مقدمة

من المعروف منذ أكثر من عقدٍ أنّ الثقوب السوداء المُتراكِمة يمكنها إطلاق نفّاثاتٍ عند معدّلات تراكم منخفضة جدًّا، حين يكون لمعان الأشعّة السينيّة أقلّ من \( \sim 10^{-5} \) من لمعان إدينغتون. وقد رُصِد انبعاثٌ راديويّ من نفّاثاتٍ أطلقتها ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة (LMXBs) في طور السكون (بلمعان أشعّة سينيّة \( \sim 10^{30} \)–\( 10^{33.5} \) إرغ ث\(^{-1}\)) في عددٍ متزايدٍ من الأنظمة، جميعُها تحتوي على مرشّحين لثقوبٍ سوداء . تقضي ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة معظم وقتها في السكون بين الانفجارات، وبالتالي يُفترض أنّها (على الأقل في الأنظمة التي تحوي ثقوبًا سوداء) تُطلق نفّاثاتٍ لمعظم أعمارها. ومع ذلك، لا توجد حتى الآن دراساتٌ راديويّة طويلة الأمد لنفّاثات LMXB في السكون، إذ غالبًا ما تكون خافتةً جدًّا بحيث يتعذّر رصدها بانتظام باستخدام المراصد الراديويّة الحاليّة. معظم أنظمة الثقوب السوداء تمتلك كثافات تدفّق عند مستوى الميكرويانْسكي (µJy)، مع وجود بضعة أرصادٍ فقط لمصدرٍ ما على مدى عقود . ونتيجةً لذلك، لا تزال سلوكيات وخصائص نفّاثات السكون من الثقوب السوداء في مجرّتنا غير معروفةٍ على نحوٍ جيّد.

عند الأطوال الموجيّة البصريّة، كشفت أرصادٌ طويلة الأمد للثنائيات الساكنة عن التغيّر الإهليلجيّ لنجم الرفيق في بعض الأنظمة، ما أفضى إلى قياساتٍ لمعاملات النظام الأساسيّة مثل الكتل وزاوية الميل المداريّ . في أنظمةٍ أخرى، يظهر وميضٌ بصريّ أو توهّجات و/أو تغيّراتٌ ناتجة عن تدفّق التراكم ، وبعضُها يُظهر مزيجًا من هذه المساهمات . نظريًّا، يتنبّأ نموذج عدم استقرار القرص بأنّه بين الانفجارات، تزداد درجة حرارة وكثافة سطح قرص التراكم مع تراكم المادّة فيه، ما يؤدّي إلى زيادة التدفّق البصريّ. ولم يُرصد هذا السلوك إلا حديثًا في بعض ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة عبر أرصادٍ بصريّةٍ طويلة الأمد (لسنوات) في طور السكون .

في أحد أنظمة الثقوب السوداء، Swift J1357.2–0933، أظهر رصدٌ راديويّ عميق حدًّا أعلى عند مستوى \( 3\sigma_{\rm rms} \) مقداره 3.9 \( \mu \)Jy خلال السكون، بينما رُصد انبعاثٌ سنكروترونيّ، يُحتمل أن يكون من النفّاثة، عند الأطوال الموجيّة البصريّة وتحت الحمراء . وبينما رُصد انبعاثٌ سنكروتروني بصري/تحت الحمراء في عددٍ من ثنائيات الثقوب السوداء في السكون وفي نظامٍ واحد لنجمٍ نيوترونيّ ، إلا أنّ Swift J1357.2–0933 هو الوحيد الذي يبدو أنّ هذا الانبعاث يهيمن فيه على الطيف البصري/تحت الحمراء في السكون. التغيّرات البصريّة عالية السعة على مدى ثوانٍ إلى ساعات، وتوزيع طاقةٍ طيفيّ أحمر أو مستوٍ، ودلائل على استقطابٍ خطّي داخلي (ذاتيّ المنشأ) كلّها خصائص فريدة في هذا النظام. لا يمكن أن تنتج هذه الخصائص عن تدفّق التراكم الأساسيّ أو عن نجم الرفيق، بينما يمكن لانبعاث النفّاثة تفسيرها جميعًا. وقد أدّى ذلك إلى الاستنتاج بأنّ النفّاثات تُطلَق باستمرار خلال السكون. بالفعل، وجد أنّ توزيع الطاقة الطيفيّ البصري/تحت الحمراء كان مستويًا (\( \alpha \approx 0 \)، حيث \( F_{\nu} \propto \nu^{\alpha} \))، ويتحوّل إلى ميلٍ أكثر حدّة عند الأطوال الموجيّة الأقصر في النطاق البصري–فوق البنفسجيّ، بما يتوافق مع نقطة الكسر الطيفيّ في طيف النفّاثة بين الانبعاث السنكروترونيّ الرقيق بصريًّا والسميك بصريًّا جزئيًّا والممتصّ ذاتيًّا. وقد تمّ تحديد هذا الكسر في عددٍ من ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة خلال الانفجارات (انظر والمراجع الواردة فيه، وأيضًا ). ويُعد Swift J1357.2–0933 النظام الوحيد الذي تمّ فيه قياس «كسر طيف النفّاثة» على نحوٍ موثوق في نظامٍ ثنائيّ ساكنٍ للأشعّة السينيّة.

نقدّم هنا ستّ سنواتٍ من الرصد البصري لـ Swift J1357.2–0933، وصولًا إلى الانفجار المكتشَف حديثًا عام 2017 . لقد رصدنا بداية ارتفاع الانفجار في مرحلةٍ أبكر ممّا أوردته . كما جمعنا جميع البيانات البصريّة/تحت الحمراء المتوفّرة لدراسة سلوك التدفّق الطيفيّ البصري/تحت الحمراء في السكون قبل وبعد انفجار 2011 .

جمع البيانات

أرصاد تلسكوب فولكس

قمنا بحملة رصدٍ طويلة الأمد لـ Swift J1357.2–0933 باستخدام تلسكوبي فولكس الروبوتيّين (شمالًا في هاليكالا، ماوي، هاواي، الولايات المتحدة، وجنوبًا في سيدينغ سبرينغ، أستراليا) منذ انفجاره عام 2011. وتندرج هذه الأرصاد ضمن حملة رصدٍ مستمرّة لحوالي \( \sim 40 \) من ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة . أُجريت معظم الأرصاد باستخدام مرشّح بيسل \( I \)، وبعضُها بمرشّح بيسل \( R \) في 2011–2012، وبعضُها بمرشّحات مسح سلون الرقمي \( g' \)، \( r' \)، \( i' \)، \( z' \) في 2016–2017. وقد أُجريت الأخيرة خصّيصًا لدراسة توزيع الطاقة الطيفيّ البصريّ وقياس المؤشِّر الطيفيّ. كلا التلسكوبين مُزوَّدان بكاميراتٍ بدقّة 0.30 ثانيةٍ قوسيّة لكل بكسل ومجال رؤية \( 10 \times 10 \) دقيقةٍ قوسيّة، باستثناء فبراير 2011 حيث كانت الكاميرات بدقّة 0.28 ثانيةٍ قوسيّة لكل بكسل ومجال رؤية 4.8 دقيقةٍ قوسيّة. رُصِد المصدر في 103 صورة بين فبراير 2011 ومارس 2017، 79 منها بمرشّح بيسل \( I \).

كما نُقدّم رصدًا لارتفاع انفجار 2017. أُخذت البيانات في أبريل 2017 باستخدام تلسكوبي فولكس 2 متر وبعض تلسكوبات شبكة لاس كومبريس (LCO) ذات القطر 1 متر: في سيرو تولولو (تشيلي) ومرصد جنوب أفريقيا الفلكي (SAAO؛ ساذرلاند، جنوب أفريقيا). استُخدمت المرشّحات \( u' \)، \( g' \)، \( r' \)، \( i' \)، \( z' \)، و\( I \)، وكانت كاميرات التلسكوبات 1 متر بدقّة 0.39 ثانيةٍ قوسيّة لكل بكسل ومجال رؤية \( \sim 26.5 \times 26.5 \) دقيقةٍ قوسيّة.

أجرينا القياس الضوئي (الفوتومتريا) باستخدام PHOT ضمن IRAF.¹ وتمّت معايرة التدفّق باستخدام مقادير SDSS لعدة نجومٍ في الحقل، من الإصدار الثاني عشر لبيانات SDSS . استُخرجت مقادير بيسل \( I \) و\( R \) لنجوم الحقل من مقادير SDSS الخاصّة بها، اعتمادًا على تحويلات الألوان لـ . أوردنا أحد مقادير \( I \) في وكان متزامنًا تقريبًا مع أرصاد الاستقطاب في تحت الحمراء القريبة؛ أمّا بقيّة بيانات فولكس فكلّها جديدة في هذا البحث.

بيانات أرشيفيّة من مسوحات المتغيّرات

لدى Swift J1357.2–0933 عدد 52 رصدًا بصريًّا في نطاق \( V \) من مسح كاتالينا للمتغيّرات في الزمن الحقيقيّ من يناير 2008 حتى يونيو 2013 (بما في ذلك بعض أرصاد الانفجار عام 2011). رقم تعريف المصدر في CRTS هو MLS110301:135717-093239 . كما رُصِد Swift J1357.2–0933 بواسطة كتالوج iPTF في 23 فبراير 2014 (خلال السكون). أُجريت رصدتان باستخدام مرشّح PTF Mould-R، وهو شبيهٌ في الشكل بمرشّح SDSS \( r' \)، لكنّه منحرفٌ بمقدار 27 \( \unicode{x212B} \) نحو الأحمر. هذا فرقٌ صغير، واعتبرنا هذه المقادير كمقادير \( r' \) لـ SDSS. أجرينا الفوتومتريا باستخدام فتحة على صور PTF بنصف قطر فتحة 3 بكسل (3 ثوانٍ قوسيّة). وتمّ رصد المصدر في كلتا الصورتين.

بيانات أرشيفيّة من الأدبيّات

أجرينا بحثًا في الأدبيّات لجمع قياسات الفوتومتريا البصريّة/تحت الحمراء خلال السكون (وبعضها خلال الانفجار). تمتدّ البيانات على نطاقٍ طوليٍّ موجيّ من 193 نانومتر في فوق البنفسجيّ القريب إلى 4.6 \( \mu \)م في تحت الحمراء. ومن بين الأجهزة والتلسكوبات الأخرى التي رصدت Swift J1357.2–0933: تلسكوب SDSS بقطر 2.5 متر في مرصد أباتشي بوينت (الولايات المتحدة)، تلسكوب MPI/ESO بقطر 2.2 متر في مرصد لا سيلا (تشيلي) المزود بجهاز GROND، تلسكوب IAC80 بقطر 0.82 متر في مرصد تيد (تنريفي، إسبانيا)، وعدّة تلسكوبات في مرصد روكي دي لوس موتشاتشوس، لا بالما (إسبانيا): تلسكوب غران كناريا 10.4 متر، تلسكوب ويليام هيرشل 4.2 متر، التلسكوب البصري الشمالي 2.6 متر، تلسكوب إسحاق نيوتن 2.5 متر، تلسكوب ليفربول 2.0 متر، وتلسكوب ميركاتور 1.2 متر. كما أدرجنا أوّل رصدٍ للانفجار عام 2017 بواسطة CRTS-II في نطاق \( V \) . جميعُ المقادير من الأدبيّات، ومسوح المتغيّرات، ورصدِنا بتلسكوب فولكس موضَّحة في الشكل 1.

النتائج والتحليل

تتغيّر معظمُ ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة في طور السكون ببضعة أعشارٍ من القدر، بسبب التغيّر الإهليلجيّ لنجم الرفيق و/أو نشاط تراكمٍ ضعيف. في الشكل 1 نلاحظ أنّ Swift J1357.2–0933 يُظهر تغيّراتٍ طويلة الأمد وعالية السعة في التدفّق البصري/تحت الحمراء خلال السكون. تتراوح مقادير \( I \) بين \( I \sim 21.1 \) و\( I \sim 19.0 \) خلال السكون (أي تغيّر بمقدار سبعة أضعافٍ في التدفق)، وهو أكبر بكثير ممّا يُتوقَّع من التغيّرات الإهليلجيّة لنجم الرفيق. لذا، يجب أن يكون معظمُ الانبعاث ناتجًا عن تدفّق التراكم أو النفّاثة أو إعادة معالجة الأشعّة السينيّة. بينما بدأ رصدُنا بتلسكوب فولكس خلال انفجار 2011، فإنّ العديد من أرصاد CRTS سبقت ذلك، وتُظهر تغيّراتٍ في نطاق \( V \) تقارب 2 قدر في تلك الفترات المبكّرة. ما زلنا نعدّ المصدر في طور السكون رغم التغيّرات القويّة، لأن لمعان الأشعّة السينيّة منخفضٌ جدًّا؛ \( L_{\rm X} \) (0.5–10 keV) \( \sim 8 \times 10^{29} \) – \( 1 \times 10^{31} \) إرغ ث\(^{-1}\) في يوليو 2013، بحسب المسافة إلى المصدر .

في عدّة تواريخ (حيث أُخذت البيانات في اليوم الفلكيّ المعدّل ذاته MJD)، تتوفّر مقادير في مرشّحاتٍ متعدّدة، لذا نبني أدناه توزيعات الطاقة الطيفيّة البصريّة/تحت الحمراء (OIR SEDs) لاستكشاف تطوّر الطيف. في بعض التواريخ استُخدم مرشّح واحد أو عددٌ قليل فقط، لكن هناك أرصادٌ أخرى بمرشّحاتٍ مختلفة أُخذت ضمن فتراتٍ زمنيّة معيّنة. في هذه الحالات، نبني توزيعات الطاقة الطيفيّة على مدى فتراتٍ زمنيّة تتراوح بين 2 إلى 176 يومًا. يتيح لنا تطوّر هذه التوزيعات دراسة تغيّر شكل الطيف على مقاييسَ زمنيّةٍ أطول من تلك الفترات. شكل الطيف وسرعة تغيّره يُعطيان مؤشّراتٍ حول أصل الانبعاث والتغيّرات عالية السعة. التغيّرات السريعة ستتسبّب ببعض التشتّت في التوزيعات لأيّ بياناتٍ ليست متزامنة تمامًا. ومع ذلك، يبدو أنّ التطوّر طويل الأمد للطيف واضحٌ وسعته أعلى (يمتدّ على مرتبةٍ واحدة في التدفّق) من التغيّرات السريعة .

تمّ تصحيح البيانات من أثر الامتصاص بين النجميّ بالطريقة ذاتها الواردة في . تمّ اعتماد قيمة الامتصاص \( A_v = 0.124 \) ، وأُخذت معاملات الامتصاص المعتمدة على الطول الموجيّ من . لحساب التوزيعات، حسبنا لوغاريتم كثافة التدفق \( \log_{10}(F_{\nu}) \) (بوحدة ملي يانْسكي mJy). خطأ اللوغاريتم هو \( \Delta (\log_{10}(F_{\nu})) = 0.4 ~\Delta m \)، حيث \( \Delta m \) هو خطأ المقدار.

تُعرض التوزيعات الطيفيّة البصريّة/تحت الحمراء في الشكلين 2 و3. يظهر طيف المصدر أكثر زرقة (\( \alpha > 0 \)) أثناء الانفجار وأكثر احمرارًا (\( \alpha < 0 \)) في السكون، كما أورد أوّلًا. خلال السكون، تمتدّ بيانات تحت الحمراء القريبة (عند \( \log (\nu/\mathrm{Hz}) < 14.4 \)) على نطاقٍ أصغر من كثافات التدفق مقارنةً بالبيانات البصريّة وفوق البنفسجيّة (\( \log (\nu/\mathrm{Hz}) > 14.4 \)؛ انظر الشكل 2). كما تبدو بيانات تحت الحمراء القريبة أكثر استواءً (\( \alpha \sim 0 \)) من البيانات البصريّة (\( \alpha < 0 \)). يمكن دراسة تطوّر الطيف في الشكل 3، حيث يُعرض كلّ توزيعٍ في لوحةٍ منفصلة، مع توزيعَين ممثَّلَين مرسومَين بخطٍّ متّصل للمقارنة. هذان التوزيعان من MJD 53881 (أوّل بيانات في 2006 حيث كان المصدر خافتًا وأحمر )، ومن MJD 56737–56738 (توزيعٌ طيفيّ واسع النطاق ومتزامن تقريبًا أُورد في عندما كان المصدر أكثر سطوعًا ومتوافقًا مع طيف نفّاثة مع كسرٍ عند \( \nu_{\rm b} \sim (2\text{--}5) \times 10^{14} \) هرتز).

يُظهر توزيعان (MJD 55580–55581 وMJD 55593) بياناتٍ من صعود وقمّة انفجار 2011. قبل وبعد الانفجار مباشرة، يبدو التوزيع الطيفيّ البصري/تحت الحمراء أحمرَ وحادًّا. على وجه الخصوص، التوزيعات بين MJD 55810 و56093 (سبتمبر 2011–يونيو 2012) تتوافق مع التوزيع الذي حصل عليه SDSS عام 2006 (MJD 53881). ثم، بين MJD 56093 وMJD 56362 (يونيو 2012–مارس 2013) يتطوّر الطيف، تزداد التدفقات البصريّة، ويصبح الطيف أكثر استواءً. لبقيّة التوزيعات (2013–2017)، يكون الطيف قريبًا من طيف النفّاثة مع الكسر كما في من MJD 56737–56738 (مارس 2014)، مع ميلٍ طفيف نحو الاحمرار في 2016–2017. آخر توزيعٍ طيفيّ في السكون أُخذ في 8 فبراير 2017 (MJD 57792)، قبل شهرين فقط من صعود انفجار 2017.

تمّت مَفْصَلة زيادة التدفق البصريّ في السكون بين 2011 و2017 في الشكل 4 (اللوحات العليا). بالنسبة للبيانات الساكنة بعد انفجار 2011، قمنا بملاءمة منحنى الضوء (لوغاريتم كثافة التدفق) في نطاق \( I,i' \) بدالّةٍ خطيّة ووجدنا زيادةً ملحوظة في التدفق على مدى 5.1 سنوات من البيانات. قسنا معدّل زيادة قدره \( 0.17 \pm 0.03 \) قدر/سنة (زيادة أُسِّيّة في التدفق، وزيادة خطّيّة في القدر). كلّ توزيعٍ طيفيّ في الشكل 3 مُلاءَم بقانون قوّةٍ واحد، والمُؤشِّر الطيفيّ الناتج مُوضَّح في اللوحة التالية من الشكل 4. بالنسبة لتوزيع MJD 56737–56738، مُلئمت البيانات من \( i' \) إلى \( K_{\rm s} \) فقط، لأنّ التدفقات انخفضت عند تردّداتٍ أعلى من كسر طيف النفّاثة . في بقية التواريخ، يمكن ملاءمة التوزيع بقانون قوّةٍ واحد؛ أمّا قانون القوّة المكسور فسيؤدّي غالبًا إلى أخطاءٍ كبيرة في المعاملات بسبب قلّة النقاط. بالنسبة لتوزيعات MJD 56086–56093 و56834–56841، كانت أخطاء البيانات كبيرة، ما أدّى إلى تقديراتٍ ضعيفة لـ \( \alpha \)، وتمّ استبعادها من الشكل 4. وجدنا أنّ \( \alpha \) يتغيّر بين \( \sim -2.5 \) و0 في السكون، مع مُؤشِّرٍ أكثر احمرارًا عندما كان المصدر أكثر خفوتًا، كما بعد انفجار 2011 مباشرة. قبل انفجار 2017 مباشرة، كان المؤشِّر الطيفيّ \( \alpha \sim -1 \)، متوافقًا مع سنكروترون رقيق بصريًّا، وتمّ قياس مؤشِّرٍ مشابه قبل انفجار 2011.

في اللوحة السفلى من الشكل 4 نعرض أرصاد 2017، مع صعود انفجار 2017. أوّل رصدٍ واضحٍ للانفجار كان في 6 أبريل، حيث كان القدر \( I = 17.6 \pm 0.2 \)؛ أي أكثر سطوعًا بأكثر من 2 قدر من جميع أرصاد 2016 السابقة. في 1 أبريل، كان القدر \( I > 19.49 \) (حدّ أعلى \( 3\sigma \))، وهو أخفت من أسطع رصدٍ في السكون، لذا كان المصدر لا يزال في السكون في 1 أبريل. بدأ الانفجار إذًا بين 1 و6 أبريل، ويجب أن يكون قد ازداد سطوعُه بمعدّل \( \geq 0.34 \) قدر/يوم في نطاق \( I \).

المناقشة والاستنتاجات

تُوصَف التوزيعات الطيفيّة البصريّة/تحت الحمراء عمومًا بقانون قوّةٍ يتطوّر من ميلٍ أحمر خافت (\( \alpha < -1 \)) قبل وبعد انفجار 2011 مباشرة، إلى ميلٍ ساطعٍ ومستَوٍ (\( \alpha \sim 0 \)) أو رقيق بصريًّا (\( \alpha \sim -1 \)) منذ 2013. يحدث هذا الانتقال مع ارتفاع التدفق البصريّ على نحوٍ حادّ. في التواريخ التي يكون فيها \( \alpha < -0.5 \)، يجب أن يكون كسر طيف النفّاثة عند تردّداتٍ أدنى من تلك التي يغطيها الطيف (أي في تحت الحمراء)، بينما عندما \( \alpha \sim 0 \) ينتقل الكسر إلى التردّدات البصريّة. وجدنا أنّ تطوّر الطيف هو المسؤول عن زيادة السطوع طويلة الأمد، وحدّدنا انتقالًا بين يونيو 2012 ومارس 2013 انتقل فيه كسر طيف النفّاثة من تحت الحمراء إلى البصري وازداد التدفق البصريّ. ثم عاد الكسر إلى تحت الحمراء بحلول 2016–2017.

كملاحظة، لا يمكننا استبعاد انتقال كسر طيف النفّاثة على مقاييسَ زمنيّة أقصر من أرصادنا، مثل الساعات، كما لوحظ في GX 339–4 خلال الانفجار . ومع ذلك، نلاحظ طيفًا بصريًّا/تحت حمراء شبه مستقرّ على مدى أشهر إلى سنوات، وهو ما لا يتوافق مع تغيّراتٍ دراماتيكيّة في الطيف على مدى ساعات. بالإضافة إلى ذلك، لا يمكن أن تُفسّر تغيّرات الامتصاص الذاتيّ للمصدر التغيّرات عالية السعة. على المقاييس الزمنيّة القصيرة، يكون التغيّر النسبي rms أقوى في تحت الحمراء القريبة منه في البصريّ ، بينما يُتوقَّع العكس إذا كان الامتصاص هو السبب. رغم وجود بعض الانخفاضات في منحنى الضوء السريع كما في والتي تُشبه الانخفاضات شبه الدوريّة خلال الانفجار الناتجة عن الحجب، إلا أنّ معظم التغيّرات لا تُوصَف بانخفاضات، ويُتوقَّع طيف كثافة قدرة مختلف . كذلك، إذا كانت هذه الانخفاضات تهيمن على التغيّرات طويلة الأمد، لكانت معظمُ المقادير في السكون متقاربةً مع وجود بعض القيم الأخفت فقط، وهو ما لا ينطبق على منحنى الضوء الساكن. علاوةً على ذلك، فإنّ الامتصاص بين النجميّ منخفضٌ جدًّا؛ \( A_v = 0.124 \) ، وأيّ امتصاصٍ غباريّ ذاتيّ يجب أن يكون محلّيًّا للمصدر، وهو أمرٌ غير مرجّح نظرًا لارتفاعه عن مستوى المجرّة.

قليلٌ من الدراسات أبلغ عن تغيّراتٍ طويلة الأمد في التدفق البصريّ في السكون في ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة. في A0620–00، حدّد ثلاث حالات بصريّة: سلبيّة، حلقيّة، وساطعة، ومنذ انفجار 1975 انتقل المصدر بين هذه الحالات عدّة مرات. كان التغيّر في القدر أكبر في النطاقات الزرقاء منه في الحمراء. كما أُبلغ عن حالاتٍ نشطة وساكنة في أرصاد V4641 Sgr في السكون . في كلا المصدرين، لم يُرصد ارتفاعٌ أو انخفاضٌ بصريٌّ طويل الأمد.

أُبلغ حديثًا عن ارتفاعٍ طويل الأمد في أربعةٍ من ثنائيات الثقوب السوداء منخفضة الكتلة. نقارن معدّل الارتفاع الذي قدّرناه لـ Swift J1357.2–0933 مع هذه الأنظمة الأخرى في الجدول 1. معدّلات الارتفاع في نطاق \( I \) أو \( i' \) تتراوح بين 0.02 و\( \sim 0.08 \) قدر سنة\(^{-1}\) لجميع المصادر باستثناء Swift J1357.2–0933، الذي لديه معدّلٌ أعلى بكثير \( \sim 0.17 \) قدر سنة\(^{-1}\). بالنسبة للأنظمة التي لديها قياسات في أكثر من مرشّح، يكون الارتفاع أكبر في المرشّحات الزرقاء (الأطوال الموجيّة الأقصر)، كما لوحظ في الحالة النشطة لـ A0620–00 ، وكما يُتوقّع مع ازدياد درجة حرارة قرص التراكم، ما يجعل الطيف البصري/تحت الحمراء أكثر زرقة. لا نملك منحنيات ضوءٍ جيدة التغطية لـ Swift J1357.2–0933 في مرشّحاتٍ أخرى؛ ومع ذلك، خلال السنوات الخمس بين الانفجارين، هناك زيادة في التدفق في نطاق \( u \) بمقدار \( \sim 14 \) ضعفًا، وزيادة في \( I \) بمقدار \( \sim 4 \)–6 أضعاف، مع عدم تغيّرٍ يُذكر في تحت الحمراء. لذا، يكون الارتفاع أكبر عند الأطوال الموجيّة الأقصر. ومع ذلك، تشير تطوّرات الطيف في الشكلين 2 و3 إلى أنّ سلوك «الأزرق عند السطوع» في Swift J1357.2–0933 ناتجٌ عن تطوّر طيف نفّاثةٍ سنكروترونيّة (وليس قرص تراكمٍ مُسخَّن أو تغيّرات امتصاصٍ محليّة).

يُعدّ Swift J1357.2–0933 نظامًا قصير الفترة المداريّة (2.8 ساعة)، عالي الميل، لثقبٍ أسود في ثنائيّ أشعّة سينيّة منخفض الكتلة، أظهر انخفاضاتٍ بصريّة خلال انفجار 2011 بسبب حجبٍ شبه دوريّ لتدفّق التراكم . نظرًا لصِغَر قرص التراكم ورؤيته تقريبًا من الحافّة، يجب أن يكون الانبعاث القرصيّ الواصل إلى الراصد أقلّ بكثير مقارنةً بأنظمةٍ أقلّ ميلًا وأطول فترة. مساحة سطح القرص المُسقطة على خطّ البصر لدينا أصغر بكثير من معظم ثنائيات الثقوب السوداء الأخرى. قد يفسّر ذلك لماذا تهيمن النفّاثة (إن لم تكن لتأثيرات التوجيه النسبيّ دورٌ كبير) — وليس القرص — على الانبعاث البصري/تحت الحمراء في السكون . إذا كان الأمر كذلك، فقد نتوقّع تغيّراتٍ عالية السعة وطيفًا أحمر واستقطابًا في أنظمةٍ أخرى عالية الميل وقصيرة الفترة. يجب أن يكون نجم الرفيق أيضًا أخفت من النفّاثة وبقدر \( V \gtrsim 22 \) لتفسير التغيّرات عالية السعة والتوزيعات الطيفيّة. من الجدير بالذكر أنّ جميع ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة التي رُصِدت راديويًا في السكون هي مصادر قريبة، بينما Swift J1357.2–0933 يُحتمل أن يكون أبعد، ما يجعل رصد النفّاثة البصريّة/تحت الحمراء أكثر أهميّة في هذا النظام. بالإضافة إلى ذلك، سمح ارتفاع المصدر عن مستوى المجرّة بأرصادٍ فوق بنفسجيّة حسّاسة، ما ساعد في تحديد المؤشّر الطيفيّ الحادّ غير المعتاد. هذه الأرصاد فوق البنفسجيّة في السكون شبه مستحيلة لمعظم ثنائيات الثقوب السوداء بسبب امتصاصها الأعلى عادةً.

معدّل الارتفاع في Swift J1357.2–0933 هو الأقرب لما يتنبّأ به نموذج عدم استقرار القرص (DIM) ، رغم أنّ النموذج يفترض أنّ القرص هو مصدر الانبعاث البصريّ لا النفّاثة. من المرجَّح أن يكون لمعان النفّاثة مُدارًا بمعدّل التراكم في المناطق الداخليّة من تدفّق التراكم. تمتدّ علاقة الراديو–أشعّة سينيّة في ثنائيات الثقوب السوداء إلى السكون ، لذا من المحتمل أن تكون العمليّتان مرتبطتين، ونفترض أنّ الارتفاع السريع نسبيًّا في Swift J1357.2–0933 ناتجٌ عن زيادة معدّل التراكم على الثقب الأسود قبل الانفجار (وخاصةً خلال الانتقال في 2012–2013). بالفعل، يتنبّأ نموذج عدم استقرار القرص بزيادةٍ بصريّة بين الانفجارات بسبب زيادة معدّل التراكم عند الحافّة الداخليّة للقرص، والذي — ليحافظ على فترات تكرار طويلة — يجب أن يكون مُقْطَعًا بين الانفجارات. في الأنظمة منخفضة الميل، قد لا يكون القرص الخارجيّ الذي يُشعّ في البصريّ مؤشّرًا جيّدًا لهذا الارتفاع، لأن القرص الخارجيّ لا يُستنزَف بين الانفجارات، بينما تُستنزَف المناطق الداخليّة. لذا، في معظم الأنظمة، قد يحدث الارتفاع التدريجيّ في درجة حرارة القرص المتوقّع من النموذج عند نصف قطرٍ أصغر من ذاك الذي ينبعث منه الجزء الأكبر من الإشعاع البصريّ، ما ينتج ارتفاعًا بصريًّا متواضعًا فقط بين الانفجارات. بالنسبة لمثل هذه المصادر منخفضة الميل، يُشير الجدول 1 إلى أنّ ارتفاعًا بصريًّا طويل الأمد يسبق الانفجارات، لذا قد يُتوقَّع انفجارا H1705–250 وGRS 1124–68 في السنوات القادمة. يُبرز هذا أهميّة رصد ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة في السكون بصريًّا/تحت الحمراء، خاصةً لرصد زيادات التدفق طويلة الأمد التي قد تكون مُؤشّرًا على انفجارٍ وشيك. يُعدّ Swift J1357.2–0933، الذي يُرصد من الحافّة، أفضل مثالٍ معروف بسبب ارتفاعه الحادّ الواضح، ويُحتمل أيضًا أنّه المصدر الساكن الوحيد الذي يمكن فيه رصد خصائص النفّاثة البصريّة بانتظام — إلى أن تصبح المصادر الأخفت مرئيّةً بانتظام — وهو ما سيحدث عند تشغيل تلسكوب المسح الشامل الكبير .

نشكر بوشاك غاندي على اقتراحاته الممتازة التي حسّنت المناقشة. ويشكر ر.م.ب. جامعة كيرتن على دعمها من خلال زمالة بيتر كوران التذكاريّة. وقد تلقّى هذا المشروع تمويلًا من برنامج الاتحاد الأوروبي «أفق 2020» للبحث والابتكار بموجب اتفاقيّة منحة ماري سكلودوفسكا-كوري رقم 664931. تُدار تلسكوبات فولكس وتُشغَّل بواسطة مرصد لاس كومبريس (LCO).