مقدمة

يمكن أن يؤدي تراكم المادة على ثقب أسود (BH) في ظل ظروف معينة إلى تدفقات موجهة تتسارع إلى سرعات نسبية. وتعد الظروف الفيزيائية اللازمة لإطلاق هذه النفاثات موضوعاً ساخناً في فيزياء الالتحام. بالنسبة للثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية التي تتلقى المادة من نجم مرافق في نظام ثنائي (أنظمة الأشعة السينية للثقوب السوداء؛ BHXBs)، أظهرت الجهود الحديثة وجود ترابط عالمي بين التدفق الداخل (القرص) والتدفق الخارج (النفاثة). على وجه التحديد، وُجد أن التدفق الراديوي وتحت الأحمر للنفاثة يرتبطان إيجابياً بتدفق الأشعة السينية بطريقة متوافقة مع نظريات إنتاج النفاثة في الثقوب السوداء المتراكمة . ومع ذلك، اكتُشف أيضاً أنه في بعض حالات الالتحام يتم كبح النفاثات، وربما تغيب تماماً . وقبل هذا الإخماد، غالباً ما تُرصد ومضات راديوية ساطعة، تُحل أحياناً إلى قذف منفصل . ويمكن نمذجة منحنيات الضوء متعددة الأطوال الموجية لهذه الومضات لحساب طاقة وسرعة القذف .

حاول (2004، المشار إليه لاحقاً بـ FBG04) تقديم أول صورة موحدة للنفاثات في أنظمة BHXBs، حيث وجد أن معظم المصادر تتبع نمطاً محدداً يربط السلوك الراديوي باللمعان وحالة الطيف السيني . وتحدث القذف الساطع وإخماد النفاثة في نفس المنطقة تقريباً من مخطط الشدة-الصلابة للأشعة السينية (HID) لجميع انفجارات BHXB المعروفة؛ أي عند الانتقال بين الحالة الصلبة والحالة الناعمة (FBG04). ووسع ذلك ليشمل سلوك التوقيت، حيث وجد أن أقوى القذف المنفصل للنفاثة يحدث خلال الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS)، وهي منطقة انخفاض التغيرات الجذرية ، والتي ترتبط بالتذبذبات شبه الدورية (QPOs).

مع تليين الطيف السيني أثناء الانتقال، تتغير خصائص التوقيت بشكل كبير. ووفقاً لتصنيف الحالات في ، تدخل أنظمة BHXB عادةً الحالة المتوسطة-الصلبة (HIMS) في بداية الانتقال، حيث ينخفض اتساع التغيرات الجذرية ويظهر تذبذب شبه دوري قوي عند تردد \(\sim 0.1\) – 15 هرتز . ويرتبط الانتقال إلى HIMS أيضاً بتلاشي الانبعاث تحت الأحمر من النفاثة ، بينما يستمر الانبعاث الراديوي بطيف مسطح . وتستمر المنظومة في التليين وتدخل الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS)، ويتضح ذلك من انخفاض مفاجئ في التغيرات الجذرية وظهور تذبذب من النوع B (عند 5 – 6 هرتز) و/أو من النوع A (عند \(\sim\)8 هرتز).

لقد تبين أن نقطة الانكسار الطيفي للنفاثة من سنكروترون مسطح/ذاتي الامتصاص جزئياً إلى سنكروترون رقيق بصرياً تقع في نطاق الأشعة تحت الحمراء في الحالة الصلبة . وتتحول هذه النقطة إلى ترددات أقل – المليمتر والراديو – أثناء الانتقال عبر HIMS إلى SIMS، وتعود إلى الأشعة تحت الحمراء عند العودة إلى الحالة الصلبة ، وهناك ارتباط بين صلابة الأشعة السينية وتردد انكسار النفاثة . وتُرصد الومضات الراديوية، التي تكون رقيقة بصرياً، أثناء الانتقال إلى SIMS، وخلال SIMS، وأثناء الانتقال من SIMS إلى الحالة الناعمة، و/أو أثناء الانتقال من الحالة الناعمة إلى الحالة "فائقة النعومة" .

ومع ذلك، فإن الوقت الدقيق الذي يتم فيه كبح النفاثة الراديوية المركزية غير واضح، لأن الانبعاث الراديوي الساطع قد يكون ناتجاً عن تصادمات بين القذف المنفصل والبيئة أو النفاثة البطيئة في الحالة الصلبة . إذا أمكن رصد النفاثة المركزية نفسها أثناء كبحها أو استعادتها، مع مراقبة متزامنة للأشعة السينية، فسيتم تحديد موقع "خط النفاثة" بدقة في مخطط الشدة-الصلابة. وستلقي التغيرات في خصائص الأشعة السينية المرتبطة بذلك الضوء على العملية الفيزيائية التي تمنع إنتاج النفاثة في الثقوب السوداء المتراكمة.

هنا نبلغ عن اكتشاف نفاثة مدمجة في الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS)، متزامنة مع تذبذب شبه دوري من النوع B، في المنظومة 4U 1543–47 خلال انفجارها عام 2002. وقد تم التوصل إلى هذه النتيجة من خلال رصد متعدد الأطوال الموجية؛ حيث تمت مراقبة الانفجار بشكل مكثف في نطاقات الأشعة السينية والبصرية/تحت الحمراء والراديو.

تُعد 4U 1543–47 (IL Lup) منظومة ثنائية عابرة تحتوي على ثقب أسود ، وقد شهدت أربعة انفجارات منذ اكتشافها عام 1971 . وتبلغ المسافة إلى 4U 1543–47 حوالي \(7.5 \pm 0.5\) كيلوبارسيك . وتم تحديد فترة المدار بـ \(26.79377 \pm 0.00007\) ساعة، وزاوية الميل بـ \(20.7^{\circ} \pm 1.5^{\circ}\) . وجمع من الأدبيات كتلة مركزية للثقب الأسود قدرها \(9.4 \pm 1.0 ~M_{\odot}\) وكتلة النجم المرافق \(2.45 \pm 0.15 ~M_{\odot}\) لهذا النظام . وقد تمت مراقبة انفجار عام 2002 بانتظام بواسطة القمر الصناعي RXTE وباستخدام مراصد أرضية بصرية وتحت حمراء وراديوية . وبهذا يُعد هذا الانفجار من أغنى قواعد البيانات لتطور منظومة BHXB عبر الأطوال الموجية. ويُعزى الانبعاث السنكروتروني من النفاثة في هذا النظام إلى الانبعاث الراديوي، كما وُجد أنه يساهم (وأحياناً يهيمن) في نطاق البصري/تحت الأحمر .

جمع البيانات

جميع البيانات متعددة الأطوال الموجية لهذا الانفجار متوفرة في الأدبيات. أُخذت الرصدات الراديوية من و. تم رصد المصدر عند 843 ميغاهرتز باستخدام تلسكوب مولونغلو (MOST)، وعند 617 و1027 و1287 ميغاهرتز باستخدام تلسكوب GMRT، وعند 4.80 و8.64 غيغاهرتز باستخدام مصفوفة ATCA. تم رصد المصدر عند الترددات الراديوية خلال الأسبوع الأول من الانفجار وخلال الانخفاض في الحالة الصلبة في المراحل الأخيرة من الانفجار. تم الحصول على حدود عليا في أوقات أخرى، رغم أن العديد منها لم يكن مقيداً بشكل كبير، حيث كانت الحدود العليا النموذجية < عدة ملي-يانسكي .

تم أخذ مقادير النطاق J (1.2 \muم) وK (2.2 \muم) من . في ذلك العمل، تم تقديم مراقبة في ثلاثة مرشحات بصرية (B، V، I) واثنين تحت الحمراء (J، K). ونظراً لأننا مهتمون بمكون النفاثة في الانبعاث، وهو أكثر وضوحاً في تحت الأحمر مقارنة بالبصري، استخدمنا مقادير J وK في التحليل التالي (وهذان المرشحان أيضاً كانا الأكثر اكتمالاً في التغطية).

نظراً لاحتواء 4U 1543–47 على نجم ساطع بقدر J \sim K \sim 15 ، فإن تدفق هذا النجم يساهم بشكل كبير في مقادير تحت الأحمر خلال الانفجار، خاصة عند المستويات المنخفضة في البداية والنهاية. لاشتقاق الانبعاث تحت الأحمر من تدفق الالتحام (القرص والنفاثة) في هذه النطاقات (J_o وK_o) قمنا بطرح التدفق المعروف للنجم من هذه البيانات، مع افتراض ثباته. وأخيراً، تم حساب التدفقات الجوهرية ومؤشرات الطيف تحت الأحمر بعد إزالة التوهين بين النجمي باعتماد قيمة A_{\rm v} = 1.55 وقانون التوهين لـ .

تم أخذ تدفقات RXTE PCA وقيم مؤشر الفوتون السيني من . في بداية الانفجار، راقب جهاز ASM على متن RXTE الارتفاع السريع للتدفق قبل تشغيل PCA. أظهرت أولى رصدات PCA أن 4U 1543–47 كان بالفعل في طور الانتقال نحو الحالة الناعمة ، بينما شوهدت بداية الحالة الصلبة بواسطة ASM . لذلك أدرجنا بيانات ASM المتاحة للجمهور. راقب كل من PCA وASM تطور الانفجار لمعظم مدته، مع وجود بعض الفجوات القليلة. تم أخذ خصائص التغيرات السينية من RXTE PCA من ؛ انظر أيضاً . البيانات في تلك الأعمال كانت من المراحل الأخيرة للانفجار؛ هنا مددنا التحليل ليشمل كامل الانفجار . تم أخذ تصنيف QPO من و، وتم تحسينه أكثر للرصدات خلال SIMS.

النتائج والتحليل

تطور الانفجار عبر الأطوال الموجية

نقدم منحنيات الضوء الكاملة للانفجار عبر جميع الأطوال الموجية التي جُمعت لهذه الدراسة في الشكل [lc1]. تم رسم تدفق الأشعة السينية (أو معدل العد) والصلابة من RXTE ASM وPCA في الثلاثة ألواح العليا. تُعرض متوسطات ASM اليومية بعد MJD 52445.3. قبل هذا التاريخ، تُستخدم الرصدات الفردية لـ ASM بسبب سرعة ارتفاع الانفجار ونسبة الإشارة إلى الضجيج العالية (بلغت الذروة عند \(\sim 320\) عد/ثانية؛ 1.5–12 keV). بالنسبة لـ PCA، تُعرف الصلابة بأنها تدفق 6–10 keV مقسوماً على تدفق 3–6 keV. أما لـ ASM فهي معدل العد 5–12 keV مقسوماً على معدل العد 1.5–5 keV. تم رسم منحنى تغيرات الجذر التربيعي للأشعة السينية في اللوح الرابع. وتُعرض تدفق الراديو، والمقدار البصري/تحت الأحمر المرصود، ومؤشر الطيف تحت الأحمر الجوهري (بعد إزالة التوهين) في الثلاثة ألواح السفلى. تشير المناطق المظللة بالرمادي إلى الفترات (MJD 52458–52463 و52482–52486) التي يوجد فيها دليل على كبح أو استعادة انبعاث النفاثة المرصود في نطاق البصري/تحت الأحمر (انظر أدناه).

من الواضح أن المصدر بدأ انفجاره بطيف سيني صلب، كما ظهر من نسبة الصلابة في RXTE ASM. بلغ تدفق الأشعة السينية ذروته بسرعة وتلين، ثم بدأ في الانخفاض ببطء، مع بقاء الطيف السيني ناعماً حتى بدأ في التصلب تدريجياً في منتصف الانفجار . في الشكل [hid]، تُظهر مخططات الشدة-الصلابة للانفجار من بيانات RXTE ASM (اللوح الأيسر) وPCA (اللوح الأيمن) أن المصدر اتبع الحلقة المعتادة عكس عقارب الساعة في المخطط، الشائعة في أنظمة BHXB (مثلاً FBG04؛ FHB09). كان التغير الجذري للأشعة السينية ضعيفاً (rms \(\lesssim 6\) بالمئة) في الحالة الناعمة، وازداد إلى \(\sim 10\)–35 بالمئة في انخفاض الحالة الصلبة.

خلال الحالات الانتقالية عند لمعان عالٍ، تم الإبلاغ عن عدة ومضات راديوية، كما هو موضح أيضاً في الشكل [lc1]. تم الإشارة إلى فترات الرصدات الراديوية (الكشف وعدم الكشف) في مخطط الشدة-الصلابة في الشكل [hid] (اللوح الأيمن). شوهدت الومضات الراديوية الأولية عندما كان الطيف السيني قد أصبح ناعماً بالفعل . خلال الانتقال من الحالة الصلبة إلى الناعمة (قرب ذروة الانفجار)، يكون "خط النفاثة"، حيث يتم قذف القذف المنفصل الساطع وتُكبح النفاثة المركزية، عادة عند أو حول الانتقال من SIMS إلى الحالة الناعمة (FHB09). هنا، كان الانتقال من الصلب إلى الناعم في 4U 1543–47 سريعاً جداً، وأُجريت أولى الرصدات الراديوية عندما كان المصدر بالفعل في الحالة الناعمة. قد تنشأ الومضات الراديوية الساطعة في هذا الوقت إما من النفاثة المركزية أو من صدمات في التدفق (صدمات داخلية أو تفاعلات مع الوسط البين نجمي).

خلال العودة إلى الحالة الصلبة عند لمعان أقل، يُثار الجدل حول موقع خط النفاثة (FHB09). في 4U 1543–47، يوجد عدم كشف راديوي مباشرة قبل عودة المصدر إلى الحالة الصلبة التقليدية في المخطط، وتمت عمليات كشف راديوية عندما عاد المصدر بالكامل إلى الحالة الصلبة. يشير ذلك إلى أن "خط النفاثة" خلال الانتقال من الناعم إلى الصلب يقع عند صلابة سينية عالية نسبياً، في الواقع متوافق مع عودة المصدر بالكامل إلى الحالة الصلبة (FHB09). ومع ذلك، نلاحظ أن الحدود العليا للراديو < 3 ملي-يانسكي قبل ذلك ليست مقيدة بشكل كبير. في 4U 1543–47 حدث هذا التوهج الراديوي عند نسبة صلابة سينية أعلى بأربع مرات تقريباً من خط النفاثة خلال الانتقال من الصلب إلى الناعم (الشكل [hid]، اللوح الأيمن). في GX 339–4، الذي حظي بتغطية راديوية جيدة لهذا الانتقال خلال انفجاره 2010–2011، اشتغلت النفاثة الراديوية أيضاً عندما دخل المصدر الحالة الصلبة – مماثل لـ 4U 1543–47. في GX 339–4 حدث ذلك قبل أيام قليلة من بدء التوهج تحت الأحمر . من ناحية أخرى، قد يظهر خط النفاثة عند صلابة أنعم في بعض المصادر مثل XTE J1720–318 (انظر النقاش في القسم 7 من FHB09). ستكون هناك حاجة إلى مراقبة راديوية حساسة خلال الانتقال من الناعم إلى الصلب لتقييم متى وكيف تعود النفاثة خلال هذا الانتقال في مجموعات المصادر .

تمت مناقشة تطور التدفق البصري/تحت الأحمر بالتفصيل في . في اللوح السفلي من الشكل [lc1] يُعرض مؤشر الطيف تحت الأحمر الجوهري (بعد إزالة التوهين) بين النطاقين J وK. خلال النصف الأول من الانفجار، يكون اللون تحت الأحمر أزرق عموماً، مع مؤشر طيفي نموذجي لمناطق القرص الخارجية ؛ \(\alpha \approx 1\) (حيث F_{\nu}\propto \nu^{\alpha}). بعد تصلب الطيف السيني في النصف الثاني من الانفجار، يُلاحظ توهج دراماتيكي في منحنيات الضوء تحت الأحمر (\(\sim 2\) مقدار في النطاق K) وأقل وضوحاً في المنحنيات البصرية. فُسر أصل هذا التوهج تحت الأحمر بأنه مختلف عن الانفجار الرئيسي، ويرجح أنه انبعاث سنكروتروني من النفاثة في 4U 1543–47 . باستخدام السعة البصرية، يُصنف هذا التوهج على أنه إعادة توهج وفق تصنيف . ينتقل مؤشر الطيف تحت الأحمر من \(\alpha \approx +1\) في الحالة الناعمة إلى \(\alpha \approx 0\) إلى \(-0.5\) في انخفاض الحالة الصلبة.

وميض تحت أحمر قصير وغير متوقع في الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS)

يظهر توهج في التدفق تحت الأحمر (وتحمر في مؤشر الطيف) حول MJD 52460، استمر عدة أيام. هذا التوهج أكثر سطوعاً في الأشعة تحت الحمراء مقارنة بالبصري . يصاحب التوهج تصلب طيفي مؤقت في الأشعة السينية وزيادة في التغيرات الجذرية إلى \(\sim 10\) بالمئة (الأشكال [lc1] و[lczoom]). قبل وبعد هذا التوهج تحت الأحمر، كان المصدر في حالة ناعمة. يشير التصلب، وزيادة التغيرات السينية، وظهور تذبذب من النوع B بارز في هذا الوقت إلى أن المصدر كان في الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS) . تغطي المنطقة المظللة اليسرى في الشكل [lc1] فترة التوهج (MJD 52458–52463)، محددة مدة التوهج بـ < 5 أيام. في الشكل [lczoom] نعرض هذه المنطقة من منحنيات الضوء بالتفصيل. تم رصد تذبذب ضعيف من النوع A لأول مرة في MJD 52457 عند تردد \(\nu_{\rm QPO} \sim 10.1\) هرتز، ورُصد مرة أخرى بخصائص مماثلة في اليوم التالي. ثم رُصد تذبذب من النوع B خلال ثلاث رصدات في الفترة 52459–52461 - متزامناً مع الذروة المحلية في الصلابة السينية، بتردد مركزي \(\nu_{\rm QPO} = 7\)–8 هرتز وميزات توافقية ضعيفة عند 0.5 \nu_{\rm QPO} و2 \nu_{\rm QPO}، قبل أن يختفي في MJD 52462 . كان الانتقال إلى الحالة المتوسطة-الناعمة قصيراً، استمر فقط \(\sim 5\) أيام – متزامناً مع التوهج تحت الأحمر.

يُشار إلى موقع الحالة المتوسطة-الناعمة والتوهج تحت الأحمر في مخطط الشدة-الصلابة بالمربع المفتوح في الشكل [hid]، اللوح الأيمن. بلغ تدفق التوهج تحت الأحمر ذروته في MJD 52460، عند تدفق K بعد إزالة التوهين قدره F_{\nu} = 5.2 ملي-يانسكي، يساهم التوهج نفسه بـ 2 ملي-يانسكي. هناك رصد راديوي وحيد خلال الحالة المتوسطة-الناعمة، في MJD 52459، أعطى حداً أعلى للراديو < 3 ملي-يانسكي عند 843 ميغاهرتز. إذا كانت النفاثة المدمجة هي المسؤولة، نتوقع تدفقاً راديوياً \leq \sim 2 ملي-يانسكي إذا كان الطيف مسطحاً أو مقلوباً قليلاً، لذا فإن الحد الأعلى للراديو متوافق مع وجود نفاثة مدمجة. ليس من المستغرب عدم رصد الانبعاث الراديوي لأن النفاثة المدمجة قد يكون لها طيف مقلوب قليلاً من الراديو إلى تحت الأحمر؛ بالفعل، خلال انخفاض الحالة الصلبة كان الطيف الراديوي مقلوباً، مع \(\alpha = +0.08\) .

عادةً ما يُنسب الانبعاث الزائد تحت الأحمر (فوق مكون القرص في التوزيع الطيفي للطاقة)، إلى انبعاث سنكروتروني من النفاثة المدمجة، ويرتبط عادة بالحالة الصلبة . عادةً ما يتلاشى هذا الانبعاث الزائد خلال الانتقال من الصلب إلى HIMS ، مع ومضات تحت حمراء إضافية قصيرة فقط تُرى قرب الانتقال من الصلب إلى HIMS إذا لم يكن الانتقال سلساً . خلال الحالة المتوسطة-الناعمة والحالة الناعمة يُكبح الانبعاث تحت الأحمر مع تطور طيف النفاثة . الاستثناء الوحيد هو رصد ومضات تحت حمراء قصيرة من قذف منفصل في مصادر لا تتبع المسار المعتاد في مخطط الشدة-الصلابة، مثل GRS 1915+105 وV404 Cyg . لذا يُعد التوهج تحت الأحمر في 4U 1543–47 خلال الحالة المتوسطة-الناعمة أول رصد لنفاثة مدمجة في نطاق تحت الأحمر في هذه الحالة (حسب علمنا).

فصل انبعاث القرص والنفاثة في نطاق تحت الأحمر القريب

تم رسم منحنيات الضوء تحت الأحمر القريب مرة أخرى في الشكل 1 (اللوح العلوي) بعد طرح ضوء النجم المرافق. خلال الحالة الناعمة، تبدو منحنيات الضوء تحت الأحمر تقريباً كمنحنى انحلال أسي. باتباع طريقة ، قمنا بملاءمة هذا الانحلال في كل من النطاقين وتقدير الانبعاث الزائد فوق هذا الانحلال في الحالة الصلبة بعد الانتقال بطرح ضوء الاستقراء لهذا الانحلال . عرّفنا الحالة الناعمة بين MJD 52452 و52473 وملاءمة هذه البيانات، مع استثناء البيانات في MJD 52458–52463 عندما قام المصدر بالانتقال القصير المذكور إلى الحالة المتوسطة-الناعمة . وجدنا معدل انحلال في الحالة الناعمة قدره 40 \pm 2 ملي-مقدار/يوم في النطاق J و40 \pm 3 ملي-مقدار/يوم في النطاق K (موضحة كخطوط سوداء متصلة في الشكل 1، اللوح العلوي).

تظهر الحالة المتوسطة-الناعمة كزيادة واضحة في تحت الأحمر لمدة \(\sim 4\) أيام فوق الانحلال في الحالة الناعمة، وتكون أكثر وضوحاً في النطاق K. في الحالة الناعمة، لا يُتوقع وجود انبعاث نفاثة، وبالفعل يكون مؤشر الطيف نموذجي للقرص الخارجي (\(\alpha \sim 1\)). لاحقاً، يكون التوهج في انخفاض الحالة الصلبة \(\sim 2\) مقدار و\(\sim 3\) مقدار فوق استقراء الانحلال الأسي في النطاقين J وK على التوالي. قرب نهاية الانفجار، يتلاشى التدفق تحت الأحمر إلى مستوى قريب من استقراء الحالة الناعمة. بافتراض استمرار انبعاث القرص في الانحلال وفق ملاءمة الحالة الناعمة (وهو متوقع في انفجارات ذات صعود سريع وانحلال أسي كهذا)، نقيس تدفق الانبعاث الزائد بطرح استقراء الملاءمة في كل نطاق. لا يمكننا استبعاد احتمال انحراف انحلال القرص عن هذا الانحلال الأسي، لكن البيانات في نهاية الانفجار قريبة من الاستقراء، مما يدعم هذا الافتراض. لا نعرض البيانات بعد MJD \(\sim 52500\) لأن التدفق تحت الأحمر المرصود يقترب من التدفق المتوقع للقرص ويقترب أيضاً من مستوى السكون، لذا تصبح طريقة قياس مكون النفاثة بهذه الطريقة غير موثوقة مع أخطاء كبيرة بعد هذا التاريخ. تبدو ملاءمات الانحلال الأسي في الشكل 1 مختلفة قليلاً عن تلك في الشكل 2 من ، لكن في ذلك الشكل عُرضت المقادير الظاهرة (J، K) بينما هنا نعرض المقادير بعد إزالة التوهين وطرح النجم المرافق (J_o، K_o) في الشكل 1. ونظراً لأن سعة الانبعاث الزائد تحت الأحمر كبيرة جداً خلال الانخفاض، فإن مساهمة القرص صغيرة بما يكفي بحيث أن الانحرافات عن هذا الاستقراء سيكون لها تأثيرات صغيرة على تقديرات مؤشر طيف النفاثة، باستثناء ربما في الأوقات المتأخرة عندما يتلاشى تدفق النفاثة قرب استقراء القرص (MJD \(\sim\) 52500).

من تدفق الانبعاث الزائد فوق الانحلال الأسي، تم تقدير مؤشر الطيف للانبعاث الزائد، وعُرض في اللوح السفلي من الشكل 1 (دوائر سوداء متصلة). في انخفاض الحالة الصلبة كان مؤشر الطيف للانبعاث الزائد \(\alpha = -0.7 \pm 0.3\) . وهذا نموذجي لانبعاث سنكروتروني رقيق بصرياً من النفاثة المدمجة والثابتة. بعض أولى الرصدات للانبعاث الزائد لها مؤشر طيفي أكثر احمراراً؛ \(\alpha \sim -1.2\). وهذا مشابه لما شوهد في المنظومة XTE J1550–564 – حيث زاد مؤشر الطيف من \(\alpha \sim -1.5\) إلى \(\alpha \sim -0.6\) خلال 20 يوماً، وقد يكون ذلك نتيجة زيادة تدريجية في طاقات الجسيمات في التدفق . في 4U 1543–47 نرى تغيراً أسرع بكثير في مؤشر الطيف، حيث يصل إلى \(\alpha \sim -0.7\) خلال 1–3 أيام.

في بداية الانفجار، لا يُلاحظ انبعاث زائد كبير، مما يشير إلى مساهمة نفاثة مهملة على الأرجح. ومع ذلك، نلاحظ أن أول بيانات النطاق K في منحنى الضوء كانت بعد التلين السريع للأشعة السينية الذي رُصد بواسطة RXTE ASM. لذا قد يكون الانبعاث الزائد تحت الأحمر خلال صعود الحالة الصلبة قد فاتنا. ومع ذلك، فإن التوهج تحت الأحمر لمدة \(\sim 4\) أيام حول MJD 52460 أكثر وضوحاً بكثير. خمسة نقاط بيانات في النطاق K وثلاثة في J تقع بوضوح فوق الانحلال الأسي. بطرح انحلال القرص نقيس (الشكل 1، اللوح السفلي) مؤشر الطيف لتوهج تحت الأحمر من هذه البيانات ليكون \(\alpha = -0.68 \pm 0.23\). وهذا أيضاً نموذجي لانبعاث سنكروتروني رقيق بصرياً، ويشير بقوة إلى عودة قصيرة للنفاثة المدمجة في الحالة المتوسطة-الناعمة. إن استقراء طيف سنكروترون رقيق بصرياً بقيمة 2 ملي-يانسكي في تحت الأحمر إلى الترددات الراديوية يتجاوز بكثير الحد الأعلى للراديو المرصود، مما يعني أن نقطة الانكسار الطيفي للنفاثة يجب أن تقع في نطاق المليمتر إلى تحت الأحمر من الطيف.

المناقشة

أصل التوهج تحت الأحمر في الحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS)

يوفر كل من مؤشر الطيف وشكل منحنى الضوء لتوهج تحت الأحمر أدلة على أصله. كما أوضحنا أعلاه، وبما أن مؤشره الطيفي \(\alpha = -0.68 \pm 0.23\)، فمن المرجح أنه ناتج عن انبعاث سنكروتروني رقيق بصرياً. يمكن أن ينتج تدفق ساخن قريب من الثقب الأسود انبعاثاً سنكروترونياً في النطاق البصري/تحت الأحمر ، لكن طيف هذا المكون يُتوقع أن يكون مسطحاً (\(\alpha \sim 0\)) في النطاق البصري، ويصبح أضعف في تحت الأحمر (\(\alpha \gg 0\)). أما الجزء الرقيق بصرياً من طيف السنكروترون للتدفق الساخن (\(\alpha < 0\)) فيُتوقع عند الأطوال الموجية فوق البنفسجية. لذا يمكننا استبعاد هذا المكون كأصل لتوهج تحت الأحمر في الحالة المتوسطة-الناعمة، وكذلك الانبعاث الزائد تحت الأحمر خلال انخفاض الحالة الصلبة لنفس السبب. ونظراً لأن التوهين الغباري نحو 4U 1543–47 منخفض ومحدد جيداً، فإن عدم اليقين في مؤشر الطيف تحت الأحمر بسبب التوهين مهمل، ولا يمكن أن يؤثر على تقديراتنا لمؤشر الطيف لهذا المصدر.

تدعم عدة أدلة أن أصل التوهج تحت الأحمر هو النفاثة المركزية المدمجة، وليس القذف المنفصل أو التصادمات في النفاثة بعيداً عن القاعدة. عند الترددات الراديوية، عادةً ما يرتفع وميض سنكروتروني رقيق بصرياً بسرعة، ويبلغ ذروته عند عدة ملي-يانسكي، ثم يتلاشى خلال ساعات إلى أيام أو أسابيع. وهذا يشبه إلى حد ما التوهج تحت الأحمر هنا – نفس ذروة التدفق وزمن التوهج. ومع ذلك، يجب أن تكون الومضات الراديوية الرقيقة بصرياً أضعف بكثير في تحت الأحمر، بفارق \(\sim 3\)–4 مراتب في التدفق لمؤشر \(\alpha = -0.7\). وبالتالي، فإن وميض راديوي يبلغ ذروته عند 20 ملي-يانسكي (مثلاً، الأشد سطوعاً في 4U 1543–47؛ الشكل [lc1]) سيكون \(\sim 5 \mu\)يانسكي في النطاق K تحت الأحمر. لذا ليس من المستغرب أنه حتى الآن لم يُبلغ عن ومضات راديوية رقيقة بصرياً لها نظير تحت أحمر. الاستثناءات الوحيدة هي الومضات البصرية/تحت الحمراء والراديوية في GRS 1915+105 وV404 Cyg ، لكن هذه تظهر تأخيراً بين النطاقات (أي ليست من طيف قانون قوة واحد) وتحدث في أزمنة من دقائق إلى ساعات، ولها تدفقات متشابهة في تحت الأحمر والراديو.

بالمقارنة مع XTE J1550–564، لم تُرصد القذف السيني والراديوي المحلول على مقاييس قوسية/دقائق قوسية في ذلك المصدر في تحت الأحمر، وبالاستيفاء بين الراديو والأشعة السينية، أظهر أن التدفق تحت الأحمر سيكون أضعف من أن يُرصد بواسطة تلسكوب VLT، أي أضعف بعدة مراتب من توهج تحت الأحمر الساطع لدينا في 4U 1543–47. كانت الأطياف من الراديو إلى الأشعة السينية للنفاثة الممتدة المحلولة في XTE J1550–564 متوافقة مع قانون قوة واحد، باستثناء بعض التواريخ حيث فُضل قانون قوة مكسور، مع نقطة انكسار عند \(10^{15}\) هرتز، أي تردد أعلى قليلاً من تحت الأحمر. بالإضافة إلى ذلك، إذا كان التوهج تحت الأحمر المرصود ناتجاً عن صدمات في النفاثة بعيداً عن القاعدة أو تفاعلات مع الوسط البين نجمي، نتوقع أن يمتد الطيف الرقيق بصرياً إلى الترددات الراديوية. في هذه الحالة نتوقع أن يبلغ التوهج (2 ملي-يانسكي في النطاق K تحت الأحمر) ذروته عند \(\sim 8\) جيانكي عند 1 غيغاهرتز (مع \(\alpha = -0.7\)). وهذا مستبعد بوضوح من الرصدات الراديوية، مع حد أعلى < 3 ملي-يانسكي وقت التوهج تحت الأحمر. باختصار، التوهج تحت الأحمر وطيفه السنكروتروني المستنتج أكثر سطوعاً بكثير من أي قذف ممتد محلول شوهد سابقاً من مصادر أخرى.

يشير الجمع بين مؤشر الطيف تحت الأحمر وحد الراديو الأعلى إلى قانون قوة مكسور لطيف السنكروترون، أي نفاثة مدمجة. في سيناريو النفاثة المدمجة، يُنتج الانبعاث تحت الأحمر – إذا كان رقيقاً بصرياً – بواسطة الجسيمات المسرعة في التدفق الموجه الأقرب إلى قاعدة النفاثة، على مسافات \(10^2\)–10^4 نصف قطر جاذبي (r_{\rm g} = G M / c^2) من الثقب الأسود . وقد تم تأكيد هذا المقياس من أزمنة التغير السريع والتوافقات المتبادلة بين تحت الأحمر والأشعة السينية، ويقابل \(\sim 0.1\) ثانية ضوئية . ونظراً لأن حجم منطقة الانبعاث تحت الأحمر من رتبة 0.1 ثانية ضوئية، واستمر التوهج عدة أيام، فلا يمكن أن يكون ناتجاً عن قذف بلازمي منفرد، إذ سيستمر < 1 ثانية في ترددات تحت الأحمر. بالإضافة إلى ذلك، يتزامن التوهج تحت الأحمر مع التصلب السيني وQPO عند 6 هرتز الذي يُعتقد أنه مرتبط بـ "خط النفاثة"، لذا من المعقول أن النفاثة المدمجة اشتغلت عندما عبر المصدر خط النفاثة من الحالة الناعمة إلى الحالة المتوسطة-الناعمة.

أعلاه، وجدنا أن البيانات تشير إلى أن نقطة انكسار طيف النفاثة يجب أن تقع في نطاق المليمتر إلى تحت الأحمر خلال التوهج تحت الأحمر. خلال الحالة المتوسطة-الناعمة، كان مؤشر الفوتون السيني \(\Gamma = 2.5 \pm 0.2\) . من العلاقة بين مؤشر الفوتون وتردد انكسار النفاثة ، يقابل ذلك نقطة انكسار بين \(10^{9.4}\) و\(10^{11.0}\) هرتز، أي في نطاق المليمتر. من الممكن أيضاً أن هذا التوهج القصير للنفاثة المدمجة لا يتبع علاقة مؤشر الفوتون – نقطة انكسار النفاثة لسبب غير معروف.

ارتباط النفاثة المدمجة بالحالة المتوسطة-الناعمة (SIMS) وتذبذب النوع B

يرتبط تذبذب النوع C الأكثر شيوعاً (غير المرصود في SIMS) بظاهرة بريسيون لينس-ثيرينغ في التدفق الداخلي ، وهي عملية يمكن أن تغير اتجاه النفاثة بسرعة إذا أُطلقت من تدفق يدور .

تم اقتراح ارتباط محتمل بين تذبذب النوع B السيني وما يسمى بخط النفاثة كما حُدد في الرصدات الراديوية من قبل عدة باحثين ، رغم أن FHB09 أظهر أن هذا الارتباط ليس مباشراً. العقبة الرئيسية في دراسة هذا الارتباط هي ندرة البيانات الراديوية، وبشكل جوهري أكثر التأخير الزمني بين أي انتقال أو حدث في التدفق الداخل والسلوك المرتبط المحتمل للانبعاث الراديوي القادم من مناطق بعيدة على النفاثة. يتيح لنا التوهج تحت الأحمر تحديد موقع خط النفاثة بدقة بين الحالة المتوسطة-الناعمة والحالة الناعمة؛ وهو أمر لم يكن متاحاً من الرصدات الراديوية لأن القذف المنفصل الذي يشع عند الترددات الراديوية قد أُطلق قبل عدة أيام وتوهج بسبب صدمات داخلية أو تصادمات مع الغاز البين نجمي.

في حالات قليلة فقط أمكن تحديد زمن القذف المنفصل بدقة، من خلال تتبع حركة الكتل الراديوية المحلولة أو من خلال نمذجة الومضات متعددة الترددات . يبدو أن زمن القذف يتوافق مع قبل ظهور تذبذب النوع B، مما يشير إلى أن ما يحفز القذف المنفصل ربما يكون انخفاض التغيرات الجذرية أكثر من ميزة محددة في طيف القدرة السيني.

في الوقت نفسه، هناك أدلة متزايدة على أن تذبذب النوع B ينشأ في بنية شبيهة بالنفاثة، كما اقترح عدة باحثين بناءً على أدلة مستقلة . يدعم الارتباط الواضح الذي نبلغ عنه هنا بين النفاثة المدمجة وتذبذب النوع B هذا التفسير بقوة، مع فتح أسئلة جديدة في الوقت ذاته. أول هذه الأسئلة هو ما إذا كانت هذه النتيجة تمثل جميع المصادر أم لا. هذه واحدة من أفضل التغطيات تحت الحمراء للانتقال الطيفي من الصلب إلى الناعم في انفجار ثقب أسود، وخاصة السلوك غير المعتاد لعبور خط النفاثة إلى الحالة المتوسطة-الناعمة من الحالة الناعمة (أي تصلب مؤقت). ستسمح المراقبة الكثيفة تحت الحمراء لهذه المرحلة في انفجارات أخرى بالإجابة على هذا السؤال.

بافتراض أن نتائجنا ونتائج ، و تمثل جميع المصادر، فإن التسلسل الزمني هو كما يلي: (1) يُرصد تدفق النفاثة المدمجة الثابتة تحت الأحمر وهو يُكبح بسرعة عند الانتقال من الحالة الصلبة إلى HIMS، ويختفي في النهاية خلال HIMS؛ (2) في نهاية HIMS عندما تنخفض التغيرات الجذرية، أو خلال SIMS أو الانتقال من SIMS إلى الناعم، يحدث القذف المنفصل ويسبب الومضات الراديوية المرصودة (المتأخرة)؛ (3) تُكبح النفاثة المدمجة في الحالة الناعمة، لكنها قد تكون موجودة في SIMS. في 4U 1543–47، تظهر النفاثة المدمجة عند حدوث انتقال عكسي إلى SIMS من الحالة الناعمة. يبقى سؤال مفتوح حول العلاقة بين القذف المنفصل والنفاثة المدمجة المرصودة بعد ذلك. للإجابة على هذا السؤال سنحتاج إلى مزيد من البيانات، خاصة مراقبة متعددة الأطوال الموجية في الأشعة السينية وتحت الحمراء والراديو، لتتبع جميع المكونات (أي التغيرات السينية، الانبعاث تحت الأحمر من النفاثة المدمجة، والانبعاث الراديوي من القذف المنفصل) ودراسة تفاصيل ارتباطها الزمني.

من الممكن أن سبب عدم رصد توهج تحت أحمر في أنظمة BHXB الأخرى في هذه المرحلة من الانفجار هو أن معظم هذه الأنظمة لا تنتقل من الحالة الناعمة إلى الحالة المتوسطة-الناعمة عند لمعان عالٍ . معظمها ينتقل في الاتجاه المعاكس – من SIMS إلى الناعم – وتُكبح النفاثة. تدعم نتائجنا بوضوح الارتباط بين SIMS وتفعيل النفاثة. ومع ذلك، من غير الواضح لماذا لا يُرصد نفاثة تحت الحمراء في SIMS في الانتقال المعاكس (من HIMS إلى SIMS إلى الناعم). ربما يمنع القذف المنفصل، الذي يُطلق قبل هذا SIMS، النفاثة المدمجة من العودة أو الإشعاع في نطاق تحت الأحمر خلال هذا الانتقال.

عند لمعان أقل، تنتقل أنظمة BHXB من الحالة الناعمة إلى SIMS في طريقها إلى الحالة الصلبة خلال انخفاض الانفجار. لم يُبلغ عن ومضات تحت حمراء خلال هذه المرحلة من الانتقال من الناعم إلى SIMS. تم الإبلاغ عن تذبذبات من النوع B في SIMS في طريق العودة إلى الحالة الصلبة، لكن فقط في GX 339–4 ، وليس في مصادر أخرى . عموماً، يرتفع تدفق النفاثة المدمجة تحت الأحمر بعد الراديو، مع تطور الطيف خلال الانتقال إلى الحالة الصلبة . ستساعد المزيد من الرصدات لهذا الانتقال في اختبار ذلك، إذا كان هناك تذبذب QPO خلال هذا الانتقال، وإذا حدث توهج تحت أحمر قبل أن تبنى النفاثة المدمجة خلال HIMS وانخفاض الحالة الصلبة.

مساهمة النفاثة في لمعان الأشعة السينية

من خلال فصل مساهمات القرص والنفاثة في تحت الأحمر وقياس مؤشر طيف قانون القوة في النطاق القريب، يمكننا استقراء هذا الطيف السنكروتروني إلى طاقات أعلى لتقييم ما إذا كان يمكن أن يساهم في تدفق الأشعة السينية. في XTE J1550–564، وُجد أن استقراء قانون القوة تحت الأحمر وقانون القوة السيني متوافقان مع أصل واحد، وكانا مرتبطين خطياً، مما يشير إلى أن الأشعة السينية ناتجة عن انبعاث سنكروتروني رقيق بصرياً في النفاثة. ومع ذلك، عند لمعان أعلى في الحالة الصلبة (> 2 \times 10^{-3} L_{\rm Edd}) كان قانون القوة تحت الأحمر أقل من تدفق الأشعة السينية، ويرجح أن التكميم الحراري من التدفق الداخلي هو المسؤول عن قانون القوة الصلب. في XTE J1752–223، قد يكون توهج سيني متأخر له نفس الأصل كتوهج سنكروتروني في النطاق البصري . كما لوحظ أيضاً وجود تليين سيني خلال انخفاضات الانفجار في بعض المصادر، في وقت يصبح فيه النفاثة تحت الحمراء ساطعة، وقد يكون هذا التليين السيني ناتجاً عن انبعاث سنكروتروني من النفاثة .

في الشكل [lcX] (اللوح العلوي) نعرض منحنى الضوء السيني المرصود (في ثلاثة نطاقات لتوضيح المكونات الناعمة والصلبة) للمنظومة 4U 1543–47. يظهر الانتقال إلى الحالة المتوسطة-الناعمة كتوهج سيني صلب في منحنى الضوء 6–10 keV حول MJD 52460. ويظهر الانتقال إلى الحالة الصلبة كتوهج سيني صلب يبدأ في MJD \(\sim 52473\). اكتمل الانتقال من HIMS إلى الحالة الصلبة بحلول MJD 52483 عند لمعان 1.42 \pm 0.19 بالمئة من لمعان إدينغتون . خلال الانتقال، تزداد التغيرات الجذرية (الشكل [lc1]) وتنخفض الترددات الذروية في طيف القدرة .

بافتراض أن طيف النفاثة السنكروتروني الرقيق بصرياً يمتد من تحت الأحمر إلى طاقات الأشعة السينية بمؤشر طيفي \(\alpha = -0.7\) (قيمة متوسطة، انظر الشكل 1، اللوح السفلي) أو \(\alpha = -0.83\) ، يمكننا تقدير منحنى الضوء السيني لهذا المكون. النتيجة بافتراض \(\alpha = -0.7\) موضحة كألماس أزرق ممتلئ في الشكل [lcX] (اللوح العلوي). خلال توهج النفاثة تحت الأحمر في الحالة المتوسطة-الناعمة، يقلل استقراء هذا الطيف السنكروتروني من التدفق السيني المرصود بأكثر من مرتبتين (في حالة \(\alpha = -0.83\) سيكون تدفق النفاثة أضعف). لذا لا يمكن للنفاثة إنتاج التوهج السيني الصلب القصير خلال الحالة المتوسطة-الناعمة. خلال انخفاض الانفجار، يرتفع تدفق النفاثة من MJD 52483 إلى 52487. يقلل منحنى الضوء للنفاثة من التدفق السيني وله شكل منحنى ضوء مختلف، باستثناء بضعة أيام حول MJD 52490–52493. في هذه الأيام القليلة، من الممكن أن يساهم السنكروترون النفاث بشكل كبير في الانبعاث السيني، وقد يهيمن على التدفق السيني إذا كان \(\alpha = -0.7\) للنفاثة.

في اللوح السفلي من الشكل [lcX]، نحقق في هذه الفترة من منحنى الضوء بشكل أكبر ونُظهر منحنى الضوء السيني للنفاثة إذا كان \(\alpha = -0.7\) (ألماس أزرق ممتلئ) أو \(\alpha = -0.83\) (مربعات حمراء مفتوحة). يُعرض التدفق المرصود (دوائر سوداء ممتلئة) أيضاً، ويُرسم التدفق غير النفاث لكلا الحالتين (نجوم زرقاء لـ \(\alpha = -0.7\)، وصلبان حمراء لـ \(\alpha = -0.83\)). من الواضح أنه إذا كان للنفاثة طيف \(\alpha = -0.7\) من تحت الأحمر إلى الأشعة السينية، فستهيمن النفاثة على التدفق السيني، لكن لكي يحدث ذلك يجب أن يتلاشى التدفق غير النفاث (على الأرجح التدفق المكمم من التدفق الداخلي) بشكل كبير ثم يتعافى خلال أسبوع تقريباً، لشرح منحنى الضوء السيني. هذا غير مرجح، إذ نتوقع أن يتلاشى هذا المكون بشكل رتيب، ولا نرى سبباً لتلاشي ثم زيادة مكون التكميم فقط عندما تهيمن النفاثة على التدفق السيني. ومع ذلك، إذا كان \(\alpha = -0.83\)، يكون تدفق النفاثة أضعف بـ \(\sim 3\) مرات من حالة \(\alpha = -0.7\)، ويظهر التدفق غير النفاث انحلالاً سلساً، كما هو متوقع. لذا يمكننا الاستنتاج أنه من غير المرجح أن تهيمن النفاثة على التدفق السيني، لكنها قد تساهم بجزء مهم (\(\lesssim 30\) بالمئة) من الانبعاث في هذا الوقت.

في الشكل 2 يُعرض منحنى الضوء لمساهمة النفاثة المحتملة (كنسبة من التدفق السيني) (دوائر سوداء) لحالة \(\alpha = -0.83\). تبلغ مساهمة النفاثة المحتملة ذروتها عند \(\sim 30\) بالمئة لمدة \(\sim 5\) أيام (لحالة \(\alpha = -0.7\) ستبلغ الذروة في نفس الفترة لكن عند \(\sim 90\)–100 بالمئة). يُعرض أيضاً التغير الجذري السيني (مربعات برتقالية) ومؤشر قانون القوة السيني (\(\times 10\)؛ مثلثات زرقاء). في هذا الوقت، كان مؤشر قانون القوة السيني \(\Gamma = 1.8\)–2.1، ويزداد قليلاً. كان \(\Gamma = 1.8\) في MJD 52489، عندما يمكن أن تهيمن النفاثة. هذا قريب من مؤشر قانون القوة المفترض من تحت الأحمر إلى الأشعة السينية، \(\Gamma = 1.7\) (إذا كان \(\alpha = -0.7\)) لذا في هذا الوقت كان قانون القوة السيني متوافقاً مع استقراء قانون القوة من تحت الأحمر إلى الأشعة السينية. ومع ذلك، كما ذكرنا أعلاه، يتطلب ذلك تلاشي ثم تعافي قانون القوة غير النفاث في نفس الوقت، وهو أمر غير محتمل. خلال الأيام التالية زاد مؤشر قانون القوة إلى \(\Gamma = 2.1\) (\(\alpha = -1.1\)). قد يكون ذلك بسبب أن مكون النفاثة أكثر انحداراً (\(\alpha = -0.83\)؛ \(\Gamma = 1.83\) أو أن نقطة الانقطاع/التبريد في طيف النفاثة قد تكون في أو قريبة من نطاق الأشعة السينية)، أو قد يكون التليين جزئياً بسبب مساهمة من الحافة المجرية في هذه المرحلة المتأخرة، خاصة عندما يكون المصدر خافتاً .

يُظهر التغير الجذري انخفاضاً طفيفاً من فوق 30 بالمئة إلى \(\sim 20\) بالمئة حول MJD 52488–52491 ثم يرتفع قليلاً (رغم أن الأخطاء كبيرة). لذا من الممكن أن يكون الانخفاض في التغير الجذري مرتبطاً بانبعاث سنكروتروني من النفاثة يساهم في الانبعاث السيني، رغم أن الانخفاض تدريجي مقارنة بالارتفاع السريع لمساهمة النفاثة المحتملة في قانون القوة السيني. قد يكون هناك تأخير بسبب تطور طيف النفاثة؛ إذ ستزداد نقطة الانكسار الطيفي الرقيق/السميك في التردد خلال الانتقال، وقد وُجد أن طيف القدرة تحت الأحمر في GX 339–4 يتطور ببطء خلال انخفاض الانفجار، بينما يتطور طيف القدرة السيني أسرع . بدلاً من ذلك، قد يكون الانخفاض الطفيف في التغير الجذري في هذا الوقت مصادفة. في نطاق البصري/تحت الأحمر، يُتوقع أن يكون التغير الجذري لانبعاث النفاثة الرقيق بصرياً \(\sim 10\)–20 بالمئة لذا يتوافق ذلك مع الانخفاض من \(\sim 30\) بالمئة إلى \(\sim 20\) بالمئة. ستكون هناك حاجة إلى قياسات أدق للتغير الجذري، وتطور أطياف القدرة الملائمة جيداً، لتأكيد أي ارتباط للنفاثة بانخفاض أو ارتفاع التغير الجذري في انفجارات مستقبلية.

في XTE J1550–564، لوحظ زيادة في مؤشر قانون القوة السيني عندما بدأت النفاثة تهيمن على الأشعة السينية، كما هنا، لكن لم تتوفر معلومات عن التوقيت السيني (التغير الجذري) لذلك المصدر . في XTE J1752–223، عندما قد تكون النفاثة أنتجت توهجاً سيني متأخراً، لم يكن هناك تغير كبير في مؤشر قانون القوة (\(\Gamma = 1.5\)) أو التغير الجذري (\(\sim 26\) بالمئة) قبل وأثناء التوهج . هنا، في 4U 1543–47 هناك انخفاض طفيف في التغير الجذري وزيادة سلسة في مؤشر قانون القوة. باختصار، لا يمكن استخلاص استنتاجات قوية حول مساهمة النفاثة في التدفق السيني، رغم أنه من المرجح أن تكون \(\lesssim 30\) بالمئة في جميع الأوقات، وقد تصل إلى هذه القيمة حول MJD \(\sim 52490\). إذا كانت نقطة التبريد تقع عند ترددات أقل في فوق البنفسجي، ستكون مساهمة النفاثة في التدفق السيني مهملة.

الشكر والتقدير

نشكر روبرت دن لتوفيره تحليل بيانات RXTE من ولمناقشاته. كما نشكر روب فيندر وتوماسو بيلوني على تعليقاتهم على نسخة مبكرة من هذه النتيجة، والمراجع على تقريره البنّاء الذي ساعد في تحسين هذا العمل. تستند هذه النتائج إلى بيانات مأخوذة بتلسكوب YALO (الذي تديره حالياً مجموعة SMARTS)، ومهمة RXTE للأشعة السينية التابعة لناسا.