تم القبول XXX. تم الاستلام YYY؛ النسخة الأصلية ZZZ
باستخدام رصد راديوي لمدة \(16.2~\mathrm{ساعة}\) بواسطة مصفوفة أستراليا المدمجة للتلسكوبات (ATCA) وبيانات أرشيفية من تشاندرا، اكتشفنا نظائر راديوية >5\sigma لأربعة مصادر أشعة سينية معروفة وثلاثة مصادر جديدة ضمن نصف قطر الإضاءة النصفية (r_\mathrm{h}) للعنقود الكروي المجري NGC 6397. المرشح السابق المقترح كنباض ميلي ثانية (MSP)، U18، هو مصدر راديوي ذو طيف حاد (S_\nu\propto \nu^\alpha; \(\alpha=-2.0^{+0.4}_{-0.5}\)) بكثافة تدفق عند 5.5 غيغاهرتز تبلغ 54.7\pm 4.3~\mu\mathrm{Jy}. نرجح أن U18 هو نباض ميلي ثانية "مخفي" باستمرار بواسطة البلازما الناتجة عن تصادم رياح النباض والنجم المرافق. عدم رصد نبضات راديوية حتى الآن يرجع غالباً إلى التبعثر المعزز في هذه الرياح المصادمة. من ناحية أخرى، لاحظنا أن تدفق 5.5 غيغاهرتز للنباض المعروف PSR J1740-5340 (U12) ينخفض بأكثر من 2.8 مرة خلال فترات الكسوف عند 1.4 غيغاهرتز، مما يشير إلى أن التدفق الراديوي يُمتص في رياحه المصادمة. بالنسبة لآليتين مختلفتين للكسوف عند نفس التردد الراديوي، وجدنا أيضاً ارتباطات راديوية لخمسة مصادر أشعة سينية أخرى من تشاندرا، أربعة منها يُرجح أنها مجرات خلفية. أما المصدر الأخير، U97، الذي يُظهر تغيراً قوياً في \(\mathrm{H}\alpha\)، فهو غامض؛ فقد يكون ثقباً أسوداً منخفض الكتلة في حالة هدوء، أو شيئاً أكثر غرابة.
عناقيد كروية: عام – عناقيد كروية: NGC 6397 – نجوم: نيوترونية – نباضات: عام – أشعة سينية: ثنائيات
كشفت الرصودات بالأشعة السينية أن العناقيد الكروية المجرية (GCs) تحتوي على وفرة زائدة من مصادر الأشعة السينية، والتي يُعتقد أنها تنشأ من ثنائيات مدمجة تتكون عبر تصادمات قريبة في نوى العناقيد الكثيفة . إحدى فئات هذه الثنائيات هي ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (LMXBs)، حيث تقوم النجوم النيوترونية (NSs) بسحب المادة من نجوم مرافقين منخفضي الكتلة . وتُعد هذه الثنائيات أسلاف النباضات الميلي ثانية (MSPs)، وهي نباضات راديوية ذات فترات دوران مستقرة جداً في نطاق الميلي ثانية (\(P\sim1-10~\mathrm{ms}\)) وحقول مغناطيسية ضعيفة (\(B\sim10^{8-9}~\mathrm{G}\)) ، وهي أيضاً وفيرة في العناقيد الكروية . كما يمكن أن تتكون المتغيرات الكارثية (CVs)، وهي أقزام بيضاء (WDs) تسحب المادة من نجوم منخفضة الكتلة، ديناميكياً في العناقيد الكروية الكثيفة ، لكن في العديد من العناقيد يكون أصل معظم CVs بدائياً . أما الثنائيات النشطة كروموسفيريًا (ABs)، وهي ثنائيات قريبة تضم نجومًا متأخرة الدوران السريع (K-M) من نوع BY Draconis أو نجومًا متطورة (RS CVn)، فهي تشكل غالبية مصادر الأشعة السينية الخافتة تحت \(10^{31}~\mathrm{erg~s^{-1}}\)، وغالباً ما يكون أصلها بدائياً .
بفضل الحساسية المتزايدة لمستقبلات كارل جي. جانسكي في إل إيه (VLA) وATCA، تم اكتشاف مصادر راديوية خافتة في عدد من العناقيد الكروية . هناك عدة احتمالات لهذه المصادر.
تنتج ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ذات النجم النيوتروني في الحالة المنخفضة/الصلبة أطياف راديوية مسطحة أو مقلوبة، يُعتقد أنها ناتجة عن نفاثات، وترتبط بلمعانها بالأشعة السينية . أما ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ذات الثقوب السوداء فتنتج نفاثات بأطياف راديوية مشابهة، ولكن عند نفس اللمعان بالأشعة السينية . غالباً ما تظهر النباضات الميلي ثانية مؤشرات طيفية حادة، بمتوسط \(\alpha= -1.4\) وانحراف معياري يساوي واحد .
تُظهر المتغيرات الكارثية غير المغناطيسية2 أطياف راديوية مسطحة أو مقلوبة أثناء فترات السحب، ويُعتقد أنها ناتجة عن انبعاث سنكروتروني من نفاثة . تم اكتشاف العديد من CVs المغناطيسية في الراديو، حيث تظهر بعضها استقطاباً دائرياً يدل على انبعاث ليزر إلكترون-سيكلوترون . وقد اقتُرح أن هذا الانبعاث ينتج بالقرب من النجم المرافق ، أو بالقرب من القزم الأبيض . تميل لمعانيات الراديو لجميع CVs إلى أن تكون منخفضة، باستثناء الفترات القصيرة من التوهجات أثناء انفجارات الأقزام النجمية . أكثر الأقزام البيضاء لمعاناً في الراديو هما النظام المغناطيسي الشديد AE Aquarii، الذي يُعتقد أنه يطرد معظم المادة الساقطة عبر آلية "المروحة" ، ونباض القزم الأبيض AR Sco، حيث لا يحدث سحب للمادة، بل ينتج انبعاث غير حراري من الراديو حتى الأشعة السينية .
تُعد ABs أيضاً مصادر راديوية، لكنها غالباً لا تكون كافية للكشف على مسافات كيلوبارسيه إلا أثناء التوهجات القصيرة (ساعات) . يؤدي التفاعل المدّي في المدارات القريبة إلى تزامن الدوران مع فترة مدارية قصيرة، وبالتالي نشاط مغناطيسي إكليلي قوي . يُعزى آلية الانبعاث عادة إلى إشعاع جيروسنكروتروني لإلكترونات شبه نسبية تتفاعل مع الحقول المغناطيسية الفوتوسفيرية . غالباً ما تُرصد هذه الانبعاثات على أنها غير حرارية، متغيرة بشدة ومستقطبة دائرياً مع مؤشرات طيفية مسطحة أو سالبة (\(\alpha\lesssim 0\); ). هناك نظام غير اعتيادي، نجم تحت العملاق الفرعي3 في ثنائي مع نجم منخفض الكتلة جداً أو مع جرم مدمج أكثر كتلة (ربما ثقب أسود) في مدار شبه وجهي، وهو مصدر راديوي وأشعة سينية في عنقود M10 .
غالباً ما تكون النباضات الميلي ثانية في مدارات قريبة مع نجوم منخفضة الكتلة (حتى \(\sim 0.02~M_\odot\)). وتنقسم هذه الأنظمة إلى فئتين رئيسيتين: أنظمة "الأرملة السوداء" مع مرافقين من الأقزام البنية بكتلة \(\lesssim 0.02~M_{\odot}\)، وأنظمة "الظهر الأحمر" مع مرافقين من النسق الرئيسي بكتلة نموذجية \(\sim 0.1\)-0.4~M_{\odot}. غالباً ما يُلاحظ الكسوف الراديوي ليشمل 10-25% من المدار الكامل، لكن أطوال الكسوف تختلف بين المدارات، وعند الترددات المنخفضة يبدو أن بعض الأنظمة تكون مكسوفة بشكل دائم . هناك أيضاً نباضات مثل 47 Tuc V تظهر كسوفات غير منتظمة في جميع أطوار المدار وأحياناً لا تُكتشف لعدة مدارات، مما يشير إلى أنها مكسوفة باستمرار . ويُعتقد أن العديد من النباضات قد تكون مخفية باستمرار خلف رياح أقوى .
آلية تسبب رياح النجم المرافق في كسوف النبضات الراديوية ليست واضحة تماماً. غالباً ما تظهر النبضات الراديوية زيادة في التشتت بالقرب من الكسوف، و/أو تصبح أضعف بكثير . ناقش مجموعة من الآليات الممكنة، بما في ذلك الامتصاص الحر-الحر، وتمويه النبضات، والتبعثر بسبب اضطراب لانغموير، والتبعثر الراماني المحفز، وامتصاص السيكلوترون. غالباً ما يُفضل امتصاص السيكلوترون و/أو آليات التبعثر، بينما تُفضل بعض الدراسات امتصاص السيكلوترون خاصة عند الترددات المنخفضة (مثلاً 300 ميغاهرتز) . قام بتصوير PSR 1957+20 أثناء الكسوف عند 20 و90 سم باستخدام VLA، واكتشف أن التدفق غير النبضي اختفى أثناء الكسوف عند 90 سم لكنه بقي عند 20 سم، مما يشير إلى امتصاص السيكلوترون عند الترددات المنخفضة وتبعثر عند الترددات الأعلى . استخدم مصفوف LOFAR لتصوير النباضات أثناء الكسوف، حيث لوحظ اختفاء التدفق عند 149 ميغاهرتز، بما يتفق مع سيناريوهات امتصاص السيكلوترون .
في البداية، فُسرت ملاحظات الكسوفات الطويلة بالأشعة السينية في أنظمة الظهر الأحمر على أنها كسوف مباشر بواسطة النجم الثانوي أو صدمة بين النجمين تقع بالقرب من الثانوي . ومع ذلك، كشفت منحنيات الضوء المدارية بالأشعة السينية للنباضات الكسوفية عن تذبذب في الأشعة السينية خلال المدار، وقمم حادة غالباً على جانبي الاقتران الأدنى للنجم النيوتروني . ألهم ذلك تفسير الأشعة السينية بأنها ناتجة عن تسريع الجسيمات عند واجهة رياح النجم المرافق والنباض، وتكون موجهة في اتجاه تدفق الجسيمات . يستبعد مؤشر الفوتون الصلب جداً للأشعة السينية تسريع الصدمة، مما يشير إلى إعادة الاتصال المغناطيسي في رياح النباض المخططة . من غير الواضح كيف تلتف الصدمة بين النجمين حول النباض؛ السيناريوهات المقترحة هي أن رياح المرافق ممغنطة بشدة (حيث يُحتمل أن يكون المرافق نشطاً مغناطيسياً، ) وبالتالي توازن رياح النباض عبر الضغط المغناطيسي، أو أن رياح المرافق كثيفة بما فيه الكفاية . الحالة الأخيرة غير مستقرة جاذبياً إذا انحنت الصدمة حول النباض، مما قد يفسر التحولات السريعة بين حالات السحب وحالات النباض . نلاحظ أن أشار إلى أن الحقل المغناطيسي \(B\) عند واجهة رياح النباض والمرافق في PSR B1957+20، مما يثير الشكوك حول سيناريو امتصاص السيكلوترون وتوازن الضغط المغناطيسي.
تمت دراسة NGC 6397 بشكل مكثف باستخدام أدوات بصرية وأشعة سينية وراديوية كعنقود كروي قريب ذو إخماد نسبي (\(D\approx 2.3~\mathrm{kpc}\); \(E(B-V)=0.18\); ). حدد نباض ميلي ثانية كسوفي، PSR J1740-5340 (المعروف أيضاً باسم NGC 6397-A)، وهو ثاني نباض "ظهر أحمر" يُكتشف في NGC 6397. استخدم \(49~\mathrm{ks}\) من رصد تشاندرا/ACIS-I لكشف \(25\) مصدر أشعة سينية ضمن \(2\arcmin\) من العنقود، واستخدم تصوير تلسكوب هابل الفضائي لتحديد ثمانية CVs وأربعة ABs. حدد PSR J1740-5340 كمصدر أشعة سينية، واقترح أن المصدر U18 المشابه في الخصائص البصرية والأشعة السينية قد يكون نباضاً مخفياً. أجرى بحثاً أعمق بكثير عن مصادر الأشعة السينية في 350 ks من رصدات تشاندرا، مكتشفاً 79 مصدراً. استخدم تصويراً جديداً من هابل لرفع العدد إلى 15 CV و42 AB في NGC 6397.
في هذا العمل، نقدم اكتشافاتنا لنظائر راديوية لـ U12 وU18 ومصدرين معروفين خافتين بالأشعة السينية (U97 وU108) وثلاثة مصادر جديدة (W127 وW129 وW135). في القسم 2، نصف البيانات الرصدية والمنهجيات ذات الصلة؛ في القسم 3، نعرض نتائج المطابقة بين كتالوجات الأشعة السينية والراديو ونناقش كل تطابق؛ في القسم 5، نلخص النتائج ونستخلص الاستنتاجات، وفي القسم 6، نقدم كتالوجاً محدثاً لمصادر الأشعة السينية وتحديدات أولية للمصادر الجديدة.
تمت مراقبة NGC 6397 بواسطة مصفوفة أستراليا المدمجة للتلسكوبات (ATCA؛ الباحث الرئيسي: سترادر) كجزء من مسح MAVERIC (استكشاف مصادر الراديو في العناقيد باستخدام ATCA وVLA) (رمز المشروع: C2877؛ ). بدأ الرصد في 2013-11-09 (الأوقات الدقيقة MJD 56605.94–56606.39، و56606.96–56607.38) باستخدام نطاقين راديويين متمركزين عند 5.5 و9~\mathrm{GHz} (بعرض نطاق 2~\mathrm{GHz}) في التشكيل الممتد 6A، بإجمالي وقت رصد 20~\mathrm{ساعة} ووقت تكامل فعلي على الهدف 16.2~\mathrm{ساعة}. تمت المعايرة والتحليل الصوري باستخدام برنامج miriad وcasa ، مما أتاح صوراً راديوية بمستويات ضوضاء 4.22 و4.81~\mathrm{\mu Jy}~\mathrm{beam^{-1}}.
استخدمنا نفس مجموعة بيانات تشاندرا كما في ، بما في ذلك رصد ACIS-I من الدورة 1 (ObsID: 79؛ الباحث الرئيسي: موراي) ورصودات ACIS-S من الدورة 3 (ObsIDs: 2668, 2669؛ الباحث الرئيسي: غريندلاي) والدورة 8 (ObsIDs: 7460, 7461؛ الباحث الرئيسي: غريندلاي). تمت معالجة جميع ملفات المستوى الأول أولاً لمواءمتها مع أحدث المعايرات باستخدام سكريبت chandra_repro في برنامج التحليل التفاعلي لرصدات تشاندرا (ciao; )4 (الإصدار 4.11؛ CALDB 4.8.2). استخدمت ملفات الأحداث من المستوى الثاني الناتجة في التحليلات اللاحقة. اخترنا أطول رصد (Obs. ID 7460) كإطار مرجعي، وحسبنا الإزاحات النسبية لجميع الرصودات الأخرى بناءً على مواقع مركزية المصدر U17، وهو الأشد سطوعاً في الكتالوج. استخدمت هذه الإزاحات كمدخلات لأداة wcs_update لتحديث حلول الاتجاه لكل رصد. وأخيراً، تم دمج جميع ملفات الأحداث المنحرفة باستخدام أداة merge_obs، مما أتاح ملف أحداث موحد. ثم أعدنا تجميع الملف الموحد إلى ربع بكسل ACIS (0.25\arcsec) وطبقنا مرشح طاقة من 0.5 إلى 7 keV لإنشاء صورة أشعة سينية.
للحصول على مواقع المصادر، شغلنا wavdetect على صورة 400\arcsec \times 400\arcsec متمركزة على العنقود. استخدمنا معلمات حجم 1، 1.4، 2.0، و2.8، مع تعيين معلمة دلالة العتبة إلى 3.9\times 10^{-7}. هذه القيمة هي مقلوب عدد البكسلات في الصورة، لتقليل التعرف الخاطئ على تقلبات الخلفية كمصادر5. ثم تم تصحيح مواقع wavdetect لإزاحات البؤرة (انظر القسم 2.3) قبل مطابقتها مع كتالوجات الراديو.
بحثنا عن مصادر نقطية ضمن نصف قطر الإضاءة النصفية (=2\farcm9) كما حددها ، وهو أكبر قليلاً من القيمة (=2\farcm33) المستخدمة في . ونتيجة لذلك، كشف تشغيل wavdetect عن 23 مصدر نقطي، منها 18 خارج نصف القطر 2\farcm33 و5 داخله (انظر الشكل [fig:x_ray_img]). بعض هذه المصادر الجديدة تتوافق موقعياً مع مصادرنا الراديوية (انظر القسم 3)؛ علاوة على ذلك، تؤدي المواقع المستمدة من علم الفلك الأفضل باستخدام Gaia DR2 إلى إزاحات دون القوس الثانية (انظر القسم 2.3). لذا نبلغ عن كتالوج موسع للأشعة السينية مع إحداثيات محدثة تشمل المصادر القديمة والجديدة (انظر القسم 6). لتمييز المصادر الجديدة عن القديمة، تم تسميتها بـ"W" + رقم تسلسلي يبدأ من 124، وجميعها ملخصة في الجدول [tab:x_ray_catalog]. لكل مصدر أشعة سينية جديد، شغلنا سكريبت ciao srcflux لحساب عدد الفوتونات في النطاقين الناعم (0.5-1.5~\mathrm{keV}) والقاسي (1.5-6~\mathrm{keV})، وبناءً على العدد الكلي، حسبنا أنصاف أقطار الخطأ بنسبة 95% (P_\mathrm{err}) باستخدام معادلة تجريبية من .
للمصادر ذات النظائر الراديوية، استخرجنا أيضاً أطياف الأشعة السينية باستخدام سكريبت ciao specextract وأجرينا التحليل باستخدام برنامج heasoft/xspec (الإصدار 12.10.1؛ )6. جمعنا أطياف ACIS-S لكل مصدر باستخدام أداة heasoft/ftools addspec لتعظيم عدد الفوتونات، ثم أعدنا تجميع الأطياف الساطعة (\(\gtrsim 700\) فوتون بين 0.5 و6~\mathrm{keV}) (U12, U18, U24) إلى 20 فوتون على الأقل لكل حزمة طاقة، والأطياف الخافتة (U97, U108, W25, W129, W135) إلى فوتون واحد على الأقل لكل حزمة. تم نمذجة الأولى باستخدام إحصاء \(\chi^2\)، والأخيرة بإحصاء C . ونظراً لانخفاض حساسية ACIS عند الطاقات المنخفضة، استخدمنا فقط القنوات بين 0.5 و10~\mathrm{keV} في جميع التركيبات. نلاحظ أن أطياف U12 وU18 قد تم تحليلها جيداً في . لذا نعتمد النماذج الأفضل توافقاً (قوانين القوة لـ U12 وU18) ونحسب التدفقات بين 1 و10~\mathrm{keV}، والتي ستستخدم لاحقاً في القسم 3. قمنا بتركيب أطياف المصادر الخافتة على نماذج قوانين القوة باستخدام وفرة wilms ، مع إبقاء كثافة عمود الامتصاص (N_\mathrm{H}) ثابتة عند قيمة العنقود (\(\approx 1.57\times 10^{21}~\mathrm{cm^{-2}}\)، محسوبة باستخدام E(B-V)=0.18 من وعامل من ). بالنسبة لـ W129، حصلنا على عدد فوتونات أكبر نسبياً (111 بين 0.5 و10~\mathrm{keV})، لذا قمنا بتركيب طيفه مع N_\mathrm{H} متغير.
للحصول على علم الفلك المطلق، استخدمنا بيانات من رصدات تلسكوب هابل الفضائي/الكاميرا المتقدمة للمسوحات (HST/ACS) في النطاق F625W (R_{625}). الصور المنفصلة على شكل صور "FLC" تمت معالجتها، تسويتها، وتنظيفها من آثار كفاءة نقل الشحنة (CTE). استخدمنا مهام Tweakreg وAstrodrizzle في حزمة drizzlepac لمحاذاة ودمج الإطارات الفردية. تم تعيين pixfrac إلى 1.0 وحجم البكسل النهائي إلى 0.025\arcsec، مما يضاعف دقة الصورة مرتين.
قمنا بعد ذلك بمحاذاة الصورة المجمعة مع كتالوج ذي علم فلك أدق واستخدمناه كإطار مرجعي. لهذا الغرض، اخترنا نجومًا ذات عدم يقين فلكي منخفض (خطأ في RA وDEC \(\leq 0.05~\mathrm{mas}\)) من كتالوج Gaia الإصدار الثاني . تمت مطابقة هذه النجوم مع نجوم في إطار F625W لحساب الإزاحات النسبية المتوسطة. وجدنا 50 نجماً كهذا ضمن نصف قطر بحث 1.2\arcmin حول العنقود، مما أدى إلى إزاحات متوسطة (Gaia-ACS) قدرها 1.53\arcsec \pm 0.03\arcsec و1.28\arcsec \pm 0.01\arcsec في RA وDEC (أخطاء 1 \(\sigma\))، على التوالي. أخذنا في الاعتبار تصحيح البؤرة للكتالوج بحساب الإزاحات النسبية (ACS-تشاندرا) بين مراكز الأشعة السينية ومواقع النظائر المحددة لثلاثة من ألمع CVs (U17, U19, U23)، ومن ذلك حصلنا على إزاحات متوسطة في RA وDEC قدرها -0.09\arcsec و-0.13\arcsec، على التوالي. تم تطبيق هذه الإزاحات على صورة تشاندرا المجمعة المستخدمة في مخططات البحث.
أدرجنا أيضاً نتائج مسح هابل فوق البنفسجي للعناقيد الكروية ("HUGS"; ) في تحليلاتنا، والذي يوفر فوتومتريا في ثلاثة نطاقات HST/WFC3: F275W (\(\mathrm{UV_{275}}\))، F336W (\(\mathrm{U_{336}}\))، F438W (\(\mathrm{B_{438}}\))، ونطاقين من HST/ACS: F606W (\(\mathrm{V_{606}}\))، F814W (\(\mathrm{I_{814}}\)). الأخيرة مأخوذة من مسح ACS للعناقيد الكروية المجرية (ACS GCS؛ GO-10775، الباحث الرئيسي: سراجيديني؛ ). رسمنا ثلاثة مخططات قدر لوني (CMDs) باستخدام نجوم ذات قياسات فوتومترية جيدة في عدة مرشحات (انظر الشكل [fig:hugs_cmds]). توفر مواقع المصادر المثيرة للاهتمام على هذه المخططات معلومات مفيدة في مناقشاتنا اللاحقة (انظر القسم 3).