باستخدام بيانات عالية التواتر ومُستمِرّة في النطاقين \(g\) و\(r\) على مدى ثلاث ليالٍ، مُلتقَطة بتلسكوب كندا–فرنسا–هاواي (CFHT) بقطر 3.6 م، بغرض رصد أحداث العدسة الجاذبيّة الدقيقة قصيرة الأمد، أجرينا بحثًا منهجيًّا عن المتغيّرات، والأجسام المتحرّكة الجديدة، والكويكبات عبر مجال رؤية يقارب \(\sim1^\circ\) لمجرّة أندروميدا (M31). نُقدِّم فهرسًا يضمّ 5859 نجمًا متغيِّرًا، وهو أكبر تجميع حتى الآن لمصادر النجوم المتغيّرة قصيرة الأمد في M31. كما اكتشفنا 19 ومضة، معظمها منسوبة إلى أقزام M في مجرّة درب التبانة. بالإضافة إلى ذلك، اكتشفنا 17 مرشّحًا جديدًا للكويكبات وأبلغنا عنها مركز الكواكب الصغيرة. وأخيرًا، نُبلّغ عن مرشّح حدث عدسة جاذبيّة دقيقة C-ML-1 ونُقدِّم تحليلًا أوّليًّا له.
على مدى العقود الماضية، شهد علم الفلك تحوّلًا جذريًّا نحو عصر علم الفلك الزمني بفضل الوفرة غير المسبوقة للبيانات الرصديّة. ومع تعاظم عمق الرصودات وتواترها ودقّتها، أتيح اكتشاف العديد من المتغيّرات. وقدّمت اكتشافات بارزة، مثل المستعرّات، والنُّجُوم الجديدة، وأحداث العدسة الجاذبيّة الدقيقة، والأنظمة الثنائيّة، مساهماتٍ كبيرة في مجالاتٍ عدّة من علم الفلك. وقد تحقّق تقدّم ملحوظ في علم الفلك الزمني من خلال العديد من المشاريع، مثل OGLE وASAS-SN وZTF وGWAC، ومن المتوقّع أن تُحدِث مشاريع زمنية قادمة، مثل LSST وWFST وMephisto وSiTian وRoman، اختراقاتٍ مهمّة.
بوصفها أقرب مجرّة حلزونيّة، تُعدّ أندروميدا مختبرًا سماويًّا مثاليًّا لمسحٍ منهجيّ لمصادر متغيّرة متنوّعة تقع على مسافاتٍ شبه متطابقة. وباستخدام تلسكوبات مسح عريضة المجال وعالية الدقّة، جرت مراقبة المصادر المتغيّرة دوريًّا، بفترات تتراوح من دقائق إلى سنوات، ما أثرى فهمنا لطيف المصادر المتغيّرة في أندروميدا. في عامي 2004 و2005، استُخدمت MegaCAM على CFHT (بمجال رؤية قدره درجة مربّعة) على مدى نحو 50 حقبة، فكشفت أكثر من 2500 سيفيدي (2012Ap&SS.341...57F). بين 2010 و2012، جمع مسح Pan-STARRS 1 (PS1) قرابة 300 حقبة من البيانات، فاكتشف نحو 2000 سيفيدي (2013AJ....145..106K) وحوالي 300 نظام ثنائي كسوفي (2014ApJ...797...22L). وفي تحديث لاحق إلى 738 حقبة، اتّسع الكتالوج إلى 2686 سيفيديًّا من النمطين الأوّل والثاني (2018AJ....156..130K). كما كُشف عن عددٍ كبير من النجوم المتغيّرة—معظمها طويلة الفترة (> 100 يوم)—بوصفها مُخرَجات جانبيّة لبحوث العدسة الدقيقة في أندروميدا؛ مثلًا وجد مسح POINT-AGAPE عدد 35414 متغيّرًا باستخدام الكاميرا عريضة المجال على تلسكوب إسحاق نيوتن (2004MNRAS.351.1071A)، وأصدر مشروع WeCAPP كتالوجًا يحوي 23781 متغيّرًا (2006A&A...445..423F). ونظرًا لعدم انتظام العينات الزمنيّة وتباعدها بالأيام، لا يزال عدد كبير من المتغيّرات ذات الفترات حول يومٍ واحد أو أقلّ غير مكتشَف. حتى للمتغيّرات قصيرة الفترة المحدّدة، قد يؤدّي معدّل الرصد المنخفض—الأدنى من تردّد نايكويست—إلى طَيٍّ طيفيّ (aliasing) وتشويهات كبيرة في الفترات المُبلَّغ عنها، ما يُقلِّص القيمة العلميّة لهذه المتغيّرات.
نَفَّذنا برنامج عدسة جاذبيّة دقيقة في أندروميدا باستخدام كاميرا MegaCAM على CFHT للبحث عن أحداث عدسة قصيرة الأمد بفعل الكواكب الحرّة (انظر §3.4 من 2021ARA&A..59..291Z للمراجعة). تتألّف الملاحظات من تعريضات متتابعة مدّتها 5 دقائق في مُرشِّحي \(g\) و\(r\) خلال ثلاث ليالٍ، بواقع 231 حقبة ضمن خطٍّ زمني يُقارب 7 أيّام. هذه البيانات المتجانسة وعريضة المجال ومرتفعة التواتر تتغلّب بفاعليّة على تحيّزات الانتقاء في اكتشاف المتغيّرات قصيرة الفترة، كما تُوسِّع تغطية التردّد حتى نحو 0.0016 هرتز قبل حدوث الطيّ، ما يُتيح فرصة فريدة لدراسةٍ شاملة للمتغيّرات قصيرة الفترة في أندروميدا.
تُنظَّم هذه الورقة كما يلي: يقدّم قسم البيانات نظرةً عامّة على الرصودات وإجراءات خفض البيانات. وتُناقَش عمليّة كشف المصادر المتغيّرة في قسم «كشف المصادر المتغيّرة». ويعرض قسم «خصائص المصادر المتغيّرة» فهارس الفئات المختلفة للمصادر المكتشَفة. أخيرًا، نختتم بخلاصة وآفاق للبحوث المستقبليّة في قسم «الاستنتاجات».
جُمِعت بياناتنا باستخدام MegaCAM المُثبّتة على CFHT في ماونا كيا. تتكوّن MegaCAM من 36 رقاقة CCD بأبعاد 2K \(\times\) 4K، مع مقياس بكسل يبلغ نحو 0.187″/بكسل، ومجال رؤية يقارب درجة مربّعة. أُجريت الملاحظات باستخدام مُرشِّحي CFHT في النطاق \(g\) (\(\lambda \simeq 475\,\mathrm{nm},\, \Delta\lambda \simeq 154\,\mathrm{nm}\)) والنطاق \(r\) (\(\lambda \simeq 640\,\mathrm{nm},\, \Delta\lambda \simeq 148\,\mathrm{nm}\)). ولتبسيط ملاءمة الخلفيّة بكثيرات الحدود وتعزيز استقرار خوارزميّة الطرح، قُسِّمت الصور الأصليّة لـ MegaCAM إلى 360 رقعة بقياس 1K \(\times\) 1K، حيث قُسِّمت كل CCD إلى 10 شرائح متداخلة.
التُقطت الصور في 24 و28 و30 أكتوبر 20141، وشملت 111 صورة في نطاق \(r\) و120 صورة في نطاق \(g\)، بزمن تعريض 300 ثانية لكل صورة. عولجت الصور الأوّليّة باستخدام نظام Elixir2. بلغ حدّ القدر النموذجي نحو 24.3 في نطاق \(r\) و24.8 في نطاق \(g\)، ويمكن—بالتكديس—دفع حدّ القدر إلى نحو 27. ويقع حدّ التشبُّع بين القدرين 17 و18 في كلا النطاقين. سُجِّلت الرؤية الجوّيّة (DIMM) المتوسّطة بنحو 0.5″ في \(r\) و0.55″ في \(g\).
للتحقّق من المعايرات الفلكيّة والضوئيّة المُضمَّنة في رؤوس ملفات CFHT/MegaCAM الأصليّة، استخدمنا نجوم مقارنة بالمطابقة المتقاطعة مع فهرس PS1 (2016arXiv161205560C). اخترنا نجوم PS1 بأقدار \(g\) و\(r\) و\(i\) بين 15 و21، وحوّلناها إلى أقدار CFHT \(g\) و\(r\) باستخدام الصيغ الواردة في موقع CFHT3. أجرينا قياسًا ضوئيًّا بالفتحة لنجوم المقارنة وعايرناه باستخدام معاملات تحويل ADU→قدر في رؤوس الملفات. تبيّن الانسجام الجيّد مع أقدار PS1 المُحوّلة، دون حاجة لتعديلات إضافيّة. غير أنّنا رصدنا فروقًا واضحة في الإحداثيّات الاستوائيّة؛ لذا أجرينا تصحيحًا فلكيًّا بملاءمة كثيرات حدود (انظر الملحق A للتفاصيل).
نستخدم تقنية طرح الصور لتيسير تحديد المصادر المتغيّرة. بعد ذلك نُنشئ فهرسًا للمصادر المتغيّرة لكل صورة مطروحة، ثم نُجري مطابقة متقاطعة بين هذه الفهارس للحصول على فهرسٍ جامع. وبإجراء تحليلاتٍ إحصائيّة وتفتيشٍ بصريّ بشريّ، نُنتج الفهرس النهائي للمصادر المتغيّرة، ثم نشرع في تصنيفها.
في المناطق المزدحمة من M31، يُقيِّد القياس الضوئي بالفتحة القدرة على عَزْل الأهداف عن تأثير الجيران. ولتحديد وقياس مصادر متغيّرة بدقّة، يصبح استخدام خوارزميّة طرح الصور ضروريًّا؛ إذ يزيل طرحُ صورة الرصد من الصورة المرجعيّة المصادرَ غير المتغيّرة، ما يُسهِّل اكتشاف وقياس المتغيّرات.
نظرًا لتفاوت ظروف الرؤية، فإنّ ضوء النجم—ولو كان ثابت الشدّة—يظهر بأحجام لطخة مختلفة على الـ CCD، ما يجعل الطرح المباشر غير فعّال، ويخلّف هالات بدل خلفيّة قريبة من الصفر. إضافةً إلى ذلك، تتبدّل خلفيّة ضوء السماء، فتأتي صورة الطرح بخلفيّة حول قيمة معيّنة بدل 0. لمواجهة هذا التحدّي، استخدمنا حزمة طرح الصور ISIS، وهي خوارزميّة قدّمها (1998ApJ...503..325A). استُخدم ملف الإعدادات الافتراضي بعد اختباراتٍ عدّة، مع تعديل درجة التحويل الفلكي الاستيفائي بين الإطارات إلى 2.
لطرحٍ فعّال، ينبغي للصورة المرجعيّة أن تمتاز بنسبة إشارة إلى الضوضاء (S/N) أعلى وعرضٍ كامل عند نصف العظمى (FWHM) أصغر من الصور المستهدَفة، وأن تكون خالية من الأشعّة الكونيّة والبكسلات التالفة. لذا اخترنا 18 صورة في \(g\) برؤية DIMM أقل من 0.4″ و13 صورة في \(r\) برؤية DIMM أقل من 0.35″. ثُمّ كدّسنا هذه الصور مرجِعًا باستخدام أداة ضمن ISIS تعتمد رفض 3σ. ورغم أنّ FWHM تغيّر طفيفًا قبل وبعد التكديس، تحسّنت S/N بوضوح وتخلّصنا من بكسلات الأشعّة الكونيّة الساطعة.
بعد التحضير، نفّذنا إجراء ISIS على جميع الرقع الصغيرة 1K \(\times\) 1K لكل حقبة. وبفحص الصور المطروحة، وجدنا فشل الطرح في نحو 14% من الحقول (51 من أصل 360) لأسباب متنوّعة، فاستبعدناها من التحليل اللاحق.
نستخرج أوّلًا فهرسًا للمصادر المتغيّرة من كل رقعة 1K \(\times\) 1K مطروحة، ثم نُجري مطابقةً متقاطعة عبر جميع الحِقب. بعد ذلك ننتقي الأهداف من الفهرس المُطابَق، ونستخدم مواقعها لإجراء القياس الضوئي بالفتحة على صور الطرح للحصول على منحنيات الضوء.
أُجري استخراج المصادر بواسطة دالّة DAOStarFinder من حزمة Photutils بلغة Python، وهي تُعيد تطبيق خوارزميّة DAOFIND في IRAF.
على الصور المطروحة، نبحث عن الأجسام التي تُظهِر تغيّرًا في الفيض نسبةً إلى الصورة المرجعيّة. وبما أنّ DAOStarFinder تتوقّع قيم بكسلات موجبة للنجوم، أخذنا القيم المطلقة لبكسلات كل صورة مطروحة قبل التشغيل. وإلى جانب المصادر الحقيقيّة، قد يتضمّن الفهرس مصادر زائفة بفعل الأشعّة الكونيّة أو البكسلات التالفة. للتخفيف منها، أجرينا مطابقةً متقاطعةً شاملة بين الحِقب كما يلي:
في هذا الفهرس، تمتلك الغالبيّة مواقع في حقبتين فأكثر؛ استخدمنا متوسّط مواقعها لإجراء القياس الضوئي بالفتحة على صور الطرح، بنصف قطر فتحة قدره 1 بكسل، وحلقة سماويّة بنصف قطر داخلي 2 وخارجي 3 بكسلات. تُنتِج هذه الخطوة منحنيات ضوء مع أخطائها في ADU لكلٍ من نطاقي \(g\) و\(r\). وبعد الحصول على تغيّر الفيض وأخطائه في ADU، أجرينا قياسًا ضوئيًّا بالفتحة على الصورة المرجعيّة عند المواقع نفسها وبالمعايير عينها. ولضمان قياسٍ دقيق في الحقول المكتظّة بـM31، طبقنا اقتطاعًا تكراريًّا 3σ لإزالة مساهمة البكسلات النجميّة في الحلقة السماويّة، ما حسّن تقدير الخلفيّة. وبجمع التغيّر المُقاس (على صور الطرح) مع خطّ الأساس من الصورة المرجعيّة، حصلنا على فيضيّة كل مرشّح—بالـADU—في كل رصد. ثم حوّلنا ADU إلى الأقدار الضوئيّة باستخدام صيغة التحويل المحدّدة في رؤوس ملفات FITS.
أجرينا تحليلًا للصور ومنحنيات الضوء باستخدام اختباراتٍ إحصائيّة متعدّدة لاستبعاد الأهداف غير المرجّح أن تكون متغيّرات حقيقيّة.
داخل الحلقة السماويّة في القياس بالفتحة قد تنشأ إشارات خاطئة بسبب: طرحٍ غير كافٍ لنجوم ساطعة، أو انزياحات محاذاة أثناء الطرح، أو بكسلات تالفة. وقد لا تظهر هذه الإشارات بوضوح في منحنيات الضوء، لكنها تُكشَف بسهولة في صور القياس. للحدّ منها اعتمدنا المعايير الآتية:
بعد هذه الخطوات، تُصفّى بعض المصادر الزائفة اعتمادًا على الصور. ثم نستخدم اختباراتٍ إحصائيّة على منحنيات الضوء لاستبعاد مرشّحين إضافيين.
أوّلًا أجرينا اختبار فرضية الضوضاء البيضاء على منحنيات الضوء. نستبعد الأهداف المتوافقة بقوّة مع الضوضاء الخالصة، أي ذات قيمة p العالية (\(\ge 0.999\)). أمّا البقيّة، فنُميّز ضمنها فئتَين: مصادر دوريّة محدّدة جيّدًا، ومصادر غير دوريّة تشمل—مثلًا—أحداث العدسة والومضات. وللتعامل مع هاتين السِمَتين نستخدم مجموعتَين من الخوارزميّات:
أسفرت الإجراءات الآليّة أعلاه عن 42,793 مصدرًا. أجرينا تفتيشًا بصريًّا دقيقًا لاستبعاد الزائف منها. ولكل مرشّح، أعددنا لوحة مُجمَّعة تُظهِر المعلومات ذات الصلة بالتفتيش البصري (نموذج توضيحي في الشكل 4).
أسفر التفتيش البصري عن تحديد 19 ومضة، و1200 متغيِّر داخل اليوم، و3764 متغيِّرًا بين الأيام، ومرشّحٍ واحد لحدث عدسة جاذبيّة دقيقة، و875 مرشّحًا لمصادر متغيّرة. أمثلة تمثيليّة للأنواع الخمسة موضّحة في الشكل 5. واعتمدنا المعايير التالية في التفتيش البصري:
وإلى جانب ذلك، ميّزنا ضمن المرشّحين تغيّرات سطوع ناتجة عن كويكبات تعبر حقل النجوم؛ ومن خلال التفتيش والتحليل البصريين حُدِّد عدد 24 كويكبًا عبر جميع البيانات. لمزيد من التفاصيل عن كشف الكويكبات، انظر الملحق B1.
اعتمادًا على ما سبق، صنّفنا المصادر المتغيّرة إلى خمسة فهارس فرعيّة: المتغيّرات داخل اليوم، والمتغيّرات بين الأيام، والومضات، ومرشّحي المتغيّرات، ومرشّح واحد لحدث العدسة الجاذبيّة الدقيقة. يوضّح الشكل 6 التوزيع المكاني للفئات الأربع الأولى، ويُظهر الشكل 7 توزّعها على مخطّط اللون–القدر (CMD). وتظهر المجرتان القزميتان التابعتان M32 وM110 بجلاء في الشكل 6؛ وقد وُسِمَت المتغيّرات المحتمل انتماؤها إليهما. تبدو خصائص متغيّرات «داخل اليوم» مختلفة عن «بين الأيام»: فالأخيرة أكثر احمرارًا وأخفت، وتوزيعها المكاني أكثر تشتّتًا. وبعد المطابقة مع فهرس K18، حُدِّد 544 مصدرًا مشتركًا معظمها لامع نسبيًّا. ومن المشتركات، حُدّد 97% من متغيّرات «داخل اليوم» سيفيديات من النمط الأوّل (FM/FO) في K18، بينما صُنف 90.5% من سيفيديات النمط الثاني (T2) في K18 «بين الأيام». ونظرًا لأن سيفيديات النمط الأوّل تظهر أساسًا في أذرع المجرة، فيما يتوزّع النمط الثاني أكثر تجانسًا، ينتج عن ذلك اختلاف مكاني واضح بين الفئتَين. ومع ذلك، إذ لا تتجاوز المصادر المشتركة ~10% من نحو 6000 متغيّر في دراستنا، كما أنّ متغيرات أخرى طويلة الأمد مثل Miras والعمالقة الحمر الفائقة أو حتى النوفا في طور الانخفاض البطيء (2020MNRAS.496.5503B) قد تولّد منحنيات بطيئة التغيّر تُصنّف «بين الأيام»، فلا يمكن البتّ في تصنيف «بين الأيام» بدقّة هنا. لذا نكتفي بتحليل مبسّط اعتمادًا على منحنيات الضوء والنتائج بعد المطابقة مع K18. أمّا لمتغيّرات «داخل اليوم»، فأجرينا فحصًا دوريًّا، لكن بسبب القاعدة الزمنية المحدودة قد لا تغطّي منحنياتها الطور كاملًا أو تلتقط السمات الحاسمة، وقد تبقى بعض المتغيّرات قصيرة الفترة غير مكتشفة.
من أصل 1200 متغيّر داخل اليوم، أظهر 483 منها فترات قابلة للكشف، منها 144 نجمًا نابضًا (بفترة وسطيّة 1.60 يوم) و189 ثنائيًّا كسوفيًّا بفترات بين 0.1 و4.5 يوم. ويُلاحظ أنّ بعض الثنائيات الإهليلجيّة أو الكسوفيّة من نوع EW التي تُظهر حدبتَين متطابقتَين في فترة مداريّة واحدة، تكون فترتها الحقيقيّة ضعف المُقدَّم هنا. كما وُجدت 42 حالة تُشبه منحنياتها الضوئية الجيبية؛ وقد تكون بعضُها مرشّحةً لأنظمة ثنائيّة قريبة—بما في ذلك احتمالات مثيرة مثل ثنائيات الثقوب السوداء—وسيُقدَّم تحليل تفصيلي لها لاحقًا. ويبقى 108 كائنًا دون سماتٍ كافية تُتيح تصنيفًا قاطعًا.
عندما تمتدّ مدّة التقلبات على عشرات الأيام أو أكثر، قد تُرى تغيّرات واضحة في غضون فترة الرصد (~7 أيام) دون بروز تغيّر كبير خلال ليلة واحدة؛ تُصنّف هذه المصادر «بين الأيام»، وبلغ عددها 3764. ويُفترض أنّ غالبيّتها متغيّرات ذات فترات تتجاوز اليوم، وقد حُظيت بملاحظاتٍ ودراساتٍ أشمل في أعمالٍ سابقة مقارنةً بمتغيّرات «داخل اليوم».
من بين 19 وميضًا ملحوظًا، أظهر 16 منها ألوان \(g-r\) متمركزة حول 1، ما يدلّ على حدوثها على أقزام من النمط M. وبرز وميضان بأشكالٍ نمطيّة واضحة لكن بألوان \(g-r\) قريبة من 0؛ وبفحص الصور المحليّة حولهما، تبيّن أنّ الألوان غير المعتادة ناجمة عن تداخل نجوم ساطعة مجاورة وليست خصائص حقيقيّة لنجوم الوميض.
حلّلنا جميع المرشّحين المشتبهين بأحداث عدسة جاذبيّة دقيقة عبر ملاءمة متزامنة لمنحنيات الضوء في \(g\) و\(r\) بنماذج العدسة. في نموذج المصدر النقطي–العدسة النقطيّة (PSPL؛ 1986ApJ...304....1P) تعتمد دالة التكبير \(A(t)\) على ثلاثة معاملات: زمن الذروة \(t_0\)، ومعامل الاقتراب الأقرب \(u_0\)، وزمن أينشتاين \(t_{\rm E}\). ويتناسب فيض الحدث خطّيًّا مع التكبير: \(f(t)=f_s A(t)+f_b\)، حيث \(f_s\) فيض المصدر المكبَّر و\(f_b\) الضوء الممزوج داخل PSF. في حدّ «عدسة البكسل» (1996ApJ...470..201G) حين يكون المزج شديدًا (\(f_b\gg f_s\)) ويكون التكبير الذروي عاليًا \(A_{\rm peak}\gg 1\) (أي \(u_0\ll 1\))، يُوصَف PSPL جيدًا بمعاملين: \(t_0\) والمقياس الزمني الفعّال \(t_{\rm eff}\equiv u_0 t_{\rm E}\). ملأنا النماذج ثنائيّة المعاملات وثلاثيّتها باستخدام سلاسل MCMC، فوجدنا أنّ منحنيات الضوء لثلاثة مرشّحين منسجمة مع PSPL.
بعدئذٍ تحقّقنا من معقولية المرشّحين فيزيائيًّا بوضع المصدر المستخلص من النمذجة على مخطّط CMD لـ M31 المستقى من رصودات HST لمسح PHAT (2012ApJS..200...18D). وللمرشّحين خارج حقول PHAT، استخدمنا حقولًا على مسافة فيزيائيّة مماثلة من مركز M31. حوّلنا أقدار HST في \(F475W\) و\(F814W\) إلى أقدار PS1 \(g\) و\(r\) باستخدام نجوم مشتركة (المعادلات 1 و2 و3)، ثم حوّلنا PS1 إلى CFHT وفق تحويلات CFHT4.
لدى مرشّحَين، جاء لون المصدر المُستنتَج أزرقَ أكثر من جميع نجوم CMD في HST، وهو غير فيزيائي. أمّا المرشّح الوحيد الموافق للـ CMD فهو C-ML-1 (RA \(=00^{\rm h}43^{\rm m}03.86^{\rm s}\)، Dec \(=41^\circ39'07.3''\)). وهناك فئة دوريّة تُدعى «المتغيّرات الزرقاء» (1995ASPC...83..221C, 1997ApJ...486..697A)—غالبًا نجوم تسلسل رئيسي زرقاء (ربّما Be)—يصعب تمييزها عن أحداث العدسة وتُظهر تقلبات منخفضة السعة. ووفق (2007A&A...469..387T) فإنّ سعاتها تكون أكبر بنحو \(\sim20\%\) في الأحمر مقارنةً بالأزرق؛ بينما سعة C-ML-1 الظاهرة في \(g\) أكبر بـ\(2.3\%\pm1.3\%\) فقط من \(r\)، على خلاف «الزرقاء» المعتادة.
نُظهِر منحنيات الضوء ونموذج PSPL الأمثل لـ C-ML-1؛ وهما ملائمان بالقدر نفسه بالنموذجين الثلاثي والثنائي، مع أفضل ملاءمة \(t_0 = 56954.401\pm0.008\) (MJD) و\(t_{\rm eff} = 0.11\pm0.03\) يوم. في حدّ PSPL، يكون فيض المصدر مرتبطًا بالتكبير الذروي. فرضنا قَبْليًّا موحَّدًا على \(u_0\) ضمن \(0.0001 \le u_0 \le 1\) وشغّلنا MCMC لنموذج PSPL ثلاثيّ المعاملات. ووُضِعت التوزيعات اللاحقة للّون والقدر لمصدر C-ML-1 على CMD لـ PHAT باستخدم نحو \(\sim 800,000\) نجم: جاء لون المصدر مُقيَّدًا بإحكام، بينما يغطي توزيعه في الفيض طيفًا واسعًا من أنواع النجوم في M31. نخطّط لإجراء تحليلات إضافيّة لـ C-ML-1، بما في ذلك استخدام مُتساويات العمر النجمية (isochrones) لتقييد خصائص المصدر ومن ثم معاملات العدسة.
نتيجةً لعدم الاستقرار في القياس والطرح ضمن المناطق المكتظّة، قد تُظهر المصادر ذات السعات الصغيرة نمط التغيّر في أجزاء من منحنى الضوء فقط أو في صور مطروحة محدّدة، فلا يُجزَم بكونها متغيّرات واضحة. حفاظًا على إمكانيّة دراستها مستقبلًا دون خلطها مع متغيّراتٍ مؤكّدة، نُدرجها هنا بوصفها «مرشّحي مصادر متغيّرة».
جمعنا فهرسًا للمصادر المتغيّرة المُحدّدة ضمن بيانات سلاسل زمنية عالية التواتر في نطاقَي \(g\) و\(r\) من CFHT/MegaCAM نحو M31. يشمل الفهرس قرابة 6000 مصدر متغيّر مصنّف إلى خمس فئات: المتغيّرات داخل اليوم، المتغيّرات بين الأيام، الومضات، مرشّح حدث عدسة جاذبيّة دقيقة، ومرشّحو مصادر متغيّرة. وبفضل هذه البيانات عالية التواتر، نُقدِّم مرجعًا قيّمًا لمزيد من الاستكشاف والرصد اللاحق، بما في ذلك: 1) البحث عن كواكب حرّة محتملة في M31؛ 2) الثنائيات ذات الثقوب السوداء؛ 3) سيفيديات قصيرة الفترة (< يوم)، وغيرها. يمكن العثور على الفهرس في ChinaVO (https://nadc.china-vo.org/res/r101294/).
علاوةً على ذلك، نُقدّم معلمات لـ17 كويكبًا مكتشَفًا حديثًا، بالإضافة إلى 7 كويكبات معروفة. ويمكن استخدام بياناتٍ كهذه—وبالمنهجيّة نفسها المعتمدة في بحث عدسة الكواكب الحرّة—لتقييد نسبة الثقوب السوداء البدائيّة كمرشّحٍ للمادّة المظلمة. مثلًا استخدم (2019NatAs...3..524N) بيانات عالية التواتر لليلة واحدة (23 نوفمبر 2014) من تلسكوب سوبارو بطريقة مماثلة لبياناتنا لتقييد جزء الكتلة في النطاق \(M_{PBH} \simeq [10^{-11},10^{-6}]M_{\odot}\). وبدمج بياناتنا مع بياناتهم، يغدو ممكنًا تعميق دراسة المتغيّرات في M31 على قاعدةٍ زمنية أطول.
نشكر المُراجِع على المقترحات التي حسّنت جودة الورقة بدرجة كبيرة. دُعم هذا العمل من المؤسسة الوطنية للعلوم الطبيعية في الصين عبر المشاريع NSFC 12222301, 12173007, 11603002, 11933004, 12133005، والبرنامج الوطني الأساسي للبحث والتطوير في الصين 2019YFA0405500, 2019YFA0405100. ونُقدّر منح البحث العلمي من مشروع الفضاء المأهول الصيني CMS-CSST-2021-A08, CMS-CSST-2021-A09, CMS-CSST-2021-B12. ويُقِرّ SD بدعم New Cornerstone Science Foundation من خلال جائزة XPLORER. وتستخدم هذه الأبحاث بيانات برنامج الوصول إلى التلسكوب (TAP) المموّل من معاهد أعضاء TAP.
أُنجز هذا العمل بالاعتماد على رصودات MegaPrime/MegaCam، المشروع المشترك لـ CFHT وCEA/DAPNIA، على تلسكوب كندا–فرنسا–هاواي (CFHT) الذي تُديره هيئة NRC في كندا، والمعهد الوطني لعلوم الكون ضمن CNRS في فرنسا، وجامعة هاواي. كما استُخدمت بيانات مهمة وكالة الفضاء الأوروبية Gaia (https://www.cosmos.esa.int/gaia)، التي عالجها تحالف معالجة وتحليل بيانات Gaia (DPAC، https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium). وقدّم التمويل لـ DPAC مؤسساتٌ وطنية، لا سيّما المشارِكة في اتفاقيّة Gaia متعددة الأطياف.
حُوِّلت إحداثيات البكسل للنجوم في الصور إلى إحداثيات سماويّة باستخدام معلومات نظام الإحداثيات العالمي (WCS) في رؤوس ملفات FITS. وكشفت المقارنة بين إحداثيات WCS وإحداثيات PS1 عن فروقٍ صُحِّحت لاحقًا بملاءمة كثيرات حدود من الدرجة الثالثة للعلاقة بين فروق الإحداثيات السماويّة وإحداثيات البكسل. تُظهر اللوحات العلوية الفروق الأولية للنجوم المُستخدمة في التصحيح، فيما ترسم اللوحات السفلية توزّع بقايا الخطأ بعد التصحيح، مبيِّنةً انتقالًا لافتًا من مجموعتين غير منتظمتين إلى توزّعٍ غاوسي.
بالتفتيش البصري، وُجد أنّ عدّة مصادر متغيّرة هي في الواقع أجسامٌ متحرّكة. وبعد حساب سرعاتها الزاويّة صُنّفت مرشّحين للكويكبات. وبما أنّ كفاءة كشف الكويكبات من الصور وحدها منخفضة، صنعنا مقاطع فيديو زمنية متسلسلة لصور M31 للبحث الشامل عن الأجسام المتحرّكة.
من خلال هذه الفيديوهات حددنا 24 كويكبًا، وتظهر مساراتها عبر مجال رؤية M31 في الشكل B1. أجرينا قياس الضوء للكويكبات باستخدام القياس بالفتحة، وحدّدنا معلمات مداراتها بأدوات مركز الكواكب الصغيرة (MPC) (https://www.projectpluto.com/fo.htm). من بينها سبعة كويكبات معروفة، والـ17 الأخرى مرشّحون جدد واعدون اكتُشفوا في هذا العمل.