إمكان بذر مجرة NGC 4424 الحلزونية بثقب أسود عبر عنقود نجمي هابط

الملخص

يمكن أن تنمو المجرات بفعل تجاذبها الثقالي المتبادل ثم التحامها. وأثناء دوران مجرة منخفضة الكتلة حول مجرة عادية ذات سطوع سطحي عال، يمكن أن تتجرد المجرة الصغيرة من معظم جسمها. غير أن قلبها النجمي، إذا كان ممثلا بعنقود نجمي نووي محكم الارتباط، يكون أكثر قدرة على مقاومة التفكك. ومن صور أرشيفية لتلسكوب الفضاء Hubble اكتشفنا عنقودا نجميا أحمر ممدودا بفعل المد والجزر يقع على بعد $\sim$5$\mathrm{″}$ ($\sim$400 pc إسقاطيا) من مركز المجرة الحلزونية بعد الاندماج NGC 4424، ويتجه نحوه. ولهذا العنقود النجمي، الذي نسميه ‘Nikhuli’، لمعان في الأشعة تحت الحمراء القريبة قدره $(6.88\pm 1.85)\times {10}^6$L_⊙,F160W، ومن المرجح أنه يمثل نواة مجرة مأسورة/مندمجة. كذلك تُظهر صورتنا من مرصد Chandra للأشعة السينية أن Nikhuli يحتوي على مصدر نقطي عالي الطاقة في الأشعة السينية، بلمعان $L_{0.5-8\mathrm{keV}}={6.31}_{-3.77}^{+7.50}\times {10}^{38}$ erg s^-1 (بمستوى ثقة 90%). ونرى أن هذا المصدر أقرب إلى أن يكون ثقبا أسود ضخما نشطا منه إلى ثنائي أشعة سينية. وبما أن البنية النجمية في Nikhuli لا تُظهر مظهرا مذنبيا متجها إلى الخارج، فإنها ترجح سيناريو السقوط الداخلي لا سيناريو القذف الناتج من ارتداد موجات ثقالية. وقد يكون اندماج صغير مع مجرة مبكرة النمط منخفضة الكتلة قد بذر ثقبا أسود ضخما، وأسهم في تكوين انتفاخ كاذب على شكل X، ويعمل على بناء انتفاخ صغير. وتتنبأ الكتلة النجمية وتشتت السرعات في NGC 4424 بثقب أسود مركزي كتلته (0.6–1.0)$\times {10}^5{M}_{\odot }$، وهي مشابهة لكتلة الثقب الأسود متوسط الكتلة المتوقعة في Nikhuli، مما يوحي بآلية لإمداد المجرات المتأخرة عديمة الانتفاخات بالثقوب السوداء. وقد نكون نشاهد فعليا عملية بذر ثقب أسود عبر الأسر والهبوط، حيث يكون العنقود النجمي النووي هو وسيلة الإيصال.

1 مقدمة

من المعروف منذ زمن بعيد أن المجرات يمكن أن تندمج. فالمجرات الأصغر تهطل على المجرات الأكبر، فتغذي نموها (Lindblad, 1927; Spitzer and Baade, 1951; Baade and Minkowski, 1954; Vorontsov-Vel’Yaminov, 1959; Ibata et al., 2019b). هذا وقد أصبح هذا النمط التطوري ركنا أساسيا في نموذج المادة المظلمة الباردة. ولا يزال اكتشاف السواتل الهابطة يختبر سيناريو النمو الهرمي للمجرات ويدعمه. كما أن التزايد السريع في اكتشاف تيارات حطام ممدودة ذات سطوع سطحي منخفض، تعود إلى مجرات سابقة في أطراف مجرات أكبر، (Putman et al., 1998; Belokurov et al., 2006; Martin et al., 2014; Drlica-Wagner et al., 2015; Koposov et al., 2015; Shipp et al., 2018; Martinez-Delgado et al., 2021) بدأ يكشف مدى تحقق النموذج الهرمي، ولا سيما في بناء الهالات النجمية. وأقرب تيار مدّي معروف إلى مركز مجرتنا يبعد 10-20 kpc عن مركز المجرة (Yuan et al., 2020; Malhan et al., 2021).

أما العناقيد النجمية النووية الكثيفة والمندمجة، وهي سمات شائعة في مراكز المجرات ذات الكتل النجمية المنخفضة ($\approx$10⁷–10${}_{}{}^{9}M_{\odot }^{}$) والمتوسطة ($\approx$${10}^9$–${10}^{10.5}{M}_{\odot }$) (مثلاً Sandage et al., 1985; Böker et al., 2002; Graham and Guzmán, 2003; Balcells et al., 2003, 2007; Scott and Graham, 2013; Sánchez-Janssen et al., 2019)، فهي أقوى ارتباطا ثقاليا من مجراتها المضيفة، ولذلك أقدر على مقاومة التفكك أثناء عملية الافتراس المجري (مثلاً، Bekki et al., 2001, 2003). والحق أن وجود نوى مزدوجة ومتعددة في المجرات الضخمة المبكرة النمط شاهد على متانة هذه العناقيد النجمية المأسورة خلال عملية استيعاب المجرات (مثلاً، Jenner, 1974; Petrosian et al., 1978; Koroviakovskii et al., 1981; Tonry, 1985; Blakeslee and Tonry, 1992; Bonfini and Graham, 2016). كما أن وفرة النوى المتميزة حركيا والأقراص النجمية النووية في المجرات المبكرة النمط (مثلاً Franx et al., 1989; Forbes et al., 1995; Graham et al., 1998; Hau et al., 1999) تكشف مسارا أكثر اكتمالا نحو مراكز هذه المجرات، في مقابل البقاء الأبدي في الهالة.

قد يكون هذا النمط من نمو المجرات، الذي تكشفه النوى المزاحة عن المركز، أصعب رصدا في المجرات المتأخرة النمط بسبب الالتباس مع عقد تشكل النجوم. ويجعل هذا الالتباس إثبات المراحل المتأخرة من عملية الاندماج/الهضم أكثر صعوبة في المجرات المتأخرة النمط. وعلاوة على ذلك، ومن دون انتفاخ نجمي ضخم، يكون الاحتكاك الديناميكي أضعف في المناطق الداخلية، مما يحد من مقدار مساهمة الاندماجات الصغرى في بناء النوى والانتفاخات. وقد استُخدمت لاحقا وفرة النسب المنخفضة بين كتلة الانتفاخ والكتلة النجمية الكلية في المجرات المتأخرة النمط، كما حددها Graham and Worley (2008) و Weinzirl et al. (2009)، من قبل Kormendy et al. (2010) للطعن في النمو الهرمي لمعظم المجرات المتأخرة النمط. فقد طُرح أن الانتفاخات أصغر من أن تكون قد بُنيت بالاندماجات، ومن ثم عُدت نتاجا لعمليات داخلية علمانية. وسيكشف رصد عنقود نجمي نووي هابط قرب مركز مجرة حلزونية متأخرة النمط أن تدمير فص Roche لجيران المجرات لا ينتج فقط تيارات تبني هالات منتشرة، بل إن التمزيق المدي يسهم أيضا في جسم المجرة نفسه، بما في ذلك الانتفاخات الصغيرة. وقد تؤدي عملية الهضم هذه كذلك إلى بذر المجرات الحلزونية بثقوب سوداء ضخمة وتغذيتها بها.

ومن بين المجرات الحلزونية في عنقود Virgo، تبرز المجرة المصنفة ‘Sa? pec’ (Sandage and Tammann, 1981)، NGC 4424 (VCC 979)، ذات قرص مائل بمقدار 70$\mathrm{deg}$ عن وضعية المواجهة، بوصفها حالة ذات أهمية خاصة. ففي حين لا يوجد مصدر نقطي قابل للكشف في الأشعة السينية عند مركز NGC 4424، يوجد بالقرب منه ($\sim$5$\mathrm{″}$) مصدر غير مركزي هو NGC 4424 X-3 ($L_{0.5-8\mathrm{keV}}\approx 6\times {10}^{38}$ erg s^-1). وقد أبلغ عنه Boselli et al. (2018) علنا لأول مرة، واقترحوا أنه إما ثنائي أشعة سينية (XRB) وإما نواة مجرة اندمجت. وتوجد في أطراف هذه المجرة أيضا مصدران نقطيان أسطع في الأشعة السينية ومصدر رابع أخفت.

وعلى الرغم من أن Feng and Soria (2011) وBachetti et al. (2014) وKaaret et al. (2017) يبينون لماذا يُعتقد أن التراكم فوق حد Eddington (Alexander and Natarajan, 2014; Soria et al., 2014) يفسر كثيرا من مصادر الأشعة السينية فائقة اللمعان غير المركزية (ULX: من $L_{\mathrm{X}}\approx 3\times {10}^{39}$ إلى ${10}^{41}$ erg s^-1)، فإن بعضها قد يكون ثقوبا سوداء متوسطة الكتلة (IMBHs) قادمة من مجرات متراكمة، ولا سيما مصادر الأشعة السينية فائقة اللمعان (HLXs: $L_{\mathrm{X}}>{10}^{41}$ erg s^-1, Gao et al., 2003) مثل ESO 243-49 (Farrell et al., 2009; Soria et al., 2010) وغيرها (Sutton et al., 2012; Barrows et al., 2019; Earnshaw et al., 2019). وهنا نعرض ارتباط NGC 4424 X-3 بعنقود نجمي أحمر ممدود.

في القسم 2، نقدم معلومات خلفية وإحالات عن NGC 4424 قبل عرض الصور البصرية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء مع خريطة الأشعة السينية. ثم نعيد تحليل صورة تلسكوب الفضاء Hubble (HST)، وبيانات مرصد Chandra للأشعة السينية (CXO)، وبيانات XMM-Newton، ونقدم مناقشة موسعة. ويعرض القسم 3 تنبؤا بكتلة الثقب الأسود المركزي في كل من NGC 4424 والجسم الهابط المشتبه به. وأخيرا، تقدم في القسم 5 مناقشة أكثر تفصيلا تتمحور حول المصادر غير المركزية.

في عمل سابق، Graham et al. (2019)، استخدمنا متوسط معامل المسافة المستقل عن الانزياح الأحمر لـ NGC 4424، وهو 30.6$\pm$1.0، من قاعدة بيانات NASA/IPAC خارج المجرية (NED). أما هنا فنعتمد معامل المسافة القائم على Cepheid 31.080$\pm$0.292 (مسافة اللمعان $D={16.44}_{-2.07}^{+2.37}$ Mpc) من Riess et al. (2016)، مما يعطي مقياسا قدره 79 pc arcsec$-1$. ويتضمن هذا القيمة ويتفق مع مجموعة من النتائج الحديثة، منها Hatt et al. (2018) الذين يوردون معامل مسافة ‘قمة فرع العمالقة الحمر’ $31.00\pm {0.03}_{\mathrm{stat}}\pm {0.06}_{\mathrm{sys}}$ ($15.8\pm {0.2}_{\mathrm{stat}}\pm {0.4}_{\mathrm{sys}}$ Mpc)، وكذلك Munari et al. (2013) الذين اشتقوا معامل مسافة SN Ia قدره 30.95، وCortés et al. (2008) الذين أوردوا القيمة 30.91 استنادا إلى علاقة Tully and Fisher (1977).

2 الملاحظات والنتائج

2.1 مقدمة

استنادا إلى تعريضات CXO العميقة لـ 100 مجرة مبكرة النمط في عنقود Virgo، يمتلك نصفها عنقودا نجميا نوويا (Côté et al., 2006; Ferrarese et al., 2006)—Gallo et al. (2010) يتضح عمليا أن العناقيد النجمية النووية، في حد ذاتها، لا تميل إلى احتواء مصادر نقطية في الأشعة السينية. ومن بين المجرات 30 الأقل كتلة في تلك العينة المكونة من 100 مجرة، فإن معظمها منوّى، وقد تُنبئ بأن جميعها تؤوي ثقبا أسود متوسط الكتلة (IMBH). وذكر Graham and Soria (2019) أن ثلاثا فقط من هذه المجرات 30 تضم مصدرا نقطيا مركزيا في الأشعة السينية، وهو ما يستبعد أن تكون ثنائيات الأشعة السينية ذات الكتلة النجمية سمة عامة للعناقيد النجمية النووية، على الأقل في المجرات المبكرة النمط. وإذا كانت هذه العناقيد تتألف من جمهرة نجمية فتية وأخرى قديمة، فإن ذلك يستبعد ثنائيات الأشعة السينية العالية الكتلة والمنخفضة الكتلة، على التوالي.

من الرصد السابق، عُرفت NGC 4424 (الشكل 1) بأنها مجرة بعد اندماج تشهد تشكلا نجميا مركزيا (Kenney et al., 1996). Cortés et al. (2006) وBoselli et al. (2018) تحليلا مفصلا لـ NGC 4424، ووجدا أنها شهدت حدث اندماج غير متكافئ الكتلة قبل أقل من 0.5 Gyr. وقد غذى اللقاء اندفاعا من الغاز المتأين، يظهر على هيئة عمود بطول $\sim$10 kpc يشير في الاتجاه المعاكس لذيل من غاز HI منزوع بضغط الصدم، طوله $\sim$110 kpc، ينبعث من NGC 4424 أثناء اندفاعها عبر الوسط الحار داخل عنقود Virgo.

Figure 1: صورة من مسح عنقود Virgo للجيل التالي (NGVS: Ferrarese et al., 2012) للمجرة بعد الاندماج NGC 4424 (الأحمر = مرشح $i$؛ الأخضر = $g$؛ الأزرق = $u$)، مع تراكب كنتورات CXO/ACIS-S (نطاق 0.5–7.0 keV) باللون الأخضر. الشمال إلى الأعلى، والشرق إلى اليسار. تُظهر الدائرة الحمراء موضع النواة البصرية للمجرة كما يورده NED، وبنصف قطر قدره 1 arcsec لتمثيل عدم اليقين الموافق. ويرتبط المصدر النقطي في الأشعة السينية، القريب من المركز لكنه غير مركزي (NGC 4424 X-3)، بعنقود نجمي ممدود (انظر الشكلين 2 و3). أما المجرة الواقعة جنوبا فهي IC 3366 (LEDA 213994)، وهي مجرة خلفية على مسافة $\sim$110 Mpc، في حين أن الشريط الأحمر العمودي أثر تصويري ينبغي تجاهله.

Figure 2: صورة HST/WFC3-IR F160W للمنطقة الداخلية $21\mathrm{″}\times 18\mathrm{″}$ من NGC 4424، وتُظهر قوسا أو تيارا ممدودا ذا نواة تقع 5$\mathrm{″}$ جنوب شرق مركز المجرة. ويتطابق المصدر النقطي القريب من المركز في الأشعة السينية في الشكل 1 مع هذه النواة. الشمال إلى الأعلى والشرق إلى اليسار. الصورة: مجموعة بيانات HLA hst_12880_26_wfc3_ir_f160w.

Figure 3: NGC 4424: صورة مقطوعة من HST/WFC3-IR F160W (اللوحة اليسرى: $88\mathrm{″}\times 88\mathrm{″}\approx 7\mathrm{k}\mathrm{p}\mathrm{c}\times 7\mathrm{k}\mathrm{p}\mathrm{c}$); صورة البواقي من Isofit (اللوحة الوسطى)؛ تكبير المنطقة التي تحتوي على NGC 4424 X-3 (اللوحة اليمنى).

2.2 الصور البصرية/القريبة من الأشعة تحت الحمراء

من الشكل 1، الملتقط ضمن مسح عنقود Virgo للجيل التالي (NGVS: Ferrarese et al., 2012)، تبدو NGC 4424 مجرة عديمة الانتفاخ، أو شبه عديمة الانتفاخ، وفيها بنية عقدية شبيهة بالقضيب ذات إهليلجية أكبر من أن تمثل انتفاخا مسترخيا. وعلى الرغم من أن de Vaucouleurs et al. (1991) يصنفون هذه المجرة على أنها ذات أذرع حلزونية وقضيب، فإن هذه البنية الشبيهة بالقضيب لا تشبه قضيبا نموذجيا مسترخيا. وبدلا من ذلك، فإنها تعرض بنية ظاهرة على شكل X/(قشرة الفول السوداني) (X/P)، أي انتفاخا كاذبا تكون من انبعاج قضيب (Bardeen, 1975; Hohl, 1975; Combes and Sanders, 1981; Combes et al., 1990; Athanassoula, 2005; Saha et al., 2018). وتنبثق الأذرع الحلزونية العريضة الخافتة من نهايتي البنية الشبيهة بالقضيب ذات الشكل X، عند نصف قطر على المحور الرئيسي قدره $\sim$36$\mathrm{″}$.

وعند تكبير المنطقة المركزية وخفض السطوع، يعرض الشكل 2 جزءا من صورة مأخوذة من Hubble Legacy Archive (HLA). وتُظهر الصورة المنطقة الداخلية من قناة الأشعة تحت الحمراء في كاميرا Wide Field Camera 3 (WFC3) ضمن مرشح F160W (نطاق $H$)، والمأخوذة ضمن مقترح HST ذي المعرف 12880 (PI: A.Riess). يساعد التعريض في الأشعة تحت الحمراء القريبة على تقليل أثر الغبار والنجوم الشابة وتجنب انبعاث H$\alpha$. ويمكن رؤية تيار ذي نواة إلى أسفل يسار مركز المجرة، أي إلى الجنوب الشرقي منه.

يعرض الشكل 3 نمذجتنا وإزالتنا لجزء كبير من ضوء المجرة المتناظر مرآتيا حول محورها الرئيسي (مع زاوية موضع تتغير باختلاف نصف القطر). واتبعت عملية اختزال البيانات لدينا الإجراء المفصل في Davis et al. (2019). نمذجنا NGC 4424 باستخدام المهمة المعدلة Isofit (Ciambur, 2015)، المشغلة ضمن حزمة Image Reduction and Analysis Facility (IRAF) المسماة ellipse. ويتكون نموذجنا من سلسلة من المقاطع أحادية البعد تشمل التغير الشعاعي في الشدة، وزاوية موضع المحور الرئيسي، والإهليلجية، وتتابعا من حدود فورييه التوافقية ذات الرتب العليا التي تلتقط انحرافات الأيزوفوتات عن الإهليلجات الصرفة.

نموذج المجرة ثنائي الأبعاد لدينا — المبني من المقاطع أحادية البعد المتنوعة باستخدام المهمة الجديدة Cmodel (Ciambur, 2015) داخل IRAF — طُرح من الصورة الأصلية لإبراز بنية البواقي (الشكل 3). ويكشف ذلك بوضوح أكبر العنقود النجمي الممدود غير المركزي $\sim$5$\mathrm{″}$ ($\sim$400 pc) جنوب شرق مركز المجرة. وقد اكتشفنا لاحقا أن هذه البنية التي أُغفلت سابقا مرئية أيضا في صورة F160W/F814W/F555W المركبة التي صنعتها Lisa Frattare، والمتاحة على موقع NASA وفي Graur et al. (2016, الشكل 1 في عملهم). علاوة على ذلك، فإن هذا العنقود النجمي هو أيضًا المكان الذي يوجد فيه مصدر الأشعة السينية البعيد عن المركز (الشكل 1، انظر أيضًا Boselli et al., 2018). هذا الاكتشاف، أو الإدراك، يذكرنا باكتشاف النظير البصري/المضيف لـ HLX-1 في المجرة ESO 243-49 (Soria et al., 2010)، وهو ما يمكن رؤيته بوضوح في الشكل  7 ل (Ciambur, 2015).

تحتوي NGC 4424 على قرص أسي واسع النطاق ومعروف (Kenney et al., 1996; Cortés et al., 2006). وضمن هذا القرص يوجد قضيب خافت طويل شهد نصفه الداخلي ازدياد سطوع مرتبطا ببنية X/P الصندوقية أو بالانتفاخ الكاذب. ويعكس الحد السالب $B_4$ عند $\sim$12 ثانية قوسية (الشكل 4) الأيزوفوتات الصندوقية لبنية القضيب/الانتفاخ الكاذب، وكذلك الحد الموجب $B_6$. وبالنظر إلى الطبيعة غير المسترخية للنظام، فقد يكون هذا الانتفاخ ما يزال في طور النمو. وعند أنصاف الأقطار الصغيرة ()، تمنح العقد الممتدة على المحور الرئيسي الأيزوفوتات مظهرا مضطربا. وقد التقط النموذج جزءا من ذلك، كما تدل القمم في مقاطع توافقيات فورييه من الرتبتين الرابعة والسادسة (الشكل 4)، في حين بقي معظمه في صورة البواقي. كما يظهر مقطع الضوء في الشكل 4 ارتفاعا بارزا داخل الثانية القوسية الداخلية. وقد لا يكون مصدر هذا الارتفاع عنقودا نجميا نوويا مفردا، بل يبدو أنه يعكس الحالة غير المستقرة في مركز المجرة، حيث تُرى عدة عقد.

Figure 4: محور المتوسط الهندسي، المعروف أيضا بالمحور المكافئ، لمقطع الضوء في صورة HST/WFC3-IR F160W (نطاق $H$) للمجرة NGC 4424. وقد فُكك ضوء المجرة (النقاط الحمراء) إلى بنى باستخدام برنامج Profiler (Ciambur, 2016). ومع أن وجود قرص واسع النطاق (أزرق داكن) واضح، فإن الطبيعة غير المسترخية لهذا الباقي بعد الاندماج تجعل المكونات الداخلية تخمينية إلى حد ما. وقد استخدمنا مركبة قضيب Ferrer (برتقالي)، ومركبة انتفاخ كاذب Sérsic (أحمر متصل)، إضافة إلى مركبة Gaussian للعناقيد النجمية المركزية (أحمر متقطع).

العنقود النجمي الممدود بعض الشيء في NGC 4424، الذي سنسميه ‘Nikhuli’ (انظر القسم 3.2)، ممتد في اتجاه مركز المجرة. ومن صورة بواقي WFC3/IR F160W (المجرة مطروحا منها النموذج)، نقيس لهذا المصدر الممدود فيضا قدره $879\pm 30$ إلكترون في الثانية. وباستخدام نقطة صفر WFC3/IR F160W قدرها 25.946 mag (النظام الفوتومتري AB: Koekemoer et al., 2013)، يقابل ذلك قدرا ظاهريا 18.59$\pm$0.04 mag (AB). ويعطي استخدام معامل المسافة 31.08$\pm$0.29 قدرا مطلقا $-$12.49$\pm$0.29 mag. ومع القدر المطلق للشمس في F160W، وهو $+$4.60 mag (قدر AB: Willmer, 2018)، يكون اللمعان النجمي $(6.88\pm 1.85)\times {10}^6$L_⊙,F160W. وبافتراض نسبة كتلة نجمية إلى ضوء في F160W مقدارها 0.5 (Graham and Spitler, 2009, انظر الشكل A1 في عملهم)، تكون الكتلة النجمية $(3.44\pm 0.93)\times {10}^6{M}_{\odot }$. أما الانطفاء المجري عند 1.6 $\mu$m في اتجاه NGC 4424 فلا يتجاوز 0.01 mag (Schlafly and Finkbeiner, 2011). ومن الصورة الملونة المركبة ذات النطاقات 3 في Graur et al. (2016)، يبدو أيضا أن الغبار الداخلي في NGC 4424 لا يمثل مشكلة مهمة عند موقع Nikhuli.

2.2.1 لون

وبما أن Nikhuli مرئي أيضا في صورة F814W، فإن ذلك يستبعد احتمال أن يكون الكشف في صورة F160W ناتجا فقط من انبعاث خط Fe II 1.64 $\mu$m من فقاعة متأينة حول NGC 4424 X-3. كما أن التشكل الممدود لا يدعم هذا التفسير. واستخدمنا تمهيدا غاوسيا لخفض الدقة المكانية لصورة قناة WFC3 UVIS F814W، التي أُخذت ضمن مقترح HST نفسه (ID 12880. PI: A.Riess) مثل صورة F160W، كي تطابق الرؤية في صورة F160W. أما ضوء (المجرة مع العنقود النجمي) داخل إهليلج 3$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$4 (272 pc) في 1$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$5 (120 pc) متمركز على العنقود النجمي، فله لون متوسط F814W$-$F160W قدره 1.60$\pm$0.10 mag. وهذا اللون أشد احمرارا قليلا من لون المجرة المحيط، البالغ 1.44$\pm$0.04 mag، وقد يشير إلى جمهرة نجمية أقدم. وليس ذلك أمرا غير مألوف؛ فالعنقود النجمي في التابع الكروي القزم لمجرة درب التبانة Eridanus II يُعتقد أيضا أنه قديم (Alzate et al., 2021).

ولأن لون ضوء المجرة يمكن أن يطغى على لون ضوء العنقود النجمي، فإن صورة لون المجرة (مع العنقود النجمي) F814W$-$F160W ليست مثلى لإظهار لون Nikhuli. لذلك حاولنا تقديم صورة بواقي لونية بدلا من صورة لونية للمجرة. ولتحقيق ذلك طرحنا صورة بواقي F160W من صورة بواقي F814W. وبحكم التصميم تكون شدة معظم البكسلات قريبة من الصفر في صور البواقي هذه. ومن ثم يكون متوسط «اللون» في صورة البواقي اللونية قريبا من الصفر، لا مساويا للون المجرة. كذلك فإن نحو نصف البكسلات في صور بواقي F814W وF160W لها شدة سالبة، ولا سيما حيث يوجد حجب بالغبار. وقد يمثل ذلك إشكالا لأن اللون التقليدي، المعطى بنسبة الشدات $-2.5\log (I_1/I_2)$، لا يكون معرفا عندما تكون $I_1/I_2$ سالبة، كما تصبح الصورة اللونية ضجيجية عندما تكون أي من $I_1$ أو $I_2$ قريبة من الصفر. وللتخفيف من ذلك، أضفنا في صور البواقي شدة بكسل قدرها 1 إلى البكسلات ذات الشدة الموجبة، وطرحنا شدة بكسل قدرها 1 من البكسلات ذات الشدة السالبة. ثم حسبنا، لكل واحدة من صور البواقي المعدلة هذه، مقادير زائفة $-2.5\log (I+1)$ للبكسلات ذات قيم $I$ الموجبة، و$+2.5\log (|I-1|)$ للبكسلات ذات قيم $I$ السالبة. واستخدمنا بعد ذلك mag${}_1{}^{}-$mag₂ وكيلا للون كل بكسل. وبسبب عمليات تدوير الصورة ومحاذاتها ومطابقة حجم البكسلات ومطابقة الرؤية، فضلا عن إضافة «مستوى الانحياز» إلى الشدة، فإن صورتنا الزائفة اللون لبنية البواقي ليست مثالية، لكنها تبقى مفيدة.

Figure 5: صورة البواقي الزائفة اللون، مع تكبير مركزي (يمين)، بعد إزالة جزء كبير من المكون المتناظر مرآتيا لـ NGC 4424 حول محورها الرئيسي. طُرحت صورة بواقي WFC3-IR/F160W (الشكل 3) من صورة بواقي WFC3-UVIS/F814W. وتظهر فجوة شريحة WFC3-UVIS شريطا أزرق مائلا. وقد أحيط مركز المجرة بدائرة بيضاء. يظهر التدفق المتبقي باللون الأحمر أو الأزرق تبعا لما إذا كانت الشدة النسبية في صورة بواقي F160W إلى F814W مرتفعة أو منخفضة. انظر القسم 2.2 للتفاصيل.

ينشأ الشريط البارز في صورة البواقي الزائفة اللون (الشكل 5) من فجوة شريحة كاشف WFC3 UVIS، البالغ عرضها 1$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$24، في صورة F814W. أما النمط الأصفر المروحي ثلاثي الشعب فيعود إلى أن Isofit نجح بدرجة أكبر في التقاط هذه البنية المجرية الحقيقية وإزالتها من صورة F160W مقارنة بصورة F814W. ومع أن جزءا كبيرا من اللون الأزرق داخل المنطقة شبه الإهليلجية الملاءمة هو ضجيج ناتج من صفر ناقص صفر، فإن الصورة تكشف الشدة النسبية لضوء F160W إلى F814W في عدة سمات عبر الحقل. ويمكن ملاحظة أن ضوء Nikhuli (المرتبط بالانبعاث في الشكل 3) له نسبة شدة مرتفعة نسبيا بين F160W وF814W. كما يمكن ملاحظة أن حارة الغبار، المرتبطة بالحجب في الشكل 3 والمعروفة بوصفها سمة مدروسة في بعض قضبان المجرات الحلزونية (مثلاً، Athanassoula, 1992)، تظهر حمراء أيضا. وفي المقابل، فإن منطقة داخلية من القرص بمقاس 3$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$2 ($\sim$260 pc)، مباشرة إلى الشرق من مركز المجرة، تبدو نسبة شدة F160W إلى F814W منخفضة نسبيا. وهذا يدل على تشكل نجمي حديث/جار. ومع ذلك، فإن الألوان الظاهرة في الشكل 5 ليست مثالية. ومن معوقات الحصول على صورة بواقي لونية أكثر فائدة كميا الافتقار الظاهر إلى البنية في صورة F814W مقارنة بصورة F160W، وهو ما يميل إلى تضخيم الإشارة الآتية من السمات في صورة F160W. إضافة إلى ذلك، لُوئم نموذج مجري مستقل لكل من صورتي F160W وF814W، ومن ثم طُرحت نماذج مختلفة قليلا من كل صورة، مما أثر في بناء الصورة اللونية.

Figure 6: صورة البواقي من الشكل 3، بتباين مختلف قليلا، مع إظهار مركز المصدر النقطي في الأشعة السينية NGC 4424 X-3 بالدائرة الخضراء. يبلغ نصف قطرها $0.\mathrm{″}3$ و تضم عدم اليقين البالغ 90% في موضع مصدر الأشعة السينية بعد إسقاطه على صورة HST. وتشير الدائرة الحمراء إلى مركز المجرة NGC 4424.

2.3 بيانات الأشعة السينية

2.3.1 بيانات مرصد الأشعة السينية Chandra

باستخدام تعريض CXO بطول 14.87 ks بمطياف التصوير CCD المتقدم (ACIS) (ObsID: 19408. PI: Soria) أُخذ في 2017-04-17، أفاد Boselli et al. (2018, انظر الأقسام 4.2 في عملهم) بوجود مصدر الأشعة السينية المحجوب NGC 4424 X-3، الواقع على بعد 4$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$9 ($\approx$390 pc) جنوب شرق النواة. يتيح CXO تحديد مواضع المصادر الخافتة الشبيهة بالنقط بدقة دون ثانية قوسية، ويتطابق NGC 4424 X-3 مع العنقود النجمي. يُظهر الشكل 6 المصدر النقطي في الأشعة السينية عند R.A.=12:27:11.801، decl.=+9:25:10.71، وتشير دائرة حمراء إلى 90% نصف القطر = 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$3.

أعدنا تحليل بيانات CXO باتباع الوصفة المفصلة الواردة في Graham et al. (2021) وSoria et al. (2021). وباختصار، استخدمنا حزمة برمجيات Chandra Interactive Analysis of Observations (ciao) الإصدار 4.12 (Fruscione et al., 2006) مع قاعدة بيانات المعايرة الإصدار 4.9.1، لإعادة معالجة ملفات الأحداث (مهمة ciao المسماة chandra_repro)، وحزمة العرض ds9 (Joye and Mandel, 2003) لمعالجة الصور وتحديد المراكز واختيار مناطق المصدر والخلفية. يقع NGC 4424 X-3 قرب نقطة تصويب ACIS، مما يجعل دالة انتشار النقطة أحدّ ويخفض عدم اليقين الموضعي في المركز حتى مع قلة عدد الفوتونات. ولاستغلال ذلك، استخرجنا أيضا صورا بدقة دون بكسلية (0.5 بكسل، بما يقابل $\approx$0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$25)، باستخدام dmcopy، واستعملنا صورة ذات دقة دون بكسلية في نطاق 0.3–7 keV لتحديد المركز.

استخدمنا نصف قطر لاستخراج المصدر قدره 1$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$5 (3 بكسل) حول مركز المصدر؛ والطاقة المطوقة المتوقعة داخل هذا النصف قطر هي $\approx$95%. أما الخلفية فاستخدمنا لها الحلقة الواقعة بين 2$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$5 و10$\mathrm{″}$. ويوجد 8 عدّ أشعة سينية داخل منطقة المصدر (بل كلها داخل 1$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$0 من موضع المركز) في نطاق 0.3–7 keV: لا عدّ في النطاق اللين (0.3–1 keV)، و1 في النطاق المتوسط (1–2 keV)، و7 في النطاق الصلب (2–7 keV). وعند تقسيم نطاق الطاقة بطريقة أخرى نرى أن جميع العدّات 8 تقع عند $>$1.5 keV. وعلى الرغم من قلة عدد العدّات، فإن الكشف عالي الدلالة لأن الخلفية شديدة الانخفاض؛ فاستنادا إلى المتوسط المحلي لا نتوقع سوى $\approx$0.1 عدّ خلفية في النطاق اللين داخل منطقة المصدر، و$\approx$0.2 عدّ خلفية في النطاق المتوسط، و$\approx$0.1 عدّ خلفية في النطاق الصلب. وبالنسبة إلى $N=8$ عدّات مرصودة و$\approx$0.4 عدّ خلفية متوقعا في زمن تكامل قدره 14.87 ks، يكون فاصل الثقة Bayesian عند 90% هو $\approx$4–13 عدّا صافيا، وفاصل 99% هو $\approx$2–17 عدّا صافيا (Kraft et al., 1991). ومعدل العد الصافي في نطاق 0.3–7 keV (بما في ذلك تصحيح PSF إلى نصف قطر لا نهائي) هو ${0.56}_{-0.29}^{+0.42}\times {10}^{-3}$ ct s^-1 (فاصل ثقة Bayesian قدره 90%).

حاولنا استنتاج معلومات إضافية عن فيض ولمعان X-3 بطريقتين مختلفتين: من طاقة الفوتونات المرصودة (باستخدام مهمة srcflux في CIAO)، ومن ملاءمة نموذج طيفي (باستخدام حزمة xspec (Arnaud, 1996) الإصدار 12.11.0). أولا طبقنا مهمة srcflux على ملف الأحداث المعاد معالجته للحصول على تقدير مستقل عن النموذج للفيض المرصود، المخفوت بفعل غاز H I في نطاق ACIS ‘العريض’ (0.5–7 keV). ثانيا، وعلى الرغم من صغر عدد العدّات، استخرجنا طيفا وملفات الاستجابة والاستجابة المساعدة المرتبطة به باستخدام specextract (الشكل 7). وأعدنا تجميع الطيف إلى 1 عدّ في كل حاوية، ثم لاءمناه بنماذج بسيطة (قانون قدرة وقرص-جسم أسود) باستخدام xspec. واستخدمنا إحصائية (Cash, 1979) للملاءمة (cstat في xspec).

لم يكن الغرض الرئيس من تحليلنا الطيفي بالطبع هو تحديد نموذج ملاءمة معقد، بل تقدير كثافة العمود الجوهرية واللمعان المصحح من الامتصاص المتوافقين مع توزيع الطاقة الغريب للفوتونات القليلة المرصودة (كلها أعلى من 1.5 keV). وبافتراض نموذج قانون قدرة، وهو الخيار الأبسط عند غياب معلومات إضافية، مع مؤشر فوتوني $\mathrm{\Gamma }=1.7$ (وهو اختيار معياري مرجعي للانبعاث الصلب من الأجسام المدمجة المتراكمة، مثلا Molina et al., 2009; Corral et al., 2011; Younes et al., 2011; Plotkin et al., 2013; Yang et al., 2015)، نقدر أن عمود امتصاص جوهريا $N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}\gtrsim {10}^{22}$ cm^-2 (أعلى بكثير من كثافة عمود خط البصر المجري $N_{\mathrm{H},\mathrm{Gal}}=1.5\times {10}^{20}$ cm^-2؛ (HI4PI Collaboration et al., 2016)) مطلوب لتفسير توزيع طاقات الفوتونات المرصودة (الجدول 1). ويتطلب نموذج قرص-جسم أسود بدرجة حرارة مفترضة 1.0 keV امتصاصا عاليا مماثلا. ويتيح هذا التقدير التقريبي للامتصاص الجوهري تحويل معدل العد والفيض إلى لمعان جوهري بصورة أكثر واقعية. وبالنسبة إلى نموذج قانون القدرة المفترض $\mathrm{\Gamma }=1.7$، يكون اللمعان غير الممتص في نطاق 0.3–10 keV هو $L_{0.3-10}\approx {10}_{-6}^{+14}\times {10}^{38}$ erg s^-1. أما في نموذج قرص-جسم أسود فيكون $L_{0.5-8}\approx 9_{-5}^{+14}\times {10}^{38}$ erg s^-1 (الجدول 1). وللتحقق من هذه النتائج بصورة إضافية، أدخلنا معدلات العد الصافية في النطاق الصلب (المستنتجة سابقا باستخدام srcflux) في نسخة ciao من Portable, Interactive Multi-Mission Simulator (pimms) الإصدار 4.11a، مع دوال الاستجابة لدورة Chandra 18، فحصلنا على التقديرات نفسها للفيض الجوهري (الموافق للمَعان مستقرئ في 0.3–10 keV يبلغ نحو ${10}^{39}$ erg s^-1 للميول الطيفية المعقولة)، وعلى القيم العالية نفسها $N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}\gtrsim {10}^{22}$ cm^-2 اللازمة لإزالة جميع الفوتونات دون $\approx$1.5 keV. وتُعرض صورة CXO في الشكل 1.

لا تكفي لدينا العدّات ولا تغطية عرض النطاق للتمييز بين نموذج قانون قدرة ونموذج منحني (مثل قرص-جسم أسود)، حتى مع إحصاءات Cash. ونموذج قانون القدرة هو الشكل الطيفي المتوقع لثقب أسود متوسط الكتلة، إذ يكون في الحالة المنخفضة/الصلبة عند لمعان $\approx$10³⁹ erg s^-1 ($\sim$10^-3 من لمعان Eddington لثقب أسود كتلته ${10}^4{M}_{\odot }$ ). غير أن لمعانا قدره $\approx$10³⁹ erg s^-1 يتفق أيضا مع ثقب أسود ذي كتلة نجمية عند الطرف الأعلى من الحالة العالية/اللينة، بدرجة حرارة نموذجية $\approx$1 keV ونصف قطر قرص داخلي $\sim$50–100 km.

Figure 7: اللوحة اليسرى: طيف CXO/ACIS-S لـ NGC 4424 X-3 في Nikhuli، مع نموذج قانون قدرة $\mathrm{\Gamma }=1.7$ (الخط الأزرق). جُمعت نقاط البيانات إلى نسبة إشارة إلى ضوضاء $>$1.8 لأغراض الرسم البياني فقط. وأُجريت الملاءمة على الأعداد الفردية باستخدام إحصاءات Cash. اللوحة اليمنى: أطياف XMM-Newton/EPIC المجمعة لـ NGC 4424 X-3 في 2010 و2017، مع أفضل النماذج الملائمة ونسب البيانات إلى النموذج. نقاط البيانات الحمراء للطيف 2010، والنموذج الملائم الموافق مرسوم بالأرجواني. ونقاط البيانات الزرقاء للطيف 2017، والنموذج الملائم الموافق مرسوم بالأخضر. جُمعت أطياف EPIC إلى 1 نقطة في كل حاوية ولُوئمت باستخدام إحصاءات Cash؛ ثم أُعيد تجميع النتائج إلى نسبة إشارة إلى ضوضاء $>$2.5 وبحد أقصى لعدد القنوات المجمعة = 50، وذلك لأغراض الرسم فقط. مؤشر الفوتونات (المقيد بين الحقبتين) لمركبة قانون القدرة هو $\mathrm{\Gamma }={1.7}_{-0.7}^{+0.9}$؛ واللمعان المصحح من الامتصاص في نطاق 0.3–10 keV لمركبة قانون القدرة (أي دون احتساب انبعاث البلازما الحرارية) هو $\approx$10³⁹ erg s^-1 في طيف EPIC 2010 و$\approx$2.2 $\times {10}^{39}$ erg s^-1 في الطيف 2017.

Table 1: أفضل المعلمات الملائمة لطيف Chandra/ACIS NGC 4424 X-3.

Model Parameters	Values
Model-independent 0.5–7 keV flux from srcflux
Net Rate (${10}^{-3}$ ct s-1)	${0.56}_{-0.29}^{+0.42}$
$f_{0.5-7}$ (${10}^{-14}$ erg cm-2 s-1)	${0.79}_{-0.40}^{+0.59}$
phabs $\times$ phabs $\times$ power-law
$N_{\mathrm{H},\mathrm{Gal}}$ (${10}^{22}$ cm-2)	[0.015]
$N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}$ (${10}^{22}$ cm-2)	${2.7}_{-1.9}^{+3.8}$
$\mathrm{\Gamma }$	[1.7]
$N_{\mathrm{po}}$ (${10}^{-6}$ photons keV-1 cm-2 s-1 at 1 keV)	${4.5}_{-2.8}^{+6.1}$
C-stat/dof	$2.9/7$
$f_{0.5-7}$ (${10}^{-14}$ erg cm-2 s-1)a	${1.1}_{-0.6}^{+1.0}$
$L_{0.3-10}$ (${10}^{38}$ erg s-1)b	${10.0}_{-6.1}^{+13.7}$
phabs $\times$ phabs $\times$ diskbb
$N_{\mathrm{H},\mathrm{Gal}}$ (${10}^{22}$ cm-2)	[0.015]
$N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}$ (${10}^{22}$ cm-2)	${3.4}_{-2.3}^{+4.6}$
$k{T}_{\mathrm{in}}$ (keV)	[1.0]
$N_{\mathrm{dbb}}$ (${10}^{-3}$ km2)c	${1.3}_{-0.8}^{+2.1}$
$R_{\mathrm{in}}\sqrt{\cos \theta }$ (km)d	${70}_{-28}^{+43}$
C-stat/dof	$3.4/9$
$f_{0.5-7}$ (${10}^{-14}$ erg cm-2 s-1)a	${0.81}_{-0.42}^{+0.69}$
$L_{0.3-10}$ (${10}^{38}$ erg s-1)b	${8.5}_{-5.4}^{+13.5}$

ملحوظات. تمثل مجالات الخطأ حدود ثقة 90% لمعلمة 1 واحدة مهمة. وثُبتت القيم بين قوسين في الملاءمة.

^a فيض النموذج الممتص في نطاق 0.5–7 keV.

^b اللمعان المتساوي الخواص المصحح من الامتصاص في نطاق 0.3–10 keV، ويُعرّف بأنه $4\pi d^2$ مرة فيض النموذج المصحح من الامتصاص في نطاق 0.3–10 keV.

^c $N_{\mathrm{dbb}}={(r_{\mathrm{in}}/d_{10})}^2\cos \theta$، حيث $r_{\mathrm{in}}$ هو نصف قطر القرص الداخلي الظاهري بالكيلومترات، و$d_{10}$ هي المسافة إلى المصدر بوحدات 10 kpc (وهنا $d_{10}=1640$)، و$\theta$ هي زاوية الرؤية لدينا ($\theta =0$ تعني المواجهة).

^d $R_{\mathrm{in}}\approx 1.19r_{\mathrm{in}}$ للقرص القياسي (Kubota et al., 1998).

2.3.2 بيانات XMM-Newton

رُصد الحقل المحيط بـ NGC 4424 X-3 أيضا بكاميرا التصوير الفوتوني الأوروبية - شبه موصل أكسيد الفلز (EPIC-MOS) على متن XMM-Newton في مناسبتين: في 2010 يونيو 13 (Obs.ID: 0651790101؛ Revolution: 1925) وفي 2017 ديسمبر 5 (Obs.ID: 0802580201؛ Revolution: 3295)، انظر Boselli et al. (2018, الشكل 5 في عملهم). حمّلنا البيانات من أرشيف HEASARC وأعدنا معالجتها ببرنامج Science Analysis Software (sas) (الإصدار 17.0.0: Gabriel et al., 2004). وأعدنا بناء ملفات الأحداث لكاميرات pn وMOS باستخدام epproc وemproc، على التوالي. ورشحنا ملفات الأحداث لإزالة فترات الخلفية الجسيمية العالية أو المتوهجة بسرعة؛ فاخترنا فقط الفترات التي تحقق فيها معلمة الخلفية RATE الشرط 0.35 في MOS1 وMOS2، و0.5 في pn، عند القنوات 10000 PI 12000. وبعد هذه الخطوة كان الفاصل الزمني الجيد لـ Obs.ID 0651790101 في منطقة استخراج المصدر 13.8 ks لكاميرا pn، و20.6 ks لكل من كاميرتي MOS؛ أما في Obs.ID 0802580201 فكان زمن التعرض الفعلي 11.1 ks لكاميرا pn و18.9 ks لكاميرتي MOS. ثم رشحنا ملفات الأحداث بالشروط القياسية “(FLAG$==$0) && (PATTERN4)” للكاميرا pn، و“(#XMMEA_EM && (PATTERN12)” لكاميرات MOS (الموافقة للأحداث المفردة والمزدوجة).

حددنا منطقة مصدر دائرية نصف قطرها 15$\mathrm{″}$؛ وهذا أصغر قليلا من المعتاد لمصادر EPIC النقطية، لكننا أردنا تقليل تلوث المصدر النقطي الخافت بالانبعاث المنتشر المحيط، المتوقع من الغاز الساخن في المنطقة المركزية لهذه المجرة المكونة للنجوم. (وهذا ليس إشكالا في Chandra، بفضل دقته المكانية الأعلى بكثير). وحددنا مناطق خلفية محلية أكبر بسبع مرات من منطقة المصدر. واستخدمنا xmmselect، لكل من الرصدين، لاستخراج أطياف منفردة للكاميرا pn وكاميرات MOS؛ وبنينا ملفات الاستجابة والاستجابة المساعدة المقابلة باستخدام rmfgen وarfgen. وأخيرا جمعنا أطياف pn وMOS لكل رصد باستخدام epicspeccombine. وجمعنا طيفي EPIC الناتجين إلى حد أدنى قدره 1 عدّ في كل حاوية، ولاءمناهما باستخدام xspec (Arnaud, 1996) الإصدار 12.11.0، مع إحصاءات Cash (Cash, 1979). واخترنا إحصاءات Cash لأن الأطياف المجمعة لا تتضمن عدّات كافية لملاءمة ${\chi }^2$ ذات معنى: فنقدر $\approx$190 عدّا صافيا في طيف EPIC من Obs.ID 0651790101، و$\approx$120 عدّا صافيا من Obs.ID 0802580201.

يلائم كلا الطيفين جيدا انبعاث بلازما حرارية، يهيمن دون $\approx$1 keV، ومركبة قانون قدرة، تهيمن عند الطاقات الأعلى. وبوجه خاص، تتفق المركبة اللينة مع بلازما حرارية متعددة درجات الحرارة. وعند ملاءمتها بمركبتي apec تكون درجتا الحرارة $\approx$0.2 keV و $\approx$0.7 keV. وهذا هو توزع درجات الحرارة المميز للغاز الحار المنتشر في المجرات المكونة للنجوم (Owen and Warwick, 2009; Mineo et al., 2012). لذلك نفسر مركبة قانون القدرة بوصفها الانبعاث الصادر عن الجسم المدمج المتراكم، والمركبة اللينة بوصفها تعزيزا محليا لانبعاث منتشر، أي متتبعا لتشكل نجمي حديث ربما يكون مرتبطا باندماج الساتل. ولا بد أن تُرى المركبة الحرارية اللينة عبر كثافة عمود أقل بكثير مما قُدر من ألوان كشف Chandra الصلبة.

استنادا إلى هذا التفسير المبدئي، وللحد من عدد المعلمات الحرة، ثبتنا درجتي حرارة مركبتي apec عند 0.2 keV و0.7 keV، وأضفنا كثافة عمود امتصاص جوهري إضافية قدرها ${10}^{22}$ cm^-2، تراها مركبة قانون القدرة فقط. كما أبقينا تطبيع mekal ومؤشر فوتونات قانون القدرة مقيدين بين الحقبتين. وحصلنا على ملاءمة جيدة (إحصاء C يساوي 496.8/497) لمؤشر فوتوني $\mathrm{\Gamma }={1.7}_{-0.7}^{+0.9}$. وتضاعف تقريبا اللمعان المصحح من الامتصاص في 0.3–10 keV لمركبة قانون القدرة (التي تمثل، وفق تفسيرنا النموذجي، مصدر Chandra النقطي) من $\approx$10³⁹ erg s^-1 في 2010 إلى $\approx$2.2$\times {10}^{39}$ erg s^-1 في 2017 (ولمعانا 0.5–8 keV مقدارهما $\approx$8$\times {10}^{38}$ erg s^-1 و$\approx$1.8$\times {10}^{39}$ erg s^-1، على التوالي).

ونلاحظ عرضا أنه نظرا إلى أن مصدر الأشعة السينية لم يخفت على مدى 7 سنة، فمن غير المرجح أن يكون منشؤه حدث تمزق نجمي مدي (TDE) لأحد نجوم العنقود النجمي اقترب أكثر من اللازم من الثقب الأسود المفترض (Baumgardt et al., 2006; Komossa, 2015; Lin et al., 2018).

3 تقديرات كتلة الثقب الأسود

قد تؤوي NGC 4424 ثقبين أسودين ضخمين، ربما لم يستقر أحدهما بعد في مركز هذا النظام المندمج (Merritt and Milosavljević, 2005; Barausse, 2012; Tremmel et al., 2018)، وهو ما قد يفسر وجود NGC 4424 X-3 داخل العنقود النجمي الممدود غير المركزي. وفي هذا السيناريو يكون الثقب الأسود الضخم الثاني المفترض ساكنا ومقيما في مركز NGC 4424.

وفي ما يلي نعرض أولا الكتلة المتوقعة لمثل هذا الثقب الأسود المتمركز في المجرة، ثم نقدم تنبؤا بكتلة الثقب الأسود في العنقود النجمي Nikhuli.

3.1 NGC 4424

باستخدام معامل المسافة المنقح 31.080$\pm$0.292 ($=16.4\pm 0.8$ Mpc)، بدلا من 30.6$\pm$1.0، تصبح الكتلة النجمية الكلية المنقحة لـ NGC 4424 هي $\log M_{\ast ,\mathrm{gal}}=10.0\pm 0.1$ (Graham et al., 2019, انظر ملحقهم). وتستند هذه الكتلة إلى قدر المجرة في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة $K^{\prime }$ (2.2 $\mu$m) البالغ 8.86 mag من GOLD Mine (Gavazzi et al., 2003)، مع عدم يقين مفترض قدره 0.10 mag ونسبة كتلة نجمية إلى ضوء في النطاق $K^{\prime }$ مقدارها $M/L_{K^{\prime }}=0.62\pm 0.09$ للمجرة. وتشير هذه الكتلة النجمية المجرية إلى كتلة ثقب أسود مركزي قدرها $\log M_{\mathrm{bh}}=4.8\pm 0.8$ (استنادا إلى تحليل Bayesian متماثل لعلاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ في المجرات المتأخرة النمط) أو $5.1\pm 0.8$ (استنادا إلى انحدار منصف متماثل للمجرات المتأخرة النمط باستخدام روتين FITEXY المعدل). انظر Davis et al. (2018) وGraham et al. (2019) للتفاصيل.

قد يكون حدث الاندماج في NGC 4424 قد رفع تشتت السرعات النجمية المركزية، المبلغ عنه بقيمة $57.0\pm 8.6$ km s^-1 بواسطة Ho et al. (2009). غير أن ذلك قد يكون متسقا مع الزيادة التي أحدثها الاندماج في الكتلة النجمية، إذ ينتج عنه تنبؤ متوافق بكتلة الثقب الأسود قدرها $\log M_{\mathrm{bh}}=5.0\pm 0.8$ (Davis et al., 2017). ومع ذلك فقد شوّه الاندماج الماضي/الجاري النمط الحلزوني (Kenney et al., 1996; Cortés et al., 2006)، وهو ما يفسر على الأرجح التنبؤ المخالف، انظر الجدول 2، لكتلة الثقب الأسود عند استخدام زاوية التفاف الأذرع الحلزونية (16.9$\pm$2.4 degrees: Graham et al., 2019) وعلاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$\varphi$ في Davis et al. (2017).

Table 2: توقعات كتلة الثقب الأسود لمركز NGC 4424.

$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($M_{\ast ,\mathrm{total}}$)	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($\varphi$)	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($\sigma$)	$\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}$
4.8$\pm$0.8	6.7$\pm$0.5	5.0$\pm$0.8	4.9$\pm$0.6

تُعرض هنا كتل الثقوب السوداء المركزية المتوقعة بوحدات الكتلة الشمسية. وكما يوضح القسم 3، استُمدت هذه التنبؤات من الكتلة النجمية الكلية للمجرة، وزاوية التفاف الأذرع الحلزونية، وتشتت السرعات النجمية. غير أن زاوية الالتفاف تعد غير موثوقة للتنبؤ بكتلة الثقب الأسود في هذه المجرة بعد الاندماج، ولذلك لا تُستخدم في حساب متوسط كتلة الثقب الأسود المرجح بالخطأ، $\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}$، المعروض في العمود الأخير. وينبغي عدم الخلط بين هذه الكتل وكتلة الثقب الأسود اللوغاريتمية المتوقعة في Nikhuli، وهي $4.8\pm 1.6$ (انظر نهاية القسم 3).

يمكن حساب المتوسط المرجح بالخطأ للوغاريتم كتل الثقوب السوداء المقدرة من

$$\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=\frac{{\sum }_{i=1}^N{w}_i\log M_{\mathrm{bh},i}}{{\sum }_{i=1}^N{w}_i},$$ (1)

مع الترجيح بمقلوب التباين بحيث $w_i=1/{(\delta \log M_{\mathrm{bh},i})}^2$. ويعطى الخطأ المعياري الموافق 1$\sigma$ بالعلاقة

$$\delta \overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=\sqrt{1/\sum _{i=1}^N{w}_i}.$$ (2)

وبناء على الكتلة النجمية وتشتت السرعات في NGC 4424، يُتوقع أن تمتلك ثقبا أسود مركزيا متوسط الكتلة بقيمة $\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=4.9\pm 0.6$ dex. وفائدة هذا المتوسط المرجح بالخطأ أن عدم اليقين فيه أصغر من عدم اليقين القريب من رتبة قدر في كل تقدير منفرد لكتلة الثقب الأسود.

3.2 Nikhuli

يرجح أن يمثل العنقود النجمي الممدود نواة مجرة مأسورة تمر بالمراحل الأخيرة من الهضم والاندماج والاستيعاب مع NGC 4424. وبوصفه على الأرجح البذرة الداخلية لمجرة جُمعت من البيئة القريبة واستهلكتها NGC 4424، فإننا نسمي هذا النظام النجمي Nikhuli، وهو اسم يرتبط بفترة احتفالية للابتهاج والتمني بحصاد وفير.

وقد يكون الثقب الأسود المركزي في Nikhuli، إن وجد، أصغر من التنبؤ أعلاه، ومن ثم يكون هو أيضا متوسط الكتلة (${10}^2$–${10}^5{M}_{\odot }$). وقد وجد Graham (2020) أن علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nsc}}$ الخاصة بالعناقيد النجمية النووية (NSCs) تنطبق أيضا على المجرات القزمة فائقة الانضغاط (UCD)، التي يُعتقد أنها نوى مجرات جُردت مديّا (Zinnecker et al., 1988; Freeman, 1993; Ferrarese et al., 2016). ومن المرجح أن Nikhuli يمثل نظاما من هذا النوع. ومن المعاينة البصرية لصورة البواقي في NGC 4424 يصعب تحديد مقدار ما جُرد من العنقود النجمي النووي الهابط، أو على العكس مقدار ما لا يزال باقيا من المجرة الهابطة حول ذلك العنقود. ومع ذلك يمكننا استخدام المعادلة 7 من Graham (2020)، التي تربط الكتلة النجمية للعناقيد النجمية النووية بكتلة ثقوبها السوداء المركزية. ويمكن كتابة العلاقة على الصورة

$\log (M_{\mathrm{bh}}/{\mathrm{M}}_{\odot })$ $=$ $(2.62\pm 0.42)\log (M_{\mathrm{nc}}/[{10}^{7.83}{\mathrm{M}}_{\odot }])$ (3)

$+(8.22\pm 0.20),$

مع عدم اليقين في كتلة الثقب الأسود المعطى بالتعبير

${(\delta \log M_{\mathrm{bh}}/{\mathrm{M}}_{\odot })}^2$ $=$ ${[\log (M_{\mathrm{nc}}/[{10}^{7.83}{\mathrm{M}}_{\odot }])]}^2{(0.42)}^2$

$+{(0.20)}^2+{(2.62)}^2{[\delta \log M_{\mathrm{nc}}]}^2+{ϵ}^2.$

حيث إن الحد $\delta \log M_{\mathrm{nc}}$ هو عدم اليقين المرتبط بكتلة العنقود النجمي النووي النجمية، و$ϵ$ هو التشتت الجوهري في اتجاه ($\log M_{\mathrm{bh}}$)، والمأخوذ مساويًا لـ 1.31 dex (Graham, 2020).

وعند إسناد عامل عدم يقين قدره 2 إلى الكتلة النجمية الكلية للعنقود النجمي الممطوط، نحصل على قيمة ضعيفة التقييد مقدارها $\log (M_{\mathrm{bh}}/{\mathrm{M}}_{\odot })=4.83\pm 1.63$، تقابل $M_{\mathrm{bh}}=7\times {10}^4{M}_{\odot }$ عند التعبير عنها بوحدات خطية. وللمقارنة، وبسبب الميل الحاد (2.62) لعلاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nsc}}$ (المعادلة 3)، فإن خفض كتلة العنقود النجمي بعامل 2 يؤدي إلى انخفاض كبير قدره 0.8 dex في كتلة الثقب الأسود المتوقعة في العنقود. وينبغي عدم الخلط بين كتلة هذا الثقب الأسود والتنبؤات السابقة لثقب أسود ضخم مركزي في NGC 4424.

أما العنقود النجمي النووي المحتمل الموجود أصلا في مركز NGC 4424، فإذا كان قد شهد تشكلا نجميا مستمرا خلال آخر 0.5 Gyr (Boselli et al., 2018)، فإن نسبة $M/L_H$ الموافقة قد تنخفض إلى 0.13، أو إلى نصف هذه القيمة إذا بدأ التشكل النجمي قبل 0.1 Gyr (Busch et al., 2014, انظر الشكل 13 في عملهم). وهذا اللايقين، مقترنا بانطفاء الغبار في مركز المجرة، وهو على نحو واضح غير مهمل في النطاق $H$، يجعل تحديد كتلة موثوقة للعنقود النجمي النووي المحتمل في مركز NGC 4424 أمرا إشكاليا. لذلك لم نحاول تقدير كتلة نجمية له.

انطلاقا من $L_{\mathrm{X}}\equiv L_{0.5-10\mathrm{keV}}=7.09\times {10}^{38}$ erg s^-1 (الجدول 1)، يمكن حساب نسبة Eddington ($L_{\mathrm{X}}/L_{\mathrm{Edd}}$) لـ NGC 4424 X-3 باستخدام $L_{\mathrm{Edd}}=1.3\times {10}^{38}{M}_{\mathrm{bh}}/M_{\odot }$ erg s^-1. وبالنظر إلى تقدير كتلة الثقب الأسود أعلاه، $7\times {10}^4{M}_{\odot }$، تكون نسبة Eddington هي $8\times {10}^{-5}$، أو نحو ${10}^{-4}$. وهذه قيمة نموذجية لما يُرى في عدد قليل من مرشحي الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة النشطين في مراكز المجرات المبكرة النمط في عنقود Virgo (Graham and Soria, 2019, الشكل 8 في عملهم). وبدلا من ذلك، قد يكون NGC 4424 X-3 ثقبا أسود ذا كتلة 5.5 كتلة شمسية يشع عند حد Eddington.

3.2.1 ثنائيات أشعة سينية

إن احتمال أن يكون NGC 4424 X-3 جسما مدمجا ذا كتلة نجمية، أي ثنائيا للأشعة السينية مثل نجم نيوتروني متراكم أو ثقب أسود نجمي الكتلة، ليس كبيرا.

فثنائيات الأشعة السينية العالية الكتلة (HMXBs)، التي يكون فيها النجم المانح عالي الكتلة، تتطلب بوضوح نجما مانحا فتيا. غير أن شكل Nikhuli ولونه الأحمر يشيران إلى أنه يتألف من جمهرة نجمية أقدم ومتطورة، مما يجعل وجود HMXB في Nikhuli غير مرجح. ويمكننا تقدير احتمال أن يصادف HMXB حقلي في NGC 4424 اصطفافا عرضيا مع Nikhuli انطلاقا من معرفة أن وفرة HMXBs تتناسب مع معدل تشكل النجوم في المجرة (Sunyaev et al., 1978; Ghosh and White, 2001; Grimm et al., 2003; Fragos et al., 2013). ويورد Boselli et al. (2015) معدل تشكل نجمي كلي قدره 0.32 $M_{\odot }$ yr^-1 في NGC 4424، بعد إعادة قياسه من 23 Mpc إلى مسافتنا 16.4 Mpc، في حين يخفضه Boselli et al. (2018) لاحقا إلى 0.25 $M_{\odot }$ yr^-1. وهذا يقابل معدل تشكل نجمي نوعيا قدره $\log (\mathrm{sSFR}{\mathrm{yr}}^{-1})\approx -10.4$، استنادا إلى $M_{\ast ,gal}=-9.8\pm 0.4$ (Graham et al., 2019). ولـ $\mathrm{\Gamma }=1.7$، يكون للمصدر النقطي في Nikhuli لمعان $L_{0.5-8\mathrm{keV}}\approx 6\times {10}^{38}$ erg s^-1. ومن ثم، وبحسب Lehmer et al. (2019)، لا نتوقع إلا نحو HMXBين فقط بلمعان $L_{0.5-8\mathrm{keV}}\ge 6\times {10}^{38}$ erg s^-1 عبر مساحة تشكل نجمي قدرها $\sim$9 دقيقة قوسية مربعة في المجرة، مما يجعل اصطفاف NGC 4424 X-3 على مستوى الثانية القوسية مع Nikhuli، إن كان HMXB، مصادفة غير محتملة للغاية.

يمكننا أيضا فحص احتمال أن يكون NGC 4424 X-3 ثنائيا منخفض الكتلة للأشعة السينية (LMXB). فدالة لمعان LMXBs في الأشعة السينية تتناسب مع الكتلة النجمية. ومن Lehmer et al. (2019) يتوقع المرء مجددا نحو LMXBين بلمعان $L_{0.5-8\mathrm{keV}}\ge 6\times {10}^{38}$ erg s^-1 لكل ${10}^{11}{M}_{\odot }$، أو $0.7\times {10}^{-4}$ لكل $3.44\times {10}^6{M}_{\odot }$، وهي كتلة Nikhuli. لكن هذا التوقع يستند إلى إحصاءات نجوم الحقل. أما عدد LMXBs في العناقيد الكروية فيزيد على عددها في الحقل بمقدار $\sim$10³ مرة (Sivakoff et al., 2007; Kim et al., 2013; Lehmer et al., 2020). ولذلك، وبوصف Nikhuli عنقودا نجميا نوويا سابقا، فقد تكون له فرصة $\sim$7% لأن يكون LMXB، إذا امتلكت العناقيد الكروية والعناقيد النجمية النووية كفاءة تكوين LMXB متشابهة. وهذه هي الفرصة الواقعية الوحيدة لأن يكون NGC 4424 X-3 ثنائيا للأشعة السينية لا ثقبا أسود ضخما. ومع ذلك، من المعروف أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة والعناقيد النجمية النووية تتعايش بانتظام في المجرات ذات (مثلاً Graham and Spitler, 2009, والمراجع الواردة فيه), ومن ثم فإن أصل Nikhuli الهابط قد يرجح وجود ثقب أسود ضخم نشط بدلا من XRB.

4 الجدول الزمني للسقوط

نظرا إلى غياب مظهر مذنبي متجه إلى الخارج، نرجح أن هذا العنقود النجمي النشط ليس نواة مقذوفة من حدث ارتداد لموجات ثقالية (Blecha and Loeb, 2008; Holley-Bockelmann et al., 2008; Komossa and Merritt, 2008; Askar et al., 2021; Hogg et al., 2021; Ward et al., 2021). ومع أن ذلك قد يكون واضحا لكثير من القراء، فإننا نلاحظ أن Nikhuli غير متناظر الشكل، خلافا لما يكون عليه جرم مجري خلفي. إن الاستطالة الكبيرة لـ Nikhuli في اتجاه مركز مجرة NGC 4424 ترجح سيناريو السقوط. وربما ترسم ثلاث عقد إضافية إلى الشمال المسار المداري للمجرة الهابطة. ويبدو تمدد مدّي (Roche, 1850) لعنقود نجمي نووي متراكم، وربما للبقايا الضئيلة من المجرة المتراكمة التي لا تزال تحيط به، ظاهرا بوضوح.

توجد وفرة من المجرات القزمة المنواة والمجرات الحلزونية المنواة (Böker et al., 2002; Graham and Guzmán, 2003)، ويمكن لعناقيدها النجمية النووية أن تحتوي على ثقوب سوداء ضخمة (e.g. Graham and Spitler, 2009). ويمكن لتراكم هذه المجرات، مقترنا بالاحتكاك الديناميكي، أن يدفع عناقيدها النجمية النووية نحو مركز المجرة المتراكمة. فالبنى الضخمة، مثل العناقيد النجمية الكثيفة، يمكن أن تهبط بسبب قوة الكبح ومن ثم الاضمحلال المداري الناشئين عن الاحتكاك الديناميكي مع المجرة المحيطة (Chandrasekhar and von Neumann, 1943; Baranov and Batrakov, 1974; Tremaine et al., 1975; Inoue, 2011; Arca-Sedda and Capuzzo-Dolcetta, 2014a, b; Chen et al., 2021; Morton et al., 2021).

وعلى خلاف الثقوب السوداء العارية في محاكيات الاندماج لدى Bellovary et al. (2021) وMa et al. (2021)، التي تميل إلى عدم الهبوط إلى مركز المجرة النهائية بل تبقى مزاحة عنه، فإن الثقب الأسود المحتجب داخل Nikhuli قد تكون له فرصة أكبر في النجاح (Pfister et al., 2019; Ma et al., 2021). وقد بين Bekki (2010) أن العناقيد النجمية ذات الكتل الأكبر من $2\times {10}^5{M}_{\odot }$، أي أقل من 10 من كتلة Nikhuli، تشهد اضمحلالا مداريا مهما خلال 1 Gyr. ووجدت محاكيات أخرى أن الثقوب السوداء تستطيع تكوين أزواج متقاربة في المجرات القزمة، يرجح أن تندمج لتبني أساس الثقب الأسود فائق الكتلة المركزي وتنتج إشارات موجات ثقالية قابلة للرصد باستخدام هوائي مقياس التداخل الليزري الفضائي المخطط له (مثلاً، Bellovary et al., 2019). إضافة إلى ذلك، يذكر Oh and Lin (2000) أن أسر العناقيد الكروية قد يفسر بعض المجرات القزمة المنواة في عنقود Virgo، مع وصول العناقيد إلى النواة ضمن زمن Hubble.

اتباعا لـ Binney and Tremaine (1987, معادلتهم 7.18)، يمكن إجراء تقدير تقريبي للزمن $t$ الذي يلزم Nikhuli (مع NGC 4424 X-3) كي يهبط إلى مركز NGC 4424، عند افتراض أن المنطقة الداخلية من NGC 4424 تهيمن عليها نجوم بتوزيع متجانس ومتساوي الحرارة تقريبا. ويعطى مقياس زمن الاحتكاك الديناميكي لديهم بالعلاقة

$$t=\frac{264}{\ln \mathrm{\Lambda }}\left(\frac{{10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }}{M}\right){\left(\frac{r}{2\mathrm{kpc}}\right)}^2\left(\frac{v_c}{250\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}}\right)\mathrm{Gyr}.$$ (4)

وبينما اعتمد Carollo (1999) القيمة $\log \mathrm{\Lambda }=10$ للوغاريتم Coulomb، نستخدم $\ln \mathrm{\Lambda }=10$، وهي أصغر بمقدار عامل 2.3. وبالتعويض بـ $M=3.44\times {10}^6$ M_⊙ لكتلة Nikhuli، مع $r=400$ pc و$v_c=\sqrt{2}\sigma$، حيث $\sigma =57$ km s^-1، نحصل على زمن احتكاك ديناميكي قدره $\sim$100 Myr. وإذا افترضنا أن Nikhuli يقع على مسافة حقيقية غير إسقاطية مقدارها 1 kpc من مركز المجرة، نحصل على مقياس زمني قدره $\sim$0.64 Gyr. وتتوافق هذه المقاييس الزمنية جيدا مع ما يظهر في Lotz et al. (2001, انظر الشكل 2 في عملهم)، الذين استخدموا قيمة $\ln \mathrm{\Lambda }\approx 7.3$. وإذا اعتمدنا القيمة $\log \mathrm{\Lambda }=2$ التي وجدها Velazquez and White (1999) للأقراص الأسية عديمة الانتفاخ داخل هالات مادة مظلمة ذات مقاطع NFW (Navarro et al., 1996)، فإن المقاييس الزمنية أعلاه تزيد إلى $\sim$0.5 و$\sim$3.2 Gyr. غير أن Milosavljević (2004) يلاحظون أن اضطرابات القرص، بما في ذلك الأذرع الحلزونية والقضبان، يمكن أن تولد عزوما موجبة وسالبة على الساتل الهابط. وقد تسهل البنية الشبيهة بالقضيب في NGC 4424 الانحدار الحلزوني لنظام Nikhuli/الثقب الأسود (Bortolas et al., 2021). أما ما إذا كان Nikhuli سيصل تماما إلى مركز NGC 4424، والمدة اللازمة لذلك، فيعتمدان أيضا على الزمن الذي يقضيه في مستوى القرص، ويتطلبان نمذجة تتجاوز نطاق هذه الورقة.

في الأجرام شبه الكروية منخفضة الكتلة وذات معاملات Sérsic منخفضة، ومن ثم ذات تدرج ضحل في جهدها الثقالي المركزي (e.g., Terzić and Graham, 2005; Terzić and Sprague, 2007)، يمكن للعناقيد النجمية أن تهيم حول مراكز مجراتها، مع إزاحات نموذجية تبلغ $\sim$100 فرسخ فلكي (Binggeli et al., 2000). ويمكن للثقوب السوداء الضخمة أيضا أن تكون مزاحة (Boldrini et al., 2020; Ricarte et al., 2021). وتحدث حالة مشابهة في النوى المستنزفة جزئيا للأجرام شبه الكروية الضخمة، حيث يمكن للمشوّشات الهابطة أن تتوقف خارج النوى ذات مقاطع الكثافة الضحلة (Goerdt et al., 2006; Read et al., 2006; Inoue, 2009; Petts et al., 2015; Bonfini and Graham, 2016; Banik and van den Bosch, 2021). إلا أن الشكل 3 لا يوحي بأن Nikhuli قد توقف، ومن ثم لا نستطيع أن نستنتج أن مصيره أن يصبح ثقبا أسود هائما إلى الأبد. ومع ذلك، يمكننا أن نشتق تقديرا إضافيا لمقياس زمن الاحتكاك الديناميكي في جهد ضحل.

بافتراض أن Nikhuli يدور الآن داخل الانتفاخ الكاذب لـ NGC 4424، وبافتراض أن هذا الانتفاخ الكاذب يهيمن على الجهد الثقالي الداخلي، يمكننا استخدام دالة Sérsic التي وُجد أنها تصف هذه البنية (الشكل 4) لتقدير زمن سقوط Nikhuli. وبناء على Arca-Sedda and Capuzzo-Dolcetta (2014a, معادلتهم 21)، يقدم Arca-Sedda et al. (2015, معادلتهم 8) صيغة معدلة تعتمد على الاختلاف المركزي المداري، ومنها حُصل على التعبير الآتي. وتعتمد المعادلة على ميل المقطع الداخلي، وتعطي الزمن الذي يستغرقه عنقود نجمي هابط كتلته $M_{\mathrm{sc}}$ عند نصف قطر $r$ ليصل إلى مركز انتفاخ/هالة كتلتها $M_{\mathrm{b}}$، ونصف قطرها المميّز $r_s$، وميلها اللوغاريتمي السالب لمقطع الكثافة الداخلي ${\gamma }_0$.

$$t(\mathrm{Myr})=0.3\sqrt{\frac{{(r_s/\mathrm{kpc})}^3}{(M_{\mathrm{b}}/{10}^{11}{\mathrm{M}}_{\odot })}}g(e,{\gamma }_0){\left(\frac{M_{\mathrm{b}}}{M_{\mathrm{sc}}}\right)}^{0.67}{\left(\frac{r}{r_s}\right)}^{1.76}.$$ (5)

ومن دالة Sérsic الملائمة لدينا اشتققنا كتلة للانتفاخ الكاذب بحيث $\log (M_{\mathrm{b}}/{\mathrm{M}}_{\odot })=8.48\pm 0.34$، بافتراض $M/L_{F160W}=0.5$. وهذه أكبر بكثير من كتلة Nikhuli، $M_{\mathrm{sc}}=(3.44\pm 0.93)\times {10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$، الذي نأخذه عند نصف قطر منزوع الإسقاط $r=5\mathrm{″}$ (395 pc) من مركز NGC 4424. ويقدم Graham et al. (2006, معادلتهم 23) معادلة للميل اللوغاريتمي السالب ${\gamma }_0$ للنموذج من Prugniel and Simien (1997)، الذي يستخدم معاملات نموذج Sérsic لتقديم تعبير يقارب نموذج Sérsic (1963) $R^{1/n}$ منزوع الإسقاط. وعند أنصاف الأقطار الصغيرة يعتمد ${\gamma }_0$ فقط على $n$. وقد وجدنا أن الانتفاخ الكاذب في NGC 4424 يوصف جيدا بـ $n=0.47\pm 0.08$، ومنه نحصل على ${\gamma }_0\approx 0$. ويقدم Arca-Sedda et al. (2015, معادلتهم 5) تعبيرا لاشتقاق نصف القطر المميّز المناسب $r_s$ من ‘نصف قطر نصف الكتلة الفعال’ المسقط للانتفاخ/الهالة، الذي نأخذه هنا مساويا لـ ‘نصف قطر نصف الضوء الفعال’ في نموذجنا ذي المحور المكافئ (أي محور المتوسط الهندسي) للانتفاخ الكاذب. ومع $R_{\mathrm{e},\mathrm{eq}}=3\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}87\pm 0\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}39$ من ملاءمة Sérsic للانتفاخ الكاذب لدينا، نحصل على $r_s\approx 0.35R_{\mathrm{e},\mathrm{eq}}=1\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}35$، أي $\approx$106 pc. وأخيرا، لاختلاف مركزي $e=0$ و${\gamma }_0=0$، يساوي الحد $g(e,{\gamma }_0)$ أعلاه، من Arca-Sedda et al. (2015, معادلتهم 10)، القيمة 5.83. وبإدخال القيم أعلاه في المعادلة 5 نحصل على زمن احتكاك ديناميكي قدره 220 Myr.

وبدلا من ذلك، يمكننا تقريب الضوء الكلي (الانتفاخ $+$ القضيب $+$ القرص) بين $\sim$1 و$\sim$8 ثانية قوسية في الشكل 4 بنموذج $n=1$ ذي نصف قطر نصف ضوء 8$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$4. وتبلغ الكتلة النجمية لهذا النموذج داخل نصف قطر نصف الضوء نحو $0.8\times {10}^9$ M_⊙، ومع استقراء المقطع إلى اللانهاية تتضاعف هذه الكتلة إلى $1.6\times {10}^9$ M_⊙. وضمن تقريب النظام الكروي، يقابل هذا النموذج ${\gamma }_0=0.44$، و$r_s=3\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}5$ (277 pc)، و$g(e,{\gamma }_0)\approx 5.2$، وينتج زمنا مشابها للسقوط قدره 206 Myr. وزيادة المسافة المفترضة لـ Nikhuli عن مركز المجرة بعامل 3 تطيل زمن السقوط إلى $\sim$1.4 Gyr، في حين أن افتراض اختلاف مركزي قدره 0.5 يخفض الأزمنة بعامل 0.65، معطيا $t=0.9$ Myr في هذه الحالة. وقد تكون العناقيد النجمية المرئية داخل الثانية القوسية الداخلية شاهدا على هذه الأزمنة الديناميكية.

5 مناقشة

طُرحت ظاهرة المجرة الهابطة في طور الاستيعاب لتفسير الثقب الأسود متوسط الكتلة المزاح في ESO 243-49 (Farrell et al., 2009; Bellovary et al., 2010; Mapelli et al., 2012; Webb et al., 2017; Bellovary et al., 2021; Ricarte et al., 2021) ومصادر ULX التي يرجح ارتباطها بثقب أسود ضخم في مجرات مثل IC 4320 (Sutton et al., 2012), NGC 5252 (Kim et al., 2015, 2020)، NGC 2276-3c (Mezcua et al., 2015) وغيرها. ويمكن رؤية مثال مثير للاهتمام في مجرة عنقود Virgo NGC 4651 (Martínez-Delgado et al., 2010; Foster et al., 2014; Morales et al., 2018)، حيث أنتجت عملية الاستطالة المرتبطة بالسقوط تيارا مديا (Newberg, 2016) ظاهرا مباشرة في الصور البصرية. وقد أُبلغ عن مرحلة أبكر من هذا التمزيق في مجرة قزمة هابطة عند انزياح أحمر $z=0.145$ بواسطة Forbes et al. (2003). وانظر أيضا UGC 10214 (Vorontsov-Vel’Yaminov, 1959; Miskolczi et al., 2011)، NGC 7714 (Soria and Motch, 2004)، وM32 وهو يتسلم إلى M31 (Arp, 1964; Graham, 2002; Gordon et al., 2006). وتظهر مراحل مختلفة من عملية التفاعل في فهرس Vorontsov-Velyaminov (1977)، كما طُور سيناريو تُقشّر فيه المجرة وتُختزل إلى لبها الكثيف في (Bekki and Freeman, 2003).

وفي مجرتنا وحولها نعرف أن مجرة Sagittarius القزمة تتعرض للتفكك (Ibata et al., 1994; Koposov et al., 2015)، وأن التيارين النجميين Cetus وIndus بقايا مجرات قزمة متراكمة Chang et al. (2020); Hansen et al. (2021)، وأن Gaia-Enceladus-Sausage قد أُسر منذ زمن بعيد (Belokurov et al., 2018; Helmi et al., 2018). بالإضافة إلى، Ibata et al. (2019a) كشفوا التيار المدي اللافت المرتبط بـ $\omega$ Centauri، وربما يكون اللب المشذب لمجرة قزمة متراكمة، لكنه لا يملك حتى الآن تأكيدا على وجود ثقب أسود مركزي (Zocchi et al., 2019; Baumgardt et al., 2019). وتعرف في درب التبانة تيارات إضافية لعناقيد كروية، تمثل دليلا على التراكم وربما على نوى مجرية باقية (مثلاً Bonaca et al., 2021; Woody and Schlaufman, 2021; Pfeffer et al., 2021; Thomas et al., 2020; Ferguson et al., 2021; Piatti et al., 2021). Yuan et al. (2020) وMalhan et al. (2021) اكتشفا ودرسا التيار منخفض الكتلة LMS-1، كاشفين بقايا مجرة منخفضة الكتلة لا تبعد الآن إلا 10 إلى 20 kpc عن مركز مجرتنا، مما يجعله أقرب تيار معروف إلى مركز المجرة حتى الآن. وخلصا إلى أن ‘العنقود الكروي’ NGC 5024 أو NGC 5053 هو على الأرجح العنقود النجمي النووي السابق لهذه المجرة منخفضة الكتلة، على غرار احتمال أن تكون NGC 5824 بقايا العنقود النجمي النووي لسلف قزم لتيار Cetus (Chang et al., 2020). كما شوهدت مجرات UCD، الأضخم قليلا من العناقيد الكروية (مثلاً Ahn et al., 2017)، وهي في طور التجريد. وتُعد هذه الأجرام نوى سابقة لمجرات (مثلاً، VUCD3: Liu et al., 2015) ومعروف أنها تحتوي على ثقوب سوداء ضخمة (Graham, 2020, والمراجع الواردة فيه).

ومن المعروف أن العناقيد الكروية تحتوي على ثنائيات أشعة سينية (مثلاً Hut et al., 1992; Becker et al., 2003; Maccarone et al., 2003)، وقد طُرح أن أسرها قد يسهم في جمهرة LMXB في المجرات (Lehmer et al., 2020). وبكتلة نجمية قدرها $\sim$3$\times {10}^6{M}_{\odot }$، فإن Nikhuli أكثر كتلة من معظم العناقيد الكروية. إضافة إلى ذلك، يبلغ عرض تيار Nikhuli نحو 35 pc. لذلك فنحن لا نرى على الأرجح عنقودا كرويا مأسورا، إذ تكون أنصاف أقطار نصف الضوء في العناقيد الكروية عادة أقل من 4 pc (Jordán et al., 2005)، بل نرى على الأرجح نواة مجرة مجردة. وربما يساعد لون Nikhuli أو فلزيته في استنتاج الكتلة النجمية الكاملة لسلفه عبر علاقة اللون-القدر أو علاقة الكتلة-الفلزية للمجرات القزمة. غير أن هيمنة ضوء العنقود النجمي النووي الباقي الآن على الفيض واللون تجعل مثل هذه النتائج موضع شك.

وعلى الرغم من أن Nikhuli ليس على الأرجح عنقودا كرويا مأسورا، فإنه قد يحتوي على LMXB إذا كانت كفاءة تكوين LMXB في العناقيد النجمية النووية مشابهة لكفاءتها في العناقيد الكروية. لذلك سيكون من المرغوب رصد خطوط انبعاث بصرية متسعة بفعل Doppler صادرة عن NGC 4424 X-3 للتحقق من وجود الثقب الأسود الضخم المحتمل. وقد يصبح تأكيد كتلة الثقب الأسود الضخم ممكنا إذا رُصدت خطوط انبعاث بصرية عريضة من NGC 4424 X-3 بدقة مكانية عالية كافية لتقليل الضجيج النجمي. ويمكن أن يأتي نهج بديل لتقدير كتلة الثقب الأسود من ‘المستوى الأساسي لنشاط الثقوب السوداء’. وكما في Plotkin et al. (2012)، فإنه يتنبأ بلمعان راديوي $\nu L_{\nu }$(5 GHz) قدره ${10}^{33.9}$ erg s^-1 لـ $M_{\mathrm{bh}}=0.7\times {10}^5{M}_{\odot }$ و $L_{0.5-10\mathrm{keV}}=0.7\times {10}^{39}$ erg s^-1. وعلى مسافة 16.4 Mpc يقابل ذلك 5 $\mu$Jy، وهي قيمة مغرية تقع ضمن متناول Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) وAustralia Telescope Compact Array (ATCA)، اللتين وصلتا إلى مستويات ضجيج جذر متوسط تربيعي (rms) قدرها $\sim$1–2 $\mu$Jy beam^-1 (Strader et al., 2012; Tremou et al., 2018).

قد يوحي ثقب أسود وافد كتلته مساوية للكتلة المفترضة الموجودة أصلا في مركز NGC 4424 باندماج كبير بين مجرتين حلزونيتين. غير أن من غير المرجح أن ينتج مثل هذا السيناريو مجرة بعد اندماج تشبه مجرة حلزونية. ومن ناحية أخرى، فإن للمجرات المبكرة النمط كتلا نجمية أصغر عند كتلة ثقب أسود معطاة مقارنة بالمجرات المتأخرة النمط (Sahu et al., 2019). ولذلك يمكن لاندماج صغير أن يجلب ثقبا أسود مساوي الكتلة. وقد يفسر هذا الاقتراح، الذي نعتقد أنه يقدم هنا للمرة الأولى، لماذا لا تقع مصادر ULX وHLX المتطرفة غير المركزية التي وجدها Sutton et al. (2012) في ثماني مجرات قريبة (100 Mpc) داخل مجرات تظهر علامات اندماج كبير حديث.

كما أن اندماجا صغيرا في NGC 4424 ينسجم مع فكرة اندماج غير متكافئ الكتلة النجمية أبلغ عنه Boselli et al. (2018). فمن الشكل 11 في Sahu et al. (2019)، يمكن ملاحظة أن مجرة مبكرة النمط ذات كتلة ثقب أسود ${10}^{4.8}{M}_{\odot }$ (انظر القسم 3.2) ستكون لها كتلة نجمية قدرها $\sim 0.6\times {10}^9{M}_{\odot }$، أي 6% فقط من الكتلة النجمية لـ NGC 4424 (انظر القسم 2.2). وإذا كانت مثل هذه المجرة المبكرة النمط هي الجسم الذي سقط في NGC 4424، فإن التحام الثقب الأسود الأصلي في NGC 4424 مع الثقب الأسود الداخل (مع إهمال العمليات الغازية) سيضاعف كتلة الثقب الأسود المركزي، بينما تزيد الكتلة النجمية بنحو $\sim$6% فقط. ونتوقع أن مثل هذه الاندماجات الصغرى قد تساعد في الحفاظ على شدة انحدار العلاقة غير الخطية شبه التكعيبية $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ في المجرات الحلزونية (Savorgnan et al., 2016; Davis et al., 2018). علاوة على ذلك، تكونت الكرات المدمجة وانتفاخات المجرات المبكرة النمط في وقت مبكر من الكون (Graham et al., 2015, والمراجع الواردة فيه)، وكانت على الأرجح كانت على الأرجح مواقع تشكل الثقوب السوداء الضخمة الأولى. وربما غُرست بعض هذه المجرات (ومعها ثقوبها السوداء) أو خيطت لاحقا داخل مجرات حلزونية متأخرة النمط.

ونظرا إلى تشابه كتلتي الثقبين الأسودين المتوقعتين، المركزي والهابط، في NGC 4424، وإلى غياب مصدر نقطي في الأشعة السينية عند مركز NGC 4424 تماما، فقد يكون، وليس بالضرورة، أن NGC 4424 لا تمتلك حاليا ثقبا أسود مركزيا. وقد يبين وصول NGC 4424 X-3 عبر مجرة مبكرة النمط منخفضة الكتلة كيف يمكن لبعض المجرات المتأخرة النمط التي تبدو عديمة الانتفاخ، مثل M33 (Merritt et al., 2001) مثلا، أن تُبذر في النهاية بثقوب سوداء ضخمة وأن تبدأ بناء انتفاخها. فمتوسط نسب فيض الانتفاخ إلى الفيض الكلي في مجرات Sc وSd لا يتجاوز 8% (Graham and Worley, 2008). وقد يكون نمو الانتفاخ بفعل الاندماجات الصغرى بطيئا في البداية وغير ملحوظ عندما تكون نسبة الكتلة النجمية في الانتفاخ إلى الكتلة الكلية صغيرة أو غير محددة جيدا، مما يؤدي إلى ‘مجرات عديمة الانتفاخ’ ذات ثقوب سوداء ضخمة، مثل NGC 4395 وNGC 2748 وNGC 6926 (Davis et al., 2019). وبالفعل، اقترح Cortés et al. (2006) أن NGC 4424 ستصبح مجرة عدسية ذات انتفاخ صغير خلال 3 Gyr القادمة. ولا ينشأ نمو الانتفاخ المحرض بالاندماج من إيصال مادة نجمية جديدة تُخاط في المجرة فحسب، بل أيضا من إعادة توزيع الغاز نحو مركز المجرة، حيث يخضع لاحقا لتشكل نجمي.

وفي سيناريو التصاغر الكوني، تمثل هذه الاندماجات الصغرى بذرا متأخرا للثقوب السوداء الضخمة في المجرات الحلزونية المتأخرة النمط. وقد يحدث البذر بالتراكم، بطبيعة الحال، عبر مجال من الانزياحات الحمراء. ويختلف ذلك عن الكوازارات العالية $z$ التي تنطلق مبكرا بفضل ‘بذرة ثقب أسود’ هي IMBH (مثلاً، Düchting, 2004; Koushiappas et al., 2004), إلا إذا كان منشأ الثقوب السوداء الضخمة في المجرات القزمة المبكرة النمط هو نفس منشأ الكوازارات العالية $z$. وقد تدعم ذلك العناقيد النجمية النووية القديمة في خمس مجرات قزمة مبكرة النمط منخفضة الكتلة (Paudel et al., 2011)، لكن تلك العناقيد قد تمثل عناقيد كروية أُسرت عبر الاحتكاك الديناميكي. كما أنه ليس واضحا بعد أن مجرات اليوم القزمة المبكرة النمط، وهي مصدر اندماجات صغرى للمجرات الحلزونية، تحتوي بصورة عامة على ثقوب سوداء ضخمة. وعلى الرغم من أن Graham et al. (2021) يذكرون أن كشف مصدر نقطي في الأشعة السينية عند مراكز المجرات المتأخرة النمط منخفضة الكتلة يبلغ $\sim$40%، في حين لا يتجاوز $\sim$10% في المجرات المبكرة النمط منخفضة الكتلة، فإنهم يقترحون أن ذلك قد يعكس توافر الغاز البارد لإشعال مرشح AGN في هذه المجرات، لا قياسا لكسر إشغال الثقوب السوداء الضخمة. ولا يزال يلزم عمل إضافي لتحديد كسر الإشغال الحقيقي للثقوب السوداء الضخمة في المجرات منخفضة الكتلة.

إضافة إلى الانتفاخ ‘الكلاسيكي’، أي المبني بالاندماجات، قد يتسبب مشوش وافد في أن يتعرض قضيب رقيق داخل المستوى لعدم استقرار يؤدي إلى تكوين بنية ‘انتفاخ كاذب’ على شكل X/(قشرة الفول السوداني) (Combes et al., 1990; Athanassoula, 2005; Ciambur and Graham, 2016). وقد تكون هذه السمة ظاهرة في NGC 4424 (Cortés et al., 2006, انظر الشكل 2 في عملهم)، حيث تظهر، على نحو مثير للاهتمام، دلائل على أن هذه البنية تشكل النصف الداخلي من نمط شبيه بالرقم ثمانية، كما يرى بوضوح أكبر في NGC 4429 (Frei et al., 1996; Baillard et al., 2011; Cappellari et al., 2011, الشكل 6 في عملهم). ونتكهن عرضا بأن NGC 4429 قد تمثل لذلك حالة أكثر تطورا من NGC 4424. وقد تقدم NGC 4608 (Cappellari et al., 2011) تمثيلا أقرب إلى المواجهة لـ NGC 4429. وإذا كان ذلك صحيحا، فقد ينشأ نمط الرقم ثمانية من انتفاخ كاذب على شكل X مقترن بـ ansae/ring عند نهاية القضيب الأصلي.

عند $6\times {10}^{10}{M}_{\odot }$ (Licquia and Newman, 2015)، تمتلك درب التبانة كتلة نجمية أكبر بنحو ست مرات من NGC 4424، ولها انتفاخ كاذب X/P واضح (Ciambur et al., 2017, والمراجع الواردة فيه). وهذا الانتفاخ الكاذب، الذي يبلغ ذروته عند ما يقرب من نصف طول الشريط، من المحتمل أن يكون قد تشكل من اضطرابات في القضيب ناجمة عن مرور قريب صغير (Kumar et al., 2021) أو عمليات الدمج الصغيرة التي تساهم أيضًا في الانتفاخ الكلاسيكي (Nataf, 2017; Zoccali et al., 2018). وإذا جلبت ستة أحداث اندماج صغيرة ستة ثقوب سوداء ${10}^5{M}_{\odot }$، فقد نتوقع بسذاجة ثقبا أسود مركزيا بكتلة دنيا $0.6\times {10}^6{M}_{\odot }$، مع احتمال أن يرفع التزويد الغازي والأسر النجمي هذه الكتلة إلى القيمة المرصودة $4\times {10}^6{M}_{\odot }$ (Boehle et al., 2016). وتدعم المحاكاة الهيدروديناميكية ذات التكبير العالي في (Bonoli et al., 2016) هذا النمو بالسقوط واندماج الثقوب السوداء. كما أن ذلك يفسر الإشارات الأولية إلى ثقوب سوداء متوسطة الكتلة هابطة/هائمة في درب التبانة (Takekawa et al., 2020, والمراجع الواردة فيه).

6 ملخص

اكتشفنا في صور HST عنقودا نجميا أحمر ممدودا يقع، إسقاطيا، على بعد $\sim$400 pc ($\sim$5$\mathrm{″}$) من مركز المجرة بعد الاندماج NGC 4424. وقد يكون هذا العنقود من بقايا المجرة الهابطة المسؤولة عن حدث الاندماج الصغير السابق المعروف الذي شوّه NGC 4424. ويمتد العنقود النجمي، الذي نشير إليه باسم Nikhuli، في اتجاه مركز NGC 4424، وقد يكون العنقود النجمي النووي للمجرة المأسورة.

وبناء على الكتلة النجمية لـ Nikhuli، وهي $3\times {10}^6{M}_{\odot }$، استخدمنا علاقة التحجيم $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nc}}$ للتنبؤ بأنه قد يؤوي ثقبا أسود متوسط الكتلة قدره $7\times {10}^4{M}_{\odot }$، مع أن لهذا التقدير عدم يقين كبيرا يبلغ 1.6 dex. ومن اللافت أن Nikhuli يتوافق مكانيا مع مصدر نقطي في الأشعة السينية رصده CXO، لمعانه $L_{\mathrm{X}}\equiv L_{0.5-10\mathrm{keV}}=0.7\times {10}^{39}$ erg s^-1 لمؤشر فوتوني $\mathrm{\Gamma }=1.7$. ومع أن هذا المصدر قد يكون ثقبا أسود نجمي الكتلة فائق Eddington، فإننا نرى أن الأرجح أنه ثقب أسود ضخم دون حد Eddington.

واستنادا إلى الكتلة النجمية وتشتت السرعات في NGC 4424، يُتوقع أن تؤوي ثقبا أسود متوسط الكتلة بقيمة $\log M_{\mathrm{bh}}/{\mathrm{M}}_{\odot }=4.9\pm 0.6$. وعلى الرغم من أن المصدر النقطي في الأشعة السينية داخل Nikhuli يستبعد إلى حد كبير أن يكون ثنائيا عالي الكتلة للأشعة السينية، فإننا نقدر احتمال 7% أن يكون ثنائيا منخفض الكتلة للأشعة السينية إذا كانت كفاءة تكوين LMXBs في العناقيد النجمية النووية أكبر بمقدار 1000 مرة من كفاءتها بين نجوم حقل المجرة. ومن ناحية أخرى، وبما أن العناقيد النجمية النووية والثقوب السوداء الضخمة معروف أنها تتعايش بانتظام، فقد يكون Nikhuli وسيلة إيصال لبذر الثقب الأسود الضخم في NGC 4424، أو على الأقل للمساعدة في نموه. وفي الوقت نفسه، ربما خيطت المجرة المضيفة لـ Nikhuli، وهي الآن ممزقة، في نسيج NGC 4424، مساهمة في بناء الهالة النجمية أو الانتفاخ الكلاسيكي بحسب مدى اختراق نجومها.

نخطط للبحث عن مزيد من البنى الخفية المشابهة لـ Nikhuli في 74 مجرة حلزونية أخرى في عنقود Virgo صُورت بواسطة CXO (Soria et al., 2021). وحتى الآن حدثت كثير من اكتشافات التيارات المدية في هالات المجرات. ونأمل أن تمكّننا عملية التقاط المجرة وطرحها من فحص المناطق الداخلية بصورة أفضل. وبوجه خاص نعتزم مطابقة أي اكتشافات جديدة مع مصادر ULX غير المركزية التي حددها (Soria et al., 2021). وقد يوفر ذلك حجة إحصائية بشأن مدى أهمية الاندماجات الصغرى، سواء بوصفها آلية لبذر الثقوب السوداء أو آلية لنموها في المجرات الحلزونية المتأخرة النمط.