تُرصد المصادر السينية العابرة عندما يزداد سطوعها بشكل كبير، إذ قد ترتفع شدة أشعتها السينية بما يصل إلى عامل \( \sim 10^8 \) . لا تزال الآلية الدقيقة التي تُحفِّز هذه الانفجارات السينية غير مفهومة تمامًا، على الرغم من أكثر من خمسين عامًا من الدراسات الرصدية . هذه المصادر العابرة هي ثنائيات سينية منخفضة الكتلة (LMXBs): أنظمة ثنائية تحتوي على جِرم مضغوط (إمّا ثقبًا أسود أو نجمًا نيوترونيًا) ونجمًا مرافقًا منخفض الكتلة يملأ فصّ روش الخاص به، بحيث تتدفّق المادة نحو الجِرم المضغوط. في هذه الأنظمة، تنتقل المادة من النجم المرافق إلى الجِرم المضغوط عبر قرصِ تراكم. كثيرًا ما تبقى هذه الأنظمة في مجرّتنا خاملة، تقضي سنوات إلى عقود في حالة سكون (خافتة، بمعدّلات تراكم منخفضة، وبلمعانٍ سيني قدره \( \sim 10^{29} \)–\( 10^{33.5} \) إرغ/ثانية). وغالبًا ما تُكتشَف فقط عند دخولها طور الانفجار وتُرصد بواسطة أقمار مسح السماء الشاملة بالأشعة السينية، والتي يمكنها عادةً اكتشاف المصادر التي يتجاوز لمعانها \( \sim 10^{35} \)–\( 10^{36} \) إرغ/ثانية. خلال هذه الفترات القصيرة من النشاط الشديد المسماة بالانفجارات، يكون الانبعاث السيني أعلى بكثير (حتى \( \sim 10^{38} \) إرغ/ثانية) وقد يقترب من حد لمعان إدينغتون \( L_{\rm Edd} \) .
في حالة السكون، يكون اللمعان السيني منخفضًا جدًا بحيث لا تستطيع سوى أكثر الأقمار السينية حداثةً وحساسيةً مثل تشاندرا وXMM-Newton وNuSTAR رصده. وحتى عند اكتشافه، لا يُوصَف طيف الأشعة السينية توصيفًا جيّدًا بسبب قلّة الفوتونات المرصودة، لكنه يمكن أن يُوصَف بقانون قُوّة بسيط بمعامل فوتوني يقارب \( \sim 2 \) . يُنتَج الانبعاث السيني بالقرب من الجِرم المضغوط، عند الحافة الداخلية لقرص التراكم، حيث يكون القرص مُقْتطَعًا. هذا القرص باردٌ وخافتٌ (مقارنة بالحالات الأعلى لمعانًا أثناء الانفجارات) ولا يمكن اكتشافه في نطاق الأشعة السينية أثناء السكون؛ ومع ذلك، وبما أنّ مناطقه الداخلية أبرد ممّا يكون عليه 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 في حالة السكون . ويمكن تمييز بصمة الانبعاث من قرص التراكم (ومن النجم المرافق) باستخدام تلسكوبات بصرية من فئة \( \sim 0.4 \) إلى 4 أمتار. وبالنظر إلى حدود حساسية التلسكوبات السينية، غالبًا لا يمكن إلا اكتشاف المراحل الأولية من انفجار جديد عبر الأرصاد المنتظمة بالتلسكوبات البصرية.
تُعزى الحرارة الشديدة واللمعان في القرص إلى عملية التراكم. بعض جوانب هذه العملية مفهومةٌ على نحوٍ جيّد نسبيًا ، إلا أنّ العديد من الأسئلة الجوهرية لا تزال دون إجابة:
يبدأ الانفجار نفسه نتيجةً لعدم استقرار في قرص التراكم. أثناء السكون، يمتلئ قرص بارد بالمادة حتى تبلغ درجة حرارته عند نصف قطر معيّن قيمة حرجة، فتؤدي إلى تأيّن الهيدروجين وتحفِّز الانفجار. يُوصَف هذا بنموذج عدم الاستقرار الحراري-اللُّزوجي للقرص . تنتشر جبهات التسخين عبر القرص حتى يدخل حالةً ساخنةً ومضيئة، ويبلغ لمعانًا سينيًا يقترب من \( L_{\rm Edd} \). ويمكن لنموذج عدم الاستقرار الحراري-اللُّزوجي، بعد تعديله ليشمل إشعاع القرص بواسطة الأشعة السينية من المناطق الداخلية، أن يفسّر بوجهٍ عام دورة انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة شريطة أن يكون القرص الداخلي مُقْتطعًا 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.
يتنبّأ نموذج عدم الاستقرار الحراري-اللُّزوجي بأن عدم الاستقرار في انفجار ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة يُحفَّز عند نصف قطر معيّن داخل الجزء الداخلي من قرص التراكم، وينتشر نحو الخارج. يُسمّى هذا النوع من الانفجارات "من الداخل إلى الخارج" ؛ إذ لا يبدأ بالضبط عند الحافة الداخلية للقرص، وتنتشر جبهات التسخين في كلا الاتجاهين. وفي انفجارات الأقزام المُستعِرة (نجوم قزمة بيضاء مُتراكِمة)، واقتُرِح في بعض انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة، هناك آلية بديلة للتحفيز: انفجار "من الخارج إلى الداخل" . يُحفَّز هذا بعدم استقرار حراري في القرص الخارجي، ما يخلق جبهة تسخين تنتشر نحو الداخل إلى أنصاف أقطار أصغر.
في كلٍّ من انفجارات "الداخل إلى الخارج" و"الخارج إلى الداخل"، تنتشر جبهات التسخين بسرعة \( \alpha c_{\rm s} \)، حيث \( c_{\rm s} \) هي سرعة الصوت. وفي النهاية، يمتلئ القرص الداخلي خلال زمن لُزُوجي، ما يؤدّي إلى انبعاث أشعة سينية من القرص الساخن؛ وهذا يتنبّأ بتأخّرٍ من بضعة أيّام في صعود الانبعاث السيني القرصي مقارنةً بالانبعاث البصري . ومع ذلك، أثناء انحسار الانفجارات وقُرب السكون، يُعدّ القرص مُقْتطعًا، وتنشأ الأشعة السينية من التدفّق الداخلي الساخن غير الفعّال إشعاعيًا. وبالمقارنة مع ذلك، ليس واضحًا في أي مرحلة يمتلئ القرص أثناء صعود الانفجار. حركة المادة عبر هذا التدفّق الداخلي غير الفعّال إشعاعيًا سريعة مقارنةً بأزمنة اللُّزوجة لملء القرص؛ لذا في حالة القرص المُقتطع، قد نتوقّع تأخّرًا سينيًا أقصر (أقل من بضعة أيّام) إذا كان الانبعاث السيني ينشأ من هذا التدفّق الداخلي. هناك حاجةٌ إلى أرصاد بصرية وسينية في المراحل الأولى من انفجار ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة، لمعرفة ما إذا كانت الانفجارات تُحفَّز من الداخل إلى الخارج أم من الخارج إلى الداخل، وقياس الزمن اللازم (ومقداره) لملء القرص الداخلي أثناء السطوع الأولي. وفقط إذا اختُبر ذلك على عددٍ من الانفجارات، سنتمكّن من فهم ما الذي يُحفِّز هذه الانفجارات حقًا.
من المعروف أنّ اكتشاف المراحل الأولية لانفجارٍ جديد في ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة أمرٌ بالغ الصعوبة، بسبب الطبيعة العشوائية لأوقات بدايته ونقص الأرصاد المنتظمة. وحتى اليوم، لا تملك أقمار مسح السماء الشاملة بالأشعة السينية الحساسية الكافية لاكتشاف هذه الأنظمة أثناء المراحل الأولية للصعود. حدود حساسية مراصد الرصد السيني مثل MAXI وBAT (تلسكوب تنبيه الانفجارات) على متن Swift أعلى بعدّة رُتب من تدفّقات السكون لمعظم ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة في مجرّتنا. وإذا أمكن الحصول على أرصاد بصرية وسينية في المراحل المبكرة جدًا من الانفجار، سنكون في وضعٍ يسمح لنا بالإجابة عن سؤال: "أين وكيف بالضبط تُحفَّز انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة؟"
حاليًا، الطريقة الوحيدة التي يمكن عبرها استخدام الأرصاد المنتظمة لاكتشاف بدايات الانفجارات الجديدة هي باستخدام التلسكوبات البصرية. هناك حاجةٌ إلى مرافق مُجدولة بنظام الطابور لمراقبة المصادر باستمرار، وتُوفّر التلسكوبات الروبوتية أفضل إعداد لهذا الغرض لأنها تتيح إجراء الأرصاد عن بُعد ولا تتطلّب تدخّلًا بشريًا في الزمن الحقيقي. سُجِّل صعود بعض الانفجارات بصريًا قبل اكتشافها سينيًا، وادّعت بعض الدراسات أنّ الصعود البصري سبق الصعود السيني ، لكن لم يُكتشَف الصعود الأولي للانبعاث السيني قطّ لأن شدّته كانت دون حدّ كشف مراصد الأشعة السينية في جميع الحالات. كما لم تُحفَّز الأرصاد السينية سريعًا بما يكفي لرؤية الصعود السيني المبكّر من السكون.
يمكن رصد العديد من ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة باستخدام تلسكوبات بصرية صغيرة في غضون دقائق قليلة من زمن التعريض. لقد راقبنا نحو \( \sim 40 \) من هذه الأنظمة لأكثر من 10 سنوات باستخدام تلسكوب فولكس الشمالي (ماوي، هاواي، الولايات المتحدة الأمريكية) وتلسكوب فولكس الجنوبي (سايدينغ سبرينغ، أستراليا)1 . وتُعدّ تلسكوبات فولكس2 الأكبر ضمن مرصد لاس كومبريس (LCO)3، وهو شبكة تلسكوبات روبوتية عالمية تضم أيضًا مجموعة من تلسكوبات بقطر 1 متر و0.4 متر موزّعة على ستّ قارات . عادةً ما نرصد كل نظام مرّة واحدة أسبوعيًا عندما يكون مرئيًا (فوق الأفق ليلًا) في ثلاثة مرشّحات: V وR وi\( ^{\prime} \). الأهداف الرئيسية لحملتنا الرصدية هي توصيف التغيّرات الضوئية أثناء السكون، وجمع منحنيات ضوئية متعدّدة الأطوال الموجية للانفجارات لتضمينها في حملات متعدّدة الأطوال الموجية، واكتشاف الانفجارات الجديدة . بالإضافة إلى ذلك، أُتيح لنا في السنوات الأخيرة استخدام شبكة التلسكوبات ذات القطر 1 متر التابعة لـ LCO. تتكوّن هذه الشبكة حاليًا من تسعة تلسكوبات متطابقة بقطر متر واحد، معظمها في نصف الكرة الجنوبي، ما يتيح رصدًا عالي التواتر للمصادر أثناء الانفجار، مثل GS 1354–64 .
الشكل 1. أمثلة على صعود بصري مُبكِّر مقارنةً بأرصاد السماء السينية الشاملة لأربعة انفجارات في ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة. تشير الأشرطة البنفسجية إلى أزمنة أول اكتشاف مُؤكّد للصعود في النطاقين البصري والسيني (عند مستوى 3\( \sigma \)).
نحو 30–50% من الأنظمة التي نرصدها ساطعة بما يكفي ليُكتشَف ضوؤها بانتظام أثناء السكون. ومع ذلك، لم نتمكّن من اكتشاف معظم الانفجارات الجديدة فور حدوثها، لأننا لم نكن نمتلك نظام تحليل بيانات في الزمن الحقيقي. طبيعة المشكلات المرتبطة بالبيانات وتطوّرها على مرّ السنين اقتضت غالبًا فحصًا يدويًا للبيانات. ونتيجة لذلك، نُشرت بيانات بعض المصادر فقط، عادةً الأكثر نشاطًا. وللأسف، أدّى ذلك إلى فوات رصد العديد من حالات السطوع المرتبطة بالانفجارات، رغم توافُر البيانات.
عادةً ما نكتشف انفجارًا جديدًا قبل عدّة أيّام إلى بضعة أسابيع من أول اكتشاف سيني بواسطة أقمار مسح السماء الشاملة. ومع ذلك، في حالات قليلة فقط تمكّنّا من الإبلاغ عن اكتشاف الانفجار الجديد لتحفيز أرصاد متابعة متعدّدة الأطوال الموجية. ومن الواضح أنّه لكي يحدث ذلك بانتظام، هناك حاجة إلى نظامٍ آلي. واستنادًا إلى اكتشاف الانفجار من أرصادنا البصرية باستخدام فولكس قبل أول اكتشاف سيني في 15 من أصل 17 انفجارًا، نقدّر أنّه مع وجود مثل هذا النظام سنكتشف الصعود البصري الأوّلي في نحو \( 80\% \)–\( 90\% \) من جميع الانفجارات للمصادر التي نرصدها (والتي تكون مرئية وقت السطوع الأولي). إن توفُّر منحنيات ضوئية لجميع الأنظمة الأربعين تقريبًا (بما في ذلك المصادر الساكنة التي لا نكتشفها عادةً، لكن سنكتشفها إذا حدث انفجار) تُحدَّث تلقائيًا يوميًا، سيُتيح لنا التقاط المراحل المبكرة للانفجارات في عدّة أطوال موجية.
في الشكل 1 نعرض المنحنيات الضوئية البصرية واليومية لأرصاد 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 للنظامين النيوترونيين Aql X–1 وMAXI J0556–332، تم اكتشاف الصعود البصري للانفجارين عبر أرصادنا باستخدام فولكس قبل نحو أسبوع من ارتفاع التدفق السيني إلى مستويات يمكن اكتشافها بواسطة مراصد السماء الشاملة . أمّا في نظام الثقب الأسود Swift J1357.2–0933 فلم تكتشف مراصد السماء السينية الانفجار على الإطلاق (باستثناء نقطة واحدة من MAXI بعد 26 يومًا من أول اكتشاف بصري).
اُكتُشف المصدر السيني العابر الجديد MAXI J1820+070 (الشكل 1؛ 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 المستعرّات العُظمى (ASAS-SN) قبل خمسة أيام، هو في الواقع المصدر نفسه . لقد رصدنا هذا النظام الساطع باستخدام تلسكوبات فولكس وشبكة LCO ذات القطر 1 متر في مرشّحات \( g^{\prime} \)، \( r^{\prime} \)، \( i^{\prime} \)، \( y \)، واستخدمنا بعض البيانات الأولية للاستدلال على أنّ النظام يحتوي على ثقب أسود على الأرجح لا نجمًا نيوترونيًا . كما رصدنا MAXI J1820+070 باستخدام تلسكوب Meade LX850 بقطر 16 بوصة (41 سم) ومرشّحات CCD من نوع Baader LRGB (بطول موجي مركزي مشابه لمرشّحات \( g^{\prime} \)، \( V \)، \( R \)) في مرصد السديم4 (المالك/المؤسِّس المشارك: ثابت القيسي، المدير/المؤسِّس المشارك: أليخاندرو بالادو، الفلكي المقيم: ألدرين ب. جابويا)، الواقع في الوثبة الجنوبية خارج مدينة أبوظبي في دولة الإمارات العربية المتحدة . يُعدّ المنحنى الضوئي لـ MAXI J1820+070 في الشكل 1 واحدًا من أفضل حالات رصد الصعود إلى الانفجار في الأطوال الموجية البصرية لثنائي أشعة سينية منخفض الكتلة حتى الآن ، ويُظهر أنّ التدفق السيني بدأ في الاستواء والانخفاض قليلًا قبل أن يبلغ التدفق البصري ذروته. ويوفّر MAXI J1820+070 دليلًا على أنّنا ندخل الآن عصرًا تُكتشَف فيه ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة غير المعروفة سابقًا في الأطوال الموجية البصرية قبل اكتشافها سينيًا. ومع ذلك، مرّة أخرى، فُقِد الصعود الأولي من السكون، هذه المرّة في كلٍّ من الأطوال الموجية البصرية والسينية.
كان انفجار V404 Cyg القصير في عام 2015 الأشد سطوعًا بين انفجارات ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة خلال عقود. لقد اكتشفنا السطوع الأولي للانفجار عبر رصدنا باستخدام تلسكوب فولكس، إذ حدثت المُقدِّمة البصرية قبل أسبوع من أول توهّج سيني تمّ اكتشافه . وبما أنّ الصعود السيني كان سريعًا جدًا، فإن التأخّر الزمني البالغ أسبوعًا يُشير إلى أنّ القرص ربما تسخّن قبل بدء الانفجار السيني. يتوافق هذا التأخّر السيني مع الزمن اللازم لإعادة ملء المنطقة الداخلية، وبالتالي دفع الحافة الداخلية للقرص نحو الداخل، ما يسمح للمادة بالوصول إلى الثقب الأسود المركزي، وأخيرًا التسبّب في السطوع السيني. قد يكون هذا هو الحال في بعض الانفجارات الأخرى التي تمّ فيها اكتشاف الصعود البصري قبل التأكيد السيني (الشكل 1)، لكن بالنسبة لهذه الحالات لا نملك قيدًا على زمن بدء الصعود السيني من السكون. وعلى الرغم من أننا نكتشف انفجارات جديدة بانتظام في مراحلها المبكرة، إلا أنّ السؤال "هل يرتفع البصري فعلًا قبل السيني؟" لا يزال مُلتبسًا بسبب نقص الاكتشافات السينية المبكرة.
من أجل تنبيه المجتمع العلمي إلى سطوعٍ بصريّ في ثنائي أشعة سينية بأسرع ما يمكن بعد التقاطه في رصد، هناك حاجةٌ إلى نظامٍ آلي لمعالجة البيانات وإطلاق التنبيهات، بما يُلغي الحاجة إلى التدخّل البشري والتأخير المرتبط به. ففي السابق، عند التقاط الصور، كان يتعيّن علينا تنزيلها يدويًا، وإجراء القياسات الضوئية، ثم بناء المنحنيات الضوئية. هذه العملية تتطلّب جهدًا كبيرًا وتعتمد على توافُر شخصٍ لإنجازها في الوقت المناسب.
مؤخرًا، حصلنا على منحة لتمويل تطوير نظام معالجة البيانات وإطلاق التنبيهات الآلي المذكور أعلاه. نحن حاليًا نطوّر نظام الإنذار المبكر الجديد للثنائيات السينية (XB-NEWS) لتحقيق ذلك ومعالجة أرشيفنا من الأرصاد بشكلٍ منهجي. هناك مكوِّنان أساسيّان لهذا النظام. المكوِّن الأوّل هو خطّ معالجة بيانات يأخذ صورة خامًا وبيانات معايرة مرتبطة بها، ويُخرج قياسًا ضوئيًا مُعايَرًا للهدف المطلوب. أمّا المكوِّن الثاني فهو خطّ معالجة للتنبيهات يُحلّل المنحنى الضوئي الكامل للهدف بما في ذلك النقطة الجديدة ويقرّر ما إذا كان هناك سلوك شاذّ. ويمكن لخطّ التنبيه بعد ذلك إرسال رسالة آلية إلى فريق XB-NEWS.
المكوِّن الأوّل للنظام مُتقدّم نسبيًا حتى أغسطس 2018. يقوم النظام باستجواب أرشيف بيانات LCO5 على فترات منتظمة (حتى مرّة كل بضع دقائق) لقائمة محدّدة مسبقًا من الأهداف. ويتم تنزيل أيّ بيانات علمية جديدة (خامّة ومُعالَجة) متوفّرة في الأرشيف للأهداف المطلوبة، بما في ذلك ملفات المعايرة الرئيسية (مثل إطارات التسطِيح الرئيسية)، ودمجها في أرشيفنا المحلي. وتُنفَّذ خطوة مراقبة جودة البيانات محليًا. يجري العمل حاليًا على التعرّف التلقائي إلى المعالجات الرديئة الناتجة عن إطارات تسطيح رئيسية منخفضة الجودة، ثم إعادة تنفيذ مرحلة التسطِيح باستخدام إطار تسطيح رئيسي أفضل من زمن قريب للصورة المراد معايرتها. بعد ذلك سيُقاس (أو يُعاد قياس) تدفّق الهدف ويُضاف إلى المنحنى الضوئي المناسب. وستكون جميع المنحنيات الضوئية للأهداف متاحة عبر الإنترنت في صفحة ويب مخصّصة.
أحد الجوانب الرئيسية في خطّ معالجة البيانات هو أنّه مُصمَّم ليكون عالي المتانة وآليًا بالكامل. سيكون التأخير بين توفّر الصورة في أرشيف LCO وإضافة القياس الضوئي إلى المنحنى الضوئي في حدود 1–10 دقائق، ويقتصر أساسًا على وتيرة استجواب الأرشيف من قبل النظام. وبذلك يكون النظام في جوهره شبه آنِيّ. سنجعل خطّ معالجة البيانات متاحًا للجمهور عبر GitHub مع توثيق كامل، نظرًا لتطبيقه العام في إدارة بيانات LCO والقياسات الضوئية. ونعتزم أيضًا إعادة معالجة جميع بياناتنا القديمة باستخدام XB-NEWS ودمج النتائج في أرشيفنا المحلي.
لم يُطوَّر نظام التنبيه بعد. ومع ذلك، من المتوقّع أنه كلّما وصلت نقطة بيانات ضوئية جديدة يُعاد تحليل المنحنى الضوئي المناسب بحثًا عن سلوك شاذّ (مثل السطوع التدريجي، أو الانفجار، أو التلاشي، أو ربما تغيّرات اللون). وإذا كُشِف سلوك شاذّ، فسيقوم النظام بتنبيه فريق XB-NEWS، وسنكتب تنبيهًا على شكل ATel إذا كان السلوك يستحق اهتمامًا متعدّد الأطوال الموجية. سيسمح ذلك بأرصاد متابعة سريعة متعدّدة الأطوال الموجية للهدف عند الاقتضاء. ونعتزم دراسة واستخدام تقنيات التعلّم الآلي لاكتشاف الشذوذ حيثما أمكن. ونتوقّع إصدار أول إعلانات XB-NEWS في نهاية عام 2018 أو بداية عام 2019.
عند اكتشاف انفجارٍ جديد، سنُحفِّز أيضًا مرافق أخرى. على سبيل المثال، ستساعد حساسية Swift، إذا جرى تحفيزها خلال 1–2 يومًا من السطوع البصري الأولي، في توضيح ما إذا كان البصري يرتفع أوّلًا، وما إذا كانت الانفجارات من الداخل إلى الخارج أو من الخارج إلى الداخل، وكيف يتملّأ القرص الداخلي بالمادة أثناء الصعود الأولي. وللحصول على تغطية سينية إضافية، لدينا اتفاقيات غير رسمية لتنبيه فِرَق ASTROSAT ، وHXMT ، وNICER ، وINTEGRAL حول الانفجارات الجديدة. وسنسعى أيضًا لجمع أرصاد متابعة سريعة في الراديو والمليمتر والأشعة تحت الحمراء بالاستناد إلى الاكتشافات الجديدة، لالتقاط صعود الانفجار عبر أطوال موجية متعدّدة.
بالإضافة إلى اكتشاف المراحل الأولية للانفجارات الجديدة، ستتيح الأرصاد الآنية لثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (وربما مصادر متغيّرة أخرى) اكتشاف سلوك غير اعتيادي. على سبيل المثال، في عام 2016 اكتشفنا، من خلال تحليل بيانات جديدة لنظام الثقب الأسود Swift J1753.5–0127، أنّه خبا فجأة بعد انفجار دام 11 عامًا . لم يُلاحظ هذا التلاشي في أطوال موجية أخرى؛ إذ كان خافتًا جدًا بالنسبة لمراصد مسح السماء السينية. وفي السابق، اكتشفنا تغيّرات حالة وتقلّبات كبيرة في بعض الأنظمة من خلال برنامج رصدنا . ونحن أيضًا نوسّع برامج الرصد لدينا لتشمل أنظمة أخرى مثل المُتغيّرات الكارثيّة .
يتقدّم د. م. راسل ود. م. براميخ بالشكر إلى صندوق 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 دُعِم البحث المُبلّغ 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 وتُشغَّل من قبل LCO. وقد استُخدمت بيانات MAXI المقدّمة من RIKEN وJAXA وفريق MAXI. كما استُخدمت نتائج مراقبة Swift/BAT المقدّمة من فريق Swift/BAT.