأحداث الثلاثة مرتبطة بنشاط النفاثة المركزية، نستنتج أن القذوفات تنتج في هذه المرحلة المحددة من دورات التوهج في V404 Cyg خلال انفجاره عام 2015. بالإضافة إلى ذلك، حدثت بعض من ألمع التوهجات الراديوية وتحت المليمترية، التي تتبع انبعاث النفاثة على نطاق واسع، بالتزامن مع ألمع التوهجات البصرية والأشعة السينية ، مما يشير إلى أن أحداث قذف فردية تنتج خلال صعود التوهجات. وهذا هو الحال بالتأكيد مع توهج الاستقطاب البصري (الشكل [fig:multi]).
تفسير محتمل واحد هو أن هضبة الأشعة السينية عند 3 Crab التي تم خلالها رصد توهج الاستقطاب قد تكون مرتبطة بعدة قذوفات صغيرة (نفاثة أكثر استمرارية)، وبالتالي ستكون مرتبطة بعدد أكبر من الصدمات في قذوفات النفاثة بالقرب من النواة. تأتي أدلة على إطلاق العديد من القذوفات الصغيرة من التوهجات الرقيقة بصريًا السريعة التي رُصدت أيضًا خلال مرحلة الهضبة بواسطة . قد يشير توهج الاستقطاب إلى انضغاط الحقل المغناطيسي بسبب العديد من الصدمات الصغيرة في النفاثة خلال هذه الهضبة. يفسر ذلك بشكل طبيعي زاوية موضع الاستقطاب المرصودة، والتي تتوافق مع حقل مغناطيسي مضغوط بالصدمات ومتعامد مع محور النفاثة، مثل الاستقطاب العالي المرصود في الصدمات البعيدة في نفاثات AGN، والاستقطاب الراديوي العالي في الأنظمة الثنائية للأشعة السينية من القذوفات/الصدمات المنفصلة . في هذا التفسير، يشير توهج الاستقطاب إلى ولادة حدث قذف رئيسي ناتج عن تدفق متقطع وينتج عنه توهج راديوي بارز. وهذا مشابه لما لوحظ سابقًا في GRS 1915+105 .
نجد ما يلي:
أن طيف الاستقطاب الخطي من البصري إلى قريب تحت الحمراء يمكن وصفه بالغبار بين النجمي ومكون جوهري متغير
أن الاستقطاب البصري الجوهري، الذي تم رصده خلال صعود أحد ألمع التوهجات في الانفجار، متغير، ويبلغ ذروته عند 4.5% وينخفض إلى 3.5%
أننا نرجح أصلًا سنكروترونيًا نفاثيًا لهذا الاستقطاب المتغير، مع انبعاث بصري ينشأ بالقرب من قاعدة النفاثة
أن توهجات 16GHz و5GHz تبلغ ذروتها بعد حوالي ساعتين وأربع ساعات على التوالي من توهج الاستقطاب في نطاق \(r'\)، وهو ما يتوافق مع تطور تقليدي لتوهج سنكروتروني ناتج عن قذف.
نستنتج أننا شهدنا قذف بلازما يتطور عبر 4.5 رتبة مقدار في التردد، من البصري إلى الراديو، وأن توهج الاستقطاب البصري يمثل حدث إطلاق نفاثة؛ أي ولادة قذف رئيسي. في هذا الحدث، نقيس زاوية موضع استقطاب مستقرة نسبيًا قدرها \(\sim -9^\circ\) شرق الشمال من البيانات البصرية. هذا يعني أن متجه الحقل الكهربائي بالقرب من قاعدة النفاثة في V404 Cyg موازٍ تقريبًا لمحور النفاثة، مما يشير إلى أن الحقل المغناطيسي متعامد مع محور النفاثة. قد يكون ذلك نتيجة انضغاط خطوط الحقل المغناطيسي في الصدمات داخل التدفق، مما يؤدي إلى حقل عرضي جزئي الترتيب. كما نجد أن هذا القذف حدث في مرحلة مماثلة ضمن الدورات المتكررة للتوهجات، كما هو الحال مع مؤشرات أخرى لإطلاق النفاثة تم رصدها سابقًا: توهجات بصرية سريعة دون الثانية، وانبعاث زائد في قريب تحت الحمراء.
نشكر المحكم البروفيسور فيل تشارلز على ملاحظاته القيمة. نشكر جيمس ميلر-جونز وغريغوري سيفاكوف على المعلومات المتعلقة بتصوير النفاثة الراديوية المفكوكة لـ V404 Cyg والتي ستُنشر في Miller-Jones وآخرين قيد الإعداد. يستند هذا المقال إلى رصدات مجدولة باستخدام تلسكوب ويليام هيرشل، وتلسكوب جاليليو الوطني، وتلسكوب الشمال البصري، التي تُشغل جميعها في جزيرة لا بالما من قبل مجموعة إسحاق نيوتن، ومؤسسة غاليليو غاليلي التابعة للمعهد الوطني للفيزياء الفلكية (INAF)، وجمعية العلوم الفلكية الشمالية، على التوالي، في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس التابع لمعهد الفيزياء الفلكية في جزر الكناري. تم دعم هذا البحث من قبل وزارة الاقتصاد والتنافسية الإسبانية (MINECO) بموجب المنحة AYA 2013-42627. يشكر ر.ب. فندر دعم منحة ERC Advanced Investigator رقم 267607 "4 PI SKY". نشكر جميع المراقبين حول العالم الذين ساهموا بملاحظاتهم للنجوم المتغيرة في قاعدة بيانات AAVSO الدولية والتي استُخدمت في هذا البحث. تم توفير نتائج مراقب Swift/BAT من قبل فريق Swift/BAT. تشكر س. رومسي دعم منح طلابية من STFC كما تشكر دعم جامعة كامبريدج. تم دعم هذا العمل أيضًا بمنحة ASI رقم I/004/11/2.