تَمّ القَبول XXX. تَمّ الاستلام YYY؛ النُّسخة الأصليّة ZZZ
باستخدام رَصْدٍ راديوي لمدة \(16.2~\mathrm{ساعة}\) بواسطة مصفوفة أستراليا المُدمجة للتلسكوبات (ATCA) وبياناتٍ أرشيفيّة من تشاندرا، اكتشفنا أقرانًا راديوية بمستوى دلالة \(>5\sigma\) لأربعة مصادر أشعّة سينيّة معروفة وثلاثة مصادر جديدة ضمن نصف قَطْر الضّوء النِّصفي (r_\mathrm{h}) للعنقود الكرويّ المجري NGC 6397. المصدر U18، المرشّح سابقًا كنابض ميلي ثانية (MSP)، هو مصدرٌ راديوي بطيفٍ حادّ (S_\nu\propto \nu^\alpha; \(\alpha=-2.0^{+0.4}_{-0.5}\)) وبكثافة تدفّق عند 5.5 غيغاهرتز قدرها \(54.7\pm 4.3~\mu\mathrm{Jy}\). نُرجّح أن U18 نابِضُ ميلي ثانية "مُحجوب" باستمرار ببلازما الصدمة بين النجمين الناتجة عن تَصادُم رياح النابض مع رياح/نضح المرافق. إنّ عدم رَصْد النبضات الراديوية حتى الآن قد يُعزى أساسًا إلى التبعثر المُعزَّز داخل هذه الصدمة.
من ناحيةٍ أخرى، لاحظنا أنّ تدفّق 5.5 غيغاهرتز للنابض المعروف PSR J1740-5340 (U12) ينخفض بأكثر من 2.8 مرّة خلال أطوار الكسوف المُعرَّفة عند 1.4 غيغاهرتز، ما يُشير إلى أنّ التدفّق الراديوي يُمتَصّ في الصدمة بين النجمين. وبذلك نعرض آليّتَين مختلفتَين لكسوف الانبعاث الراديوي عند التردّد نفسه. وجدنا أيضًا أقرانًا راديوية لخمسة مصادر أشعّة سينيّة أخرى من تشاندرا، يُرجَّح أنّ أربعةً منها مجرّات خلفيّة. أمّا المصدر الأخير، U97، الذي يُظهر تغيّرًا قويًّا في \(\mathrm{H}\alpha\)، فهو مُبهَم؛ وقد يكون ثقبًا أسود منخفض الكتلة في حالة خُمود، أو شيئًا أكثر غرابة.
عناقيد كُرويّة: عام، عناقيد كُرويّة: NGC 6397، نجوم نيوترونيّة، نوابِض: عام، أشعّة سينيّة: ثنائيات
كشفت الرصودات بالأشعّة السينيّة أنّ العناقيد الكُرويّة المَجرّية (GCs) تحتوي على وفرةٍ زائدة من مصادر الأشعّة السينيّة، والتي يُعتقَد أنّها تنشأ من ثنائيات مُدمجة تتكوّن عبر تفاعلاتٍ قريبة في نوى العناقيد الكثيفة . إحدى فئات هذه الثنائيات هي ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة (LMXBs)، حيث تقوم النجوم النيوترونيّة (NSs) بتراكُم المادّة من نجومٍ مرافقين منخفضي الكتلة . وتُعَدّ هذه الثنائيات أسلافَ النوّابض الميلي ثانية (MSPs)، وهي نوابِض راديوية ذات فترات دورانٍ مُستقرّة جدًا في نطاق الميلي ثانية (\(P\sim1-10~\mathrm{ms}\)) وحقول مغناطيسية ضعيفة (\(B\sim10^{8-9}~\mathrm{G}\)) ، وهي أيضًا وفيرةٌ في العناقيد الكُرويّة . كما يمكن أن تتكوّن المُتغيّرات الكارثيّة (CVs)، وهي أقزام بيضاء (WDs) تتراكَم المادّة من نجومٍ منخفضة الكتلة، ديناميكيًا في العناقيد الكرويّة الكثيفة ، لكن في العديد من العناقيد يكون أصلُ معظم الـCVs بدائيًا . أمّا الثنائيات النشطة كُروموسفيريًا (ABs)، وهي ثنائيات قريبة تضمّ نجومًا متأخّرةً سريعةَ الدوران (K–M) من نوع BY Draconis أو نجومًا متطوّرة (RS CVn)، فهي تُشكّل غالبيةَ مصادر الأشعّة السينيّة الخافتة تحت \(10^{31}~\mathrm{erg~s^{-1}}\)، وغالبًا ما يكون أصلُها بدائيًا .
بفضل الحساسية المُتزايدة لـكارل جي. جانسكي في إل إيه (VLA) وATCA، تم اكتشاف مصادر راديوية خافتة في عددٍ من العناقيد الكُرويّة . هناك عدّة احتمالات لهذه المصادر.
تُنتِج ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة ذات النجم النيوتروني في الحالة المنخفضة/الصلبة أطيافًا راديوية مُسطّحة أو مُنعكسة، يُعتقَد أنّها ناجمةٌ عن نفاثات، وترتبط بلمعانها بالأشعّة السينيّة . أمّا ثنائيات الأشعّة السينيّة منخفضة الكتلة ذات الثقوب السوداء فتُنتِج نفاثات بأطياف راديوية مشابهة، ولكنها أكثر لمعانًا في الراديو عند نفس اللمعان بالأشعّة السينيّة . كثيرًا ما تُظهِر النوّابض الميلي ثانية مؤشّراتٍ طيفيّة حادّة، بمتوسّط \(\alpha= -1.4\) وانحرافٍ معياريٍّ مقداره 1 .
تُظهر الـCVs غير المغناطيسية2 أطيافًا راديوية مُسطّحة أو مُنعكسة أثناء فترات التراكم، ويُعتقَد أنّها ناشئةٌ عن انبعاث سنكروتروني من نفاثة . وقد كُشِف عن العديد من الـCVs المغناطيسية في الراديو، حيث تُظهِر بعضُها استقطابًا دائريًا دالًا على انبعاث «مايزر سيكلوتروني-إلكتروني» . وقد اقتُرح أن هذا الانبعاث يتولّد إمّا قريبًا من النجم المرافق ، أو قريبًا من القزم الأبيض . يميل اللمعان الراديوي في جميع الـCVs إلى أن يكون منخفضًا، باستثناء فتراتٍ قصيرة من التوهّجات أثناء انفجارات الأقزام النجمية (dwarf novae) . أكثر الأقزام البيضاء لمعانًا في الراديو هما النظام شديدُ المغنطة AE Aquarii، والذي يُعتقَد أنّه يطردُ معظم المادّة المُتراكِمة عبر آلية «المِرْوَحة» ، ونابض القزم الأبيض AR Sco، حيث لا يحدث تراكم للمادّة، بل يصدر انبعاثٌ غير حراري يمتدّ من الراديو حتى الأشعّة السينيّة .
تُعدّ الـABs أيضًا مصادرَ راديوية، لكنها غالبًا لا تكون كافيةً للكشف على مسافات الكيلوبارسيك إلا أثناء التوهّجات القصيرة (ساعات) . يؤدّي التفاعل المدّي في المدارات القريبة إلى تزامُن الدوران مع فترةٍ مدارية قصيرة، وبالتالي إلى نشاطٍ مغناطيسيٍّ إكليليٍّ قوي . تُعزى آلية الانبعاث عادةً إلى إشعاع «جيروسنكروتروني» لإلكترونات شبه نسبيّة تتفاعل مع الحقول المغناطيسية الفوتوسفيرية . غالبًا ما تُرصَد هذه الانبعاثات على أنّها غير حرارية، شديدةُ التغيّر، ومُستقطَبة دائريًا، بمؤشّراتٍ طيفية مُسطّحة أو سالبة (\(\alpha\lesssim 0\); ). وهناك نظامٌ غيرُ اعتياديّ: نجمٌ «دون-عملاق» في ثنائي مع نجمٍ منخفض الكتلة جدًا أو مع جرمٍ مُدمجٍ أكثر كتلة (ربّما ثقبٌ أسود) في مدار شبه وجهي؛ وهو مصدر راديوي وأشعّة سينيّة في عنقود M10 .
كثيرًا ما تكون النوّابض الميليّ ثانية في مداراتٍ قريبة مع نجوم منخفضة الكتلة (حتى \(\sim 0.02~M_\odot\)). وتنقسم هذه الأنظمة إلى فئتَين رئيسيتَين: أنظمة «الأرملة السوداء» بمرافقين من الأقزام البنيّة بكتلة \(\lesssim 0.02~M_{\odot}\)، وأنظمة «الظهر الأحمر» بمرافقين من النسق الرئيسي بكتلة نموذجية \(\sim 0.1\)-0.4~M_{\odot}. غالبًا ما يُلاحَظ الكسوفُ الراديوي ليشمل 10–25% من المدار الكامل، لكن أطوال الكسوف تختلف بين المدارات، وعند التردّدات المنخفضة يبدو أنّ بعض الأنظمة تبقى مكسوفةً على نحوٍ دائم . هناك أيضًا نوابض مثل 47 Tuc V تُظهر كسوفاتٍ غير منتظمة في جميع أطوار المدار، وأحيانًا لا تُكتشَف لعدّة مدارات، ما يُشير إلى أنّها مكسوفةٌ باستمرار . ويُعتقَد أنّ العديد من النوّابض قد تكون مُحجوبةً على الدوام خلف رياحٍ أقوى .
آليةُ تسبُّب رياح المرافق في كسوف النبضات الراديوية ليست مفهومةً تمامًا. كثيرًا ما تُظهِر النبضات الراديوية زيادةً في تشتّت القياس بالقرب من الكسوف، و/أو تُصبح أضعف بكثير . ناقش مجموعةً من الآليات الممكنة، منها الامتصاص الحر-الحر، وتمويه النبضات، والتبعثر بفعل اضطراب لانغموير، والتبعثر الراماني المُحفَّز، وامتصاص السيكلوترون. غالبًا ما يُفضَّل امتصاصُ السيكلوترون و/أو آلياتُ التبعثر، فيما تُفضِّل بعض الدراسات امتصاصَ السيكلوترون خصوصًا عند التردّدات المنخفضة (مثل 300 ميغاهرتز) . قام بتصوير PSR 1957+20 أثناء الكسوف عند 20 و90 سم باستخدام VLA، فاكتشف أنّ التدفّق غير النبضي اختفى أثناء الكسوف عند 90 سم لكنه بقي عند 20 سم، ما يُشير إلى امتصاص السيكلوترون عند التردّدات المنخفضة وتبعثرٍ عند التردّدات الأعلى . استُخدمت مصفوفة LOFAR لتصوير النوّابض أثناء الكسوف، حيث لوحِظ اختفاء التدفّق عند 149 ميغاهرتز، بما يتّسق مع سيناريوهات امتصاص السيكلوترون .
في البداية، فُسّرت ملاحظات الكسوفات الطويلة بالأشعّة السينيّة في أنظمة «الظهر الأحمر» على أنّها كسوفٌ مباشر بواسطة النجم الثانوي أو صدمةٌ بين-نجميّة تقع قريبًا من الثانوي . غير أنّ منحنيات الضوء المدارية بالأشعّة السينيّة للنوّابض الكسوفيّة كشفت عن تذبذبٍ خلال المدار، وقِمَمٍ حادّة غالبًا على جانبي الاقتران الأدنى للنجم النيوتروني . ألهم ذلك تفسيرَ الأشعّة السينيّة بأنّها ناجمةٌ عن تسريع الجُسيمات عند واجهة رياح المرافق والنابض، وتكون مُوجَّهةً في اتجاه تدفّق الجسيمات . إنّ مؤشّر الفوتون الصلب جدًا في الأشعّة السينيّة يستبعد تسريعَ الصدمة، مُشيرًا إلى إعادةِ اتصالٍ مغناطيسي في رياح النابض المُخطّطة . ما زال من غير الواضح كيف تلتفّ الصدمة بين النجمين حول النابض؛ السيناريوهات المقترَحة هي أن رياح المرافق ممغنطةٌ بشدّة (إذ يُحتمل أن يكون المرافق نشطًا مغناطيسيًا، ) فتُوازِن رياحَ النابض عبر الضغط المغناطيسي، أو أنّ رياح المرافق كثيفةٌ بما يكفي . الحالةُ الأخيرة غيرُ مستقرةٍ جاذبيًا إذا انحنت الصدمة حول النابض، ما قد يفسّر التحوّلات السريعة بين حالات التراكم وحالات النابض . نُشير إلى أنّ أشار إلى قيَمٍ للحقل المغناطيسي \(B\) عند واجهة رياح النابض والمرافق في PSR B1957+20 قد لا تدعم بسهولةٍ سيناريو امتصاص السيكلوترون وتوازن الضغط المغناطيسي.
لقد أُدرِس NGC 6397 على نطاقٍ واسع باستخدام أدواتٍ بصريّة وسينيّة وراديوية كعنقودٍ كُرويّ قريب ضعيفِ الإخماد (\(D\approx 2.3~\mathrm{kpc}\); \(E(B-V)=0.18\); ). حدّد نابضًا ميليّ ثانية كسوفيًا، PSR J1740-5340 (المعروف أيضًا باسم NGC 6397-A)، وهو من أوائل أنظمة «الظهر الأحمر» المُكتشفة في NGC 6397. استخدم \(49~\mathrm{ks}\) من رصد تشاندرا/ACIS-I لكشف \(25\) مصدرًا للأشعّة السينيّة ضمن \(2\arcmin\) من العنقود، واستَخدم تصوير تلسكوب هابل الفضائي لتحديد ثمانية CVs وأربعة ABs. حُدِّد PSR J1740-5340 كمصدر أشعّة سينيّة، واقترح أنّ المصدر U18، المشابهَ في الخصائص البصريّة والسينيّة، قد يكون نابضًا مُحجوبًا. أجرى بحثًا أعمق بكثير عن مصادر الأشعّة السينيّة في 350 ks من رصودات تشاندرا، مُكتشفًا 79 مصدرًا. استخدم تصويرًا جديدًا من هابل لرفع العدد إلى 15 CV و42 AB في NGC 6397.
في هذا العمل، نُقدّم اكتشافاتنا لأقرانٍ راديوية لكلٍّ من U12 وU18 ومصدرَين معروفَين خافتَين بالأشعّة السينيّة (U97 وU108) وثلاثة مصادر جديدة (W127 وW129 وW135). في القسم 2، نصف البيانات الرصدية والمنهجيّات ذات الصلة؛ في القسم 3، نعرض نتائج المُطابقة بين كتالوجات الأشعّة السينيّة والراديو ونُناقش كلَّ تطابق؛ في القسم 5، نُلخّص النتائج ونستخلص الاستنتاجات، وفي القسم 6، نُقدّم كتالوجًا مُحدَّثًا لمصادر الأشعّة السينيّة وتعييناتٍ أوليّة للمصادر الجديدة.
تمّت مُراقبة NGC 6397 بواسطة مصفوفة أستراليا المُدمجة للتلسكوبات (ATCA؛ الباحث الرئيسي: سترادر) كجزءٍ 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 نطاقَين راديويَّين متمركزَين عند \(5.5\) و\(9~\mathrm{GHz}\) (بعرض نطاق \(2~\mathrm{GHz}\)) في التشكيل المُمتد 6A، بإجمالي وقت رصد \(20~\mathrm{ساعة}\) ووقت تكامل فعلي على الهدف \(16.2~\mathrm{ساعة}\). تمت المعايرة والتحليل الصُّوري باستخدام برنامج miriad وcasa ، ما أتاح صورًا راديوية بمستويات ضوضاء \(4.22\) و\(4.81~\mathrm{\mu Jy}~\mathrm{beam^{-1}}\).
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 الأوّل أولًا لمواءمتها مع أحدث المعايرات باستخدام سكريبت chandra_repro في برنامج التحليل التفاعلي لرصودات تشاندرا (ciao; )4 (الإصدار 4.11؛ CALDB 4.8.2). استُخدمت ملفات الأحداث من المستوى الثاني الناتجة في التحليلات اللاحقة. اخترنا أطول رصد (ObsID 7460) كإطارٍ مرجعي، وحسبنا الإزاحات النسبيّة لجميع الرصودات الأخرى بناءً على مواقع مركزية المصدر U17، وهو الأشدّ سطوعًا في الكتالوج. استُخدمت هذه الإزاحات كمدخلات لأداة wcs_update لتحديث حلول الاتجاه لكلّ رصد. وأخيرًا، تمّ دمج جميع ملفات الأحداث المُحوَّلة باستخدام أداة merge_obs، ما أتاح ملفّ أحداثٍ موحّدًا. ثم أعدنا تجميع الملفّ الموحّد إلى رُبع بكسل ACIS (\(0.25\arcsec\)) وطبّقنا مُرشّح طاقة من \(0.5\) إلى \(7\) keV لإنشاء صورة أشعّة سينيّة.
للحصول على مواقع المصادر، شغّلنا wavdetect على صورةٍ بحجم \(400\arcsec \times 400\arcsec\) مُتمركزة على العنقود. استخدمنا مقاسات مِحاجم 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 التعرّف الخاطئ على تقلّبات الخلفيّة كمصادر5. ثم صُحِّحت مواقع wavdetect عبر تصحيحات خطّ التصويب (boresight؛ انظر القسم 2.3) قبل مُطابقتها مع كتالوجات الراديو.
بحثنا عن مصادر نقطيّة ضمن نصف قَطْر الضّوء النِّصفي (\(=2\farcm9\)) كما حدّدها ، وهو أكبر قليلًا من القيمة (\(=2\farcm33\)) المُستخدمة في . ونتيجةً لذلك، كشف تشغيل wavdetect عن \(23\) مصدرًا نقطيًّا، منها \(18\) خارج نصف القطر \(2\farcm33\) و\(5\) داخله (انظر الشكل [fig:x_ray_img]). بعض هذه المصادر الجديدة يتوافق موقعيًا مع مصادرِنا الراديوية (انظر القسم 3)؛ علاوةً على ذلك، تؤدّي المواقع المُستمدّة من علم الفلك الأدق باستخدام Gaia DR2 إلى إزاحاتٍ دون القوسيّة (انظر القسم 2.3). لذا نُبلّغ عن كتالوجٍ مُوسّع للأشعّة السينيّة مع إحداثيّاتٍ مُحدَّثة تشمل المصادر القديمة والجديدة (انظر القسم 6). لتمييز المصادر الجديدة عن القديمة، سمّيناها بـ "W" + رقمٍ تسلسلي يبدأ من 124، وجميعها مُلخّصة في الجدول [tab:x_ray_catalog]. لكلّ مصدر أشعّة سينيّة جديد، شغّلنا سكريبت ciao srcflux لحساب عدد الفوتونات في النطاقَين: الناعم (\(0.5\)–\(1.5~\mathrm{keV}\)) والقاسي (\(1.5\)–\(6~\mathrm{keV}\))، وبناءً على العدد الكُلّي، حسبنا أنصاف أقطار الخطأ بنسبة 95% (\(P_\mathrm{err}\)) باستخدام معادلةٍ تجريبية من .
للمصادر ذات الأقران الراديوية، استخرجنا أيضًا أطياف الأشعّة السينيّة باستخدام سكريبت ciao specextract وأجرينا التحليل باستخدام برنامج heasoft/xspec (الإصدار 12.10.1؛ )6. جمعنا أطياف ACIS-S لكلّ مصدر باستخدام أداة heasoft/ftools addspec لتعظيم عدد الفوتونات، ثم أعدنا تجميع الأطياف الساطعة (\(\gtrsim 700\) فوتون بين \(0.5\) و\(6~\mathrm{keV}\)) (U12, U18, U24) إلى 20 فوتونًا على الأقل لكلّ حزمة طاقة، والأطياف الخافتة (U97, U108, W25, W129, W135) إلى فوتونٍ واحدٍ على الأقل لكلّ حزمة. نُمذجت الأولى باستخدام إحصاء \(\chi^2\)، والأخيرة بإحصاء C . ونظرًا لانخفاض حساسية ACIS عند الطاقات المنخفضة، استخدمنا فقط القنوات بين \(0.5\) و\(10~\mathrm{keV}\) في جميع التركيبات. نُشير إلى أنّ أطياف U12 وU18 قد تم تحليلها جيّدًا في . لذا نعتمد النماذج الأفضل توافقًا (قوانين القوّة لـ U12 وU18) ونحسب التدفّقات بين \(1\) و\(10~\mathrm{keV}\)، والتي ستُستخدم لاحقًا في القسم 3. قمنا بتركيب أطياف المصادر الخافتة على نماذج قوانين القوّة 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 التحويل من ). أمّا في حالة W129، فبِحُكم العدد الأكبر نسبيًا من الفوتونات (\(111\) بين \(0.5\) و\(10~\mathrm{keV}\))، قمنا بتركيب طيفه مع \(N_\mathrm{H}\) مُتغيّر.
للحصول على عِلم الفلك المُطلق، استخدمنا بياناتٍ من رُصودات تلسكوب هابل الفضائي/الكاميرا المتقدّمة للمسوحات (HST/ACS) في النطاق F625W (\(R_{625}\)). الصور المنفصلة على شكل صور "FLC" كانت مُعالَجة، ومُسوّاة، ومُنظَّفة من آثار كفاءة نقل الشحنة (CTE). استخدمنا مهمّتَي Tweakreg وAstrodrizzle في حزمة drizzlepac لمحاذاة ودمج الإطارات الفردية. ثُبِّتت قيمة pixfrac عند \(1.0\) وحُدِّد حجم البكسل النهائي عند \(0.025\arcsec\)، ما يضاعف الدقّة الصُّورية مرّتين.
قمنا بعد ذلك بمحاذاة الصورة المُجمّعة مع كتالوج ذي دقّة فلكية أعلى واستخدمناه كإطارٍ مرجعي. لهذا الغرض، اخترنا نجومًا ذات عدم يقينٍ فلكي منخفض (خطأ في RA وDEC \(\leq 0.05~\mathrm{mas}\)) من كتالوج Gaia الإصدار الثاني . طُبِّقت مطابقةٌ بين هذه النجوم ونجومٍ في إطار F625W لحساب الإزاحات النسبيّة المتوسّطة. وجدنا \(50\) نجمًا كهذا ضمن نصف قَطْر بحث \(1.2\arcmin\) حول العنقود، ما أدّى إلى إزاحاتٍ متوسّطة (Gaia–ACS) قدرها \(1.53\arcsec \pm 0.03\arcsec\) و\(1.28\arcsec \pm 0.01\arcsec\) في RA وDEC (أخطاء \(1\sigma\))، على التوالي. أخذنا في الاعتبار تصحيح خطّ التصويب للكتالوج بحساب الإزاحات النسبيّة (ACS–تشاندرا) بين مراكز مصادر الأشعّة السينيّة والمواقع الضوئية المُعرَّفة لثلاثةٍ من ألمع الـCVs (U17, U19, U23)، ومن ذلك حصلنا على إزاحاتٍ متوسّطة في RA وDEC مقدارُها \(-0.09\arcsec\) و\(-0.13\arcsec\)، على التوالي. طُبِّقت هذه الإزاحات على صورة تشاندرا المُجمّعة المستخدمة في مخطّطات البحث.
أدرجنا أيضًا نتائج مسح هابل فوق البنفسجي للعناقيد الكُرويّة ("HUGS"; ) في تحليلاتنا، والذي يُوفّر فوتومتريا في ثلاثة نطاقات HST/WFC3: F275W (\(\mathrm{UV_{275}}\))، F336W (\(\mathrm{U_{336}}\))، F438W (\(\mathrm{B_{438}}\))، ونطاقَين من HST/ACS: F606W (\(\mathrm{V_{606}}\))، F814W (\(\mathrm{I_{814}}\)). الأخيرة مأخوذة من مسح ACS للعناقيد الكُرويّة المَجرّية (ACS GCS؛ GO-10775، الباحث الرئيسي: سراجيديني؛ ). رسمنا ثلاثة مخطّطات قدر–لَون (CMDs) باستخدام نجومٍ ذات قياسات فوتومتريّة جيّدة في عدّة مرشّحات (انظر الشكل [fig:hugs_cmds]). تُوفّر مواقع المصادر المثيرة للاهتمام على هذه المخطّطات معلوماتٍ مفيدةً في مناقشاتنا اللاحقة (انظر القسم 3).