تمّ القبول: XXX. تمّ الاستلام: YYY؛ النسخة الأصلية: ZZZ
نُقدِّم بيانات راديوية عند 1.3 غيغاهرتز من تلسكوب MeerKAT، و4–8 غيغاهرتز من مصفوفة Karl G. Jansky VLA، و15.5 غيغاهرتز من مصفوفة Arcminute Microkelvin Imager Large Array (AMI-LA)، إلى جانب بيانات أشعّة سينيّة (Swift وMAXI) لانفجار عام 2019 للثنائي المرشّح لاحتواء ثقب أسود EXO 1846-031. حسبنا مخطّط الصلابة–الشِّدّة، الذي يُظهر الهسترة المميِّزة على هيئة حرف q في ثنائيات الثقوب السوداء خلال الانفجار. رُصِد EXO 1846-031 أسبوعيًّا باستخدام MeerKAT ويوميًّا تقريبًا باستخدام AMI-LA. توفِّر رصديات VLA صورًا بدقّة تقلّ عن ثانية قوسيّة واحدة في نقاط رئيسية من الانفجار، وتُظهر مكوّنات راديوية مُتحرِّكة. تتبّع منحنيات الضوء الراديوية والأشعّة السينيّة بعضها بعضًا عمومًا، حيث تظهر ذروة عند \(\sim\)MJD 58702، تليها هُدبة قصيرة قبل ذروة ثانية بين \(\sim\)MJD 58731–58739. قدّرنا الحدّ الأدنى للطاقة لهذه التوهّجات الراديوية من مبدأ التوازُن الطاقي، فحصلنا على \(E_{\rm min} \sim 4 \times 10^{41}\) و\(5 \times 10^{42}\) إرج، على التوالي. لم يُرصد تاريخ العودة إلى “السُّبات” بدقّة في الرصدات الراديوية والأشعّة السينيّة، لكنّنا نُرجِّح أنّه حدث بين MJD 58887 و58905. انطلاقًا من تدفّق الأشعّة السينيّة من Swift عند MJD 58905 وافتراض أن الانتقال من الحالة الناعمة إلى الصلبة حدث عند 0.3–3% من لمعان إدينغتون، حسبنا نطاق المسافة 2.4–7.5 كيلوفرسخ. حسبنا موضع EXO 1846-031 على مستوى الراديو–الأشعّة السينيّة في الحالة “الصلبة”، ما يُظهر أنّه على الأرجح ثقب أسود “هادئ راديويًا”، مع مسافة مُرجَّحة بنحو 4.5 كيلوفرسخ. باستخدام هذه المسافة وزاوية ميل النفاثة \(\theta = 73^\circ\)، تضع بيانات VLA حدودًا على السرعة الجوهرية للنفاثة \(\beta_{\rm int} = 0.29\)، بما يشير إلى حركة نفاثة دون سرعة الضوء.
الثنائيات السينيّة (XRBs) هي أنظمة ثنائية تحتوي على جسم مُضغَط، مثل نجم نيوتروني (NS) أو ثقب أسود (BH)، حيث تنتقل المادة من نجم مرافق غير مُنحلّ عبر قرص تراكم حول الجسم المُضغَط. تقضي معظم ثنائيات الثقوب السوداء (BHXBs) أغلب حياتها في حالة “سُبات” (quiescent)، حيث يكون معدّل التراكم منخفضًا ويصعُب رصدها بالأشعّة السينيّة لسنوات أو عقود. غالبًا ما تُكتشَف هذه الأنظمة عند دخولها في “انفجار” (outburst)، إذ يزداد تدفّقها عبر عدة نطاقات طيفية بعدة مراتب قدر مع ازدياد معدّل التراكم. عادةً، بعد أسابيع إلى أشهر، تنتقل هذه الأنظمة تدريجيًّا من الحالة “الصلبة” التي يهيمن عليها طيف قانون القوّة (\(\Gamma \sim 1.5\)) إلى الحالة “الناعمة” ، حيث يصبح الطيف السيني مهيمنًا بانبعاث قرص الجسم الأسود ويبدأ التدفق السيني في الانخفاض، مرورًا بحالات “متوسّطة” . تُعرَّف الحالات المتوسّطة بخصائصها الطيفية والزمنية السينية، وقد تكون سريعة أحيانًا ولا تدوم إلا ساعات قليلة . بعد أسابيع إلى أشهر في الحالة “الناعمة”، تعود الأنظمة إلى الحالة “الصلبة” عند 0.3–3% من لمعان إدينغتون ، قبل أن تتلاشى مجدّدًا إلى السُّبات. يظهر هذا السلوك على هيئة هسترة واضحة في “مخطط الصلابة–الشدة” (HID)، حيث يُرسَم التدفق السيني (أو اللمعان) مقابل صلابة الطيف السيني .
ترتبط الحالات السينيّة المختلفة ارتباطًا وثيقًا بخصائص الراديو في ثنائيات الثقوب السوداء . خلال الحالة “الصلبة” (وأثناء السُّبات)، تستمر نفاثة مستقرة ذات طيف مُسطَّح (\(S \propto \nu^\alpha\)، حيث \(\alpha \sim 0\)) ويمكن رصدها . عند الانتقال من الحالة “الصلبة”، تُخمَد النفاثة المستقرّة بما لا يقلّ عن مرتبتي قَدَر . ويمكن أن تنبعث نفاثات عابرة من النظام أثناء المرور عبر الحالات “المتوسّطة” ، والتي قد ترتبط بتوهّجات راديوية ساطعة كدليل على القذف . يمكن تتبّع هذه النفاثات الراديوية أثناء ابتعادها عن النظام وتفاعلها مع الوسط بين النجمي . عادةً ما تُظهر النفاثات الراديوية العابرة مؤشّرات طيفية تصبح أكثر سلبية (\(\alpha < 0\)) مع مرور الوقت مع تمدّد المكوّن وتحوله إلى حالة رقيقة بصريًّا. إذا كانت المسافة معروفة، فإن رصدات النفاثات الراديوية تُتيح حساب خصائص أساسية للنفاثة ولنظام الثقب الأسود . ولا تعاود النفاثة المستقرّة الظهور إلا عند عودة المصدر إلى الحالة “الصلبة” ثم السُّبات.
خلال الحالة “الصلبة” طيفيًّا، يرتبط سلوك الراديو والأشعّة السينيّة في ثنائيات الثقوب السوداء ارتباطًا وثيقًا وقد دُرس بعمق في العديد من المصادر باستخدام رصدات متزامنة تقريبًا ، ويُعرف هذا المستوى باسم مستوى الراديو–الأشعّة السينيّة. كان يُعتقَد 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 . تمتدّ هذه العلاقة إلى مستويات لمعان منخفضة جدًا، أي حتى السُّبات ، 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 . وفي بعض هذه الأنظمة “الهادئة راديويًا”، يُلاحظ أنّها تعود إلى الفرع “الصاخب راديويًا” عند الرجوع إلى السُّبات . السبب الكامن وراء هذا الانقسام غير معروف، لكنّه قد يعود إلى اختلافات في كفاءة الإشعاع في تدفّق التراكم ، أو تأثير زاوية المِيل ، أو اختلافات في مساهمة قرص التراكم أو تغيّرات في المجال المغناطيسي . في هذا العمل، سنشير إلى مصادر العلاقة الأصلية \(L_{\rm R} \propto L_{\rm X}^{0.6}\) بأنها “صاخبة راديويًا”، وإلى تلك 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. اكتُشف EXO 1846-031 أول مرة كمصدر أشعّة سينيّة “فائق النعومة” بواسطة القمر الصناعي EXOSAT أثناء مناورات التوجيه في 3 أبريل 1985 . وأُجريت لاحقًا رصدات مستهدفة بـ EXOSAT، بالإضافة إلى رصدات بصريّة وراديوية، نلخّص نتائجها فيما يلي: (1) أشارت الخصائص السينيّة إلى أنّ EXO 1846-031 مرشّح لاحتواء ثقب أسود ؛ (2) حقل EXO 1846-031 مُزدحِم في الأشعّة السينيّة ومُلتَبِس راديويًا بشدّة ؛ (3) هناك امتصاص كبير على خطّ الرؤية، \(N_{\rm H} \sim 3.5 \times 10^{22}\) ذرة/سم\(^{-2}\) ؛ (4) لم يُعثَر على نظير بصري حتى حدّ قدر 21.5 ؛ (5) قُدِّرت المسافة تقديرًا تقريبيًا بـ \(\sim 7\) كيلوفرسخ، عبر معايرة ذروة التدفق الأولى لرصد EXOSAT إلى لمعان \(10^{38}\) إرج/ثانية .
نظرًا لعدد المعاملات 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 تُبلّغ انفجارات مؤكَّدة جديدة حتى 31 يوليو 2019 . ففي 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 تبيّن بعد أسبوع أنّ مصدر الزيادة هو EXO 1846-031 الذي استيقظ من سُبات دام نحو 34 عامًا. بعد زيادة في تدفّقات 2–4 و4–10 keV التي رصدها MAXI/GSC، تأكّد أنّ EXO 1846-031 في الحالة “الصلبة” ويمرّ بانفجار . وأُجري رصد إضافي باستخدام أداة XRT على متن مرصد Swift، ما أدّى إلى تحسين تحديد الموقع .
تمّ بالفعل تحليل انفجار 2019 لـ EXO 1846-031، حيث أظهرت النتائج: (1) وجود تذبذبات شبه دوريّة من النوع C في بيانات NICER وInsight-HXMT ؛ (2) مخطّط صلابة–شدة مميِّز للثنائيات ذات الثقوب السوداء ؛ (3) رياح قرص مُؤيَّنة بسرعات تصل إلى \(0.06c\) في بيانات Insight-HXMT ؛ (4) جادل بأنّ EXO 1846-031 ثقب أسود ذو دوران أقصى عند ميل قرص \(\theta = 73^\circ\)، رغم أنّ هذا الميل محلّ خلاف لدى الذين يفضّلون \(\theta = 40^\circ\)؛ (5) رُصد مصدر راديوي مدمج في بداية الانفجار يدعم وجود ثقب أسود، إذ يلزم أن يكون EXO 1846-031 أقرب من 3.7 كيلوفرسخ ليكون متّسقًا مع ألمع رصدات النجوم النيوترونية . وتشير جميع الأدلة إلى أنّ الجسم المُضغَط في EXO 1846-031 هو ثقب أسود، وإنْ كان لا يمكن استبعاد نجم نيوتروني لعدم وجود قياس ديناميكي للكتلة.
عقب التقارير متعدّدة الأطوال الموجيّة عن النشاط المتجدِّد لـ EXO 1846-031، فعَّلنا رصدات باستخدام تلسكوب MeerKAT ضمن مشروع ThunderKAT2 ، بالإضافة إلى رصدات بمصفوفة AMI-LA ضمن برنامج طويل الأمد لمتابعة المصادر الراديوية المتغيّرة (PI: Fender). كما حصلنا على رصدات VLA (PIs: Miller-Jones, Neilsen) خلال فترة الانفجار. وبالتوازي مع هذه الرصدات، أطلقنا برنامج مراقبة بالأشعّة السينيّة باستخدام Swift لمتابعة الانفجار الجديد في نطاق الأشعّة السينيّة. هيكل الورقة كالتالي: في القسم 2 نصف الرصدات ومعالجة البيانات، في القسم 3 نعرض النتائج ونناقشها في القسم 4، وأخيرًا نلخّص الاستنتاجات في القسم 5.