مقدّمة

الأرامل السُّود وذوات الظَّهر الأحمر، والمعروفة مجتمعةً باسم "العناكب"، هي نابِضات ميلي ثانية (MSPs) في مدارات قريبة (\(P\lesssim 1\) يوم) حول نجومَ تُجرَّد مادّتُها أو تُجرَّد حالياً بفعل رياح النابض (انظر ). كما هو الحال في نابِض الأرملة السوداء الأصلي ()، غالبًا ما تتسبّب هذه المادّة في حدوث كسوفات راديوية، بالإضافة إلى انبعاث أشعّة سينيّة نتيجة تفاعلٍ صدميّ مع رياح النابض (). يمكن أن تؤدّي الصدمة إلى تسخين سطح الرفيق المواجه للنابض، ما ينتج عنه تغيّرات مدارية كبيرة في الانبعاث البصري. قد يكون الرفيق أيضًا قريبًا من ملء فصّ روش، وبالتالي يتعرّض لتشوّه مدِّيّ يمكن أن يُحدِث تغيّرات إهليلجيّة في الضوء أيضًا (انظر ). كثيرًا ما تُرصَد تغيّرات في الفترة المدارية لدى العناكب، مع وجود مشتقّات فترة موجبة وسالبة أحيانًا حتى من المصدر نفسه (انظر ). إن مقدار هذه التغيّرات أكبر بكثير ممّا هو متوقّع من إشعاع ثقالِي، وقد يكون ناتجًا عن تفاعلٍ بين رياح النابض والمجال المغناطيسي للرفيق عبر آليّة .

يُفرَّق بين الأرامل السُّود وذوات الظَّهر الأحمر بناءً على كتلة رفيقها. نظريًا، هناك ارتباطٌ وثيق بين الفترة المدارية وكتلة القزم الأبيض النهائية في نظامٍ تمّ فيه تدوير النابض إلى فترات ميلي ثانية بواسطة تدفّق مادّة عبر فصّ روش (). بينما تتوافق معظم نابِضات الميلي ثانية مع هذه العلاقة، فإن رُفقاء الأرامل السُّود لديهم كُتَل أقلّ بكثير ممّا هو متوقّع لقزمٍ أبيض، بينما رُفقاء ذوات الظَّهر الأحمر لديهم كُتَل أعلى من المتوقّع. في الحالة الأولى، قد يكون ذلك بسبب فترةٍ طويلة من تجريد الرفيق بواسطة رياح النابض، ما قد يؤدّي في النهاية إلى نابِض ميلي ثانية معزول (). في الحالة الثانية، لم يكمل الرفيق تطوّره بعد، وقد يمرّ بانقطاعٍ قصير الأمد في عملية التراكم (). وقد لوحِظ أنّ عدّة أنظمة من ذوات الظَّهر الأحمر تنتقل بين حالات التجريد والتراكم خلال أشهر إلى سنوات ()، وهي فترات أقصر بكثير ممّا تنبّأت به النماذج التطوّرية.

تتيح لنا الدراسات السينيّة لهذه المصادر دراسة رياح النابِضات على مسافات أقرب بكثير من النابض (\(\sim 10^4\) نصف قطر أسطوانة الضّوء) مقارنةً بصدمات نهاية رياح النابِضات مثل سديم السرطان (\(\sim 10^8\) نصف قطر أسطوانة الضّوء)، وبالتالي قد توفّر رؤى حول خصائص تمغنُط الرياح بالقرب من منطقة انطلاقها (انظر لمراجعة حول رياح النابِضات وصدماتها). يمكن للدراسات البصرية أن تزوّدنا بمعلومات حول ميل النظام، ونسبة ملء فصّ روش، وتسخين الرفيق، وربما كُتَل المكوّنات ().

لقد ازداد عدد العناكب المعروفة والقريبة بشكلٍ كبير خلال السنوات العشر الماضية بفضل عمليات البحث الموجَّهة في مصادر أشعّة Fermi \(\gamma\) () ومسوح النابِضات واسعة النطاق التي تستخدم بانتظام عمليات بحث بالتسارع لاكتشاف الأنظمة الثنائية قصيرة الفترة مثل مسح PALFA في أريسيبو ()، ومسح HTRU في باركس ()، ومسحي Drift Scan () وGBNCC () في غرين بانك. هنا نلخّص بعض الدراسات السينيّة والبصرية الحديثة للعناكب المُكتشَفة حديثًا.

الأرصاد السِّينيّة للعناكب

في ، لخّصنا أرصاد عددٍ من الأرامل السُّود وذوات الظَّهر الأحمر باستخدام Chandra، ولاحظنا أنّ قلّة عدد الفوتونات غالبًا ما جعلت من الصعب توصيف منحنيات الضوء المدارية في الأشعّة السينيّة. ومع ذلك، أمكن استخلاص بعض الاستنتاجات العامّة. أوّلًا، إنّ العديد من الأرامل السُّود لا تُظهر انبعاثًا صدميًّا كبيرًا، بل تمتلك أطيافًا حرارية مشابهة لنابِضات الميلي ثانية العاديّة. أمّا الأرامل السُّود التي تُظهر انبعاثًا غير حراري ملحوظًا، فقد أظهرت طيفًا واسعًا من منحنيات الضوء المدارية؛ إذ إنّ بعضها فقط، مثل الأرملة السوداء الأصليّة PSR B1957+20 ()، يبلغ ذروته بالقرب من الاقتران العُلوي للنابض.

من ناحيةٍ أخرى، يبدو أنّ ذوات الظَّهر الأحمر، كفئة، أسطع في الأشعّة السينيّة من الأرامل السُّود، وتُظهر نمطًا أكثر اتّساقًا في منحنيات الضوء، مع قمّتين حول الاقتران السُّفلي للنابض. قد يكون ذلك مرتبطًا بأنّ رُفقاء هذه الأنظمة يغطّون زاويةً صلبةً أكبر بكثير في سماء النابض، وأنّ نسبةً أكبر منها قريبة من ملء فصّ روش. تميل الأطياف إلى أن تكون شديدة "الصلابة"، مع فهارس فوتونيّة لقانون القوّة \(\Gamma \sim 1.0-1.3\). هذا أصلب ممّا هو متوقّع من تسارع الصدمات التقليدي ()، وقد يكون مؤشرًا على أنّ إعادة الاتّصال المغناطيسي تلعب دورًا مهمًّا (مثلاً ). أظهرت أرصاد NuSTAR لذاتَي الظَّهر الأحمر PSR J1023+0038 () وPSR J1723−2837 () أنّ هذا الطيف الصلب يمكن أن يمتدّ حتّى عدّة عشرات من الكيلوإلكترون فولت، ويتطلّب تحويلًا فعّالًا جدًّا لطاقة الفقد الدوراني إلى انبعاثٍ سيني. لقد حصلنا على أرصاد NuSTAR لذاتِ الظَّهر الأحمر PSR J2129−0429 تغطّي مدارين. هذا النظام أيضًا يمتلك طيفًا \(\Gamma \sim 1.1-1.2\) يمتدّ حتّى \(\sim 30\) كيلوإلكترون فولت على الأقل. ومع ذلك، تُبيّن هذه البيانات أنّ القمّة الثانية تُظهِر بعض التغيّرات الطيفيّة. ستُعرَض النتائج الكاملة لهذه الأرصاد بواسطة النُّوري (قيد الإعداد).

إنّ طور القمّتين في ذوات الظَّهر الأحمر يمثّل لُغزًا إلى حدٍّ ما. يمكن للنماذج المبنية على تصادُم ريح-بريح بين رياح النابض ورياح الرفيق أن تُعيد إنتاج هذا النوع من منحنيات الضوء، ولكن فقط إذا كان زخم رياح الرفيق أكبر بكثير من زخم رياح النابض (). وبما أنّه من غير المعقول أن يكون لنجمٍ كتلته \(0.2-0.4~M_{\odot}\) رياحٌ تحمل طاقة \(\sim 10^{35}\) إرغ/ثانية، فقد تمّ اقتراح تدفّق شبه-روش (). ومع ذلك، قد لا يؤدّي ذلك إلى منحنى ضوئي مستقرٍّ جدًا. تشير بيانات Swift الأرشيفية وأرصاد NuSTAR إلى أنّ المنحنى ذا القمّتين لـ PSR J2129−0429 الذي رُصِد بواسطة XMM-Newton هو سمة متكرّرة (النُّوري، قيد الإعداد). قد يكون للمجال المغناطيسي القويّ للرفيق دورٌ مهمّ في تشكيل منحنى الضوء.

ولتحسين الإحصاءات حول الخصائص السِّينيّة للعناكب، حصلنا على أرصاد XMM-Newton لأربعة أنظمة من الأرامل السُّود وذواتِ الظَّهر الأحمر حديثةِ الاكتشاف لم تُرصَد سابقًا بالأشعّة السينيّة على مدارٍ كامل. كما حصلنا على رصدٍ كاملٍ للمدار لذاتِ الظَّهر الأحمر PSR J2215+5135 الذي كان قد رُصِد سابقًا بواسطة Chandra (). تمّ تلخيص الفيض السينيّ الكلّي من هذه المصادر ومن العناكب التي رُصِدت سابقًا في الشكل 1. حوالي نصف الأرامل السُّود تُظهر انبعاثًا حراريًا من سطح النابض، بينما البقيّة تُظهر مكوّنًا غير حراري واضحًا. حتّى مع XMM-Newton، كان من الصعب الحصول على منحنيات ضوئية مدارية واضحة للأرامل السُّود. أمّا ذوات الظَّهر الأحمر، فيبدو أنّها دائمًا تقريبًا تمتلك مكوّنًا غير حراري ملحوظًا. منحنى الضوء لدى XMM-Newton لذاتِ الظَّهر الأحمر PSR J2215+5135 يُظهر بوضوح منحنى ضوئيًّا ذا قمّتين حول الاقتران السُّفلي للنابض، مشابهًا لما يُرى في ذوات الظَّهر الأحمر الأخرى (جنتيلي، قيد الإعداد).

الدراسات البصرية للعناكب

يبدو أنّ رُفقاء الأرامل السُّود باردون وخافتون بطبيعتهم، مع درجات حرارة للجانب الليلي \(T_{ns} \lesssim 4000\) كلفن وقيم قدر بصري \(m_V \gtrsim 23\) (انظر ). منحنيات الضوء المدارية البصرية لديهم تهيمن عليها بالكامل تقريبًا عملية تسخين الرفيق بواسطة النابض، مع كفاءات تسخين إشعاعي في حدود 10–30%. أمّا ذوات الظَّهر الأحمر، فلديها رُفقاء ساطعون جدًّا مقارنةً برُفقاء الأقزام البيض المعتادين لنابِضات الميلي ثانية، مع أطياف ودرجات حرارة مشابهة جدًّا لنجوم النسق الأساسي من النوع G، رغم أنّ كُتَلهم فقط \(M_c \sim 0.15-0.5~M_{\odot}\). أرصاد مرصد لاس كومبريس (LCO) باستخدام تلسكوب بقطر 1 متر لعددٍ من الأرامل السُّود الجديدة أدّت غالبًا إلى حدودٍ عليا للانبعاث البصري بقيم قدر في مُرشِّحات SDSS \(r'\) و\(i' \gtrsim 21.5\). ومع ذلك، فقد رصدنا عددًا من ذوات الظَّهر الأحمر ونقوم بمراقبتها باستمرار.

في حالة ذات الظَّهر الأحمر PSR J2129−0429، لاحظ وجود اتّجاه خفوت في نطاق \(r'\) بين عامي 2003 و2015. لقد قمنا بمراقبة المصدر باستخدام LCO منذ 2014 في مُرشِّحات \(g'\) و\(r'\) و\(i'\)، ولاحظنا استمرار هذا الاتّجاه حتّى منتصف 2016 مع تغيّرات لونية متوافقة مع التبريد. منذ ذلك الحين، يبدو أنّ هناك زيادةً في الانبعاث (النُّوري، قيد الإعداد). كما قمنا بمراقبة PSR J2215+5135 منذ أواخر 2014، ويبدو أنّ هذا النظام أيضًا قد أصبح أكثر سطوعًا بمقدار \(\sim 0.1\) قدر منذ ذلك الحين (جنتيلي، قيد الإعداد). وبينما لوحِظ أنّ ذوات الظَّهر الأحمر تزداد سطوعًا بصريًا بمقدار \(\sim 1\) قدر عند انتقالها إلى حالة التراكم (مثلاً )، إلّا أنّه لم تُرصَد بعدُ تغيّراتٌ تسبق هذا الانتقال.

اعتمد هذا العمل على بيانات تمّ الحصول عليها من مرصد لاس كومبريس، XMM-Newton، NuSTAR، وSwift. وقد تمّ دعم أجزاء من هذا العمل في مختبر الأبحاث البحريّة من قبل مكتب الأبحاث البحريّة.