تاريخ الاستلام: YYY — تاريخ القبول: XXX — النسخة الأصلية: ZZZ
رُصِدت جميع المجرّات البالغ عددها 280 من عَيِّنة بالومار المكتملة إحصائياً للمجرّات القريبة (\(<120\) ميغافرسخ) ذات الميل \(\delta > 20^{\circ}\) عند تردّد 1.5 غيغاهرتز ضمن مسح LeMMINGs باستخدام مصفوفة e-MERLIN. نقدّم هنا ملاحظات أشعّة إكس من Chandra لنوى 213 من هذه المجرّات، بما في ذلك مجموعةً فرعيّة مكتملة إحصائياً مكوّنة من 113 مجرّة في نطاق الميل \(40^{\circ} < \delta < 65^{\circ}\). تشمل ملاحظاتُنا جميع الأنواع الطيفيّة البصريّة، بما في ذلك المجرّات «النَّشِطة» (مثل LINERs وسيفرت) والمجرّات «غير النَّشِطة» مثل مجرّات HII ومجرّات خطوط الامتصاص (ALG). حدّ التدفق السيني لمسحنا هو \(1.65\times10^{-14}\) إرغ ثانية\(^{-1}\) سم\(^{-2}\) (0.3–10 كيلوفولت). رصدنا انبعاثاً سينيّاً نَوَوِيّاً ضمن دائرة نصف قطرها 2 ثانية قوسيّة في 150 من أصل 213 مجرّة، بما في ذلك 13 من أصل 14 سيفرت، و68 من أصل 77 من نوع LINER، و13 من أصل 22 من نوع ALG، و56 من أصل 100 من مجرّات HII؛ غير أنّنا لا نستطيع استبعاد التلوّث من عمليات غير مرتبطة بنشاط النواة في المصادر ذات اللمعان النووي \(\lesssim 10^{39}\) إرغ ثانية\(^{-1}\). أنشأنا دالّة لمعان سيني (XLF) ووجدنا أنّ الدالّة المحليّة للمعان السيني للمجرّات، عند تضمين جميع أنواع AGN، يمكن تمثيلها بقانون قُوّي مفرد ذي ميل \(-0.54 \pm 0.06\). تكون كُسور إدينغتون لمجرّات سيفرت عادة أعلى بـ 2–4 مراتب قَدَريّة من تلك الخاصّة بـ LINERs وALGs ومجرّات HII، والتي تُرصَد غالباً عند كِسَر إدينغتون \(\lesssim 10^{-3}\). وباستخدام قياسات خط [O III] وكتل الثقوب السوداء من الأدبيّات، نُظهِر أنّ LINERs ومجرّات HII وALGs تتبع علاقاتٍ متشابهةً عند اللمعان المنخفض، ما يشير إلى أنّ بعض المجرّات «غير النَّشِطة» قد تؤوي نوى مجرّيّة نشطة ضعيفة.
في المناطق النَّوَوِيّة للمجرّات القريبة، تُستعمَل مخطّطات نِسَب خطوط الانبعاث البصريّة (المعروفة بمخطّطات BPT) للتمييز بين تشكُّل النجوم (SF) والتراكم على الثقوب السوداء فائقة الكتلة (SMBHs)، أي النوى المجرّيّة النَّشِطة (AGN) . عند أدنى مستويات اللمعان قد تكون خطوطُ الانبعاث البصريّة ضعيفةً جدّاً بحيث لا تتيح تشخيصاً موثوقاً للنشاط النَّوَوِي. وتبرز هذه المشكلة على نحوٍ خاص في النوى المجرّيّة النَّشِطة منخفضة اللمعان (LLAGN)، والتي تُعرَّف إمّا بلمعان H\(\alpha\)، LHα \(< 10^{40}\) إرغ ثانية\(^{-1}\) أو بلمعانها السيني LX-ray \(< 10^{42}\) إرغ ثانية\(^{-1}\) . وتشمل هذه التعريفات عادة النوى النَّشِطة القريبة مثل مجرّات سيفرت ومناطق انبعاث النوى منخفضة التأيّن (LINERs) ، والتي يُحتمل أن تُدفع بمحرك AGN مركزي. أمّا أصناف أخرى، مثل نوى مجرّات HII ومجرّات خطوط الامتصاص (ALGs)، فلا تُظهِر خطوطَ انبعاثٍ قويّة بما يكفي لإثبات وجود AGN بشكلٍ قاطع، لكنها قد تؤوي ثقباً أسود فائق الكتلة ضعيفاً أو خاملاً، وفي هذه الحالة قد تحتوي على نواة نشطة منخفضة اللمعان.
تكتسب دراسة LLAGN أهميّةً لعدّة أسباب. فهي تمثّل النمط الأكثر عدداً من AGN في الكون ويُعتقَد أنّ لمعانها المنخفض ناتج عن مزيجٍ من معدّلات تراكمٍ منخفضة وكفاءةٍ إشعاعيّة متدنّية لآليّات تراكمٍ غير فعّالة . وغالباً ما ترتبط LLAGN بثقوب سوداء أقلّ كتلة (\(<10^{7}~M_{\odot}\)) وتمثّل الحالة الأكثر شيوعاً للتراكم في الثقوب السوداء فائقة الكتلة . لذلك تُتيح LLAGN فرصةً مثلى لفهم الغالبيّة العظمى من مجتمع AGN، وهو أمرٌ مهمّ لنماذج تطوّر الثقوب السوداء فائقة الكتلة، وفيزياء وكفاءة التراكم عند أدنى مستويات اللمعان، وآليّات تحفيز التراكم ودوالّ اللمعان المحليّة للثقوب السوداء.
للكشف عن LLAGN في مجرّة قريبة عندما تكون خطوط الانبعاث البصريّة ضعيفة أو غائبة، ينبغي الاستعانة ببيانات متعدّدة الأطوال الموجيّة. وغالباً ما تُكتشَف AGN عند الأطوال الموجيّة السنتيمتريّة لأن الغبار في الوسط بين النجمي شبهُ شفّاف هناك، ما يسمح برؤيةٍ غير محجوبة لأنوية المجرّات القريبة. ومع ذلك، يكون اللمعانُ الراديوي لِـ LLAGN منخفضاً عادة (نحو \(10^{-4}\) من الناتج الكلّي؛ ) ويمكن أن يتلوّث بإسهام تشكُّل النجوم. لذا، نحتاج إلى حساسيّةٍ عالية ودقّةٍ زاويّة مرتفعة للتمييز بين AGN وتشكُّل النجوم. ومن ثمّ رصدنا جميع المجرّات البالغ عددها 280 فوق الميل \(\delta > +20^{\circ}\) من عَيِّنة مسح بالومار الطيفي للمجرّات الساطعة باستخدام e-MERLIN ضمن برنامج Legacy e-MERLIN Multi-band Imaging of Nearby Galaxies Survey (LeMMINGs؛ ). تُعدّ عَيِّنة بالومار الأكثر اكتمالاً إحصائياً للمجرّات القريبة. ويوفّر LeMMINGs حساسيّةً دون الميلي-يانسكي مع دقّة \(0.15''\) عند 1.5 غيغاهرتز و\(0.05''\) عند 5 غيغاهرتز (والتحليل جارٍ وسيُعرَض في أوراق لاحقة).
لا تكفي الملاحظات الراديويّة وحدها دائماً للتمييز بين AGN ومصادر أخرى، لذا تُعزَّز بملاحظات في نطاقاتٍ موجيّة مختلفة. ويُعدّ نطاق الأشعّة السينيّة ذا قيمةٍ خاصّة: إذ يُفسَّر وجود انبعاثٍ سينيٍّ مضغوط بطيف قانونٍ قُوّي حادّ (مؤشِّر الفوتونات \(\Gamma=1.3\text{–}2.1\)، حيث \(\mathrm{n(E)\,dE} \propto E^{-\Gamma}\)) عادة كدليلٍ قاطع على وجود AGN . ومع ذلك، يمكن أن يتلوّث الانبعاثُ السينيّ في مراكز المجرّات بالثنائيات السينيّة (XRBs) وبمصادر الأشعّة السينيّة فائقة اللمعان (ULXs) عند لمعانٍ أدنى من \(10^{39}\) إرغ ثانية\(^{-1}\). ولم تكن ملاحظات ROSAT السابقة تملك الدقّة الزاويّة الكافية لفصل مساهمة هذه المصادر ، ما استلزم استخدام تصويرٍ سينيٍّ بدقّةٍ دون ثانيةٍ قوسيّة لا يتوفّر إلا مع مرصد Chandra . ويتيح الجمعُ بين الدقّة الزاويّة العالية والحساسيّة المرتفعة التي يوفّرها Chandra اكتشافَ أنويةٍ باهتة عند لمعانٍ سيني \(10^{39\text{–}42}\) إرغ ثانية\(^{-1}\) .
ركّزت الدراساتُ السينيّة للنوى النَّشِطة منخفضة اللمعان القريبة على المجرّات «النَّشِطة» المعروفة مثل سيفرت وLINERs ، وعادت غالباً بنِسَب اكتشافٍ للنوى السينيّة \(\gtrsim 60\%\). غير أنّ هذه الدراسات كثيراً ما أغفلت مجرّات HII وALG التي قد تحتوي أيضاً على AGN. وقد أعطت دراساتٌ أخرى الأولويّة لِعَيِّناتٍ أكبر قد تشمل هذه المصادر «غير النَّشِطة»، لكن عدمَ تجانس تلك العينات يجعل المقارنات الإحصائيّة بين الأنواع المختلفة من المصادر صعبة: فقد استخدم مراصِد Chandra وXMM-Newton وROSAT لدراسة 187 هدفاً ضمن مسافة 15 ميغافرسخ وفق معاييره الخاصّة؛ وحلّل 383 هدفاً من أرشيف Chandra كان منحازاً نحو AGN المعروفة ومصادر خارج النواة مثل ULXs؛ وأنشأ عَيِّنة محدودة بالحجم (\(d<50\) ميغافرسخ) من Chandra ووجد نسبةَ اكتشاف 44% لجميع المجرّات — بما فيها «غير النَّشِطة» — لكنّ العَيِّنة كانت محدودة بعدد الملاحظات المتاحة في أرشيف Chandra. وتجاوزاً لهذه المشكلات، ولتجميع عَيِّنة مكتملة إحصائياً من LLAGN، أنشأنا فهرساً للانبعاث السيني النَّوَوِي في المجرّات القريبة المختارة من مسح بالومار والمشمولة ببيانات LeMMINGs، وجمعنا كلّ البيانات المتاحة في أرشيف Chandra. كما تحصّلنا على 48 ملاحظةٍ جديدة لمجرّاتٍ قريبة لاستكمال العَيِّنة ضمن نطاق ميلٍ محدَّد. ويضمّ فهرسُنا تصويراً سينيّاً بدقّةٍ دون ثانيةٍ قوسيّة ومن دون تحيّزٍ ضدّ المجرّات «غير النَّشِطة» بسبب طبيعة اختيار العَيِّنة الأم.
هيكل الورقة على النحو الآتي: في القسم 2 نصفُ الملاحظات ومعالجة البيانات؛ في القسم 3 نعرض نتائج بيانات Chandra السينيّة ونقدّم المصادر المكتشَفة؛ في القسم 4 نناقش النتائج وتبعات الانبعاث السيني في الكون القريب؛ وأخيراً، في القسم 5 نُلخِّص النتائج ونستخلص الاستنتاجات.