الانبعاث الراديوي عالي التردد من مغنطار المركز المجرّي SGR J1745−29 خلال فترة انتقالية

Joseph D. Gelfand NYU Abu Dhabi, United Arab Emirates NYU Center for Cosmology and Particle Physics, New York, NY 10003, USA Scott Ransom NRAO Chryssa Kouveliotou The George Washington University, USA Astronomy, Physics and Statistics Institute of Sciences (APSIS), Washington, DC 20052, USA Jonathan Granot The Open University of Israel Alexander J. van der Horst The George Washington University, USA Astronomy, Physics and Statistics Institute of Sciences (APSIS), Washington, DC 20052, USA Guobao Zhang NYU Abu Dhabi, United Arab Emirates Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences, 396 Yangfangwang, Guandu District, Kunming 650216, China Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences, 396 Yangfangwang, Guandu District, Kunming 650216, China Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences, 20A Datun Road, Chaoyang District, Beijing 100012, China Ersin GÖĞÜŞ Sabancı University, Turkey Mallory S. E. Roberts NYU Abu Dhabi, United Arab Emirates Hend Al Ali NYU Abu Dhabi, United Arab Emirates
الملخص

لا يزال منشأ الانبعاث الراديوي عالي التردد المرصود من عدة مغناطارات غير مفهوم جيداً. في هذه الورقة، نعرض خصائص $\sim40~{\rm GHz}$ الخاصة بـ SGR J1745−29 كما قيست باستخدام أرصاد مصفوفة كارل جي. جانسكي الكبيرة جداً (JVLA) وتلسكوب روبرت سي. بيرد غرين بنك (GBT) بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر 26 و2014 أيار/مايو 31. أفضى تحليلنا لرصد GBT في نطاق Q (45 GHz) في 2014 نيسان/أبريل 10 إلى أبكر كشف لانبعاث راديوي نبضي عند ترددات عالية ($\gtrsim20~{\rm GHz}$)؛ ووجدنا أن للنبضة المتوسطة شكلاً ذا قمة واحدة بعرض $\sim 75~{\rm ms}$ ($\sim2\%$ من فترة النبض البالغة $3.764~{\rm s}$) وبكثافة فيض نبضي متوسطة مقدارها $\sim100~{\rm mJy}$. كما كشفنا نبضات مفردة $(<10~{\rm ms})$ شديدة السطوع وقصيرة خلال $\sim70\%$ من دورانات هذا النجم النيوتروني، وتتبع كثافات الفيض العظمى لهذه النبضات الساطعة التوزيع اللوغاريتمي-الطبيعي نفسه المقيس عند 8.5 GHz. إضافة إلى ذلك، يشير تحليلنا لأرصاد JVLA المتزامنة إلى أن كثافة فيضه عند 41/44 GHz تراوحت بين $\sim1-4$ mJy خلال هذه الفترة، مع تغير بمقدار $\sim2\times$ رصد على مقاييس زمنية تبلغ $\sim20$ دقيقة أثناء رصد JVLA في 2014 أيار/مايو 10. إن مثل هذا التغير الحاد على مقاييس زمنية قصيرة لا يتسق مع كون الانبعاث الراديوي ناتجاً من صدمة يزوّدها بالطاقة تحرك المغنطار فوق الصوتي خلال الوسط المحيط، بل تهيمن عليه بدلاً من ذلك انبعاثات نبضية متولدة في غلافه المغناطيسي.

, Israel

1 المقدمة

يعتقد أن المغناطارات نجوم نيوترونية فتية ومعزولة ذات حقول مغناطيسية سطحية وداخلية شديدة القوة. ويظن أن الإجهادات الناتجة تلوي الحقل المغناطيسي الخارجي (Thompson et al., 2000)، مولدة تيارات مستمرة في الغلاف المغناطيسي (مثلاً، Thompson 2008a; Beloborodov 2013). ويعتقد أن انفكاك الالتواء في الحقل المغناطيسي الخارجي للمغنطار في النهاية (مثلاً، Beloborodov 2009) يؤدي إلى حدث ”تنشيط” يزداد فيه فيض الأشعة السينية من المصدر بسرعة برتب مقدار، ثم يخبو على مدى أسابيع إلى أشهر حتى يبلغ مستوى سكونياً جديداً (مثلاً، Ibrahim et al. 2004; Mori et al. 2013). وقد رصدت هذه الأحداث الآن من نحو اثني عشر مغنطاراً، وفي بضعة مصادر تتزامن مع بدء انبعاث راديوي نبضي (مثلاً، Camilo et al. 2006, 2007a; Rea et al. 2013)، ويرجح أن يكون ذلك نتيجة للتيارات المغناطيسية اللاحقة. غير أن كشف نبضات راديوية من مغنطار في حالة سكون بالأشعة السينية (Levin et al., 2010) يشير إلى أن هذه التيارات يمكن أن تستمر زمناً طويلاً، مع أن توقف النبضات الراديوية لا يبدو مرتبطاً بسلوك المصدر عند طاقات الأشعة السينية (Camilo et al., 2016).

ولعل من غير المستغرب أن خصائص الانبعاث الراديوي النبضي المكشوف من المغناطارات تختلف اختلافاً كبيراً عما يرصد من النجوم النباضة الراديوية ”العادية”. فقد أشارت دراسات أول مغنطار باعث للراديو، XTE J1810−197، إلى أن ملف نبضته الراديوية وكثافة فيضه النبضي وطيفه النبضي جميعها تغيرت تغيراً ملحوظاً على مقاييس زمنية قصيرة لا تتجاوز بضع ساعات أو أيام (مثلاً، Camilo et al. 2007b, c). وأوحى كشف سلوك مماثل (Camilo et al., 2008) من 1E 1547.0−5408 (Camilo et al., 2007a) بأن مثل هذا التغير شائع بين المغناطارات، في تباين صارخ مع غالبية النجوم النباضة الراديوية التي يظل ملف نبضتها المتوسط ثابتاً لسنوات. إضافة إلى ذلك، يمتلك الانبعاث الراديوي النبضي من المغناطارات عادة طيفاً مسطحاً (معامل طيفي $\alpha \sim 0$، حيث كثافة الفيض $S_\nu \propto \nu^\alpha$) أو منحنياً (ذروة $\nu\sim10~{\rm GHz}$) (مثلاً، Camilo et al. 2008; Kijak et al. 2013) يرصد بين $\sim1-100~{\rm GHz}$ من المغناطارات، في تباين حاد مع الطيف شديد الانحدار (متوسط $\alpha \sim -1.6$) المرصود عادة من معظم النجوم النباضة الراديوية (مثلاً، Lorimer & Kramer 2012). وفضلاً عن ذلك، تبعث المغناطارات نبضات راديوية مفردة شديدة السطوع وقصيرة جداً (بضعة ميلي ثوان) على نحو أكثر تواتراً بكثير من النجوم النباضة الراديوية ”العادية” (مثلاً، Serylak et al. 2009; Levin et al. 2012). ومع أن أصول هذه الفروق، ولا سيما سبب امتداد الطيف الراديوي النبضي للمغناطارات إلى ترددات أعلى بكثير من طيف النجوم النباضة الراديوية ”العادية”، ليست معروفة بعد، فإن ذلك يشير إلى أن اللبتونات المسؤولة عن الانبعاث الراديوي النبضي في المغناطارات لها منشأ و/أو آلية تسريع مختلفة عن تلك المسؤولة عن الانبعاث الراديوي النبضي من النجوم النباضة ”العادية”. ومن الاحتمالات أن هذه الجسيمات في المغناطارات تنشأ عندما تتفاعل فوتونات الأشعة السينية المنبعثة من السطح مع فوتونات أشعة $\gamma$ المتولدة في الغلاف المغناطيسي (مثلاً، Thompson 2008a, b) أو تتسارع بفعل تيارات يغذيها انفكاك التواء خطوط الحقل المغناطيسي (مثلاً، Beloborodov 2009, 2013).

اكتشف SGR J1745−29 نتيجة ازدياد سريع وكبير في فيضه من الأشعة السينية في 2013 نيسان/أبريل 24. وقد كشف تحليل رصد أجري بعد $\sim4-5$ أيام انبعاثاً راديوياً نبضياً (مثلاً، Rea et al. 2013)، تغيرت خصائصه، ولا سيما عند الترددات العالية ($\gtrsim10$ GHz)، تغيراً كبيراً منذ ذلك الكشف الأولي. وأشار تحليل أرصاد مصفوفة أستراليا المدمجة للتلسكوبات (ATCA) في 2013 أيار/مايو 1 و2013 أيار/مايو 31 إلى أن الانبعاث الراديوي النبضي $16-20~{\rm GHz}$ لهذا المصدر كان ذا طيف شديد الانحدار نسبياً ($\alpha \sim -2$؛ (Shannon & Johnston, 2013))، مما يوحي بانبعاث خافت جداً ($<1~{\rm mJy}$) عند ترددات أعلى. غير أن تحليل رصد بمصفوفة كارل جي. جانسكي الكبيرة جداً (JVLA) في 2014 شباط/فبراير 21 قاس كثافة فيض عند 41 GHz مقدارها $1.62\pm0.02$ mJy (Yusef-Zadeh et al., 2014)، أي $\sim40\times$ القيمة المتوقعة استناداً إلى قياسات الطيف الراديوي النبضي في 2013 أيار/مايو بواسطة Shannon & Johnston (2013). وكان هذا الكشف الأولي لـ SGR J1745−29 عند 41 GHz متزامناً مع تغيرات كبيرة في كثافة الفيض النبضي وملف النبضة عند 8.5 GHz (Lynch et al., 2014)، مما قد يشير إلى أن ظهور النبضات الراديوية عالية التردد مرتبط بسلوكه عند الترددات الأدنى. وقد كشفت أرصاد لاحقة انبعاثاً راديوياً نبضياً من هذا المغنطار عند ترددات تصل إلى 225 GHz (Torne et al., 2015).

في هذه الورقة، نعرض نتائج أرصاد إضافية $\sim40~{\rm GHz}$ لهذا المغنطار بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر و2014 أيار/مايو، وهي الفترة التي كشف فيها أولاً الانبعاث الراديوي النبضي عالي التردد وتغيرت فيها خصائص انبعاثه الراديوي النبضي منخفض التردد تغيراً كبيراً. في §2، نعرض نتائج رصد بتلسكوب روبرت سي. بيرد غرين بنك (GBT) عند 45 GHz في 2014 نيسان/أبريل 10، والذي أفضى إلى أبكر كشف لنبضات $>20~{\rm GHz}$ من هذا المغنطار. في §3، نعرض تحليلنا لأرصاد JVLA عند 41/44 GHz بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر 26 و 2014 أيار/مايو 31، والتي قسنا خلالها تغيرات كبيرة في كثافة الفيض على مقاييس زمنية قصيرة ($\sim20$ دقائق) وطويلة (أسابيع). في §4، نلخص نتائجنا.

2 تلسكوب غرين بنك الراديوي

رصدنا SGR J1745−29 باستخدام GBT مدة ساعتين، بدءاً من 2014 نيسان/أبريل 10 الساعة 08:30 (UT) في نطاق Q (بتردد مركزي 45 GHz). وخلال هذا الرصد، كانت درجة حرارة النظام $T_{\rm sys}\approx 80~{\rm K}$، وعتامة السمت $\tau_{\rm zenith} \approx 0.16$، وأدى ارتفاع $21^\circ-22^\circ$ إلى كتلة هوائية ${\rm sec}(z)=2.7$. غير أننا، بسبب صعوبات أداتية، لم نحصل إلا على $\sim35$ دقيقة من بيانات جيدة باستخدام أداة Green Bank Ultimate Pulsar Processing Instrument (GUPPI؛ DuPlain et al. 2008)، بعرض نطاق 800 MHz، ونحو $\sim30$ دقيقة من بيانات جيدة باستخدام Versatile GBT Astronomical Spectrometer (VEGAS؛ Bussa & VEGAS Development Team 2012)، بعرض نطاق (قابل للاستخدام) 5.4 GHz مع أخذ عينات كل 1 ms. ونعرض أدناه نتائج مجموعة بيانات VEGAS الأكثر حساسية؛ كما بحثنا عن نبضات في مجموعة بيانات GUPPI الأقل حساسية لكن هذا الجهد لم يسفر عن كشف. وللأسف، لم يكن VEGAS قادراً على تسجيل البيانات اللازمة لقياس استقطاب هذا الانبعاث الراديوي. استخدمنا روتين rednoise (Lazarus et al., 2015) في PRESTO (Ransom, 2001) لإزالة التذبذبات شبه الدورية التي أدخلها التغير الجوي، وذلك في نطاق التردد.

ثم استخدمنا PRESTO للبحث عن نبضات في السلسلة الزمنية بعد إزالة الضجيج الأحمر. وأشار هذا التحليل إلى نبضات ذات دلالة إحصائية بفترة $P=3.763504~{\rm s}$ متسقة مع القياسات السابقة (فترة $P\approx3.764~{\rm s}$؛ مثلاً، Mori et al. 2013)، مع نبضة راديوية ذات قمة واحدة ومدة $\sim75~{\rm ms}$ (أطول بكثير من الدقة الزمنية $\sim1~{\rm ms}$ لـ VEGAS)، أي نحو $\sim2\%$ من فترة النبضة (الشكل 1). وهذا يختلف اختلافاً كبيراً عن ملف النبضة المتكامل المرصود عند 8.5 GHz قبل رصد GBT هذا (مثلاً، Lynch et al. 2015) وبعده (مثلاً، Torne et al. 2015; Yan et al. 2015)، لكنه قابل للمقارنة مع ما قيس عند ترددات أعلى ($\gtrsim87~{\rm GHz}$) في الأشهر التالية (مثلاً، Torne et al. 2015). ويشير التشابه بين عرض نبضة 45 GHz والمكوّن ”الثالث” في ملف النبضة عند 8.7 GHz الذي ظهر في 2014 كانون الثاني/يناير – آذار/مارس (Lynch et al., 2015) إلى أن الاثنين قد يكونان مرتبطين. وللأسف، فإن غياب معلومات الطور المطلق يمنعنا من إقامة صلة أقوى بين هاتين السمتين.

Refer to caption
Figure 1: الأعلى: ملف النبضة عند 45 GHz لـ SGR J1745−29 بعد طي البيانات وفق أفضل فترة ملائمة مقدارها $P=3.763504~{\rm s}$. الأسفل: السعة (بتدرج رمادي، حيث يدل الرمادي الأغمق على سعة أعلى) بوصفها دالة في طور النابض والزمن خلال هذا الرصد.

نظراً إلى أنه عند هذا التردد وهذا الزمن النجمي المحلي (LST) لم يكن أي نابض اختباري مناسب لمعايرة الفيض قابلاً للرصد، فقد قدرنا كثافة الفيض النبضي باستخدام معادلة مقياس إشعاع النابض (الملحق A1.4 في Lorimer & Kramer 2012). وبالنسبة إلى قيم $T_{\rm sys}$ و$\tau_{\rm zenith}$ والكتلة الهوائية المذكورة أعلاه، ومع كسب GBT المعروف في نطاق Q البالغ $0.68~{\rm K/Jy}$، نستنتج كثافة فيض نبضي متوسطة قدرها $\sim100\mu$Jy. وتقابل هذه القيمة الفلوينس المتوسط لنبضة مفردة موزعة على كامل فترة دوران المغنطار، مع أن الانبعاث النبضي من هذا المغنطار يمتلك سطوعاً أعظمياً أعلى بكثير.

علاوة على ذلك، وجدنا $\gtrsim430$ خانات زمنية كان فيها نسبة الإشارة إلى الضجيج المقيسة $>5$، وهو عدد أعلى بكثير مما يتوقع بافتراض ضجيج غاوسي. وتشير شدتها إلى أنها إما تداخل ترددي راديوي (RFI) أو ومضات قصيرة من الانبعاث الراديوي كما رصد من مغناطارات أخرى (مثلاً، Camilo et al. 2007b). وعادة يميز المرء بين هذين الاحتمالين بالبحث عن التشتت، أي تغير زمن وصول الفوتونات باختلاف تردداتها نتيجة انتشارها خلال بلازما متداخلة. ولأن RFI يتولد محلياً (إما على سطح الأرض أو بواسطة أقمار صناعية مدارية)، فإن مثل هذه الإشارات لا تكون متشتتة عادة، في حين يكون الانبعاث النبضي من الأجسام الفلكية متشتتاً. ولسوء الحظ، ورغم مقياس التشتت (DM) الكبير جداً باتجاه SGR J1745−29 (${\rm DM = 1650\pm50 cm^{-3}~pc}$؛ Shannon & Johnston 2013)، فإن هذا الأثر صغير إلى حد لا يقاس عند 45 GHz. وثمة طريقة إضافية للتمييز بين النبضات الفلكية وRFI هي البحث عن دوران فاراداي، أي تغير زاوية الاستقطاب مع التردد، لكن ذلك لم يكن ممكناً أيضاً بسبب غياب معلومات الاستقطاب المسجلة بواسطة مطياف VEGAS.

وبدلاً من ذلك، طوينا أزمنة وصول هذه النبضات وفق فترة دوران المغنطار. وبما أن RFI غير مترابط مع نشاط المغنطار، فينبغي أن يتوزع بانتظام على جميع أطوار الدوران، بخلاف النبضات المنتجة في الغلاف المغناطيسي. وبالفعل، بعد الطي، وجدنا أن أزمنة وصول هذه العينات تتركز بشدة بين طور نبضي قدره $\sim0.8-0.9$ (الشكل 2)، وهو مؤشر واضح على أنها منبعثة من المغنطار. وكان لهذه النبضات عرض متوسط قدره $\sim4.62~{\rm ms}$ ($\sim0.1\%$ من فترة الدوران)، وهو قابل للمقارنة مع نبضات مماثلة رصدت من مغناطارات أخرى (مثلاً، Camilo et al. 2007c; Levin et al. 2012)، وأقصر بكثير من عرض النبضة المتوسطة $\sim75~{\rm ms}$ ($\sim2\%$ من فترة الدوران). غير أن التشابه بين ملف النبضة المتوسطة (الشكل 1) وتوزيع طور النبضات الراديوية الساطعة (الشكل 2) يشير إلى أن الانبعاث الراديوي النبضي ”المتوسط” من هذا المغنطار قد يكون مجموعة من نبضات مفردة ساطعة تتغير في طورها وشدتها، على غرار ما يعتقد أنه يحدث في مغناطارات أخرى (مثلاً Levin et al. 2012) وفي نابض السرطان عند الترددات الراديوية المنخفضة (مثلاً، Karuppusamy et al. 2010 والمراجع الواردة هناك). وفي الواقع، تهيمن هذه النبضات الساطعة المفردة على فلوينس النابض، وهي مجتمعة مسؤولة عن كثافة فيض النبضة ومدتها المقاستين من تحليل التوقيت أعلاه. ويشير ذلك إلى أن الانبعاث الراديوي النبضي من المغنطار تهيمن عليه عملية توليد متقطعة لاندفاعات ساطعة وقصيرة.

Refer to caption
Refer to caption
Figure 2: اليسار: دلالة النبضات المكتشفة على مدى فترة زمنية قدرها 6 ms (وهي الطول المتوسط للنبضات المفردة المناقشة في النص) خلال رصد GBT عند 45 GHz الموصوف في §2. وتمثل هذه الفترة الزمنية 6$\times$ من الدقة الزمنية 1 ms لـ VEGAS، وهي مكافئة لاختزال عينات البيانات المسجلة بمقدار $6\times$. اليمين: طور النبضة الناتج من طي أزمنة وصول العينات ذات S/N $>$ 5 وفق الفترة المرصودة للمغنطار.

وبفضل كثرة النبضات المفردة عند 45 GHz المكتشفة خلال رصد GBT هذا، يمكننا مقارنة خصائصها بتلك المكتشفة من هذا المغنطار عند $\sim8.5~{\rm GHz}$. أولاً، إن كشف 434 نبضة ساطعة ($>5 \sigma$) خلال رصدنا بـ GBT، الذي لم يدم إلا $\sim610$ فترة نبضية، يعني أن هذا المغنطار ينتج مثل هذه النبضات في $\sim70\%$ من دورانات النجم النيوتروني. وهذه النسبة أعلى بكثير من $\sim3\%$ (53 من أصل 1913) المستنتجة من أرصاد 8.7 GHz بعد عدة أشهر (بين 2014 حزيران/يونيو – تشرين الأول/أكتوبر) (Yan et al., 2015). ولا يرجح أن ينشأ هذا التباين عن استخدام معيار مختلف لاختيار النبضات ”الساطعة”، إذ إن تطبيق المعيار الذي استخدمه Yan et al. (2015)، أي فيوض عظمى $>10\times$ الفيض الأعظمي لملف النبضة المتكامل، يؤدي إلى مجموعة نبضات شبه مطابقة. وتشير هذه الفروق الكبيرة إلى أن النبضات الساطعة إما أكثر شيوعاً عند الترددات الأعلى، أو أن معدل النبضات الساطعة يمكن أن يتغير تغيراً كبيراً مع الزمن.

وقارنا أيضاً توزيع الفيض لهذه النبضات المفردة عند 45 GHz بتلك المكتشفة عند 8.7/8.6 GHz من هذا المغنطار (Lynch et al., 2015; Yan et al., 2015). وخلافاً للنجوم النباضة الراديوية ”العادية”، التي يوصف توزيع فيض نبضاتها العملاقة جيداً بقانون قوة (مثلاً، Karuppusamy et al. 2010)، فإن الفيض الأعظمي للنبضات الساطعة المفردة من المغناطارات، شأنه شأن النبضات ”المنتظمة” من النجوم النباضة الراديوية ”العادية” (مثلاً، Burke-Spolaor et al. 2012)، يتسق مع توزيع لوغاريتمي-طبيعي (مثلاً، Levin et al. 2012):

N⁢(xmin<x<xmax) = C⁢e−(x−μ)22⁢σ2 (1)

حيث $x=\ln\left(\frac{S_\nu}{\langle S_\nu \rangle} \right)$، و$S_\nu$ هي كثافة الفيض العظمى لنبضة مفردة بعينها، و $\langle S_\nu \rangle$ هي كثافة الفيض العظمى المتوسطة لجميع النبضات المفردة ($\langle S_\nu \rangle = 641~{\rm mJy}$ للنبضات المفردة عند 45 GHz المكتشفة في رصد GBT لدينا). وكما يبين الشكل 3، فإن هذه الدالة (المعادلة 1) تعيد إنتاج التوزيع المقيس لكثافات الفيض العظمى من أجل $\mu = -0.13\pm0.03$ و$\sigma=0.56\pm0.03$. وهذه القيمة لـ $\sigma$ مشابهة لما قيس عند 8.6/8.7 GHz قبل رصد GBT لدينا ($\sigma=0.49$، Lynch et al. 2015) وبعده ($\sigma = 0.57\pm 0.02$؛ Yan et al. 2015)، مما قد يشير إلى آلية توليد مشتركة.

Refer to caption
Figure 3: توزيع الفيض المعياري للنبضات المفردة عند 45 GHz المكتشفة من SGR 1745−29، مع إظهار أفضل توزيع لوغاريتمي-طبيعي ملائم فوقه كما هو معرف في المعادلة 1. وتقابل أشرطة الخطأ 1$\sigma$ الجذر التربيعي لعدد النبضات المفردة في كل خانة فيض معيارية لوغاريتمية.

3 مصفوفة جانسكي الكبيرة جداً

رصدت JVLA مصادفة SGR J1745−29 في هيئتيها A و B ضمن حملة NRAO الحديثة لرصد الخدمة لـ Sgr A⋆ (رمز المشروع TOBS00006) Chandler & Sjouwerman (2013a, b, 2014a, 2014b). وخلال هذه الأرصاد، هيئ مرابط WIDAR لتحقيق عرض نطاق 2 GHz متمركز عند 41 GHz. وفي التحليل الموصوف أدناه، استخدمنا مجموعات القياس المعايرة المتاحة في أرشيف NRAO، حيث عيرت كثافات الفيض باستخدام أرصاد قصيرة لـ 3C286، وعير نطاق الحزمة باستخدام أرصاد قصيرة لـ NRAO 530 و 3C286. وعند 41 GHz، لم يرصد Sgr A⋆ (وكذلك SGR J1745−29) إلا مدة $\sim6$ دقائق على المصدر، وحددت الأطوار بالمعايرة الذاتية على Sgr A⋆ في مركز المجال11 1 انظر https://science.nrao.edu/science/science-observing لمزيد من التفاصيل..

البيئة الراديوية حول Sgr A⋆ شديدة التعقيد؛ فهي تضم مصادر راديوية منتشرة متعددة يرجح أنها مناطق Hii وفقاعات رياح نجمية تغذيها النجوم العديدة عالية الكتلة في هذه المنطقة (مثلاً، Zhao & Goss 1998). ولتقليل أثر هذا الانبعاث المنتشر في قياساتنا لـ SGR J1745−29، استخدمنا فقط خطوط أساس أطوالها $>500~{\rm k}\lambda$ ($>4.8~{\rm km}$) لإنتاج صورنا الراديوية لهذا المجال، مما يزيل عملياً جميع المصادر ذات الحجم >0⁢.′′⁢4. وصورنا البيانات المتبقية أولاً باستخدام مهمة casa المسماة clean، مع ترجيح قياسات الرؤية على خطوط الأساس $u-v$ المختلفة باستخدام دالة ”Briggs” (Briggs, 1995) وبمعامل ”robust” قدره 0.5. ثم أزيل الالتفاف من الصورة الناتجة باستخدام مهمة casa المسماة clean، مع وضع ”صناديق CLEAN” تفاعلياً حول Sgr A⋆، والمغنطار SGR J1745−29، وأي مصادر انبعاث أخرى ظهرت بعد كل دورة من دورات إزالة الالتفاف. وقسنا كثافة الفيض لـ SGR 1745−29 باستخدام مهمة miriad (Sault et al., 1995) المسماة imfit لملاءمة مصدر نقطي عند موقع المغنطار في الصورة $>500~{\rm k}\lambda$. وقد حال وجود Sgr A⋆ الأكثر سطوعاً بكثير دون قياس كثافة فيض المغنطار بنمذجة قياسات الرؤية $u-v$ المقيسة بمصدر نقطي عند موقعه.

وكما هو مبين في الجدول 1، فإن استبعاد البيانات من خطوط الأساس الأقصر زاد عموماً دلالة كشف المغنطار. وعادة ما تمتلك كثافات الفيض المقدرة بالطريقة الموصوفة أعلاه أشرطة خطأ أكبر بكثير من تلك التي أوردها سابقاً Yusef-Zadeh et al. (2015). وباستخدام أشرطة الخطأ الأكبر الناتجة من تحليلنا، نجد قيماً متسقة عموماً مع قيم أولئك المؤلفين لكنها أدنى منها. والاختلاف الرئيس بين تحليلينا هو أن Yusef-Zadeh et al. (2015) لا يرشحون خطوط الأساس الأقصر ونمذجوا الانبعاث من SGR J1745−29 بغاوسي 2D في مستوى الصورة (Yusef-Zadeh et al., 2015). وكلا الاختلافين يزيد احتمال التلوث بانبعاث منتشر غير مرتبط حول هذا المصدر، ويفسر سبب قياس هؤلاء المؤلفين كثافة فيض أعلى وأدق لـ SGR 1745−29.

Obs. Date JVLA SGR J1745−29 41 GHz Flux Density [mJy]
YYYY MMM DD Config. >500 kλ All data Yusef-Zadeh et al. (2015)
2013 Oct 26 B 2.0±1.0 0.50±0.36 <0.82
2013 Nov 29 B 1.0±0.6 0.83±0.46 <0.70
2013 Dec 29 B 1.2±0.7 1.2±1.5 <1.52
2014 Feb 15 A 2.1±0.4 1.6±0.3 1.85±0.07
2014 Feb 21 A ⋯ 1.62±0.02 1.62±0.04
2014 Mar 22 A 2.1±0.3 0.86±0.22 1.24±0.02
2014 Apr 26 A 0.91±0.30 0.52±0.25 1.20±0.07
2014 May 10 A 1.21±0.22 1.10±0.21 ⋯
2014 May 31 A 3.5±0.4 3.5±0.4 2.94±0.12
Table 1: تجميع للقيم المقيسة لكثافة الفيض عند 41 GHz لـ SGR J1745−29 بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر و2014 أيار/مايو (كثافة الفيض المبلغ عنها في 2014 أيار/مايو 10 هي في الواقع عند 44 GHz). وكثافة الفيض المبلغ عنها في 2014 شباط/فبراير 21 مأخوذة من Yusef-Zadeh et al. (2014)، في حين اشتقت بقية القيم باستخدام الإجراءات الموصوفة في §3. وتقابل الحدود العليا التي اقتبسها Yusef-Zadeh et al. (2015) كثافة الفيض المطلوبة لكشف بدلالة $3\sigma$.

كما حللنا رصداً إضافياً لـ JVLA لهذا المجال أجري في 2014 أيار/مايو 10 (المشروع AG941)، حيث رصد SGR J1745−29 مدة $\sim90$ دقائق بمرابط WIDAR في نمط 8-بت من أجل تحقيق عرض النطاق الأقصى $\sim2~{\rm GHz}$ المتمركز عند 44 GHz، وهو مختلف قليلاً عن أرصاد JVLA عند 41 GHz الموصوفة أعلاه ورصد GBT عند 45 GHz المناقش في §2. وحللت هذه البيانات باستخدام CASA v4.3.1 (McMullin et al., 2007)، إذ عيرت مقاييس كثافة الفيض وتأخيرات الهوائيات والمكاسب ونطاق الحزمة كلها باستخدام أرصاد لـ 3C 286، في حين حددت الأطوار باستخدام المعايرة الذاتية لأن Sgr A⋆ كان مرة أخرى ضمن المجال. كما صورت البيانات باستخدام مهمة casa المسماة clean مع ترجيح ”Briggs” (Briggs, 1995) لخطوط الأساس $u-v$ المختلفة وبمعامل ”robust” قدره 0.5. ثم أزيل الالتفاف من الصورة الناتجة، مرة أخرى باستخدام مهمة casa المسماة clean، مع وضع ”صناديق CLEAN” تفاعلياً حول Sgr A⋆، والمغنطار SGR J1745−29، وأي مصادر انبعاث أخرى كشفتها دورات إزالة الالتفاف اللاحقة. ثم حددت كثافة فيض كل من Sgr A⋆ و SGR J1745−29 بملاءمة الصورة الناتجة بنقطة عند موقعيهما باستخدام مهمة miriad المسماة imfit. ويمتلك Sgr A⋆ كثافة فيض عند 44 GHz قدرها $1.59~{\rm Jy}$ في البيانات المجموعة على جميع خطوط الأساس وكذلك في البيانات المجموعة فقط على خطوط أساس أطوالها $>500~{\rm k}\lambda$، بما يتسق مع قياسات أخرى حول هذا التاريخ (Yusef-Zadeh et al., 2015).

Source Time Range [UTC]
08:23:00−08:41:30 08:41:30−09:03:00 09:05:00−09:24:00 09:24:00−09:43:00
SGR J1745−29 1.99±0.38 mJy 0.88±0.47 mJy 1.31±0.50 mJy 0.86±0.52 mJy
Sgr A⋆ 1.590 Jy 1.585 Jy 1.590 Jy 1.588 Jy
Image rms 0.52 μJy beam-1 0.59 μJy beam-1 0.52 μJy beam-1 0.50 μJy beam-1
Table 2: كثافة الفيض عند 44 GHz لـ SGR 1745−29 وSgr A⋆ كما قيست في 2014 أيار/مايو 10 بوحدة mJy. ويبلغ الخطأ في كثافة فيض Sgr A⋆ في كل فترة زمنية $\sim0.6~{\rm mJy}$.

بحثنا عن تغيرات في كثافة فيض المغنطار خلال هذا الرصد بتقسيم مجموعة البيانات هذه إلى فواصل طول كل منها $\sim20$ دقيقة، وتصوير كل فترة زمنية على حدة باستخدام الإجراء نفسه الموصوف أعلاه (الشكل 4)، ثم قياس كل من كثافة فيض SGR J1745−29 وSgr A⋆ مرة أخرى بملاءمة الصورة الناتجة بنقطة عند موقعه باستخدام مهمة miriad المسماة imfit. وكما يورد الجدول 2، بدت كثافة فيض المغنطار وكأنها تتغير بمعامل $\sim2$ بين فترات متتالية طول كل منها $\sim20$ دقيقة في هذا الرصد. وتشير كثافة الفيض الثابتة المقيسة لـ Sgr A⋆ خلال هذا الرصد، وكذلك مستوى الضجيج شبه الثابت في الصورة (الجدول 2 كما قيس بحساب rms للبكسلات في منطقة كبيرة خالية من المصادر قرب المغنطار باستخدام أداة karma المسماة kvis (Gooch, 2011))، إلى أن هذا التغير ليس أثراً مصطنعاً ناتجاً من معايرتنا أو تقنية التصوير لدينا.

Refer to caption
Refer to caption
Refer to caption
Refer to caption
Figure 4: صور عند 44 GHz متمركزة على موضع SGR J1745−29 أنتجت باستخدام بيانات الفترات الزمنية الأربع المدرجة في الجدول 2. وفي كل صورة، يمتد التدرج الرمادي من $-0.3~{\rm mJy~beam}^{-1}$ إلى $0.3~{\rm mJy~beam}^{-1}$، ويظهر حجم حزمة الفصل واتجاهها في الزاوية السفلية اليسرى.

تتيح لنا التغيرات الكبيرة في كثافة الفيض الراديوي للمغنطار على مثل هذا المقياس الزمني القصير اختبار اقتراح Yusef-Zadeh et al. (2015) بأن الفيض الراديوي المرصود هو في المقام الأول انبعاث غير نبضي يتولد من التفاعل بين رياح المغنطار المدفوعة بالدوران والوسط المحيط. ويجادل هؤلاء المؤلفون بأنه، إذا صح ذلك، فإن كثافة الفيض غير النبضي تتناسب مع ضغط الاندفاع لريح المغنطار $P_{\rm ram} = \rho v_{\rm rel}^2$، حيث إن $\rho$ هي كثافة الوسط المحيط و$v_{\rm rel}$ هي السرعة النسبية للمغنطار بالنسبة إلى محيطه (Yusef-Zadeh et al., 2015). ويشير ذلك إلى أن تغير الفيض بمعامل $\sim2$ المرصود خلال رصد JVLA في 2014 أيار/مايو 10 (الجدول 2) ناتج من تغير $\sim2\times$ في الكثافة المحيطة و/أو تغير $\sqrt{2}\times$ في $v_{\rm rel}$.

تشير السرعة العرضية المقيسة للمغنطار $v_{\rm tr}\approx240~{\rm km/s}$ (Bower et al., 2015) إلى أنه لا يقطع إلا $\gtrsim3\times10^5~{\rm km}$ (0.002 وحدة فلكية؛ AU) في 20 دقيقة. فإذا كان الانخفاض المرصود في فيض 44 GHz ناجماً عن انخفاض في الكثافة المحيطة، لكان على المغنطار أن يمر عبر منطقة ذات تدرج كثافة شديد الحدة مقداره $\nabla \rho = 5\Delta n_{5} \times10^7~{\rm cm^{-3}~AU^{-1}}$، حيث $\Delta n_5 \equiv \Delta n/10^5~{\rm cm}^{-3}$ (مع كون $n \approx 10^5~{\rm cm}^{-3}$ الكثافة النموذجية التي ذكرها Yusef-Zadeh et al. (2015))، وهو حدث مستبعد جداً. لذلك، فإن انخفاضاً حاداً في فيض 41 GHz غير النبضي سينشأ بدلاً من ذلك من انخفاض في $v_{\rm rel}$. وبما أن اتجاه الحركة الخاصة المرصود للمغنطار معاكس لاتجاه الغاز المتأين $\sim200~{\rm km/s}$ المزاح نحو الأزرق في المنطقة (مثلاً، Zhao et al. 2009)، فإن $v_{\rm rel} \gtrsim 500~{\rm km/s}$ مع Yusef-Zadeh et al. (2015) يشير إلى أن $v_{\rm rel} \sim 1000~{\rm km/s}$. ومن ثم، فإن انخفاضاً في كثافة الفيض المرصودة بمقدار $\sim2$ يتطلب انخفاضاً في $v_{\rm rel}$ بمقدار $\sim 700-1500~{\rm km/s}$. ويمكن تفسير مثل هذا التغير إذا خرج المغنطار من فقاعة الريح النجمية لنجم ضخم من الصنف OB أو نجم Wolf-Rayet. غير أن مثل هذه الفقاعات تكون عادة أكبر بكثير من المسافة التي يقطعها هذا المغنطار خلال $\sim20$ دقيقة.

وفضلاً عن ذلك، إذا اختبر المغنطار تغيراً مفاجئاً في الكثافة المحيطة أو في السرعة النسبية $v_{\rm rel}$، فإن المقياس الزمني $\Delta t$ الذي ستتغير عليه كثافة الفيض الراديوي المرصودة يقارب $\Delta t \sim R/v_{\rm rel}$، حيث $R$ نصف قطر صدمة القوس (المفترض أنه حجم منطقة إصدار الراديو). وبالنسبة إلى $R\sim20$ AU كما قدره Yusef-Zadeh et al. (2015)، فإن هذا يشير إلى أن $\Delta t \sim v_{1000}^{-1}~{\rm month}$ (حيث $v_{\rm rel} = 1000v_{1000}~{\rm km/s}$)، وهي أكبر بكثير من المقياس الزمني البالغ $\sim20$ دقيقة المقيس هنا. وحتى لو حدثت تغيرات في الانبعاث الراديوي بطريقة ما أسرع من هذا التقدير، فإن $\sim170$ دقيقة التي يستغرقها الضوء لاجتياز هذا المصدر ذي الحجم $\sim20$ AU تجعل من شبه المستحيل أن يتغير انبعاثه الراديوي بمعامل $\sim2$ خلال 20 دقائق فقط. ونتيجة لذلك، نستنتج أن كثافة الفيض عالية التردد لـ SGR J1745−29 تهيمن عليها الانبعاثات النبضية للمغنطار. وفي الواقع، رصد تغير مماثل على هذه المقاييس الزمنية عند ترددات أعلى بعد $\sim2-3$ أشهر من رصد JVLA لدينا في 2014 أيار/مايو 10 (Torne et al., 2015).

غير أن تحليلنا، وكذلك التحليل الذي أجراه Yusef-Zadeh et al. (2015) لأرصاد JVLA المنفذة بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر 26 و2014 أيار/مايو 31، يشيران، مع أن كثافة فيض هذا المغنطار عند $41/45$ GHz تغيرت تغيراً كبيراً خلال هذه الفترة (الجدول 2 $\sim1-3$ mJy)، إلى أن كثافة الفيض التي قاستها JVLA في كل الأزمنة كانت أعلى بمقدار $\gtrsim5-10\times$ من كثافة الفيض النبضي عند 45 GHz البالغة $\sim0.1~{\rm mJy}$ والتي قاسها GBT في 2014 نيسان/أبريل 10. وبما أن أرصاد JVLA حساسة للانبعاث الراديوي الكلي (النبضي وغير النبضي) من المغنطار، في حين لا يستطيع رصد GBT إلا قياس الانبعاث الراديوي النبضي للمغنطار، فقد يكون من الممكن أن يكون $\sim90\%$ من انبعاث المغنطار الراديوي غير نبضي. غير أن التغير السريع بمعامل $\sim2$ في الانبعاث الراديوي الكلي (النبضي وغير النبضي) للمغنطار، كما وصف أعلاه، لا يمكن أن ينجم عن تغيرات في انبعاثه الراديوي غير النبضي. لذلك، فإن $\gtrsim50\%$ من الانبعاث الراديوي الكلي للمغنطار نبضي. ونتيجة لذلك، تشير أرصاد GBT وJVLA معاً إلى أن كثافة الفيض النبضي عالي التردد للمغنطار يمكن أن تتغير بما يقارب رتبة مقدار. ويدعم هذا الاستنتاج قياسات أقدم لانبعاثه الراديوي النبضي، فمثلاً، يشير استقراء الطيف الراديوي النبضي المقيس في 2013 أيار/مايو بواسطة Shannon & Johnston (2013) إلى كثافة فيض عند 45 GHz مقدارها $\sim100 \mu$Jy، وهي قابلة للمقارنة مع ما نقيسه في رصدنا بـ GBT (§2). إضافة إلى ذلك، فإن كثافات الفيض عند 41 GHz المقيسة في تحليلنا لأرصاد الخدمة بـ JVLA متسقة مع الطيف النبضي الأعلى تردداً للمغنطار المقيس بين 2014 تموز/يوليو 21 و2014 آب/أغسطس 24 (Torne et al., 2015)، مما يدعم أيضاً فكرة أن المغنطار ينتج في المقام الأول انبعاثاً راديوياً نبضياً لا انبعاثاً غير نبضي.

4 الخلاصة

خلاصة القول، نعرض قياسات لكثافة الفيض النبضي والكلي عند $\sim40$ GHz لـ SGR J1745−29 بين 2013 تشرين الأول/أكتوبر 26 و2014 أيار/مايو 31، وهي فترة تغيرت خلالها خصائصه الراديوية النبضية عند 8.5 GHz تغيراً كبيراً (Lynch et al., 2015). ويعد كشف GBT لدينا لنبضات 45 GHz في 2014 نيسان/أبريل 10 (§2) أبكر كشف لنبضات $>20$ GHz من هذا المغنطار، كما أن الملف الضيق ذا القمة الواحدة المقيس خلال هذا العصر يشبه المكوّن الجديد في ملف النبضة عند 8.5 GHz الذي ظهر قبل بضعة أشهر (Lynch et al., 2015). وخلال هذا الرصد، أصدر المغنطار نبضة راديوية مفردة ساطعة في $\sim70\%$ من دوراناته، وهي نسبة أعلى بكثير مما رصد سابقاً أو لاحقاً عند الترددات الأدنى. وفضلاً عن ذلك، يتبع الفيض الأعظمي لهذه النبضات الساطعة المفردة عند 45 GHz توزيعاً لوغاريتمياً-طبيعياً مشابهاً لما قيس عند 8.5 GHz (الشكل 3)، وهي صلة ممكنة أخرى بين الانبعاث الراديوي النبضي عند الترددات العالية والمنخفضة.

إضافة إلى ذلك، يشير تحليلنا لأرصاد JVLA لـ SGR J1745−249 خلال هذه الفترة (§3) إلى أن كثافة فيضه عند 41 GHz تغيرت بمقدار $\sim5\times$، بما يتسق مع قياسات لاحقة لكثافة فيضه النبضي. إن تغير كثافة الفيض عند 44 GHz بمعامل $\sim2$ خلال فترة قدرها $\sim20$ دقيقة كما قيس أثناء رصد JVLA في 2014 أيار/مايو 10 (الجدول 2) يعزز أصلاً مغناطيسياً غلافياً لهذا الانبعاث عالي التردد. ومع أن ثمة حاجة إلى أرصاد إضافية لاختبار ما إذا كانت الصلات بين الانبعاث الراديوي النبضي منخفض التردد وعالي التردد حقيقية، فإن هذه النتائج تشير إلى أن إجراء مزيد من الدراسات لهذا المغنطار قد يحسن فهمنا للانبعاث الراديوي النبضي من هذه المصادر تحسناً كبيراً.

المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي مرفق تابع لمؤسسة العلوم الوطنية تديره Associated Universities, Inc. بموجب اتفاقية تعاونية.

References

  • Beloborodov (2009) Beloborodov, A. M. 2009, ApJ, 703, 1044
  • Beloborodov (2013) —. 2013, ApJ, 777, 114
  • Bower et al. (2015) Bower, G. C., Deller, A., Demorest, P., et al. 2015, ApJ, 798, 120
  • Briggs (1995) Briggs, D. S. 1995, in Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 27, American Astronomical Society Meeting Abstracts, 1444
  • Burke-Spolaor et al. (2012) Burke-Spolaor, S., Johnston, S., Bailes, M., et al. 2012, MNRAS, 423, 1351
  • Bussa & VEGAS Development Team (2012) Bussa, S., & VEGAS Development Team. 2012, in American Astronomical Society Meeting Abstracts, Vol. 219, American Astronomical Society Meeting Abstracts #219, #446.10
  • Camilo et al. (2007a) Camilo, F., Ransom, S. M., Halpern, J. P., & Reynolds, J. 2007a, ApJ, 666, L93
  • Camilo et al. (2006) Camilo, F., Ransom, S. M., Halpern, J. P., et al. 2006, Nature, 442, 892
  • Camilo et al. (2008) Camilo, F., Reynolds, J., Johnston, S., Halpern, J. P., & Ransom, S. M. 2008, ApJ, 679, 681
  • Camilo et al. (2007b) Camilo, F., Cognard, I., Ransom, S. M., et al. 2007b, ApJ, 663, 497
  • Camilo et al. (2007c) Camilo, F., Ransom, S. M., Peñalver, J., et al. 2007c, ApJ, 669, 561
  • Camilo et al. (2016) Camilo, F., Ransom, S. M., Halpern, J. P., et al. 2016, ApJ, 820, 110
  • Chandler & Sjouwerman (2013a) Chandler, C. J., & Sjouwerman, L. O. 2013a, The Astronomer’s Telegram, 5036
  • Chandler & Sjouwerman (2013b) —. 2013b, The Astronomer’s Telegram, 5545
  • Chandler & Sjouwerman (2014a) —. 2014a, The Astronomer’s Telegram, 5727
  • Chandler & Sjouwerman (2014b) —. 2014b, The Astronomer’s Telegram, 5969
  • DuPlain et al. (2008) DuPlain, R., Ransom, S., Demorest, P., et al. 2008, in Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Vol. 7019, Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, 1
  • Gooch (2011) Gooch, R. 2011, Karma: Visualisation Test-Bed Toolkit, Astrophysics Source Code Library, , , ascl:1102.018
  • Ibrahim et al. (2004) Ibrahim, A. I., Markwardt, C. B., Swank, J. H., et al. 2004, ApJ, 609, L21
  • Karuppusamy et al. (2010) Karuppusamy, R., Stappers, B. W., & van Straten, W. 2010, A&A, 515, A36
  • Kijak et al. (2013) Kijak, J., Tarczewski, L., Lewandowski, W., & Melikidze, G. 2013, ApJ, 772, 29
  • Lazarus et al. (2015) Lazarus, P., Brazier, A., Hessels, J. W. T., et al. 2015, ApJ, 812, 81
  • Levin et al. (2010) Levin, L., Bailes, M., Bates, S., et al. 2010, ApJ, 721, L33
  • Levin et al. (2012) Levin, L., Bailes, M., Bates, S. D., et al. 2012, MNRAS, 422, 2489
  • Lorimer & Kramer (2012) Lorimer, D. R., & Kramer, M. 2012, Handbook of Pulsar Astronomy
  • Lynch et al. (2015) Lynch, R. S., Archibald, R. F., Kaspi, V. M., & Scholz, P. 2015, ApJ, 806, 266
  • Lynch et al. (2014) Lynch, R. S., Kaspi, V. M., & Scholz, P. 2014, The Astronomer’s Telegram, 6064, 1
  • McMullin et al. (2007) McMullin, J. P., Waters, B., Schiebel, D., Young, W., & Golap, K. 2007, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 376, Astronomical Data Analysis Software and Systems XVI, ed. R. A. Shaw, F. Hill, & D. J. Bell, 127
  • Mori et al. (2013) Mori, K., Gotthelf, E. V., Zhang, S., et al. 2013, ApJ, 770, L23
  • Ransom (2001) Ransom, S. M. 2001, PhD thesis, Harvard University
  • Rea et al. (2013) Rea, N., Esposito, P., Pons, J. A., et al. 2013, ApJ, 775, L34
  • Sault et al. (1995) Sault, R. J., Teuben, P. J., & Wright, M. C. H. 1995, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 77, Astronomical Data Analysis Software and Systems IV, ed. R. A. Shaw, H. E. Payne, & J. J. E. Hayes, 433
  • Serylak et al. (2009) Serylak, M., Stappers, B. W., Weltevrede, P., et al. 2009, MNRAS, 394, 295
  • Shannon & Johnston (2013) Shannon, R. M., & Johnston, S. 2013, MNRAS, 435, L29
  • Thompson (2008a) Thompson, C. 2008a, ApJ, 688, 1258
  • Thompson (2008b) —. 2008b, ApJ, 688, 499
  • Thompson et al. (2000) Thompson, C., Duncan, R. C., Woods, P. M., et al. 2000, ApJ, 543, 340
  • Torne et al. (2015) Torne, P., Eatough, R. P., Karuppusamy, R., et al. 2015, MNRAS, 451, L50
  • Yan et al. (2015) Yan, Z., Shen, Z.-Q., Wu, X.-J., et al. 2015, ApJ, 814, 5
  • Yusef-Zadeh et al. (2015) Yusef-Zadeh, F., Diesing, R., Wardle, M., et al. 2015, ApJ, 811, L35
  • Yusef-Zadeh et al. (2014) Yusef-Zadeh, F., Roberts, D., Heinke, C., et al. 2014, The Astronomer’s Telegram, 6041, 1
  • Zhao & Goss (1998) Zhao, J.-H., & Goss, W. M. 1998, ApJ, 499, L163
  • Zhao et al. (2009) Zhao, J.-H., Morris, M. R., Goss, W. M., & An, T. 2009, ApJ, 699, 186