تم القبول: XXX. تم الاستلام: YYY؛ النسخة الأصلية: ZZZ
نقدم في هذا العمل بيانات راديوية [1.3 غيغاهرتز من تلسكوب MeerKAT، 4–8 غيغاهرتز من مصفوفة Karl G. Jansky VLA و15.5 غيغاهرتز من مصفوفة Arcminute Microkelvin Imager Large Array (AMI-LA)] وبيانات أشعة سينية (Swift وMAXI) من انفجار عام 2019 للثنائي المرشح لاحتواء ثقب أسود EXO 1846-031. قمنا بحساب مخطط الصلابة-الشدة، والذي يُظهر الهيستريسيس المميز على شكل حرف q للثنائيات ذات الثقوب السوداء خلال الانفجار. تمت مراقبة EXO 1846-031 أسبوعيًا باستخدام MeerKAT ويوميًا تقريبًا باستخدام AMI-LA. توفر رصديات VLA صورًا بدقة أقل من القوس الثانية في نقاط رئيسية من الانفجار، وتُظهر مكونات راديوية متحركة. تتبع منحنيات الضوء الراديوية والأشعة السينية بعضها البعض بشكل عام، حيث تظهر ذروة عند \(\sim\)MJD 58702، تليها انخفاض قصير قبل ذروة ثانية بين \(\sim\)MJD 58731–58739. قمنا بتقدير الحد الأدنى للطاقة لهذه التوهجات الراديوية من مبدأ التوازن، حيث حسبنا قيم \(E_{\rm min} \sim 4 \times 10^{41}\) و\(5 \times 10^{42}\) إرج، على التوالي. لم يتم رصد التاريخ الدقيق للعودة إلى "السبات" في الرصدات الراديوية والأشعة السينية، لكننا نقترح أنه حدث على الأرجح بين MJD 58887 و58905. من خلال تدفق الأشعة السينية من Swift في MJD 58905 وافتراض أن الانتقال من الحالة الناعمة إلى الصلبة حدث عند 0.3–3% من إضاءة إدينغتون، حسبنا نطاق المسافة بين 2.4–7.5 كيلو فرسخ. قمنا بحساب موضع EXO 1846-031 على مستوى الراديو:الأشعة السينية في الحالة "الصلبة"، مما يُظهر أنه على الأرجح ثقب أسود "هادئ راديويًا"، ويفضل عند 4.5 كيلو فرسخ. باستخدام هذه المسافة وزاوية ميل النفاثة \(\theta = 73^\circ\)، تضع بيانات VLA حدودًا على سرعة النفاثة الذاتية \(\beta_{\rm int} = 0.29c\)، مما يشير إلى حركة نفاثة دون سرعة الضوء.
استمرارية الراديو: مصادر متغيرة – أشعة سينية: ثنائيات – أشعة سينية: مصدر فردي: EXO 1846-031
الثنائيات الأشعة السينية (XBs) هي أنظمة ثنائية تحتوي على جسم مضغوط، مثل نجم نيوتروني (NS) أو ثقب أسود (BH)، حيث تنتقل المادة من نجم مرافق غير متحلل عبر قرص تراكم حول الجسم المضغوط. تقضي معظم ثنائيات الثقوب السوداء (BHXBs) معظم حياتها في حالة "سبات" (quiescent)، حيث يكون معدل التراكم منخفضًا ولا يمكن رصدها في الأشعة السينية لسنوات أو عقود. غالبًا ما يتم اكتشاف هذه الأنظمة عند دخولها في "انفجار" (outburst)؛ حيث يزداد تدفقها عبر عدة نطاقات طيفية بعدة مراتب مع زيادة معدل التراكم. عادة، بعد أسابيع إلى أشهر، تنتقل هذه الأنظمة تدريجيًا من الحالة "الصلبة" التي يهيمن عليها طيف قانون القوة (\(\Gamma \sim 1.5\)) إلى الحالة "الناعمة" ، حيث يصبح الطيف السيني مهيمنًا بانبعاث قرص الجسم الأسود ويبدأ التدفق السيني في الانخفاض، مرورًا بحالات "متوسطة" . تُعرّف الحالات المتوسطة بخصائصها الطيفية والزمنية السينية، وقد تكون سريعة أحيانًا وتستمر لساعات فقط . بعد أسابيع إلى أشهر في الحالة "الناعمة"، تعود الأنظمة إلى الحالة "الصلبة" عند 0.3–3% من لمعان إدينغتون ، قبل أن تتلاشى مجددًا إلى السبات. يُظهر هذا الهيستريسيس بوضوح في "مخطط الصلابة-الشدة" (HID)، حيث يُرسم التدفق السيني (أو اللمعان) مقابل صلابة الطيف السيني .
ترتبط الحالات السينية المختلفة ارتباطًا وثيقًا بخصائص الراديو في ثنائيات الثقوب السوداء . خلال الحالة "الصلبة" (وأثناء السبات)، تستمر نفاثة مستقرة ذات طيف مسطح (\(S \propto \nu^\alpha\)، حيث \(\alpha \sim 0\)) ويمكن رصدها . عند الانتقال من الحالة "الصلبة"، يتم إخماد النفاثة المستقرة بما لا يقل عن مرتبتين عشريتين . يمكن أن تنبعث نفاثات عابرة من النظام أثناء المرور عبر الحالات "المتوسطة" ، والتي قد ترتبط بتوهجات راديوية ساطعة كدليل على القذف . يمكن تتبع هذه النفاثات الراديوية أثناء ابتعادها عن النظام وتفاعلها مع الوسط بين النجمي . عادةً ما تُظهر النفاثات الراديوية العابرة مؤشرات طيفية راديوية تصبح أكثر سلبية (\(\alpha < 0\)) مع مرور الوقت مع توسع المكون وتحوله إلى حالة رقيقة بصريًا. إذا كانت المسافة معروفة، يمكن أن تتيح رصدات النفاثات الراديوية حساب خصائص أساسية للنفاثة ونظام الثقب الأسود . لا تظهر النفاثة المستقرة مجددًا إلا عند عودة المصدر إلى الحالة "الصلبة" ثم السبات.
خلال الحالة "الصلبة" للطيف السيني، يرتبط سلوك الراديو والأشعة السينية في ثنائيات الثقوب السوداء ارتباطًا وثيقًا وقد دُرس بعمق في العديد من المصادر باستخدام رصدات متزامنة تقريبًا ، ويُعرف هذا المستوى باسم مستوى الراديو:الأشعة السينية. كان يُعتقد أن جميع الأنظمة تتبع علاقة من الشكل \(L_{\rm Radio} \propto L_{\rm X-ray}^{0.6}\)، استنادًا إلى رصدات مبكرة لـ GX 339-4 . تمتد هذه العلاقة إلى مستويات لمعان منخفضة جدًا، أي حتى السبات ، وقد لوحظت في مصادر أخرى مثل V404 Cygni وXTE J1118+480 . ومع ذلك، كشفت رصدات لاحقة عن وجود مجموعة أخرى من الأنظمة أقل لمعانًا راديويًا من هذه العلاقة، تُعرف باسم "الفرع الهادئ راديويًا"، والتي تتبع \(L_{\rm R} \propto L_{\rm X}^{1.4}\)، مثل H 1743-322 . في بعض هذه الأنظمة "الهادئة راديويًا"، يُلاحظ أنها تعود إلى الفرع "الصاخب راديويًا" عند العودة إلى السبات . السبب الكامن وراء هذا الانقسام غير معروف، لكنه قد يعود إلى اختلافات في كفاءة الإشعاع في تدفق التراكم ، أو تأثير زاوية الميل ، أو اختلافات في مساهمة قرص التراكم أو تغيرات في المجال المغناطيسي . في هذا العمل، سنشير إلى مصادر العلاقة الأصلية \(L_{\rm R} \propto L_{\rm X}^{0.6}\) بأنها "صاخبة راديويًا"، وتلك التي تنحرف إلى مسار \(L_{\rm R} \propto L_{\rm X}^{1.4}\) بأنها "هادئة راديويًا".
في هذا العمل، ندرس انفجار عام 2019 للمصدر التاريخي EXO 1846-031. تم اكتشاف EXO 1846-031 لأول مرة كمصدر أشعة سينية "فائق النعومة" بواسطة القمر الصناعي EXOSAT أثناء مناورات التوجيه في 3 أبريل 1985 . أُجريت لاحقًا رصدات مستهدفة بـ EXOSAT، بالإضافة إلى رصدات بصرية وراديوية، نلخص نتائجها فيما يلي: (1) أشارت الخصائص السينية إلى أن EXO 1846-031 مرشح لاحتواء ثقب أسود ؛ (2) حقل EXO 1846-031 مزدحم في الأشعة السينية وملتبس جدًا في الراديو ؛ (3) هناك امتصاص كبير على خط الرؤية، \(N_{\rm H} \sim 3.5 \times 10^{22}\) ذرة/سم\(^{-2}\) ؛ (4) لم يُعثر على نظير بصري حتى حد قدر 21.5 ؛ (5) قُدرت المسافة بشكل تقريبي بـ \(\sim 7\) كيلو فرسخ، من خلال معايرة ذروة التدفق الأولى لرصد EXOSAT إلى لمعان \(10^{38}\) إرج/ثانية .
نظرًا لعدد المعلمات غير المعروفة الكبير في EXO 1846-031، فإن دراسة انفجارات إضافية أمر أساسي لتقييد خصائص النظام. على الرغم من تقارير عن انفجار محتمل عام 1994 ، لم يتم الإبلاغ عن انفجارات مؤكدة جديدة حتى 31 يوليو 2019 . في MJD 58687.864 (23 يوليو 2019)، اكتشف نظام التنبيه الفوري على متن القمر الصناعي MAXI/GSC زيادة في التدفق السيني من منطقة قريبة من المصدر IGR J18483-0311 ، لكن تبين بعد أسبوع أن مصدر الزيادة هو EXO 1846-031 الذي استيقظ من سبات دام حوالي 34 عامًا. بعد زيادة في تدفقات 2–4 و4–10 keV التي رصدها MAXI/GSC، تم التأكد من أن EXO 1846-031 في الحالة "الصلبة" ويمر بانفجار . أُجري رصد إضافي باستخدام أداة XRT على متن مرصد Swift، مما أدى إلى تحسين تحديد الموقع .
تم بالفعل تحليل انفجار 2019 لـ EXO 1846-031، حيث أظهرت النتائج: (1) وجود تذبذبات شبه دورية من النوع C في بيانات NICER وInsight-HXMT ؛ (2) مخطط صلابة-شدة مميز للثنائيات ذات الثقوب السوداء ؛ (3) رياح قرص مؤينة بسرعة تصل إلى \(0.06c\) في بيانات Insight-HXMT ؛ (4) جادل بأن EXO 1846-031 هو ثقب أسود ذو دوران أقصى عند ميل قرص \(\theta = 73^\circ\)، رغم أن هذا الميل محل خلاف الذين يفضلون \(\theta = 40^\circ\)؛ (5) مصدر راديوي مدمج في بداية الانفجار يدعم وجود ثقب أسود، إذ يجب أن يكون EXO 1846-031 أقرب من 3.7 كيلو فرسخ ليكون متسقًا مع ألمع رصدات النجوم النيوترونية . تشير جميع الأدلة إلى أن الجسم المضغوط في EXO 1846-031 هو ثقب أسود، رغم أنه لا يمكن استبعاد نجم نيوتروني لعدم وجود قياس ديناميكي للكتلة.
عقب التقارير متعددة الأطوال الموجية عن النشاط المتجدد لـ EXO 1846-031، قمنا بتفعيل رصدات باستخدام تلسكوب MeerKAT ضمن مشروع ThunderKAT2 ، بالإضافة إلى رصدات بمصفوفة AMI-LA ضمن برنامج طويل الأمد لمتابعة المصادر الراديوية المتغيرة (PI: Fender). كما حصلنا على رصدات VLA (PIs: Miller-Jones, Neilsen) خلال فترة الانفجار. بالتوازي مع هذه الرصدات، أطلقنا برنامج مراقبة بالأشعة السينية باستخدام Swift لمتابعة الانفجار الجديد في نطاق الأشعة السينية. هيكل الورقة كالتالي: في القسم 2 نصف الرصدات ومعالجة البيانات، في القسم 3 نعرض النتائج ونناقشها في القسم 4، وأخيرًا نلخص الاستنتاجات في القسم 5.