تظهر المصادر السينية العابرة عندما تزداد سطوعها بشكل كبير – حيث تزداد شدة أشعتها السينية بما يصل إلى عامل \( \sim 10^8 \) . لا تزال الآلية الدقيقة التي تحفز هذه الانفجارات السينية غير مفهومة تمامًا، رغم أكثر من خمسين عامًا من الدراسات الرصدية . هذه المصادر العابرة هي ثنائيات سينية منخفضة الكتلة (LMXBs) – أنظمة ثنائية تحتوي على جرم مضغوط (إما ثقب أسود أو نجم نيوتروني) ونجم مرافق منخفض الكتلة يملأ فقاعة روش الخاصة به، بحيث يتدفق المادة نحو الجرم المضغوط. في هذه الأنظمة، تنتقل المادة من النجم المرافق إلى الجرم المضغوط عبر قرص تراكم. غالبًا ما تبقى هذه الأنظمة في مجرتنا خاملة، تقضي سنوات إلى عقود في حالة سكون (خافتة، بمعدلات تراكم منخفضة، وبلمعان سيني قدره \( \sim 10^{29} \)–\( 10^{33.5} \) إرج/ثانية). وغالبًا ما يتم اكتشافها فقط عند دخولها في انفجار ويتم رصدها بواسطة أقمار مراقبة السماء السينية الشاملة، والتي يمكنها عادة اكتشاف المصادر التي يتجاوز لمعانها \( \sim 10^{35} \)–\( 10^{36} \) إرج/ثانية. خلال هذه الفترات القصيرة من النشاط الشديد المسماة بالانفجارات، يكون الانبعاث السيني أعلى بكثير (حتى \( \sim 10^{38} \) إرج/ثانية) وقد يقترب من حد لمعان إدينغتون \( L_{\rm Edd} \) .
في حالة السكون، يكون اللمعان السيني منخفضًا جدًا بحيث لا تستطيع سوى أكثر الأقمار الصناعية السينية حساسية وحداثة مثل تشاندرا وXMM-Newton وNuSTAR رصدها. وحتى عند اكتشافها، لا يتم توصيف طيف الأشعة السينية بشكل جيد بسبب قلة الفوتونات المرصودة، لكنه يمكن وصفه بقانون قوة بسيط بمعامل فوتوني يقارب \( \sim 2 \) . يُنتج الانبعاث السيني بالقرب من الجرم المضغوط، عند الحافة الداخلية لقرص التراكم، والذي يكون مقطوعًا. هذا القرص البارد والخافت (مقارنة بالحالات الأعلى لمعانًا أثناء الانفجارات) لا يمكن اكتشافه في نطاق الأشعة السينية أثناء السكون؛ ومع ذلك، وبما أن مناطقه الداخلية أبرد من حالته أثناء الانفجار، فإنه يصدر بشكل أساسي في الأطوال الموجية فوق البنفسجية والبصرية. في الواقع، يمكن اكتشاف نسبة كبيرة من ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة بسهولة في الأطوال الموجية البصرية باستخدام تلسكوبات أرضية متوسطة الحجم، حتى أثناء السكون . يمكن العثور على دليل للانبعاث من قرص التراكم (ومن النجم المرافق) باستخدام تلسكوبات بصرية من فئة \( \sim 0.4 \) إلى 4 أمتار. وبالنظر إلى حدود حساسية التلسكوبات السينية، غالبًا ما يكون من الممكن فقط اكتشاف المراحل الأولية من انفجار جديد من خلال المراقبة المنتظمة باستخدام التلسكوبات البصرية.
تُعزى الحرارة الشديدة واللمعان في القرص إلى عملية التراكم. بعض جوانب هذه العملية مفهومة بشكل جيد نسبيًا ، إلا أن العديد من الأسئلة الجوهرية لا تزال دون إجابة:
يبدأ الانفجار نفسه نتيجة لعدم استقرار في قرص التراكم. أثناء السكون، يمتلئ قرص بارد بالمادة حتى تصل درجة حرارته عند نصف قطر معين إلى قيمة حرجة، تؤدي إلى تأين الهيدروجين وتحفيز الانفجار. يُوصف هذا بنموذج عدم الاستقرار الحراري-اللزج للقرص . تنتشر جبهات التسخين عبر القرص حتى يصبح في حالة ساخنة ومضيئة، ويصل إلى لمعان سيني يقترب من \( L_{\rm Edd} \). يمكن لنموذج عدم الاستقرار الحراري-اللزج، بعد تعديله ليشمل إشعاع القرص بواسطة الأشعة السينية من المناطق الداخلية، أن يفسر بشكل عام دورة انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة فقط إذا كان القرص الداخلي مقطوعًا أثناء السكون . ومع ذلك، لا يزال من غير الواضح بالضبط أين ومتى تعمل الآلية المسؤولة عن تحفيز الانفجار، وذلك بسبب نقص البيانات خلال المراحل الأولية للصعود.
يتنبأ نموذج عدم الاستقرار الحراري-اللزج بأن عدم الاستقرار في انفجار ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة يُحفز عند نصف قطر معين داخل الجزء الداخلي من قرص التراكم، وينتشر نحو الخارج. يُطلق على هذا النوع من الانفجارات "من الداخل إلى الخارج" ؛ حيث لا يبدأ بالضبط عند الحافة الداخلية للقرص، وتنتشر جبهات التسخين في كلا الاتجاهين. في انفجارات الأقزام المستعرة (نجوم قزمة بيضاء متراكمة)، واقترح في بعض انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة، هناك آلية بديلة للتحفيز – انفجار "من الخارج إلى الداخل" . يُحفز هذا بعدم استقرار حراري في القرص الخارجي، مما يخلق جبهة تسخين تنتشر نحو الداخل إلى أنصاف أقطار أصغر.
في كل من انفجارات الداخل إلى الخارج والخارج إلى الداخل، تنتشر جبهات التسخين بسرعة \( \alpha c_{\rm s} \)، حيث \( c_{\rm s} \) هي سرعة الصوت. في النهاية، يمتلئ القرص الداخلي خلال زمن لزج، مما يؤدي إلى انبعاث أشعة سينية من القرص الساخن – وهذا يتنبأ بتأخر عدة أيام في صعود الانبعاث السيني من القرص مقارنة بالانبعاث البصري . ومع ذلك، أثناء تلاشي الانفجارات وقرب السكون، يُعتبر القرص مقطوعًا، وتنشأ الأشعة السينية من التدفق الداخلي الساخن. وبالمقارنة مع ذلك، ليس من الواضح في أي مرحلة يمتلئ القرص أثناء صعود الانفجار. حركة المادة عبر التدفق الداخلي غير الفعال إشعاعيًا سريعة مقارنة بأزمنة اللزوجة لملء القرص، لذا في حالة القرص المقطوع، قد نتوقع تأخرًا سينيًا أقصر (أقل من بضعة أيام) إذا كان الانبعاث السيني ينشأ من هذا التدفق الداخلي. هناك حاجة لرصدات بصرية وسينية في المراحل الأولى من انفجار ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة، لمعرفة ما إذا كانت الانفجارات تُحفز من الداخل إلى الخارج أو من الخارج إلى الداخل، وقياس الزمن اللازم (وإلى أي مدى) لملء القرص الداخلي أثناء السطوع الأولي. فقط إذا تم اختبار ذلك على عدد من الانفجارات، سنتمكن من فهم ما الذي يحفز هذه الانفجارات حقًا.
من المعروف أن اكتشاف المراحل الأولية لانفجار جديد في ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة أمر بالغ الصعوبة، بسبب الطبيعة العشوائية لأوقات بدايتها ونقص المراقبة المنتظمة. حتى اليوم، لا تملك أقمار مراقبة السماء السينية الشاملة الحساسية الكافية لاكتشاف هذه الأنظمة أثناء المراحل الأولية للصعود. حدود حساسية أجهزة المراقبة السينية مثل MAXI وBAT (تلسكوب الإنذار المبكر للانفجارات) على متن Swift أعلى بعدة رتب من تدفقات السكون لمعظم ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة في مجرتنا. إذا أمكن الحصول على مراقبة بصرية وسينية في المراحل المبكرة جدًا من الانفجار، سنكون في وضع يسمح لنا بالإجابة على سؤال: "أين وكيف بالضبط يتم تحفيز انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة؟"
حاليًا، الطريقة الوحيدة التي يمكن من خلالها استخدام المراقبة المنتظمة لاكتشاف بداية الانفجارات الجديدة هي باستخدام التلسكوبات البصرية. هناك حاجة إلى مرافق مجدولة بالطابور لمراقبة المصادر باستمرار، وتوفر التلسكوبات الروبوتية أفضل إعداد لهذا الغرض لأنها تتيح إجراء الرصدات عن بُعد ولا تتطلب تدخلًا بشريًا في الوقت الفعلي. تم رصد صعود بعض الانفجارات بصريًا قبل اكتشافها سينيًا، وادعى البعض أن الصعود البصري سبق الصعود السيني ، لكن لم يتم اكتشاف الصعود الأولي للانبعاث السيني أبدًا لأن شدة الانبعاث كانت أقل من حد الكشف لأجهزة الرصد السينية في جميع الحالات. لم يتم تحفيز الرصدات السينية بسرعة كافية لرؤية الصعود السيني المبكر من السكون.
يمكن رصد العديد من ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة باستخدام تلسكوبات بصرية صغيرة في غضون دقائق قليلة من زمن التعريض. لقد قمنا بمراقبة حوالي \( \sim 40 \) من هذه الأنظمة لأكثر من 10 سنوات باستخدام تلسكوب فولكس الشمالي (ماوي، هاواي، الولايات المتحدة الأمريكية) وتلسكوب فولكس الجنوبي (سايدينغ سبرينغ، أستراليا)1 . تلسكوبات فولكس2 هي الأكبر ضمن مرصد لاس كومبريس (LCO)3، وهو شبكة تلسكوبات روبوتية عالمية تضم أيضًا مجموعة من تلسكوبات بقطر 1 متر و0.4 متر موزعة على ست قارات . عادة ما نرصد كل نظام مرة واحدة أسبوعيًا عندما يكون مرئيًا (فوق الأفق ليلاً) في ثلاثة مرشحات: V وR وi\( ^{\prime} \). الأهداف الرئيسية لحملتنا الرصدية هي توصيف التغيرات الضوئية أثناء السكون، وجمع منحنيات ضوئية متعددة الأطوال الموجية للانفجارات لتضمينها في حملات متعددة الأطوال الموجية، واكتشاف الانفجارات الجديدة . بالإضافة إلى ذلك، أصبح في السنوات الأخيرة متاحًا لنا شبكة التلسكوبات ذات القطر 1 متر التابعة لـ LCO. تتكون هذه الشبكة حاليًا من تسعة تلسكوبات متطابقة بقطر متر واحد، معظمها في نصف الكرة الجنوبي، مما يتيح مراقبة عالية التواتر للمصادر أثناء الانفجار، مثل GS 1354–64 .
حوالي 30–50% من الأنظمة التي نرصدها ساطعة بما يكفي ليتم اكتشافها بانتظام أثناء السكون. ومع ذلك، لم نتمكن من اكتشاف معظم الانفجارات الجديدة فور حدوثها، لأننا لم نكن نمتلك نظام تحليل بيانات في الوقت الفعلي. طبيعة المشكلات المتعلقة بالبيانات وتطورها على مر السنين تطلبت غالبًا فحصًا يدويًا للبيانات. ونتيجة لذلك، تم نشر بيانات بعض المصادر فقط، عادة الأكثر نشاطًا. للأسف، أدى ذلك إلى فقدان رصد العديد من حالات السطوع المرتبطة بالانفجارات، رغم توفر البيانات.
عادة ما نكتشف انفجارًا جديدًا قبل عدة أيام إلى عدة أسابيع من أول اكتشاف سيني بواسطة أقمار مراقبة السماء الشاملة. ومع ذلك، في حالات قليلة فقط تمكنا من الإبلاغ عن اكتشاف الانفجار الجديد لتحفيز رصدات متابعة متعددة الأطوال الموجية. من الواضح أنه لكي يحدث ذلك بانتظام، هناك حاجة إلى نظام آلي. استنادًا إلى اكتشاف الانفجار من مراقبتنا البصرية باستخدام فولكس قبل أول اكتشاف سيني في 15 من أصل 17 انفجارًا، نقدر أنه مع وجود مثل هذا النظام، سنكتشف الصعود البصري الأولي في حوالي \( 80\% \)–90\% من جميع الانفجارات للمصادر التي نرصدها (والتي تكون مرئية وقت السطوع الأولي). وجود منحنيات ضوئية لجميع الأنظمة الأربعين تقريبًا (بما في ذلك المصادر الساكنة التي لا نكتشفها عادة، ولكن سنكتشفها إذا حدث انفجار) محدثة تلقائيًا يوميًا، سيسمح لنا باكتشاف المراحل المبكرة للانفجارات في عدة أطوال موجية.
في الشكل [الشكل-الصعود] نعرض المنحنيات الضوئية البصرية واليومية لرصدات السماء السينية الشاملة للمراحل الأولية لأربعة انفجارات في ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة. تشير الأشرطة البنفسجية إلى الأزمنة التي تم فيها اكتشاف الصعود إلى الانفجار لأول مرة في الأطوال الموجية البصرية والسينية (اكتشافات عند مستوى 3\( \sigma \)). بالنسبة للأنظمة النيوترونية Aql X–1 وMAXI J0556–332، تم اكتشاف الصعود البصري للانفجارات من خلال مراقبتنا باستخدام فولكس قبل حوالي أسبوع من زيادة التدفق السيني إلى مستويات يمكن اكتشافها بواسطة أجهزة مراقبة السماء الشاملة . أما في نظام الثقب الأسود Swift J1357.2–0933 فلم تكتشف أجهزة مراقبة السماء السينية الانفجار على الإطلاق (باستثناء نقطة واحدة من MAXI بعد 26 يومًا من أول اكتشاف بصري).
تم اكتشاف المصدر السيني العابر الجديد MAXI J1820+070 (الشكل [الشكل-الصعود]؛ اللوحة اليمنى السفلية) في مارس 2018 بواسطة MAXI . ومع ذلك، تبيّن لاحقًا أن المصدر البصري العابر الجديد ASASSN-18ey، الذي اكتشفه مسح السماء الآلي للكشف عن المستعرات العظمى (ASAS-SN) قبل خمسة أيام، هو في الواقع نفس المصدر . لقد قمنا بمراقبة هذا النظام الساطع باستخدام تلسكوبات فولكس وشبكة LCO ذات القطر 1 متر في مرشحات \( g^{\prime} \)،\( r^{\prime} \)،\( i^{\prime} \)،\( y \)، واستخدمنا بعض البيانات الأولية للاستدلال على أن النظام يحتوي على ثقب أسود على الأرجح وليس نجمًا نيوترونيًا . كما قمنا بمراقبة MAXI J1820+070 باستخدام تلسكوب Meade LX850 بقطر 16 بوصة (41 سم) ومرشحات CCD من نوع Baader LRGB (بطول موجي مركزي مشابه لمرشحات \( g^{\prime} \)،\( V \)،\( R \)) في مرصد السديم4 (المالك/المؤسس المشارك: ثابت القيسي، المدير/المؤسس المشارك: أليخاندرو بالادو، الفلكي المقيم: ألدرين ب. جابويا)، الواقع في الوثبة الجنوبية خارج مدينة أبوظبي في دولة الإمارات العربية المتحدة . تمثل المنحنى الضوئي لـ MAXI J1820+070 في الشكل [الشكل-الصعود] واحدة من أفضل حالات رصد الصعود إلى الانفجار في الأطوال الموجية البصرية لثنائي أشعة سينية منخفض الكتلة حتى الآن ، وتظهر أن التدفق السيني بدأ في الاستواء والانخفاض قليلاً قبل أن يصل التدفق البصري إلى ذروته. يوفر MAXI J1820+070 دليلاً على أننا ندخل الآن عصرًا يتم فيه اكتشاف ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة غير المعروفة سابقًا في الأطوال الموجية البصرية قبل اكتشافها سينيًا. ومع ذلك، مرة أخرى، تم فقدان الصعود الأولي من السكون، هذه المرة في كل من الأطوال الموجية البصرية والسينية.
كان انفجار V404 Cyg القصير في عام 2015 هو الأشد سطوعًا بين انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة خلال عقود. لقد اكتشفنا السطوع الأولي للانفجار من خلال مراقبتنا باستخدام تلسكوب فولكس – حيث حدثت المقدمة البصرية قبل أسبوع من أول توهج سيني تم اكتشافه . وبما أن الصعود السيني كان سريعًا جدًا، فإن التأخير الزمني البالغ أسبوعًا يشير إلى أن القرص ربما قد تم تسخينه قبل بدء الانفجار السيني. يتوافق التأخير السيني مع الزمن اللازم لإعادة ملء المنطقة الداخلية وبالتالي تحريك الحافة الداخلية للقرص نحو الداخل، مما يسمح للمادة بالوصول إلى الثقب الأسود المركزي، وأخيرًا التسبب في السطوع السيني. قد يكون هذا هو الحال في بعض الانفجارات الأخرى التي تم فيها اكتشاف الصعود البصري قبل التأكيد السيني (الشكل [الشكل-الصعود])، لكن بالنسبة لهذه الحالات لا يوجد لدينا قيد على متى بدأ الصعود السيني من السكون. على الرغم من أننا نكتشف انفجارات جديدة بانتظام في مراحلها المبكرة، إلا أن السؤال "هل يرتفع البصري فعلاً قبل السيني؟" لا يزال غامضًا بسبب نقص الاكتشافات السينية المبكرة.
من أجل تنبيه المجتمع العلمي إلى سطوع بصري في ثنائي أشعة سينية في أسرع وقت ممكن بعد التقاطه في رصد، هناك حاجة إلى نظام معالجة بيانات وتنبيه آلي، مما يلغي الحاجة إلى التدخل البشري وزمن الاستجابة. فعند التقاط الصور، يتعين علينا تنزيلها يدويًا، وإجراء القياسات الضوئية، ثم بناء المنحنيات الضوئية. هذه العملية تتطلب جهدًا كبيرًا وتعتمد على توفر شخص للقيام بالعمل في الوقت المناسب.
مؤخرًا، حصلنا على منحة لتمويل تطوير نظام معالجة البيانات والتنبيه الآلي الموضح أعلاه. نحن حاليًا نطور نظام الإنذار المبكر الجديد للثنائيات السينية (XB-NEWS) لتحقيق ذلك ومعالجة أرشيفنا من الرصدات بشكل منهجي. هناك مكونان أساسيان لهذا النظام. المكون الأول هو خط معالجة بيانات يأخذ صورة خام وبيانات معايرة مرتبطة بها، ويخرج قياسًا ضوئيًا معايرًا للهدف المطلوب. المكون الثاني هو خط معالجة تنبيهات يحلل المنحنى الضوئي الكامل للهدف بما في ذلك النقطة الجديدة ويقرر ما إذا كان هناك سلوك شاذ. يمكن لخط التنبيه بعد ذلك إرسال رسالة آلية إلى فريق XB-NEWS.
المكون الأول للنظام متطور نسبيًا حتى أغسطس 2018. يقوم النظام باستجواب أرشيف بيانات LCO5 على فترات منتظمة (حتى مرة كل بضع دقائق) لقائمة محددة مسبقًا من الأهداف. يتم تنزيل أي بيانات علمية جديدة (خام ومعالجة) متوفرة في الأرشيف للأهداف المطلوبة، بما في ذلك ملفات المعايرة الرئيسية (مثل إطارات التسطيح الرئيسية)، ودمجها في أرشيفنا المحلي. يتم تنفيذ خطوة مراقبة جودة البيانات محليًا. يجري العمل حاليًا على تحديد تلقائي للمعالجات السيئة الناتجة عن إطارات تسطيح رئيسية منخفضة الجودة، ثم إعادة تنفيذ مرحلة التسطيح باستخدام إطار تسطيح رئيسي أفضل من وقت قريب للصورة المراد معايرتها. سيتم (إعادة) قياس تدفق الهدف وإضافته إلى المنحنى الضوئي المناسب. ستكون جميع المنحنيات الضوئية للأهداف متاحة عبر الإنترنت في صفحة ويب مخصصة.
أحد الجوانب الرئيسية لخط معالجة البيانات هو أنه مصمم ليكون عالي المتانة وآلي بالكامل. سيكون التأخير بين توفر الصورة في أرشيف LCO وإضافة القياس الضوئي إلى المنحنى الضوئي في حدود 1–10 دقائق، ويقتصر بشكل أساسي على وتيرة استجواب الأرشيف من قبل النظام. وبالتالي، فإن النظام في جوهره شبه آني. سنجعل خط معالجة البيانات متاحًا للجمهور عبر GitHub مع توثيق كامل، نظرًا لتطبيقه العام في إدارة بيانات LCO والقياسات الضوئية. نعتزم أيضًا إعادة معالجة جميع بياناتنا القديمة باستخدام XB-NEWS ودمج النتائج في أرشيفنا المحلي.
لم يتم تطوير نظام التنبيه بعد. ومع ذلك، من المتوقع أنه في كل مرة تصل فيها نقطة بيانات ضوئية جديدة، سيُعاد تحليل المنحنى الضوئي المناسب بحثًا عن سلوك شاذ (مثل السطوع التدريجي، أو الانفجار، أو التلاشي، أو ربما تغيرات اللون). إذا تم اكتشاف سلوك شاذ، سيقوم النظام بتنبيه فريق XB-NEWS وسنكتب تنبيهًا على شكل ATel إذا كان السلوك يستحق اهتمامًا متعدد الأطوال الموجية. سيسمح ذلك بإجراء رصدات متابعة سريعة متعددة الأطوال الموجية للهدف عند الاقتضاء. نعتزم دراسة واستخدام تقنيات التعلم الآلي لاكتشاف الشذوذ حيثما أمكن. نتوقع إصدار أول إعلانات XB-NEWS في نهاية عام 2018 أو بداية عام 2019.
عند اكتشاف انفجار جديد، سنقوم أيضًا بتحفيز مرافق أخرى. على سبيل المثال، ستساعد حساسية Swift، إذا تم تحفيزها خلال 1–2 يوم من السطوع البصري الأولي، في توضيح ما إذا كان البصري يرتفع أولاً، وما إذا كانت الانفجارات من الداخل إلى الخارج أو من الخارج إلى الداخل، وكيفية امتلاء القرص الداخلي بالمادة أثناء الصعود الأولي. للحصول على تغطية سينية إضافية، لدينا اتفاقيات غير رسمية لتنبيه فرق ASTROSAT ، HXMT ، NICER وINTEGRAL حول الانفجارات الجديدة. سنسعى أيضًا لجمع رصدات متابعة سريعة في الراديو والمليمتر والأشعة تحت الحمراء بناءً على الاكتشافات الجديدة، لالتقاط صعود الانفجار عبر أطوال موجية متعددة.
بالإضافة إلى اكتشاف المراحل الأولية للانفجارات الجديدة، ستتيح المراقبة الآنية لثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (وربما مصادر متغيرة أخرى) اكتشاف سلوك غير اعتيادي. على سبيل المثال، في عام 2016 اكتشفنا، من خلال تحليل بيانات جديدة لنظام الثقب الأسود Swift J1753.5–0127، أنه خفت فجأة بعد انفجار دام 11 عامًا . لم يُلاحظ هذا التلاشي في أطوال موجية أخرى؛ فقد كان خافتًا جدًا بالنسبة لأجهزة مراقبة السماء السينية. في الماضي، اكتشفنا تغيرات في الحالة وتغيرات قوية في بعض الأنظمة من خلال مراقبتنا . نحن أيضًا نوسع برامج المراقبة لدينا لتشمل أنظمة أخرى مثل المتغيرات الكارثية .
يتقدم د.م. راسل ود.م. براميخ بالشكر لصندوق تعزيز البحث في جامعة نيويورك أبوظبي على دعمهما بموجب المنحة RE124. ويشكر ج.ب. لاسوتا دعم المركز الوطني للعلوم في بولندا بموجب المنحة 2015/19/B/ST9/01099، ومنحة من وكالة الفضاء الفرنسية CNES. كما تم دعم البحث المبلغ عنه في هذا المنشور من قبل مركز محمد بن راشد للفضاء (MBRSC)، دبي، الإمارات العربية المتحدة، بموجب منحة رقم 201701.SS.NYUAD. مشروع تلسكوب فولكس هو شريك تعليمي لمرصد لاس كومبريس. تلسكوبات فولكس تُدار وتُشغل من قبل LCO. وقد تم استخدام بيانات MAXI المقدمة من RIKEN وJAXA وفريق MAXI. كما تم استخدام نتائج مراقبة Swift/BAT المقدمة من فريق Swift/BAT.