وفرة مصادر نقطية مركزية في الأشعة السينية ضمن مجرات منخفضة الكتلة ومتأخرة النمط يُتوقع أن تحتوي على ثقب أسود متوسط الكتلة

الملخص

استنادًا إلى ثلاث مجرات متأخرة النمط في عنقود العذراء تجمع بين كتلة ثقب أسود متوقعة تقل عن $\sim$10⁵ M_⊙ ومصدر نقطي للأشعة السينية يقع في المركز، نكشف عن 11 مجرات أخرى من هذا النوع، بما يزيد بأكثر من ثلاثة أضعاف عدد مرشحي الثقوب السوداء متوسطة الكتلة النشطة ضمن هذه الفئة. ويمثل ذلك، علاوة على ذلك، معدل كشف بالأشعة السينية قدره $\sim$36$\pm$8% (على الرغم من كثافات أعمدة H I المرتفعة أحيانًا والممتصة للأشعة السينية)، مقارنة بنسبة لا تتجاوز 10$\pm$5% في المجرات القزمة المبكرة النمط في عنقود العذراء (الخالية إلى حد كبير من H I). ومن المتوقع أن تكون مساهمة ثنائيات الأشعة السينية من نجوم المجال الداخلي لهذه المجرات مهملة. كذلك، ونظرًا إلى أن المجرات الحلزونية والقزمة كلتيهما تحتويان على عناقيد نجمية نووية، فإن عدم المساواة أعلاه يبدو غير مؤيد لتفسير ثنائيات الأشعة السينية داخل العناقيد النجمية النووية. وقد تعكس نسبة الإشغال، أو بالأحرى نسبة الكشف، الأعلى بين المجرات الحلزونية إمدادًا معززًا من الغاز البارد/الوقود ونسبة إدنغتون أعلى. وبالفعل، ترتبط أربعة من الاكتشافات الجديدة 11 بالأجسام المعروفة من نوع LINERs أو بالمركبات LINER/H II. وفي جميع الاكتشافات الجديدة الأربعة التي كان فيها تدفق الأشعة السينية قويًا بما يكفي لتحديد توزيع الطاقة الطيفي في نطاق Chandra، كان التوزيع متسقًا مع أطياف قانون القوة. فضلًا عن ذلك، يشير انبعاث الأشعة السينية من المصدر ذي أعلى تدفق (NGC 4197: $L_X\approx {10}^{40}$ erg s^-1) إلى ثقب أسود غير نجمي الكتلة إذا كان طيف الأشعة السينية يقابل ”الحالة المنخفضة/الصلبة”. ونستعريض بشيء من التفصيل أرصاد المتابعة اللازمة لمزيد من تقصي كتل الثقوب السوداء، وآفاق الحل المكاني لكرات التأثير الجذبي المحيطة بالثقوب السوداء متوسطة الكتلة.

1 مقدمة

في حين أن المجرات المشتبه في أنها تؤوي ثقبًا أسود فائق الضخامة (SMBH) بكتلة تبلغ حوالي ${10}^5$–${10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$ تم تحديدها منذ فترة طويلة (مثلا، Filippenko and Sargent, 1985; Ho et al., 1995; Greene and Ho, 2007; Reines et al., 2013; Yuan et al., 2014; Graham and Scott, 2015; Subramanian et al., 2016; Liu et al., 2018) — بما في ذلك POX 52 (Barth et al., 2004; Thornton et al., 2008)، NGC 4395 (La Franca et al., 2015; den Brok et al., 2015; Brum et al., 2019) وNGC 404 (Davis et al., 2020) — هناك ندرة في رصد الثقوب السوداء ذات المواقع المركزية ذات الكتل المتوسطة بين الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية ($\lesssim {10}^2{\mathrm{M}}_{\odot }$) وSMBHs ($\gtrsim {10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$). من المعروف أن العديد من المجرات متأخرة النمط في العنقود العذراء تمتلك نواة مجرية نشطة (AGN)، بما في ذلك Seyferts (على سبيل المثال، NGC: 4388; 4569; 4579; 4639; و4698) وLINERs (على سبيل المثال، NGC: 4438; 4450; و4548). ومع ذلك، إذا كانت نسب إدنغتون المنخفضة المرتبطة بـ SMBHs لهذه AGN تمثل المتوسط، فإنهم يحذرون من أن سطوع الأشعة السينية للثقوب السوداء المحتملة متوسطة الكتلة (IMBHs) في المجرات الحلزونية منخفضة الكتلة سيكون من الصعب مراقبتها.

البحث البصري التقليدي عن AGN منخفضة الكتلة باستخدام نسب الخطوط الطيفية في مخطط Baldwin-Phillips-Terlevich (BPT: Baldwin et al., 1981)، أو W_Hα مقابل [N II]/H$\alpha$ (WHAN: Cid Fernandes et al., 2011) الرسم البياني محدود نظرًا لأنه من المتوقع أن تتضاءل إشارة AGN الخافتة أمام الإشارة النجمية. علاوة على ذلك، يمكن أن يؤدي تصلب توزيع الطاقة الطيفي لـ AGN (توزيع الطاقة الطيفي) في AGN منخفضة الكتلة إلى تغيير بنية التأين، مما يجعل تشخيصات الخط المألوفة أقل فعالية (Cann et al., 2019) وتساهم بشكل أكبر في سبب أقل من تم الإبلاغ عن أن المجرات ذات الكتلة المنخفضة 1% تحتوي على دليل على وجود AGN (Reines et al., 2013). بالإضافة إلى ذلك، فإن الدراسات على الأطوال الموجية الراديوية ليست مثالية نظرًا لأن نصف نوى AGN الساطعة في الأشعة السينية هادئة راديويًا (Radcliffe et al., 2021). ومع ذلك، فقد بدأ العثور على أعضاء من مجموعة الثقوب السوداء متوسطة الكتلة (IMBHs: 10²-${10}^5$ M_⊙)، مع اكتشافات مثيرة في SDSS J160531.84+174826.1 (Dong et al., 2007)، HLX-1 في ESO 243-49 (Farrell et al., 2009), IRAS 01072+4954 (Valencia-S. et al., 2012), LEDA 87300 (Baldassare et al., 2015; Graham et al., 2016), NGC 205 (Nguyen et al., 2018, 2019), NGC 3319 (Jiang et al., 2018; Davis and Graham, 2021) وIC 750 (Zaw et al., 2020) والمجرات المضيفة GW170817A (Zackay et al., 2019) وGW190521 (The LIGO Scientific Collaboration et al., 2020) و3XMM J215022.4-055108 (Lin et al., 2020).

وفي الواقع، ربما تكون بوابات الاكتشاف على وشك الانفتاح. في الآونة الأخيرة، استخدم Chilingarian et al. (2018) عرض ولمعان خط الانبعاث H$\alpha$ لتحديد مرشحي IMBH في مراكز مجرات 305: عشرة منها تحتوي على بيانات الأشعة السينية التي تكشف عن مصدر نقطي متطابق الموضع ومشتبه به AGN. أربعة من هذه العشرة (والتي تشمل LEDA 87300) لها تقدير لكتلة الثقب الأسود أقل من $\sim$${10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$. بالإضافة إلى ذلك، أبلغ Moran et al. (2014) عن 28 القريبة (80 Mpc) من المجرات القزمة ذات خط الانبعاث الضيق (النوع 2) AGN، بينما أفاد Mezcua et al. (2018, انظر الشكل 1) على انبعاث الأشعة السينية القادمة من المجرات القزمة المكوّنة للنجوم 40 في الغالب من النوع 2 AGN إلى انزياح أحمر قدره $\sim$1.3، مع ثلاث مجرات تمتد العينة إلى $z=2.39$. طبق Mezcua et al. (2018, انظر الشكل 8) علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ الخطية تقريبًا على الكتل النجمية للمجرات للتنبؤ بأن 7 لمجراتها 40 لها كتل ثقب أسود أقل من ${10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$.

وبالقرب من المنزل، حدد Graham and Soria (2019) وGraham et al. (2019, يشار إليه فيما بعد GSD19) 63 مجرات عنقود العذراء التي من المتوقع أن تؤوي IMBH مركزيًا وفقًا لواحدة أو أكثر من علاقات قياس كتلة الثقب الأسود، بما في ذلك علاقات $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ الأحدث والمعتمدة على التشكل (Sahu et al., 2019a, والمراجع الواردة فيه). من خلال إعادة تحليل بيانات الأشعة السينية الأرشيفية للمجرات مبكرة النمط 30 في هذه المجموعة، وجدت Graham and Soria (2019) أن ثلاثة منها فقط (IC: 3442؛ 3492؛ و3292) تُظهر مصدرًا نقطيًا مركزيًا في الأشعة السينية. في المقابل، أفاد GSD19 أنه من بين مجموعة المجرات متأخرة النمط 33، هناك ثلاث مجرات (NGC: 4470؛ 4713؛ و 4178) من السبعة الذين لديهم بيانات أشعة سينية أرشيفية يمتلكون مصدرًا مركزيًا للأشعة السينية.

قد تكون نسبة النشاط الأعلى في المجرات الحلزونية متأخرة النمط (3/7)، بالمقارنة مع المجرات القزمة مبكرة النمط (3/30)، قرينة مهمة. فقد حصلنا الآن على صور من Chandra X-ray Observatory (CXO) وحللناها للمجرات الحلزونية متأخرة النمط المتبقية، أي (33$-$7$=$) 26 مجرة لم تكن مرصودة من قبل. وكما نعرض هنا، فإن 9 من هذه المجرات الـ26 (أو 12 من أصل 33) تحتوي على مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية. وهذا يعادل 36% من عينة المجرات متأخرة النمط. كما أن إضافة NGC 4212 وNGC 4492، ولكليهما مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية ويتوقع أن يضما IMBH، ترفع عينة مرشحي IMBH إلى 14 (انظر القسم 2). ويبدو احتمال أن تكون جميع هذه المصادر الـ12 في المجرات الـ33 (أو 14 من أصل 35) ثنائيات أشعة سينية نجمية الكتلة يراكم مادته قرب حد إدنغتون أو فوقه احتمالًا ضئيلًا. وتدعم شفرة أوكام أننا نرصد بدلًا من ذلك AGN منخفضة نسبة إدنغتون، وربما يرجع ذلك إلى وفرة الغاز التي تبقي النشاط النووي الضعيف قائمًا. ومن المعروف بالفعل أن المجرات المكوّنة للنجوم تستضيف AGN ذات نسب إدنغتون أعلى من المجرات الساكنة، أي غير المكوّنة للنجوم (Kauffmann and Heckman, 2009). ومع ذلك، فقد تكون IMBHs الخافتة النشاط في المجرات القزمة مبكرة النمط شائعة أيضًا (Silk, 2017; Penny et al., 2018; Birchall et al., 2020).

في القسم 2، نقدم عينة فرعية من مجرات عنقود العذراء الحلزونية منخفضة الكتلة التي من المتوقع أن تحتوي على IMBH ونُبلغ عنها هنا لأول مرة بوصفها ذات مصدر نقطي للأشعة السينية في موقع مركزي. سيتم عرض نتائج المجرات الحلزونية ذات كتل الثقب الأسود المتوقعة أكبر من ${10}^5$–${10}^6$ M_⊙ في ورقة بحثية لاحقة تستكشف كسور احتلال AGN ونسب إدنغتون والاتجاهات مع كتلة المجرة المضيفة. في القسم  3، نعرض بيانات الأشعة السينية للعينة الفرعية للمرشحين النشطين IMBH، بينما يناقش القسم  4 آفاق تقدير كتلة الثقب الأسود باستخدام بيانات الأشعة السينية وحدها (القسم  4.1) أو عند دمجها مع بيانات الراديو (القسم  4.2). يتناول القسم  4.3 مشكلة التلوث المحتمل لـ XRB بمزيد من التفاصيل. في القسم  5، نناقش التوقعات الخاصة بالحل المكاني لمجال تأثير الجاذبية حول IMBHs، ونقدم بعض التوجيه للأرصاد المستقبلية لمرشحينا وغيرهم من مرشحي IMBH. أخيرًا، يناقش القسم  6 AGN المزدوج وغير المركزي قبل تقديم ملخص للنتائج الرئيسية التي توصلنا إليها في القسم  7.

Table 1: تنبؤات كتل IMBH استنادًا إلى خصائص المجرة المضيفة

Galaxy	D [Mpc]	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($M_{\ast ,\mathrm{total}}$)	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($\varphi$)	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($\sigma$)	$\log M_{\mathrm{bh}}$ ($M_{\mathrm{nc}}$)	$\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}$
بيانات الأشعة السينية الأرشيفية المعروضة في Graham et al. (2019)
NGC4178, VCC66	13.20$\pm$3.00	3.9$\pm$0.9	4.2$\pm$1.6	3.1$\pm$0.9	2.6$\pm$1.6	3.5$\pm$0.6
NGC4713,…	14.80$\pm$3.55	3.8$\pm$0.9	3.5$\pm$1.9	2.8$\pm$1.3	4.6$\pm$1.7	3.6$\pm$0.6
NGC4470a, VCC1205	16.40$\pm$6.60	3.4$\pm$1.2	4.6$\pm$2.6	5.1$\pm$0.8b	4.5$\pm$1.7	4.6$\pm$0.6
بيانات الأشعة السينية الجديدة
NGC4197, VCC120	26.40$\pm$3.92	4.3$\pm$0.8	5.4$\pm$0.9	…	…	4.8$\pm$0.6
NGC4212c, VCC157	17.05$\pm$2.62	6.0$\pm$0.9	5.9$\pm$0.4	5.1$\pm$0.8	6.2$\pm$1.6	5.8$\pm$0.3
NGC4298, VCC483	15.80$\pm$2.54	5.3$\pm$0.8	5.6$\pm$0.8	4.2$\pm$0.8	5.3$\pm$1.7	5.1$\pm$0.4
NGC4313, VCC570	14.15$\pm$2.92	4.9$\pm$0.9	…	5.2$\pm$0.8	6.7$\pm$1.6	5.3$\pm$0.6
NGC4330, VCC630	19.30$\pm$1.56	4.4$\pm$0.8	…	…	…	4.4$\pm$0.8
NGC4405, VCC874	17.85$\pm$3.32	4.4$\pm$0.9	…	…	…	4.4$\pm$0.9
NGC4413d, VCC912	16.05$\pm$1.40	3.7$\pm$0.8	4.5$\pm$0.6	…	…	4.2$\pm$0.5
NGC4492e, VCC1330	19.30$\pm$3.54	4.9$\pm$0.9	…	…	…	4.9$\pm$0.9
NGC4498, VCC1379	14.55$\pm$3.62	3.7$\pm$0.9	5.8$\pm$1.8	…	3.8$\pm$1.5	4.0$\pm$0.7
NGC4519, VCC1508	19.60$\pm$8.48	4.2$\pm$1.2	5.5$\pm$2.3	…	…	4.5$\pm$1.1
NGC4607, VCC1868	19.70$\pm$6.55	4.5$\pm$1.1	…	…	…	4.5$\pm$1.1

Note. — يعرض العمود 2 متوسط ​​المسافات المستقلة عن الانزياح الأحمر من NED. تم حساب كتل الثقب الأسود المتوقعة بوحدات الكتلة الشمسية، وهي مشتقة من واحد إلى أربعة عناصر يمكن ملاحظتها بشكل مستقل (انظر القسم 2.2) اعتمادًا على توفرها: الكتلة النجمية الكلية، $M_{\ast ,\mathrm{total}}$؛  زاوية ميل الذراع الحلزونية، $\varphi$؛ تشتت السرعة النجمية المركزية، $\sigma$؛ وكتلة العنقود النجمي النووي $M_{\mathrm{nc}}$. يوفر العمود الأخير متوسط ​​كتلة الثقب الأسود المرجح بالخطأ، $\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}$. ^a المعروف أيضًا باسم NGC 4610. ^b تمت المراجعة من ${10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$ في GSD19 بسبب انخفاض تشتت السرعة من 90 إلى $\sim$60 km s^-1 (راجع القسم 3.3.3). ^c المعروف أيضًا باسم NGC 4208. ^d المعروف أيضًا باسم NGC 4407. ^e يحتوي NGC 4492 على بيانات CXO أرشيفية، ولكنه جديد بمعنى أننا لم نبلغ عن بيانات الأشعة السينية في GSD19.

2 العينة وكتل الثقب الأسود المتوقعة

2.1 العينة

أدت وفرة SMBHs في مراكز المجرات إلى العديد من علاقات قياس كتلة الثقب الأسود، والتي استخدمنا بعضها مؤخرًا لتقدير كتل الثقوب السوداء في مراكز المجرات مبكرة النمط 100 و(Graham and Soria, 2019) و74 (GSD19) في عنقود مجرات العذراء. تم تجميع عينة المجرة المبكرة بواسطة Côté et al. (2004) والصور اللاحقة CXO من المشروع الكبير بعنوان ”دورة نشاط الثقوب السوداء فائقة الكتلة: تصوير العذراء بالأشعة السينية” (الباحث الرئيس: T.Treu، معرف الاقتراح: 08900784) تم استخدامها لتحديد المجرات التي تحتوي على AGN (Gallo et al., 2010). لقد أنشأنا مشروعًا كبيرًا تكميليًا بعنوان CXO بعنوان ”المجرات الحلزونية لعنقود العذراء” (الباحث الرئيس: R.Soria، معرف الاقتراح: 18620568) والذي قام بتصوير مجرات 52 واستخدم أداة إضافية (22+1=) 23 المجرات الحلزونية التي توجد لها بيانات أرشيفية مناسبة للأشعة السينية.

تم وصف العينة المجمعة للمجرات الحلزونية 75 في Soria et al. (2021)، مع التركيز على الأرصاد وتقليل البيانات، وقياسات معدل تشكّل النجوم، وتحديد بعض مصادر الأشعة السينية فائقة السطوع خارج المركز 80 (ULX: $L_{0.3-10\mathrm{keV}}\approx {10}^{39}$–${10}^{41}$) erg s^-1). هنا، نحن نتابع GSD19، الذي قرر أن 33 من المجرات الحلزونية الأصلية 74 من المتوقع أن تحتوي على IMBH مركزي. وعلى وجه التحديد، بدأت هذه الورقة بالمجرات الحلزونية (33-7=) 26 التي من المتوقع أن تحتوي على IMBH ولكن لم يكن لديها سابقًا بيانات أرشيفية للأشعة السينية. من هذه المجرات الحلزونية 26، نركز على تلك الموجودة هنا والتي لديها مصدر نقطي للأشعة السينية ذو موقع مركزي. لقد اكتشفنا مثل هذه المصادر في 9 لهذه المجرات 26، مما يعطي معدل إصابة 12-من-33 عند تضمين البيانات الأرشيفية. بالإضافة إلى ذلك، قمنا بتضمين NGC 4492 (ليس في العينة الأصلية من 74، راجع الحاشية السفلية  7) وNGC 4212 (موجود بالفعل في العينة الأصلية من 74، ولكن لم يتم احتسابه في العينة الفرعية من 33)، وبالتالي أخذ العدد إلى 14-من-35. يحتوي NGC 4212 على مصدر نقطي مركزي مزدوج مثير للأشعة السينية، وكتلة الثقب الأسود مركزي متوقع تبلغ ${10}^5$–($2\times {10}^6)\mathrm{M}{}_{\odot }$ (GSD19)، ولهذا السبب لم يتم احتسابه في العينة الأولية لـ 33 لأن هذا النطاق أعلى من ${10}^5$ M_⊙.

لتسهيل الرجوع إليها، يتم عرض جميع هذه المجرات 14 مع مصادر نقطية الأشعة السينية المركزية وكتل الثقوب السوداء المتوقعة في الجدول  1. يتم شرح الإدخالات في القسم الفرعي التالي. في ورقة متابعة تعرض العينة الكاملة لمجرات 75، سنعرض حدوث مصدر نقطي للأشعة السينية المركزية مع وجود أو عدم وجود شريط مجرة ​​وأيضًا كدالة لميل القرص. هنا، نذكر ببساطة أنه من بين المجرات 14 المذكورة أعلاه، لا يوجد تفضيل للمجرات التي لديها مصدر نقطي للأشعة السينية أن يكون لها شريط (6 من 14 تفعل) ولا يوجد اتجاه خاص وجهًا لوجه (9 من 14 لديها نسبة محورية أكبر من 0.5).

بشكل عابر، من المهم الإشارة مرة أخرى إلى أنه باستخدام تقنيات قوية لاستخراج البيانات، بحث Chilingarian et al. (2018) في أرشيفات CXO وحدد عينة من المجرات 305 مع كل من النوع الأول AGN، كما هو محدد من أطيافها البصرية، وIMBH المشتبه به في النطاق . تم الإبلاغ عن أن عشرة من هذه المجرات لديها انبعاث للأشعة السينية النووية، وكان لدى 4 من هذه المجرات 10 تقدير كتلة الثقب الأسود أقل من ${10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$. من بين هذه المجرات الأربع، وذات الصلة هنا، فإن المجرة ذات أصغر تقدير لكتلة الثقب الأسود هي المجرة القزمة كتالوج عنقود العذراء VCC 1019 (SDSS J122732.18+075747.7) التي تم تصويرها بواسطة XMM-Newton. قمنا بتنزيل وإعادة معالجة بيانات CXO الخاصة بـ VCC 1019 — وهي مجرة ​​حلزونية خلفية تقع في 150 Mpc (مثلا، Grogin et al., 1998) — ولم نعثر على أي انبعاث للأشعة السينية، في حين أبلغ Chilingarian et al. (2018) عن مصدر ”خافت جدًا”. المجرات التسعة (من أصل عشرة) الأخرى ذات انبعاث الأشعة السينية ليست في العنقود العذراء.

2.2 كتل الثقب الأسود المتوقعة

ننطلق من فرضية أن بعض المصادر النقطية في الأشعة السينية مرتبطة بثقوب سوداء ضخمة. وتوجد اليوم طرائق عديدة للتنبؤ بكتلة الثقب الأسود المركزي في المجرة من دون الاعتماد على افتراض أن سحب الغاز المستقرة (المتوازنة حركيًا) تدور حول الثقب الأسود في هيئة هندسية كونية واحدة. ويستخدم ذلك الافتراض عاملًا فيرياليًا وسطيًا للعينة، $⟨f⟩$، يستنتج بربط النواتج الفيريالية المشتقة من خرائط الصدى (مثلا، Peterson and Wandel, 2000) إما بعلاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ أو بعلاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ التي تحددها المجرات ذات كتل الثقوب السوداء المقاسة مباشرة، $\gtrsim$10⁶ M_⊙ (مثلا، Onken et al., 2004; Graham et al., 2011; Bentz et al., 2009). أما في GSD19 فقد تنبأنا بكتل الثقوب السوداء المركزية لعينة المجرات الحلزونية في العذراء مباشرة من علاقات $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ و$M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ الخاصة بالمجرات الحلزونية، والتي لها تشتت كلي (وذاتي) بجذر متوسط مربع قدره 0.63 (0.51$\pm$0.04) و0.79 (0.69) dex، على التوالي، في اتجاه $\log M_{\mathrm{bh}}$. كما تنبأنا بكتلة الثقب الأسود باستخدام زاوية التفاف الأذرع الحلزونية في المجرة المضيفة، $\varphi$، عبر علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$\varphi$ التي لا يتجاوز تشتتها 0.43 (0.30$\pm$0.08) dex (Davis et al., 2017). ثم أبرزنا المجرات التي أعطت فيها طرائق متعددة، مستندة إلى أرصاد مستقلة ($\sigma$، $M_{\ast ,\mathrm{gal}}$، $\varphi$)، توقعًا متسقًا بوجود IMBH. ونظرًا إلى غياب الانتفاخات في بعض المجرات الحلزونية المتأخرة التي تستضيف ثقوبًا سوداء ضخمة، وإلى تقارب مستويات التشتت حول علاقات $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ (${\mathrm{\Delta }}_{\mathrm{rms},\mathrm{total}}=0.79$ dex Davis et al., 2018) و$M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{bulge}}$ (${\mathrm{\Delta }}_{\mathrm{rms},\mathrm{total}}=0.64$–0.66 dex Davis et al., 2019) للمجرات الحلزونية، فإننا لم نستخدم علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{bulge}}$.

في الجدول  1، تم أخذ كتل الثقب الأسود المتوقعة بناءً على $\varphi$ و$\sigma$ من GSD19. نظرًا لاستخدامنا للمسافة المتوسطة، بدلًا من المتوسطة، المستقلة عن الانزياح الأحمر في قاعدة بيانات NASA/IPAC خارج المجرة (NED) ، فقد قمنا بمراجعة كتل الثقب الأسود المتوقعة من GSD19 والتي كانت مبنية على علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,\mathrm{gal}}$ ومتوسط المسافات المستقلة عن الانزياح الأحمر. بالنسبة لكل مجرة، قمنا بفحص الرسم البياني للمسافات المستقلة عن الانزياح الأحمر، وبالنسبة للبعض قمنا بإزالة القيم المتطرفة وأعدنا اشتقاق القيمة المتوسطة، المدرجة في الجدول  1. تؤثر المسافات المنقحة على المقادير المطلقة وبالتالي على الكتلة النجمية لكل مجرة، وبالتالي على كتل الثقب الأسود المتوقعة.

كمرجع، فإن المجرة Sérsic ذات النواة NGC 205 لديها أدنى كتلة الثقب الأسود تم قياسها مباشرة، عند $({7.1}_{-5.3}^{+10.7})\times {10}^3{\mathrm{M}}_{\odot }$ (Nguyen et al., 2019, جدولهم 6). مع تشتت السرعة النجمية 33 km s^-1 من HyperLeda (Paturel et al., 2003)، يتوافق NGC 205 جيدًا مع، وبالتالي يوسع، علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ للمجرات Sérsic، وبالتالي المجرات الحلزونية، في نطاق ${10}^3$–${10}^4$ M_⊙ (Sahu et al., 2019b, انظر الشكلين 3 و 11). المجرة القزمة S0 NGC 404، مع كتلة ثقب أسود مُبلغ عنها تساوي $(7_{-2.0}^{+1.5})\times {10}^4$ M_⊙ (Nguyen et al., 2017)، تتبع أيضًا علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ للمجرات Sérsic (Sahu et al., 2019b, انظر الشكلين 2 و 3). بوجود عنقود نجمي نووي تم حله جيدًا، بكتلة $(1.8\pm 0.8)\times {10}^6$ M_⊙ (Graham and Spitler, 2009; Nguyen et al., 2018)، NGC 205 يتوافق أيضًا جيدًا مع علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nc}}$ في نطاق الكتلة الأدنى (Graham, 2020).

2.2.1 نظرة ثاقبة من العناقيد النجمية النووية

بالنسبة للمجرات المنواة، أي تلك التي تحتوي على عناقيد نجمية نووية، قمنا أيضًا بتضمين تقدير كتلة الثقب الأسود المركزي المستمدة من كتلة العنقود النجمي النووي. كما هو الحال مع الثقوب السوداء الضخمة، تم اكتشاف ارتباط كتل العناقيد النجمية النووية مسبقًا بكتلة الجسم الكروي المضيف (Balcells et al., 2003; Graham and Guzmán, 2003). علاوة على ذلك، فإن تعايش الثقوب السوداء والعناقيد النجمية النووية (Graham and Driver, 2007; González Delgado et al., 2008; Seth et al., 2008; Graham and Spitler, 2009; Graham, 2016, والمراجع الواردة فيه) يعني وجود علاقة بين كتلة الثقب الأسود وكتلة العنقود النجمي النووي، وهو ما يعطى بواسطة

$$\log \left(\frac{M_{\mathrm{bh}}}{{\mathrm{M}}_{\odot }}\right)=(2.62\pm 0.42)\log \left(\frac{M_{\mathrm{nc}}}{{10}^{7.83}{\mathrm{M}}_{\odot }}\right)+(8.22\pm 0.20)$$ (1)

(Graham, 2016, 2020). وتصمد هذه العلاقة في غياب انتفاخ المجرة، مما يجعلها أداة مفيدة للمجرات الحلزونية من النوع المتأخر.

من المعروف أن العنقود النجمي النووي تتواجد في اثنين من مجراتنا الحلزونية مع كل من (1) مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية و (2) مصدر IMBH المشتبه به. يُفترض أن كتلة العنقود النجمي النووي المُبلغ عنها لـ NGC 4178 ($5\times {10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$: Satyapal et al., 2009) تتمتع بدقة تبلغ عامل 2. على الرغم من أن Satyapal et al. (2009) ذكر أن NGC 4713 يحتوي أيضًا على عنقود نجمي نووي، أو على الأقل مصدر يشبه النقطة (من المحتمل أن يكون ملوثًا بضوء AGN)، إلا أنهم يمتنعون عن توفير قياس الكتلة. في NGC 4498، تم الإبلاغ عن الحجم الظاهري لمجموعة جونسون/كوزينز $V$ على أنه $21.53\pm 0.02$ mag (Georgiev and Böker, 2014)، وتم أخذ الكتلة النجمية للعنقود النجمي النووي على أنها $(1.4\pm 0.4)\times {10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$ من Georgiev et al. (2016, جدولهم A1). يتم حساب كتل الثقب الأسود المتوقعة، بناءً على كتل العنقود النجمي النووي، هنا باستخدام المعادلة  1، المأخوذة من Graham (2020, معادلتهم 7)، وهي أكثر دقة من التقديرات السابقة التي تم الحصول عليها من معكوس المعادلة  12 في GSD19. تنطبق علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nc}}$ على لـ ${10}^5\lesssim M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot }\lesssim 5\times {10}^7$، ولها عدم يقين محسوب باستخدام التعبير

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

${\left({\displaystyle \frac{2.62}{\ln 10}}\right)}^2{\left({\displaystyle \frac{\delta M_{\mathrm{nc}}}{M_{\mathrm{nc}}}}\right)}^2+{(0.20)}^2+{({\delta }_{\mathrm{int}})}^2,$ (2)

حيث يكون التشتت الجوهري ضمن علاقة $M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\mathrm{nc}}$، ${\delta }_{\mathrm{int}}$، تم اعتباره 1.31 dex في اتجاه $M_{\mathrm{bh}}$ (Graham, 2020). وترد النتائج في الجدول  1.

2.2.2 متوسط ​​وزن الثقب الأسود مرجح بالخطأ

كان النهج الجديد الذي استخدمه Davis and Graham (2021) في حالة NGC 3319 هو تحديد كتلة الثقب الأسود المرجحة بالخطأ من العديد من التقديرات المستقلة، $\log (M_{\mathrm{bh},i})$. مع الأخذ في الاعتبار كل تقدير من عدم اليقين المرتبط، $\delta \log (M_{\mathrm{bh},i})$، فإن دالة التوزيع الاحتمالي المجمعة (دالة التوزيع الاحتمالي) تنتج القيمة الأكثر ترجيحًا إحصائيًا (ونطاق عدم اليقين 1$\sigma$) لكتلة الثقب الأسود. عندما يتم استخدام العديد من هذه التقديرات المستقلة للتأثير على هذا الاشتقاق، كما كان الحال بالنسبة لـ NGC 3319، يكون لدى المرء دالة التوزيع الاحتمالي محدد جيدًا (يشبه غاوسي) والذي يمكن من خلاله تحديد احتمال اكتشاف IMBH باستخدام بسهولة. هنا، مع وجود تقديرات أقل للثقب الأسود لكل مجرة ​​مقارنةً بـ NGC 3319، نمضي قدمًا في مسار أبسط من خلال تحديد المتوسط ​​المرجح للخطأ لوغاريتم كتل الثقب الأسود، مثل

$$\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=\frac{{\sum }_{i=1}^N{w}_i\log M_{\mathrm{bh},i}}{{\sum }_{i=1}^N{w}_i},$$ (3)

حيث استخدمنا ترجيح التباين العكسي وبالتالي $w_i=1/{(\delta \log M_{\mathrm{bh},i})}^2$. يتم حساب شريط الخطأ القياسي 1$\sigma$ المرتبط بهذا المتوسط ​​على النحو التالي:

$$\delta \overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=\sqrt{\frac{1}{{\sum }_{i=1}^N{w}_i}}.$$ (4)

الجدول 1 يوفر متوسط ​​تقديرات كتلة الثقب الأسود لعينتنا من المجرات متأخرة النمط التي تمتلك مصدرًا نقطيًا للأشعة السينية في موقع مركزي. باستثناء NGC 4212، مع المصدر المزدوج للأشعة السينية، تكون التقديرات عادةً أقل من $\sim$10⁵ M_⊙.

3 بيانات الأشعة السينية وتحليلها

القراء غير المهتمين بتفاصيل كيفية تقليل البيانات (القسمان 3.1 و3.2) ولا النتائج الفردية لكل مجرة، قد يرغبون في الانتقال إلى القسم 4 الذي يصف احتمالات الحصول على كتل الثقب الأسود من بيانات الأشعة السينية

3.1 كشف المصدر النووي الشبيه بالنقطة

تم الحصول على بيانات CXO من مطياف التصوير المتقدم CCD (ACIS) ضمن المشروع الكبير «المجرات الحلزونية في عنقود العذراء» (معرف الاقتراح: 18620568). بالإضافة إلى ذلك، استخدمنا الأرصاد الأرشيفية لبعض المجرات. حللنا البيانات على نحو متسق مع GSD19، مستخدمين حزمة Chandra Interactive Analysis of Observations (ciao) الإصدار 4.12 (Fruscione et al., 2006)، وقاعدة المعايرة الإصدار 4.9.1. لقد قمنا بإعادة معالجة ملفات الأحداث لكل ملاحظة باستخدام مهمة ciao chandra_repro. بالنسبة للمجرات ذات الأرصاد المتعددة، أنشأنا ملفات أحداث مدمجة باستخدام reproject_obs. في تلك الحالات، استخدمنا الصور المكدسة لتحسين نسبة الإشارة إلى الضوضاء في بحثنا عن مصادر نووية محتملة؛ ومع ذلك، تم بعد ذلك تقدير التدفقات من المرشحين النوويين من خلال التعريضات الفردية.

استخدمنا الموقع الإحداثي للنواة المجرية المذكورة في NED كموضع مرجعي لبحثنا عن مصادر الأشعة السينية النووية. بحثنا عن انبعاث معتبر في الأشعة السينية ضمن 2$\mathrm{″}$ من الموضع النووي المرجعي. حقيقة أننا عرفنا مسبقًا الموقع (التقريبي) للمصادر التي كنا نبحث عنها تعني أنه يمكننا تحديد الاكتشافات المهمة بعدد أقل بكثير من العدّات مما قد نطلبه من مهمة البحث عن المصدر العمياء (على سبيل المثال، wavdetect). يؤدي ذلك، جنبًا إلى جنب مع مستوى الخلفية المنخفض جدًا في صور ACIS، إلى اكتشافات مهمة لـ 99% حتى بالنسبة للمصادر التي تحتوي على عدد قليل من 5 (انظر مثلًا فواصل الثقة البايزية في Kraft et al., 1991). كتقدير تقريبي، يتم احتساب 5 ACIS-S في تعريض 10 ks النموذجي، ويتوافق مع لمعان 0.5–10 kev لـ $\sim$2 $\times {10}^{38}$ erg s^-1 على مسافة 17 Mpc.

عندما تم اكتشاف انبعاث كبير للأشعة السينية في الموقع النووي، قمنا بتقدير ما إذا كان المصدر متسقًا مع كونه يشبه النقطة، أو كان بدلاً من ذلك ممتدًا بشكل ملحوظ أكثر من وظيفة انتشار النقطة الآلية (PSF) لكاشف ACIS في ذلك الموقع (في معظم الحالات، بالقرب من نقطة الهدف لشريحة S3). في الحالات التي قررنا فيها تمديد الانبعاث، قمنا بفحص الصور في النطاقات الناعمة (0.3–1 keV) والمتوسطة (1–2 keV) والنطاقات الصلبة (2–10 keV) بشكل منفصل. وقد مكننا هذا من تحديد ما إذا كان هناك مصدر أشعة سينية نقطي أكثر صلابة محاطًا بانبعاث حراري منتشر، وهو ما يميز مناطق تشكل النجوم؛ عادةً، لا يساهم الأخير بشكل كبير في النطاق 2–10 keV.

بالنسبة لجميع المصادر التي تشبه النقاط النووية، قمنا بتحديد مناطق استخلاص المصدر بنصف قطر مناسب لحجم PSF (عادةً، دائرة ذات نصف قطر 2$\mathrm{″}$ للمصادر عند نقطة الهدف لشريحة S3) ومناطق الخلفية المحلية على الأقل 4 أكبر مرات من منطقة المصدر. قمنا بفحص جميع مناطق المصدر والخلفية بصريًا للتأكد من أنها لا تحتوي على مصادر ملوثة أخرى. في جميع الحالات، قمنا بتشغيل مهمة ciao srcflux لتقدير التدفقات الممتصة وغير الممتصة. تم تقدير جزء PSF في دائرة الاستخراج باستخدام خيار srcflux ‘psfmethod=arfcorr’، والذي يقوم بشكل أساسي بإجراء تصحيح للفتحة اللانهائية. في بعض الحالات، عندما كان معدل العد مرتفعًا بدرجة كافية، قمنا أيضًا باستخراج أطياف المصدر وتصميمها باستخدام إصدار الحزمة xspec (Arnaud, 1996) 12.9.1، كما هو موضح لاحقًا.

3.2 تدفق ولمعان المصادر النووية المكتشفة

توفر المهمة srcflux تقديرين بديلين لتدفق الأشعة السينية الممتصة: تدفقات النموذج والتدفقات المستقلة عن النموذج. يمكن وصف كلتا القيمتين على أنهما تقريبًا للتدفق المثالي ”المرصود” الذي يمكن قياسه من مجموعة بيانات ذات نسبة الإشارة إلى الضوضاء عالية بشكل لا نهائي. بالنسبة للتدفقات النموذجية، افترضنا طيف قانون القوة مع مؤشر الفوتون $\mathrm{\Gamma }=1.7$ (Molina et al., 2009; Corral et al., 2011) وكثافة عمود خط البصر المجري لغاز H I (HI4PI Collaboration et al., 2016)، المأخوذة من مركز أبحاث أرشيف علوم الفيزياء الفلكية عالي الطاقة. (HEASARC). وبصورة أكثر واقعية، حتى بالنسبة للمصادر النووية ذات القدر الأقل من الامتصاص الجوهري، قد نتوقع إجمالي قيمة $N_{\mathrm{H}}$ وهو عامل 2 أعلى من قيمة $N_{\mathrm{H}}$ المجرية، وذلك بسبب المادة الماصة في المجرة الحلزونية المضيفة العذراء بالإضافة إلى تلك الموجودة في المجرة الحلزونية درب التبانة. سيعتمد عامل التحويل هذا على حجم المجرة المضيفة ونوعها المورفولوجي، وعلى معدنها ومعدل تشكّل النجوم، وعلى زاوية رؤيتنا. ومع ذلك، تم تصحيح الفرق في اللمعان المقدر غير الممتص لكثافة عمود، على سبيل المثال، $\sim$4 $\times {10}^{20}$ cm^-2، بدلاً من $\sim$2 $\times {10}^{20}$ cm^-2 لا يتجاوز 4% (أقل بكثير من حالات عدم اليقين الرصدية والمنهجية الأخرى)، لأن كثافات الأعمدة هذه تحجب الفوتونات فقط عند الطرف المنخفض من نطاق طاقة ACIS-S، حيث تكون الحساسية الآلية منخفضة جدًا بالفعل. وبالتالي، فقد تجنبنا تلك التعقيدات، لأنها غير ذات صلة إلى حد كبير لغرض هذا العمل، وقمنا بإدراج اللمعان غير الممتص على أنه تم تصحيحه فقط لـ $N_{\mathrm{H}}$ المجري في جميع الحالات عندما لا يكون هناك عدد كافٍ لأي تقدير مهم لـ $N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}$ (كما هو موضح لاحقًا). من السهل تقدير التدفقات واللمعان لنفس المصادر التي تم تصحيحها لقيم أعلى من $N_{\mathrm{H}}$ (إذا رغبت في ذلك)، باستخدام برنامج Portable Interactive MultiMission (pimms).

تعتمد التدفقات المستقلة عن النموذج من srcflux على طاقة الفوتونات المكتشفة، وبعد طيها مع استجابة الكاشف. بالنسبة للمصادر ذات عدد صغير من العدّات، قد لا تقوم الفوتونات المكتشفة بأخذ عينات موحدة من نطاق الطاقة، خاصة في الطاقات الأعلى (حساسية أقل): وبالتالي، فإن التدفق المستقل عن النموذج ليس بالضرورة تقريبيًا أكثر دقة للتدفق ”المثالي” القابل للملاحظة من القيمة المعتمدة على النموذج. علاوة على ذلك، نحن بحاجة إلى التدفقات المعتمدة على النموذج من أجل تقدير التدفقات واللمعان غير الممتصة، وهو تحويل لا يمكن إجراؤه مباشرة من الالتدفقات المستقلة عن النموذج. في معظم الحالات في عينتنا من المصادر النووية، تتفق التدفقات المعتمدة على النموذج والمستقلة عنه ضمن أشرطة الخطأ. ومع ذلك، عندما تختلف بشكل كبير، فهذا دليل على أن قانون القوة المفترض لدينا خاطئ، أو أن كثافة العمود H I هي $>$10²⁰ cm^-2. لقد وضعنا علامة على هذه الحالات لمزيد من التحليل باستخدام xspec.

من أجل التخفيف من تأثير $N_{\mathrm{H}}$ غير المؤكد على تقديرنا للتدفق غير الممتص واللمعان، قمنا بحساب التدفقات المعتمدة على النموذج باستخدام srcflux في نطاق 1.5–7 kev بدلاً من النطاق ”الواسع” 0.5–7 keV. وذلك لأن الامتصاص الكهروضوئي لا يكاد يذكر فوق 1.5 keV، على الأقل بالنسبة لنطاق كثافات الأعمدة التي تظهر في اللوالب العذراء (حتى عدد قليل من ${10}^{22}$ cm^-2). وبالتالي، فإن معدل العد المرصود عند 1.5–7 keV يوفر تطبيعًا أكثر دقة لطيف قانون القوة الحقيقي. نقوم بعد ذلك بحساب التدفق 0.5-7 keV من خلال استقراء نموذج قانون القوة إلى الطاقات الأخفض.

هناك سبب ثانٍ يجعل استخدام النطاق 1.5-7 keV أكثر ملاءمة بدلاً من النطاق الكامل ACIS لتقدير التدفقات النووية باستخدام srcflux. قد يكون لبعض النوى انبعاث بلازما حراري من الغاز الساخن المنتشر (على سبيل المثال الناتج عن تشكّل النجوم في المنطقة النووية) بالإضافة إلى انبعاث شبيه بالنقطة من الثقب الأسود المركزي المحتمل. غالبًا ما يكون الفصل المكاني للمكونات المنتشرة والنقطة مستحيلاً؛ لا تعد النمذجة المكونة من عنصرين أيضًا خيارًا للأطياف منخفضة العدد من المصادر ذات اللمعان $\lesssim$10⁴⁰ erg s^-1 على مسافة عنقود العذراء. بدلاً من ذلك، من المعقول افتراض أن مكون قانون القوة من الثقب الأسود النووي يهيمن على 1.5 keV، وأن انبعاث البلازما الحرارية $\sim$0.5-keV يؤثر في الغالب على النطاق الأكثر ليونة. وبالتالي، من خلال تطبيع نموذج قانون القوة إلى تدفق 1.5-7 keV واستقراءه وصولاً إلى الطاقات المنخفضة، نحصل على تقدير أكثر دقة للانبعاثات النووية مما لو كنا نلائم نموذج قانون القوة على كامل نطاق 0.5–7 keV.

في الجدول  2، يمكن العثور على الالتدفقات المستقلة عن النموذج لجميع المصادر، والتدفقات واللمعان المعتمدة على النموذج، محسوبة باستخدام srcflux. قمنا بتحويل تدفقات 0.5-7 keV غير الممتصة إلى لمعان غير ممتص في نفس النطاق بافتراض المسافات المذكورة في الجدول  1. أخيرًا، قمنا بتحويل اللمعان عبر نطاقات مختلفة باستخدام pimms، مع نموذج قانون القوة المفترض. مع $\mathrm{\Gamma }=1.7$، يمتلك المرء $L_{0.5-8\mathrm{keV}}=1.075L_{0.5-7\mathrm{keV}}$ و$L_{0.5-10\mathrm{keV}}=1.20L_{0.5-7\mathrm{keV}}$،

لقد أجرينا تحليلًا طيفيًا كاملاً لتلك المصادر النووية مع عدد كافٍ من العدّات، وللمصادر التي يشير فيها تحليلنا الأولي srcflux وفحصنا لألوان الأشعة السينية إلى دليل على وجود كثافة عالية للعمود الممتص. لقد استخرجنا الأطياف وملفات الاستجابة والاستجابة المساعدة المرتبطة بها باستخدام مهمة ciao specextract. قمنا بعد ذلك بإعادة تجميع الأطياف إلى عدد 1 لكل حاوية مع المهمة grppha من برنامج ftools (Blackburn, 1995)، وقمنا بتصميمها في إصدار xspec 12.9.1 (Arnaud, 1996)، باستخدام إحصائيات Cash (1979). معدل العد منخفض جدًا بشكل عام بالنسبة للنمذجة المعقدة؛ ومع ذلك، يمكننا اكتشاف حالات ارتفاع $N_{\mathrm{H},\mathrm{int}}$ وتقييد قيمتها حتى بالنسبة للمصادر التي تحتوي على ما يصل إلى عشرات العدّات، لأن هذه العدّات سيتم تسجيلها جميعًا عند الطاقات $>$1 keV. المعلمة الثانية التي تركت حرة في تركيبنا xspec هي تطبيع قانون القوة. في حالات قليلة، كان لدينا ما يكفي من العدّات لترك مؤشر الفوتون أيضًا كمعلمة حرة؛ وفي معظم الحالات الأخرى، قمنا بتثبيتها على القيمة الأساسية 1.7. في إحدى الحالات، NGC 4178، يعتبر نموذج قانون القوة الأفضل ملاءمة شديد الانحدار (جدول 2)، ويوفر نموذج قرص الجسم الأسود diskbb ملاءمة مادية أكثر (على الرغم من أنها مكافئة إحصائيًا). أخيرًا، بالنسبة للمصادر التي تم تصميمها في xspec، حددنا حدود الثقة 90% على تدفقات النماذج الممتصة وغير الممتصة (وبالتالي، على لمعانها غير الممتص) باستخدام نموذج الالتواء cflux.

Table 2: أرصاد CXO لمجرات ذات مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية، ويُتوقع أيضًا أن تضم ثقبًا أسود مركزيًا ذا كتلة $\lesssim {10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$

Galaxy	Obs. Date	Exp.	$F_{0.5-7\mathrm{keV}}$	$F_{0.5-7\mathrm{keV}}$	NH,Galaxy	$L_{0.5-8\mathrm{keV}}$	NH,intrin	$\mathrm{\Gamma }$	$k{T}_{\mathrm{in}}$	$L_{0.5-10\mathrm{keV}}$	$L_{2-10\mathrm{keV}}$
NGC#		ksec	mod-indpt	mod-dept	${10}^{20}$ cm-2	${10}^{38}$ erg s-1	${10}^{22}$ cm-2		keV	${10}^{38}$ erg s-1	${10}^{38}$ erg s-1
معروضة في Graham et al. (2019)
4178	2011-02-19	36.29	0.50${}_{-0.12}{}^{}{}_{}{}^{+0.16}$	${0.56}_{-0.16}^{+0.25}$	2.66	4.04${}_{-2.30}{}^{}{}_{}{}^{+16.86}$	0.47${}_{-0.35}{}^{}{}_{}{}^{+0.50}$	3.43${}_{-1.24}{}^{}{}_{}{}^{+1.66}$	…	4.06${}_{-2.31}{}^{}{}_{}{}^{+16.94}$	0.51${}_{-0.29}{}^{}{}_{}{}^{+2.12}$
4178	2011-02-19	36.29	0.50${}_{-0.12}{}^{}{}_{}{}^{+0.16}$	${0.56}_{-0.16}^{+0.25}$	2.66	1.52${}_{-0.56}{}^{}{}_{}{}^{+1.25}$	0.15${}_{-0.15}{}^{}{}_{}{}^{+0.33}$	…	0.56${}_{-0.19}{}^{}{}_{}{}^{+0.35}$	1.52${}_{-0.56}{}^{}{}_{}{}^{+1.25}$	0.35${}_{-0.13}{}^{}{}_{}{}^{+0.30}$
4713	2003-01-28	4.90	1.17${}_{-0.52}{}^{}{}_{}{}^{+0.74}$	${1.52}_{-0.66}^{+0.91}$	1.87	4.40${}_{-1.92}{}^{}{}_{}{}^{+2.62}$	…	1.7	…	4.94${}_{-2.15}{}^{}{}_{}{}^{+2.94}$	3.19${}_{-1.39}{}^{}{}_{}{}^{+1.90}$
4470a	2010-11-20	19.78	0.42${}_{-0.33}{}^{}{}_{}{}^{+0.47}$	${0.35}_{-0.20}^{+0.28}$	1.60	1.31${}_{-0.74}{}^{}{}_{}{}^{+1.09}$	…	1.7	…	1.47${}_{-0.83}{}^{}{}_{}{}^{+1.23}$	0.95${}_{-0.64}{}^{}{}_{}{}^{+0.79}$
بيانات الأشعة السينية الجديدة
4197	2018-07-27	7.96	11.20${}_{-2.36}{}^{}{}_{}{}^{+2.40}$	${10.60}_{-1.40}^{+3.20}$	1.52	119${}_{-31}{}^{}{}_{}{}^{+55}$	0.35${}_{-0.35}{}^{}{}_{}{}^{+0.72}$	1.24${}_{-0.69}{}^{}{}_{}{}^{+0.84}$	…	144${}_{-38}{}^{}{}_{}{}^{+66}$	113${}_{-29}{}^{}{}_{}{}^{+53}$
4212a	2017-02-14	14.86	0.43${}_{-0.24}{}^{}{}_{}{}^{+0.36}$	${0.49}_{-0.27}^{+0.41}$	2.67	1.90${}_{-1.03}{}^{}{}_{}{}^{+1.58}$	…	1.7	…	2.13${}_{-1.15}{}^{}{}_{}{}^{+1.78}$	1.38${}_{-0.75}{}^{}{}_{}{}^{+1.14}$
4298	2018-04-09	7.81	2.68${}_{-1.13}{}^{}{}_{}{}^{+1.54}$	${1.84}_{-0.76}^{+1.04}$	2.62	6.10${}_{-2.51}{}^{}{}_{}{}^{+3.46}$	…	1.7	…	6.85${}_{-2.82}{}^{}{}_{}{}^{+3.89}$	4.42${}_{-1.82}{}^{}{}_{}{}^{+2.51}$
4313a	2018-04-14	7.96	0.55${}_{-0.32}{}^{}{}_{}{}^{+0.51}$	${0.87}_{-0.48}^{+0.77}$	2.40	2.32${}_{-1.29}{}^{}{}_{}{}^{+2.03}$	…	1.7	…	2.61${}_{-1.45}{}^{}{}_{}{}^{+2.28}$	1.68${}_{-0.93}{}^{}{}_{}{}^{+1.47}$
4330	2018-04-16	7.96	6.30${}_{-1.90}{}^{}{}_{}{}^{+2.35}$	${6.55}_{-2.08}^{+2.70}$	2.07	80.7${}_{-31.7}{}^{}{}_{}{}^{+48.6}$	4.33${}_{-1.96}{}^{}{}_{}{}^{+2.86}$	1.7	…	90.6${}_{-35.6}{}^{}{}_{}{}^{+54.6}$	58.5${}_{-23.0}{}^{}{}_{}{}^{+35.2}$
4405	2018-04-09	7.96	0.62${}_{-0.36}{}^{}{}_{}{}^{+0.57}$	${0.84}_{-0.48}^{+0.76}$	2.17	3.54${}_{-2.03}{}^{}{}_{}{}^{+3.22}$	…	1.7	…	3.98${}_{-2.28}{}^{}{}_{}{}^{+3.61}$	2.57${}_{-1.48}{}^{}{}_{}{}^{+2.33}$
4413	2018-05-10	7.80	0.36${}_{-0.22}{}^{}{}_{}{}^{+0.33}$	${1.00}_{-0.54}^{+0.84}$	2.32	3.41${}_{-1.84}{}^{}{}_{}{}^{+2.85}$	…	1.7	…	3.83${}_{-2.07}{}^{}{}_{}{}^{+3.76}$	2.47${}_{-1.33}{}^{}{}_{}{}^{+2.07}$
4492a	2007-02-22	4.89	0.69${}_{-0.40}{}^{}{}_{}{}^{+0.63}$	${1.31}_{-0.66}^{+1.01}$	1.43	6.77${}_{-3.58}{}^{}{}_{}{}^{+6.58}$	0.05${}_{-0.05}{}^{}{}_{}{}^{+0.25}$	1.7	…	7.60${}_{-4.02}{}^{}{}_{}{}^{+7.39}$	4.91${}_{-2.60}{}^{}{}_{}{}^{+4.77}$
4492a	2014-04-25	29.68	0.54${}_{-0.22}{}^{}{}_{}{}^{+0.30}$	${0.85}_{-0.34}^{+0.46}$	1.43	4.40${}_{-1.89}{}^{}{}_{}{}^{+2.81}$	0.05${}_{-0.05}{}^{}{}_{}{}^{+0.25}$	1.7	…	4.94${}_{-2.12}{}^{}{}_{}{}^{+3.16}$	3.19${}_{-1.37}{}^{}{}_{}{}^{+2.04}$
4498	2018-04-07	8.09	0.60${}_{-0.30}{}^{}{}_{}{}^{+0.44}$	${1.17}_{-0.57}^{+0.85}$	2.25	3.29${}_{-1.62}{}^{}{}_{}{}^{+2.37}$	…	1.7	…	3.69${}_{-1.81}{}^{}{}_{}{}^{+2.67}$	2.39${}_{-1.18}{}^{}{}_{}{}^{+1.71}$
4519	2018-05-05	8.45	1.10${}_{-0.49}{}^{}{}_{}{}^{+0.69}$	${1.39}_{-0.61}^{+0.89}$	1.36	7.02${}_{-3.12}{}^{}{}_{}{}^{+4.44}$	…	1.7	…	7.88${}_{-3.50}{}^{}{}_{}{}^{+4.99}$	5.09${}_{-2.26}{}^{}{}_{}{}^{+3.22}$
4607	2018-05-09	7.96	4.93${}_{-1.92}{}^{}{}_{}{}^{+2.22}$	${3.84}_{-1.59}^{+2.20}$	2.53	51.0${}_{-26.3}{}^{}{}_{}{}^{+49.3}$	4.68${}_{-2.64}{}^{}{}_{}{}^{+5.86}$	1.7	…	57.3${}_{-29.6}{}^{}{}_{}{}^{+55.3}$	37.9${}_{-20.0}{}^{}{}_{}{}^{+34.8}$

Note. — العمود 1: اسم المجرة. ^a بالنسبة للمجرات ذات المصدر المزدوج للأشعة السينية، فإننا نسجل التدفق من المصدر الأكثر مركزية. العمود  4: تدفق الفوتون المرصود والممتص جزئيًا والمستقل عن النموذج مخصص لمصدر نقطي في الأشعة السينية الموجود مركزيًا في نطاقات CXO/ACIS-S 0.5–7 keV. الوحدات هي ${10}^{-14}$ erg cm^-2 s^-1، وتظهر حالات عدم اليقين المرتبطة نطاق الثقة 90%. العمود  5: التدفق الممتص المعتمد على النموذج في وحدات ${10}^{-14}$ erg cm^-2 s^-1. العمود 6: كثافة عمود المجرة من الهيدروجين الذري المحايد، H I. العمود 7: يمثل لمعان الأشعة السينية $L_{0.5-8\mathrm{keV}}$ لمعان 0.5–8 keV لكل مصدر نقطي، مشتقًا باستخدام المسافات الواردة في الجدول 1 ومصححًا لحجب مجرتنا H I زائد (عند الإشارة إليه في العمود  8) خط البصر المعتم H I جوهري في المجرة الخارجية. العمود  9: منحدر قانون القوة للأشعة السينية المقاس أو المعتمد لتوزيع الطاقة الطيفي، $\mathrm{\Gamma }$. العمود  10 يعطي درجة حرارة قرص الجسم الأسود الداخلي للنموذج (diskbb). العمود  11: لمعان الأشعة السينية غير الممتصة $L_{0.5-10\mathrm{keV}}$ من 0.5–10 keV بناءً على توزيع الطاقة الطيفي لقانون القوة المستقرأ. العمود  12: مشابه للعمود  11 ولكن من 2–10 keV.

3.3 المجرات التي تحتوي على بيانات الأشعة السينية الأرشيفية تم الإبلاغ عنها في GSD19

تحتوي ثلاث مجرات (NGC 4178، NGC 4713، وNGC 4470) من GDS19 على بيانات أشعة سينية أرشيفية تكشف عن مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية وتقديرين على الأقل لـ . يمثل NGC 4178 (GSD19، شكلهم 11) نظيرًا متفوقًا إلى حد ما لـ NGC 4713 (GSD19، شكلهم 13)، والذي سيتم توفير بعض التعليقات الإضافية له بعد ذلك. في حالة NGC 4470، لم يكن الهدف الأساسي لأرصاد CXO السابقة، وعلى هذا النحو كان يقع دائمًا على بعد عدة دقائق قوسية من نقطة الهدف، مما أدى إلى توسيع وظيفة انتشار النقطة (PSF) في مركز المجرة. أدناه، نقدم ملامح الأشعة السينية لـ NGC 4470، والتي لم تظهر سابقًا في GSD19.

3.3.1 NGC 4178: الجسم الأسود مقابل قانون القوة

كما ذكرنا سابقًا، عُرض NGC 4178 في GSD19. أدت محاولات ملاءمة نموذج قانون القوة للأشعة السينية توزيع الطاقة الطيفي، مع انخفاضه السريع من نطاق الطاقة الناعمة إلى نطاق الطاقة الصلبة، إلى منحدر حاد غير واقعي (انظر الجدول  2). كان توزيع الطاقة الطيفي للأشعة السينية ملائمًا تمامًا لنموذج قرص الجسم الأسود الذي يحتوي على درجة حرارة جوهرية T_intrin 0.56${}_{-0.19}{}^{}{}_{}{}^{+0.35}$ keV. نصف قطر القرص الداخلي $R_{\mathrm{in}}$ المرتبط بملاءمة diskbb هو $R_{\mathrm{in}}{(\cos \theta )}^{1/2}\approx 1.19N_{\mathrm{dbb}}^{1/2}{d}_{10}$. مع $N_{\mathrm{dbb}}$ تسوية نموذج diskbb في xspec، $d_{10}$ المسافة إلى المصدر بوحدات 10 kpc، و$\theta$ زاوية الرؤية لدينا ($\theta =0$ وجهًا لوجه)، نحصل على $R_{\mathrm{in}}{(\cos \theta )}^{1/2}\approx$ 104 km (53–613 km عند مستوى ثقة 90%).

قمنا بمقارنة نماذج قانون القوة وقرص الجسم الأسود باستخدام إحصائيات اختبار Anderson-Darling (AD) (مثلا، Arnaud et al., 2011). على وجه التحديد، أجرينا حسابات Monte Carlo لمدى جودة الملاءمة في xspec، باستخدام الأمر goodness، وقمنا بمقارنة النسبة المئوية لعمليات المحاكاة بإحصائيات الاختبار الأقل من تلك الخاصة بالبيانات. بالنسبة لنموذج قانون القوة، كانت 75% للإنجازات أفضل من قيمة اختبار AD للبيانات ($\log$ AD $=-3.67$). بالنسبة لنموذج قرص الجسم الأسود، كانت عمليات الإنجاز 43% أفضل من قيمة AD ($\log$ AD $=-3.88$). وبالتالي، فإن نموذج قرص الجسم الأسود هو المفضل بشكل ضعيف فقط. أبلغت علاوة على ذلك وSatyapal et al. (2009) عن انبعاث واضح [Ne V]، مما يدل على وجود AGN المؤين، في NGC 4178.

Figure 1: المحور الهندسي المتوسط، المعروف أيضًا باسم المحور المكافئ، المظهر الجانبي للضوء للمجرة عديمة الانتفاخ NGC 4713، يتلاءم مع قرص أسي مبتور (أزرق داكن) بالإضافة إلى بعض تقاطعات الأذرع الحلزونية الباهتة (أزرق فاتح)، وشريط (برتقالي)، وعنقود نجمي نووي (أحمر متقطع) ومصدر نقطي خافت جدًا (أخضر).

3.3.2 NGC 4713: نظير LEDA 87300

كل من صورة NGC 4713 (GSD19، شكلها 13) وملف تعريف الضوء الخاص بها (الشكل 1)، يشبهان LEDA 87300 (Baldassare et al., 2015; Graham et al., 2016, انظر الشكلين 2 و 5). من صور Hubble Space Telescope (HST)، يمكن رؤية كلتا المجرتين تحتويان على مصدر نقطي مركزي وشريط بأذرع حلزونية تنبثق من نهايات (Baldassare et al., 2017). أدى الدقة المكانية الأفضل التي يوفرها HST إلى إزالة عدم اليقين بين الشريط بالإضافة إلى مكونات الانتفاخ - والتي يشار إليها مجتمعة باسم ”البارجة” (Graham et al., 2016) — والتي كانت تؤثر سابقًا على الصور الأرضية. تبدو كلتا المجرتين الآن عديمتي الانتفاخ. وقد يكون المصدر النقطي المركزي في الصورة البصرية لـ LEDA 87300 عائدًا جزئيًا إلى نواتها المجرية النشطة (AGN)، إذ كان ساطعًا بما يكفي لتمكين Ho et al. (1997) من وسم هذه المجرة بأنها ذات «نواة انتقالية»، حيث تقع قوة [O I] المرجحة باللمعان بين نوى H II وLINERs (مناطق خطوط الانبعاث النووية منخفضة التأين). تم وضع علامة على NGC 4713 لاحقًا بواسطة Decarli et al. (2007) على أنها تحتوي على نواة LINER/H II.

Figure 2: الجيل التالي من المسح العنقودي العذراء صورة (NGVS: Ferrarese et al., 2012) لـ NGC 4470، المعروف أيضًا باسم NGC 4610، (الأحمر = مرشح $i$؛ الأخضر = $g$؛ الأزرق = $u^{\ast }$)، مع خطوط Chandra/ACIS-S (نطاق 0.5–7.0 keV) مغطاة باللون الأخضر. الخطوط الكنتورية هي مجرد جهاز مرئي لإظهار موقع مصدر الأشعة السينية (دقيق لـ $\approx$0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$6). الشمال للأعلى والشرق إلى اليسار. تُظهر الدائرة الحمراء الموقع المحدد بواسطة NED للنواة الضوئية للمجرة ”، ويبلغ نصف قطرها 1$\mathrm{″}$ في هذه الأشكال والأشكال اللاحقة، مما يعكس تقريبًا عدم اليقين/النطاق المرتبط القادم من مختلف نظائر المجرات.

لقد قمنا بتصميم نموذج لتوزيع ضوء HST/WFC/ACS/F606W في NGC 4713 باتباع العملية الموضحة في Davis et al. (2019). استخدمنا مهمة Isofit (Ciambur, 2015)، التي يتم تشغيلها ضمن مرفق تقليل الصور وتحليلها (IRAF) حزمة ellipse لالتقاط ضوء المجرة. قمنا بعد ذلك بتصميم ذلك باستخدام برنامج Profiler (Ciambur, 2016) وبرنامج PSF التجريبي (مع حلقات جيدة التهوية) تم قياسه من نجم. وتظهر النتيجة في الشكل  1.

لقد وجدنا أن NGC 4713 يحتوي على عنقود نجمي نووي تم حله قليلاً مع نصف قطر ضوء نصف محور مكافئ يساوي 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$07 (5 pc)، وهو مؤشر Sérsic $n=1.23$، والحجم الظاهري F606W لـ 19.57$\pm$0.18 mag (AB mag). تصحيح 0.06 mag لانقراض المجرة، واستخدام معامل المسافة 30.85، واحد لديه القدر المطلق $-$11.34 mag (AB). باستخدام القدر المطلق للشمس ${𝔐}_{\odot ,F606W}=4.72$ mag، ونسبة الكتلة إلى الضوء النجمية 1.0$\pm$0.5، نحصل على $\log (M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot })=6.43\pm 0.31$ وكتلة الثقب الأسود متوقعة. $\log (M_{\mathrm{bh}}/M_{\odot })=4.56\pm 1.66$ من المعادلة  1.

تم أيضًا تضمين مصدر نقطي للضوء AGN في النمذجة، لكننا لم نتمكن من الحصول على قيد مفيد. تؤدي إزالة المصدر النقطي الموضح في الشكل 1 إلى سطوع العنقود النجمي بمقدار 0.01 mag. إذا كان المصدر النقطي AGN أكثر سطوعًا من ذلك الموضح، فإن العنقود النجمي النووي سيكون أكثر خفوتًا وستكون كتلة الثقب الأسود المتوقعة أصغر. قد يفسر هذا سبب كون هذا التنبؤ لكتلة الثقب الأسود أعلى من تنبؤات الطرق الأخرى (انظر الجدول 1)، على الرغم من أن أشرطة الخطأ كبيرة. أخيرًا، نلاحظ أن $-$11.34 mag (AB) يتوافق مع مع سطوع $F606W$ لـ $7.4\times {10}^{39}$ erg s^-1، وهو $\sim$17 أكثر سطوعًا من 0.5–8 keV لمعان الأشعة السينية. إذا كان المرشح IMBH لديه $L_{\mathrm{opt}}\approx L_X$، فإن ضوء العنقود النجمي النووي سوف يهيمن على سلسلة 606 nm، كما لوحظ.

يعد LEDA 87300 محل اهتمام بسبب AGN، كما يتضح من مصدر الأشعة السينية النووي، وانبعاث H$\alpha$ الواسع، ونسب خط الانبعاث الضيقة (Baldassare et al., 2015). باستخدام عامل $f$ الفيريالي ${2.3}_{-0.6}^{+0.9}$ من Graham et al. (2011) يعطي كتلة الثقب الأسود فيريالي ${2.9}_{-2.3}^{+6.7}\times {10}^4{f}_{2.3}$ M_⊙ في LEDA 87300 (Graham et al., 2016). إن عدم اليقين المتزايد بشأن كتلة الثقب الأسود، مع نطاق الخطأ 1$\sigma$ من $0.6\times {10}^4$ إلى ${10}^5$، يرجع إلى أن العامل $f$ هو القيمة المتوسطة المشتقة من $\sim$30 AGN مع تعيينات الصدى، وعند استخدام هذه القيمة للتنبؤ بكتلة الثقب الأسود الفيريالي لمجرة فردية مثل LEDA 87300، بالإضافة إلى أخطاء قياس الرصد، يحتاج المرء إلى طي التشتت الجوهري بين AGN الفردي، والذي يعد تقريبًا أحد عوامل 3، القادمة من التشتت في مخطط $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$.

في حين أن LEDA 87300 لديه كتلة نجمية قدرها $2.4\times {10}^9{\mathrm{M}}_{\odot }$ (دقيقة لعامل 2) وسرعة تشتت نجمية مقدرة بـ $40\pm 11$ km s^-1 (Graham et al., 2016, انظر قسمهم 3.2)، يحتوي NGC 4713 على كتلة نجمية تبلغ $4\times {10}^9{\mathrm{M}}_{\odot }$ (GSD19) وتشتت سرعة مُقاس $23.2\pm 8.9$ km s^-1 (Ho et al., 2009). سنسعى للحصول على أطياف بصرية لـ NGC 4713 لاكتشاف خط H$\alpha$ واسع. من هذا، سنكون قادرين على استخلاص الكتلة الفيريالية للثقب الأسود في NGC 4713 المرتبط بمصدر الأشعة السينية النووي ونواة LINER/H II. كما هو مذكور في GSD19، تم اكتشاف فوتونات الأشعة السينية من مصدر النقطة المركزية في صورة CXO/ACIS-S المؤرشفة لـ NGC 4713 في جميع النطاقات القياسية الثلاثة (الناعمة، 0.3-1 keV؛ المتوسطة، 1-2 keV؛ 2-7 keV)، متوافق مع طيف قانون القوة بدلاً من طيف الجسم الأسود البحت.

3.3.3 NGC 4470: مصادر نقطية مزدوجة في الأشعة السينية 170 pc متباعدة

NGC 4470 (ويعرف أيضًا باسم NGC 4610) هي مجرة ​​حلزونية وجهًا لوجه (الشكل 2). الكتالوج المرجعي لتوزيعات الطاقة الطيفي المجرية (RCتوزيع الطاقة الطيفي: Chilingarian et al., 2017) يضع NGC 4470 في منطقة H II للخط الضيق [O III]/H$\beta$ مقابل المخطط التشخيصي [N II]/H$\alpha$. ومع ذلك، أصبح من الواضح بشكل متزايد أنه يمكن تفويت AGN الخافت أو ”المخفي” عند استخدام المخططات التشخيصية BPT (Baldwin et al., 1981) (مثلا، Zezas et al., 2005; Sartori et al., 2015; Lamperti et al., 2017; Cann et al., 2019, 2021). ربما لا يكون هذا مفاجئًا في المجرات منخفضة الكتلة، لأنه ما لم تكن نسبة إدنغتون عالية، فإن إشارة AGN الموجودة في الفتحة المركزية/الألياف/الإسباكسيل سوف تُغرق بواسطة ضوء نجوم المجرة في هذه الأنظمة ذات كتل الثقب الأسود المنخفضة (Mezcua and Domínguez Sánchez, 2020). على الرغم من أنه من خلال التركيز على عينة قريبة ($D\le 80$ Mpc) من المجرات القزمة، فقد وجد Moran et al. (2014) مجرات 28 يهيمن عليها خط انبعاث ضيق (النوع 2) AGN، وبافتراض وجود [O III] - إلى عامل تصحيح اللمعان البوليمري لـ 1000 أبلغوا عن الحد الأدنى لكتلة الثقب الأسود من ${10}^3$ - ${10}^6$ M_⊙ لعينتهم.

Figure 3: كما في الشكل 1، ولكن لـ NGC 4470 (المعروف أيضًا باسم NGC 4610).

يُبلغ RCتوزيع الطاقة الطيفي عن تشتت سرعة $61\pm 6$ km s^-1 لـ NGC 4470 (SDSS J122937.77+074927.1). وهذا أقل من قيمة $90\pm 13.5$ km s^-1 التي تم استخدامها في GSD19، وينتج عنه كتلة الثقب الأسود أقل ($M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$) تبلغ $\log M_{\mathrm{bh}}=5.1\pm 0.8$. أصبحت هذه الكتلة الآن متسقة (شكوك متداخلة) مع القيمة المشتقة من ($M_{\mathrm{bh}}$–$M_{\ast ,gal}$) لـ $\log M_{\mathrm{bh}}=4.1\pm 1.0$ (GSD19).

نظرًا لأن بيانات CXO الموجودة مسبقًا لـ NGC 4470 تم إزاحتها (عمدًا) من نقطة تصويب التلسكوب، فقد تطلب الأمر إعادة تحليل دقيق. ستة من عمليات رصد ACIS السبعة الماضية (الممتدة من 2010 إلى 2019) لم تلتقط سوى المنطقة النووية لـ NGC 4470 على الرقائق الخارجية، حيث كانت PSF للأسف واسعة جدًا ومشوهة للحصول على قياس تدفق موثوق. ومع ذلك، فإن تعريض $\sim$20 ks من 2010 (CXO Obs. ID 12978)، وجه 4 على بعد دقائق قوسية نحو العنقود الكروي RZ 2109 حول NGC 4472، أثبت نجاحه، وقمنا بإعادة تحليل هذه البيانات للإبلاغ عن المصدر النقطي المركزي في الأشعة السينية لـ NGC 4470 (الجدول 2). يتطابق المركز البصري للمجرة، كما هو موضح بواسطة NED، مع ميزة حمراء لا يمكننا حلها في صورة NGVS مع رؤية 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$7. يعرض الشكل 2 مصدر نقطي في الأشعة السينية المتداخل في هذا الموقع المركزي. أثبت كل من مصدر الأشعة السينية هذا والمصدر الأكثر سطوعًا في الجنوب أنه خافت جدًا بحيث لا يمكن الحصول على طيف.

يؤدي تركيب مصدر نقطي لبيانات النطاق CFHT/NGVS/$i$، انظر الشكل 3، إلى الحصول على لمعان للعنقود النجمي $\log L_i/L_{\odot ,i}=6.57\pm 0.35$، استنادًا إلى ${𝔐}_{\odot ,i}=4.58$. مع نسبة الكتلة إلى الضوء لنطاق $i$ البالغة 0.70$\pm$0.04، استنادًا إلى لون مجرة $g-i$ يساوي 0.69$\pm$0.03 واستخدام النجم المعتمد على اللون نسب الكتلة إلى الضوء من Roediger and Courteau (2015)، والكتلة النجمية المقابلة لالعنقود النجمي النووي هي $\log M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot }=6.42\pm 0.35$، وكتلة الثقب الأسود المتوقعة هي $\log M/M_{\odot }=4.53\pm 1.72$ (المعادلة  1). ومع ذلك، قد يكون هذا الحد الأعلى بسبب التلوث بواسطة ضوء AGN مما يزيد من الضوء الذي خصصناه للعنقود النجمي. وهذا يعني أننا أخطأنا فعليًا في جانب الحذر ولم نقم بالتنبؤ بكتلة الثقب الأسود في محاولة للتنبؤ/العثور على IMBHs. كما نمذجنا مكوّنات المجرة في صور NGVS في نطاقي $g$ و$i$، وقسنا للمكوّن النووي لونًا $g-i$ يساوي 0.57. أدى ذلك إلى تقدير أصغر للكتلة النجمية 23% للعنقود النجمي، وتقدير أصغر 50% لكتلة الثقب الأسود. على الرغم من أن هذا اللون للمكون النووي قد يتأثر بضوء AGN ولذلك فقد أخطأنا في جانب الحذر واعتمدنا القياس السابق.

يوجد مصدر آخر للأشعة السينية بنفس السطوع 2$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$1 (170 pc) في الجنوب، ومصدر أكثر اتساعًا ($\sim$10³⁹) erg s^-1) يقع 6$\mathrm{″}$ شمال شرق الموقع النووي ويرتبط بوجود فائض من النجوم الزرقاء وتشكّل النجوم المستمر. استنادًا إلى موقع مصدر الأشعة السينية الثاني، عند 170 pc من النواة، قد يكون نجمي الكتلة ULX، ولكن من المحتمل أن يكون أكثر إثارة للاهتمام من ذلك إذا كان يمثل نصف نظام IMBH المزدوج. إن التعريض الأطول لـ CXO مع نقطة الهدف على NGC 4470 سيمكن من الإجابة على هذا السؤال.

Figure 4: يسار: كما في الشكل 2، ولكن مع عرض صورة من مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS Alam et al., 2015) للمجرة NGC 4197 (الأحمر = مرشح $i^{\prime }$؛ الأخضر = $g^{\prime }$؛ الأزرق = $u^{\prime }$). يمينًا: تكبير للمنطقة الداخلية.

Figure 5: طيف CXO/ACIS-S للمصدر النووي في NGC 4197، ملاءم بنموذج قانون القوة. تم تجميع نقاط البيانات بنسبة الإشارة إلى الضوضاء $>$1.8 لأغراض الرسم فقط. تم إجراء الملاءمة على الفوتونات المنفردة، باستخدام إحصائيات Cash. راجع القسم 3.4.1 للتعرف على معلمات الملاءمة.

3.4 المجرات مع بيانات الأشعة السينية الجديدة

3.4.1 NGC 4197: IMBH مشرق على الأرجح

كما هو الحال مع NGC 4178 أعلاه، يظهر NGC 4197 في كتالوج المجرات المسطحة لـ Karachentsev et al. (1993) نظرًا لاتجاه قرصه إلى حد ما (الميل = 79 درجات) بالنسبة إلى خط البصر. أبلغت Dahari (1985) عن انبعاث ضعيف H$\alpha$ قادم من نواة هذه المجرة.

كجزء من مسح الأشعة السينية في عنقود العذراء، رُصدت NGC 4197 بواسطة CXO لـ $\approx$8 ks، في 2017 يوليو 26 (لمزيد من التفاصيل، انظر Soria et al., 2021). لقد وجدنا مصدرًا قويًا للأشعة السينية يشبه النقطة (الشكل 4) يقع في RA $={12}^{\mathrm{h}}$ 14^m 38^s.59، Dec $=+{05}^{\circ }$ 48^′ 21^′′.2 [J2000.0]. بالنظر إلى التشتت في المواضع التي أبلغ عنها NED، فإن هذا يتوافق مع موضع النواة الضوئية: إنه $\approx$0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$7 ($\approx$90 pc) بعيدًا عن النطاق $r$ موضع SDSS.

Figure 6: كما في الشكل 4، ولكنها تعرض صورة NGVS لـ NGC 4212 (المعروف أيضًا باسم NGC 4208).

Figure 7: كما في الشكل 1، ولكن لـ NGC 4212.

لقد استخرجنا طيفًا داخل منطقة المصدر الدائرية 2$\mathrm{″}$ (انظر الشكل  5)، مع الخلفية المحلية المستخرجة من الحلقة بين نصف القطر 3$\mathrm{″}$ و9$\mathrm{″}$. نقوم بعد ذلك بتركيب الطيف في xspec، باستخدام إحصائيات Cash. نجد أن الطيف (الشكل  5) موصوف جيدًا (إحصائية C لـ 62.7 لدرجات الحرية 50) من خلال قانون القوة مع مؤشر الفوتون $\mathrm{\Gamma }={1.24}_{-0.69}^{+0.84}$ وكثافة عمود الجوهرية $N_{\mathrm{H}}={3.5}_{-3.5}^{+7.2}\times {10}^{21}$ cm^-2. التدفق غير الممتص 0.5–7 keV هو F${}_{0.5-7\mathrm{keV}}{}^{}={1.1}_{-0.2}^{+0.3}\times {10}^{-13}$ erg cm^-2 s^-1. بعد تصحيح الامتصاص وفقًا لنموذج قانون القوة الأفضل لدينا، نشتق اللمعان $L_{0.5-10\mathrm{keV}}={1.4}_{-0.3}^{+0.7}\times {10}^{40}$ erg s^-1 على المسافة المفترضة 26.4 Mpc لهذه المجرة. إذا كان طيف الأشعة السينية يتوافق مع الحالة المنخفضة/الصلبة لـ IMBH، فإن كتلة الثقب الأسود ستكون $\gtrsim$ بضع كتل شمسية من ${10}^3$.

لقد حاولنا أيضًا ملاءمة الطيف مع نموذج قرص الجسم الأسود. نحن نستبعد ذروة درجة حرارة القرص $T_{\mathrm{in}}\lesssim 1.6$ keV عند مستويات الثقة 90%. وتظل النماذج ذات درجات حرارة القرص الأعلى من ذلك مقبولة (وتكاد تكون، عند $T_{\mathrm{in}}\gtrsim 3$ keV، مطابقة لنموذج قانون القوة) لأن ذروة الانبعاث تتحرك بالقرب من نطاق Chandra أو خارجه، ونحن نرى فقط القسم الذي يشبه (قانون القوة) من قرص الجسم الأسود أسفل ذروته. تصل درجات حرارة القرص إلى $\sim$2 keV ويمكن رؤيتها أحيانًا في ULXs ذات الكتلة النجمية مع قرص فائق الحرج (قرص رفيع). وبالتالي، لا يمكننا أن نستبعد أن المصدر هو $\approx$10⁴⁰ erg s^-1 نجمي الكتلة ULX (مثلا، Bachetti et al., 2014) يقع بالضبط في الموقع النووي، ولكن أبسط تفسير يتوافق مع البيانات هو أنه الثقب الأسود النووي لهذه المجرة.

يمكن التعبير عن لمعان إدنغتون كـ $L_{\mathrm{Edd}}\approx 1.26\times {10}^{38}(M_{\mathrm{bh}}/M_{\odot }){(\sigma /{\sigma }_{\mathrm{T}})}^{-1}$ erg s^-1. بالنظر إلى أن NGC 4197 يحتوي على $L_{0.5-10\mathrm{keV}}=144\times {10}^{38}$ erg s^-1، وبافتراض وجود بلازما هيدروجين مع $\sigma ={\sigma }_{\mathrm{T}}$ (المقطع العرضي للتشتت Thomson)، فإن هذا اللمعان يساوي $\sim$10² M_⊙ ثقب أسود يتراكم عند حد إدنغتون، أو $\sim$10 M_⊙ ثقب أسود يراكم مادته بعشرة أمثال حد إدنغتون. بدلاً من ذلك، نظرًا لأننا توقعنا $\overline{\log M_{\mathrm{bh}}}=4.8\pm 0.6$ لـ NGC 4197 (الجدول  1)، فإن لمعان إدنغتون لمثل هذا الثقب الأسود هو ${8.2}_{-6.1}^{+24.5}\times {10}^{42}$ erg s^-1. إن التعبير عن نسبة إدنغتون كـ $L_X/L_{\mathrm{Edd}}$، باستخدام $L_X\equiv L_{0.5-10\mathrm{keV}}$، يعني أن نسبة إدنغتون هي 0.0018، أو 0.18%.

3.4.2 NGC 4212: مصدران نقطيان في الأشعة السينية تفصل بينهما 240 pc

أفاد Decarli et al. (2007) أن NGC 4212 (ويعرف أيضًا باسم NGC 4208) هي مجرة ​​مركبة LINER/H II. بحث Filho et al. (2002, انظر جدولهم 1) عن مصدر نقطي راديوي في هذه المجرة، لكنه لم يكتشفه، والذي أشار Sérsic (1973) إلى أنه يحتوي على نواة غير متبلورة غريبة، على الأرجح بسبب الغبار. تشير Scarlata et al. (2004) إلى امتصاص الغبار تقريبًا حتى منتصف صورة النطاق HST/STIS $R$، لكنها تظهر سطوعًا ملحوظًا داخل القلب وهو ما يتضح أيضًا في صورة NICMOS/F190N من برنامج الرصد HST 11080 (P.I.: D. Calzetti).

NGC 4212 هي المجرة الوحيدة في قائمتنا للمجرات الحلزونية 14 التي لها كتلة ثقب أسود متوقعة أكبر من $\approx$10⁵ M_⊙، ويبلغ وزنها $6_{-3}^{+7}\times {10}^5$ M_⊙. ومع ذلك، فهو مثير للاهتمام بشكل خاص ويستحق التضمين لأننا اكتشفنا أن هناك مصدرين خافتين من CXO بالقرب من النواة، مع إزاحة أحدها بمقدار أقل بقليل من 1$\mathrm{″}$ من النواة الضوئية. وبالنظر إلى عدم اليقين الموضعي عند هذه المستويات الخافتة، وإلى وجود ممر غبار يُرجح أنه يزيح المركز البصري شمالًا، فقد يكون هذا المصدر النقطي في الأشعة السينية متوافقًا مع النواة البصرية. أما المصدر النقطي الثاني القريب في الأشعة السينية فيقع على بعد 2$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$9 ($\approx$240 pc). يمكن حل الفصل بينهما باستخدام CXO (انظر الشكل 6). كما هو الحال مع NGC 4470، قد يكون مصدر الأشعة السينية البعيد عن المركز ثنائية أشعة سينية XRB.

من المغري التحقق من صورة HST المؤرشفة لهذه المجرة من أجل الحصول على قدر وكتلة عنقودها النجمي النووي. ومع ذلك، مثل المجرة LINER/H II NGC 4713، علينا أن نضع في اعتبارنا أن هذه أيضًا مجرة LINER/H II، وعلى هذا النحو، فإن بعض الضوء النووي الزائد سيكون منبعثًا من انبعاثًا بصريًا صادرًا من AGN غير الحراري التي لم يتم حلها، كما هو الحال، على سبيل المثال، في المجرة LINER NGC 4486 (Ferrarese et al., 2006) والمجرة Seyfert 1.5 NGC 4151 (Onken et al., 2014, انظر الشكل 4). وبنمذجة صورة HST/NICMOS/F190N، نجد أن المجرة تتلاءم جيدًا مع مجموعة نجوم نووية بقدر ظاهري قدره 17.64$\pm$0.75 (AB mag) ونصف قطر نصف ضوء 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$23 (19 pc) (انظر الشكل 7). بالنسبة إلى ${𝔐}_{\odot ,F190N}=4.85$ و$M/L_{F190N}=0.5\pm 0.1$، يُترجم هذا إلى كتلة $\log (M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot })=7.05\pm 0.34$، والتي يمكن من خلالها التنبؤ بكتلة الثقب الأسود البالغة $\log (M_{\mathrm{bh}}/M_{\odot })=6.2\pm 1.6$، مما يدعم التوقعات من كتلتها النجمية وزاوية ميل الذراع الحلزونية (انظر الجدول  1). كما هو الحال مع AGN في NGC 4713، لم نتمكن من توفير قيد مفيد.

3.4.3 NGC 4298

يعرض الشكل 8 الصورة الضوئية وصورة الأشعة السينية لـ NGC 4298، في حين يقدم الشكل 9 تحليلًا لضوء المجرة كما يظهر في الصورة HST/WFC3/IR F160W من رصد HST برنامج 14913 (P.I.: M. Mutchler).

قد تكون النوى الضوئية/القريبة من الأشعة تحت الحمراء في صور HST ثقوبًا سوداء نشطة و/أو مجموعات نجمية. أظهر Côté et al. (2006) أن العناقيد النجمية النووية في المجرات في عنقود العذراء تم حلها قليلاً باستخدام HST/ACS، مما يتيح للمرء التمييز بين المصادر النقطية والمجموعات النجمية الممتدة مكانيًا. في حين أن الدقة المكانية HST أفضل في الأشعة فوق البنفسجية والبصرية مما هي عليه في الأشعة تحت الحمراء القريبة — ببساطة بسبب كيفية قياس حد الحيود خطيًا مع الطول الموجي — فإن NGC 4298 مغبر جدًا بحيث لا يمكن رؤية النواة عند الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية/البصرية. ومع ذلك، من الواضح أن NGC 4298 منواة عند 1.6 $\mu$m (وأيضًا 1.9 $\mu$m)، ويكشف الشكل 9 أنه باستخدام Profiler (Ciambur, 2016)، يمكن تقريب نواتها جيدًا بواسطة دالة Sérsic (مطوية مع PSF الخاص بـ HST) بالإضافة إلى اكتشاف مبدئي لمصدر نقطي خافت. تحتوي نواة Sérsic على نصف قطر نصف ضوئي يساوي 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$20 (15 pc) وقدر AB ظاهري (مطلق) قدره 18.1$\pm$0.3 mag ($-$12.9$\pm$0.5 mag) في نطاق F160W. المصدر النقطي المحتمل، الذي يمثل AGN المفترض، له قدر ظاهري (مطلق) قدره 20.4$\pm$0.3 mag ($-$10.6$\pm$0.5 mag).

باستخدام القدر المطلق للشمس ${𝔐}_{\odot ,F160W}=4.60$ mag (AB) (Willmer, 2018) و$M/L_{F160W}=0.5$، نحصل على كتلة للعنقود النجمي النووي $\log (M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot })=6.7\pm 0.4$ وبالتالي كتلة ثقب أسود متوقعة تبلغ $\log (M_{\mathrm{bh}}/M_{\odot })=5.3\pm 1.7$ باستخدام المعادلات 1 و2.

Figure 8: كما في الشكل 2، لكنها تعرض صورة NGVS لـ NGC 4298.

Figure 9: كما في الشكل 1، ولكن لـ NGC 4298.

Figure 10: كما في الشكل 4، لكنها تعرض صورة NGVS لـ NGC 4313.

Figure 11: كما في الشكل 1، ولكن لـ NGC 4313.

3.4.4 NGC 4313: مصدران نقطيان في الأشعة السينية تفصل بينهما 590 pc

أفاد Decarli et al. (2007) أن NGC 4313 هي مجرة ​​Seyfert/LINER. من بيانات CXO الخاصة بنا، أبلغنا عن اكتشاف مصدر أشعة سينية خافت على ما يبدو، يشبه النقطة، ويتزامن مع مع النواة الضوئية (الشكل  10). نظرًا لاتجاه المجرة المائل نسبيًا، فقد يكون لديها امتصاص جوهري عالي لفوتونات الأشعة السينية. يوجد فوتون واحد فقط من فوتونات الأشعة السينية الستة في النطاق 0.3-1 keV، و3 في النطاق 1-2 keV، و2 في النطاق 2-10 keV. الإزاحة بواسطة 8$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$4 (590 pc) هو مصدر نقطي ثانٍ للأشعة السينية، أكثر خفوتًا قليلاً.

لقد تمكنا من فحص صورة HST/NICMOS/F190N من برنامج الرصد HST: 11080 (P.I.: D. Calzetti) وتفكيك ضوء المجرة، الذي يبدو أنه يتكون من انتفاخ، بالإضافة إلى قرص كبير الحجم مع شريط ضعيف ونهايات قضيبية، وعنقود نجمي نووي مع $m=16.72\pm 0.75$ (AB mag)، ومؤشر Sérsic $n\approx 0.8$ ونصف قطر نصف الضوء الفعال $R_{\mathrm{e}}\approx 10$ pc (الشكل 11). للحصول على كتلة هذا المكون النووي، استخدمنا ${𝔐}_{\odot ,F190N}=4.85$ mag (AB) (Willmer, 2018)، وتم تصحيحه من أجل 0.011 mag من انقراض المجرة، وافترض $M/L_{F190N}=0.5\pm 0.1$. ينتج عن هذا كتلة نجمية للمكون النووي قدرها $\log (M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot })=7.27\pm 0.36$، وقد تكون هذه القيمة أقل من الواقع نظرًا لأنه سيكون هناك بعض الانقراض الداخلي في 1.9 $\mu$m ناجمًا من داخل المجرة المائلة NGC 4313.، مما يؤدي إلى تنبؤ بكتلة الثقب الأسود أعلى من المتوقع لـ $\log (M_{\mathrm{nc}}/M_{\odot })=6.74\pm 1.64$.

Figure 12: كما في الشكل 4، لكنها تعرض صورة NGVS لـ NGC 4330.

Figure 13: كما في الشكل 5، ولكن بالنسبة للمجرة الحافة NGC 4330، التي قد يتم إزاحة مركزها البصري المنشور بسبب الغبار المتداخل.

3.4.5 NGC 4330: $L_X\approx {10}^{40}$ erg s^-1

NGC 4330 تشهد تجريد ضغط الكبش لكل من غاز HI المحايد (Chung et al., 2007; Abramson et al., 2011) والغاز المتأين (Vollmer et al., 2012; Fossati et al., 2018).

يشير اتجاه قرصه من الحافة إلى خط البصر، إلى جانب الكشف عن مصدر الأشعة السينية النووية، إلى أنه قد يحتوي على AGN مشرق بشكل جوهري نظرًا لأن بعض الأشعة السينية قد اخترقت طريقها عبر وخارج مستوى القرص (انظر الشكل  12). للمقارنة، NGC 4197 وNGC 4313 (الأشكال  4 و10) وNGC 4178 (GSD19) تمثل أمثلة أخرى للمجرات الحلزونية ذات الأقراص المرئية من حافتها جزئيًا التي اكتشفنا فيها نوويًا. مصدر نقطي في الأشعة السينية.

في NGC 4330، مصدر CXO هو $\approx$2$\mathrm{″}$ من المركز البصري الذي أبلغ عنه NED. ومع ذلك، كما يوضح الشكل 12، فإن موقع شريط الغبار، إلى جانب الشكل الموزي الطفيف للمجرة، قد يؤدي إلى عدم توافق المركز البصرية المشتقة من خطوط تساوي السطوع الخارجية مع النواة الحقيقية للمجرة، والتي يمكن بدلاً من ذلك تحديدها من خلال موقع مصدر CXO. من بين المجرات التي من المتوقع أن تمتلك IMBH مركزيًا، تمتلك NGC 4330 ثاني ألمع مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية، بعد NGC 4197 (انظر الجدول  2).

كما هو الحال مع NGC 4197، تمكنا من الحصول على طيف أشعة سينية ذو معنى من مصدر النقطة المركزية في NGC 4330 (انظر الشكل  13). كان طيف الخلفية المطروحة مناسبًا في xspec، باستخدام إحصائيات Cash، وتم وصفه جيدًا بواسطة قانون القوة مع مؤشر الفوتون (الثابت) $\mathrm{\Gamma }=1.7$ وكثافة عمود جوهرية عالية، $N_{\mathrm{H}}={4.3}_{-2.0}^{+2.9}\times {10}^{22}$ cm^-2. التدفق غير الممتص F${}_{0.5-7\mathrm{keV}}{}^{}=6_{-2}^{+3}\times {10}^{-14}$ erg cm^-2 s^-1. على مسافة 19.30 Mpc، هذا يتوافق مع لمعان $L_{0.5-7\mathrm{keV}}={1.727}_{-0.515}^{+0.645}\times {10}^{39}$ erg s^-1. باستقراء قانون القوة، لدينا $L_{0.5-10\mathrm{keV}}={0.9}_{-0.3}^{+0.6}\times {10}^{40}$ erg s^-1. أفاد Lehmer et al. (2010) أن لمعان الأشعة السينية النووية $>{10}^{40}$ erg s^-1 يمكن أن يعزى بثقة إلى انبعاث AGN، مما يجعل NGC 4330، إلى جانب NGC 4197 ($L_{0.5-10\mathrm{keV}}=1.4\times {10}^{40}$) erg s^-1)، المرشحين الأقوياء لـ IMBHs.

3.4.6 NGC 4405 & NGC 4413

يحتوي كل من NGC 4405 (الشكل 14) وNGC 4413 (المعروف أيضًا باسم NGC 4407، انظر الشكل 14) على أقراص وجهية إلى حد ما. لقد اكتشفنا مصدرًا مركزيًا للأشعة السينية في كليهما، على الرغم من أن أيًا منهما ليس قويًا بشكل خاص. يتم توفير التدفقات واللمعان في الجدول  2.

Figure 14: كما في الشكل 2، ولكن مع عرض صور NGVS للمجرتين NGC 4405 وNGC 4413 (المعروفة أيضًا باسم NGC 4407). وبالنسبة إلى هاتين المجرتين كان عدد فوتونات الأشعة السينية المركزية منخفضًا، ولذلك نعدهما مبدئيًا مصدرين نقطيين في الأشعة السينية.

Figure 15: كما في الشكل 2، ولكن مع عرض صور NGVS للمجرات NGC 4498 وNGC 4519 وNGC 4492 وNGC 4607. وبالنسبة إلى NGC 4492، فإن المصدر الساطع إلى اليمين هو نواة المجرة SDSS J123057.82+080434.7 (Wang et al., 2016)، أما الأثر الأحمر/الأصفر فهو نزف ضوئي من نجم مجاور ساطع.

Figure 16: كما في الشكل 5، ولكن لـ NGC 4492.

3.4.7 NGC 4492; مصدران نقطيان في الأشعة السينية تفصل بينهما 550 pc

NGC 4492 هي إضافة جديدة إلى العينة في GSD19، وتحتوي على بيانات CXO مفيدة من الدورة 8 (4.89 ks، الاقتراح 08700652، P.I.: S.Mathur) والدورة 15 (29.68 ks، الاقتراح 15400260، P.I.: T.Maccarone)، وIMBH المتوقع في مركزها استنادًا إلى لمعانها النجمي (انظر الجدول  1). صنف Decarli et al. (2007) هذه المجرة على أنها لا تحتوي على خطوط انبعاث (H$\alpha$ ولا [N II]) بناءً على أطياف 2$\mathrm{″}$ من مطياف الأجسام الخافتة في بولونيا (BFOSC) المرفق بـ تلسكوب لويانو 1.5 m. ومع ذلك، نجد أنها تمتلك مصدرًا نقطيًا مركزيًا للأشعة السينية، ومصدرًا نقطيًا ثانيًا للأشعة السينية 550 pc إلى الشرق من مصدر المصدر النووي (الشكل 15).

جمعنا تعريضي CXO المذكورين أعلاه (باستخدام مهمة ciao المسماة specextract مع الخيار ‘combine_spectra = yes’) للحصول على طيف المصدر النووي الخافت في مركز NGC 4492. ويبين الشكل 16 توزيع طاقة طيفيًا من نوع قانون القوة، مع $\mathrm{\Gamma }=1.7$، لا منحنى إشعاع جسم أسود لقرص تراكم ساخن. بعد تركيب هذا الطيف المدمج، احتفظنا بثابت $N_{\mathrm{H}}$ و$\mathrm{\Gamma }$ (انظر الجدول  2)، وتركنا معلمة التطبيع مجانية، وقمنا بتركيب الطيفين الفرديين في xspec. وترد النتائج في الجدول  2.

3.4.8 NGC 4498

تحتوي NGC 4498 على بضع عقد من تشكّل النجوم على امتداد محورها، كما يظهر في برنامج رصد HST 5446 (P.I.: G. D. Illingworth، WFPC2/F606W). كما هو مذكور في القسم  2، أبلغت Georgiev et al. (2016) عن كتلة نجمية للحشد النجمي المركزي $({136}_{-41}^{+46})\times {10}^4{\mathrm{M}}_{\odot }$ باستخدام نسبة الكتلة إلى الضوء في النطاق $V$ البالغة ${0.63}_{-0.19}^{+0.21}$. وبالارتباط بهذا، أبلغنا عن اكتشاف مصدر نقطي للأشعة السينية (الشكل 15).

3.4.9 NGC 4519

على المستوى الكلي، وكما في NGC 4713، NGC 4519 (الشكل 15) يشبه إلى حد ما المجرة الحلزونية القضيبية عديمة الانتفاخ LEDA 87300 (Baldassare et al., 2017). مركزيًا، يحتوي NGC 4519 على عقد من تشكّل النجوم بالقرب من نواته، وقد يكون تحديد عنقود نجمي نووي واحد مشكلة نظرًا لوجود العديد من المرشحين الذين شوهدوا في صور HST من برنامج الرصد 9042 (P.I.: S.J.Smartt، F814W) وبرنامج الرصد. 10829 (الباحث الرئيس: P.Martini، F606W).

3.4.10 NGC 4607: $L_X\approx 0.6\times {10}^{40}$ erg s^-1

Figure 17: كما في الشكل 5، ولكن لـ NGC 4607.

كما هو الحال مع المجرة المرئية من حافتها NGC 4330، تتم محاذاة NGC 4607 من الحافة إلى خط رؤيتنا. نظرًا لكثافة عمود خط البصر العالية المتوقعة للهيدروجين المحايد عبر قرص هذه المجرة، فإن اكتشافنا لمصدر أشعة سينية مركزي (الشكل  15) يشير إلى أنه يجب أن يكون ساطعًا بشكل جوهري ويحتوي على فوتونات الأشعة السينية في نطاقات الطاقة الأعلى. في حين أن مصدر الأشعة السينية المركزي لا يحتوي إلا على عدد قليل من العدّات، إلا أن جميعها لديها طاقات أعلى من 1 keV، مما يشير إلى أن امتصاص N_H,intrin في NGC 4607 مرتفع جدًا. موقع المصدر لا يناسب XRB في ضواحي هذه المجرة بسبب الصدفة المطلوبة لاصطفافه مع خط رؤيتنا لمركز هذه المجرة. علاوة على ذلك، أفاد Decarli et al. (2007) أن NGC 4607 هي LINER معروفة.

قمنا ببناء طيف الأشعة السينية باستخدام مهمة ciao specextract، قبل إعادة تجميع الأطياف إلى عدد 1 لكل حاوية قبل تحليل إحصائيات Cash في xspec باستخدام منحدر قانون القوة الثابت $\mathrm{\Gamma }=1.7$ و N_H,intrin. يظهر الطيف في الشكل  17. على الرغم من أنه رديء، إلا أننا نود أن نشير إلى تجميع العدّات حول 6.4 keV. على الرغم من أن ذلك قد يكون بسبب عشوائية إحصائيات العدّات الصغيرة، إلا أنه على الأرجح يرجع إلى خط مضان قوي Fe K_α (و نتوء انعكاس كومبتون فوق 10  keV) من مادة باردة شبه محايدة (القرص أو الحيد أو السحب) المشععة بواسطة مصدر الأشعة السينية النووية (Pounds et al., 1990). نأمل في الحصول على رصد أطول Chandra، أو NuSTAR (Harrison et al., 2013) جديدة في المستقبل، مما يتيح أيضًا قيدًا أفضل على منحدر توزيع الطاقة الطيفي للأشعة السينية.

4 احتمالات كتل الثقب الأسود من بيانات الأشعة السينية

4.1 أطياف الأشعة السينية

التعريضات الأطول لـ CXO، بالإضافة إلى التعريضات NuSTAR وXMM-Newton — إذا لم يواجه PSF الأكبر مشكلات ”الازدحام” وكان عدد المصادر مرتفعًا بما يكفي للتغلب على مستوى الخلفية الأكبر — سيكون مفيدًا. وهذا من شأنه تمكين نمذجة توزيع الطاقة الطيفي للأشعة السينية لفوتونات الأشعة السينية عالية الطاقة القادمة من أقراص التراكم الساخنة، و/أو تشتت كومبتون في التدفق الساخن، أو انبعاث كومبتون العكسي من القاعدة النفاثة التي تعمل بالطاقة المغناطيسية أو الإكليل فوق القرص، و/أو انبعاث الأشعة السينية السنكروترونية المتعلقة بالجزء غير المحجوب من النفاث الداخلي (مثلا، Pringle and Rees, 1972; Narayan and Yi, 1995; Tzanavaris and Georgantopoulos, 2007). سيكون التعريض الأطول للأشعة السينية ذا قيمة في إثبات وجود AGN مزدوج محتمل، من خلال أطياف عالية الجودة، على غرار زوج الأشعة السينية في NGC 6240 (Komossa et al., 2003; Fabbiano et al., 2020).

على الرغم من أنه ليس من الممكن بعد باستخدام بيانات الأشعة السينية المتاحة التمييز بشكل نهائي بين الكتلة النجمية وIMBH/AGN، فإننا نحدد دليلين طيفيين محتملين يمكن متابعتهما عبر عمليات رصد أعمق CXO و/أو مع الجيل التالي المقترح من أقمار الأشعة السينية بما في ذلك Athena (Nandra et al., 2013; Rau et al., 2013)، AXIS (Mushotzky, 2018)، وLynx (Gaskin et al., 2019).

التمييز الأول الذي نتناوله هو بين الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية وIMBHs. تتنبأ نماذج حالة التراكم القياسية بأن IMBH أو AGN عند سطوع $\sim$10³⁸–10³⁹ erg^-1 ينبغي أن يكون له طيف قانون القوة غير المنقطع في نطاق 0.5-10 keV (الحالة المنخفضة/الصلبة)، في حين أن مصدر الكتلة النجمية (خاصة الثقب الأسود ذو الكتلة النجمية) يجب أن يكون له طيف قرصي-جسم أسود مع درجة حرارة $\sim$0.5–1 keV (حالة عالية/ناعمة) وتطبيع يتوافق مع نصف القطر المميز $\sim$50–100 km. فعلى سبيل المثال، كان هذا هو الحجة الرئيسة لمصلحة تعريف المصدر النووي في M33 (وهو أقرب إلينا من عنقود العذراء بمقدار $\sim$20 مرة) بوصفه ثقبًا أسود نجمي الكتلة (Foschini et al., 2004). ومع ذلك، هناك محاذير إضافية في هذا التصنيف البسيط. في حين أن الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية العابرة بالقرب من لمعان إدنغتون يمكن أن تظهر أطياف قانون القوة الصلبة في الحالة المتوسطة الصلبة، فإن هذه المراحل قصيرة العمر، وعادةً ما تستمر لبضعة أيام فقط، وبالتالي فمن غير المرجح أن تكتشف رصد Chandra مصدرًا في مثل هذه الحالة (مثلا، Homan and Belloni, 2005; Motta et al., 2009). علاوة على ذلك، يمكن أيضًا لثنائيات الأشعة السينية للنجوم النيوترونية (النجوم النابضة للأشعة السينية) أن تصل إلى هذه اللمعان أو تتجاوزها، وبنسبة الإشارة إلى الضوضاء معتدلة، يتم أيضًا تقريب الطيف المتكامل لتلك المصادر جيدًا بواسطة قانون القوة الصارم، في نطاقات Chandra أو XMM-Newton الضيقة نسبيًا (Ferrigno et al., 2009; Farinelli et al., 2016; Pintore et al., 2017). لا ينطبق معيار نسبة الأشعة السينية إلى التدفق البصري أيضًا على المصادر النووية، لأنه في معظم الحالات يمكننا فقط قياس السطوع البصري للمجموعة النجمية المضيفة، وليس الانبعاث البصري المباشر من القرص أو النجم المانح لمصدر الأشعة السينية. كدليل على صعوبة مهمة المجرات في العنقود العذراء، يحتاج المرء فقط إلى قراءة المناقشة حول تحديد الثقب الأسود النووي في المجرة M83 الأقرب بكثير بواسطة Russell et al. (2020).

التمييز الثاني، على الرغم من أنه من المحتمل أن يكون مصطنعًا تم إنشاؤه نتيجة لانحياز الاختيار الرصدي، يقع بين IMBHs (10²–10⁵ M_⊙) وSMBHs في نطاق الكتلة 10⁶–10⁷ M_⊙. في نطاق لمعان الأشعة السينية $\sim$10³⁸–10³⁹ erg s^-1، كلاهما IMBH و”عادي” سيتم تجميع SMBH، على سبيل المثال $M_{\mathrm{bh}}\sim {10}^6{M}_{\odot }$، معًا في الحالة المنخفضة/الصعبة، وفقًا لتصنيف الحالة التقليدي. غير أن دراسات أحدث للثقوب السوداء المتراكمة في هذا النظام منخفض اللمعان تُظهر تغيرات فيزيائية إضافية بوصفها دالة في نسبة إدنغتون $\equiv L_{\mathrm{bol}}/L_{\mathrm{Edd}}$ ($\approx L_{\mathrm{X}}/L_{\mathrm{Edd}}$ للثقوب السوداء النجمية الكتلة). تحدث أصعب الأطياف ($\mathrm{\Gamma }\approx 1.7$) عند نسبة إدنغتون إلى $\sim {10}^{-3}$؛ تحت هذه العتبة، يخفف طيف الأشعة السينية تدريجيًا مرة أخرى، ليصل إلى قيمة مقاربة $\mathrm{\Gamma }\approx 2.1$ عند نسبة إدنغتون إلى $\sim {10}^{-5}$ وأقل من (Sobolewska et al., 2011; Armas Padilla et al., 2013; Plotkin et al., 2013; Yang et al., 2015; Plotkin et al., 2017). على سبيل المثال، SMBH مع $M_{\mathrm{bh}}$ حول عدد قليل من ${10}^6{M}_{\odot }$ و$L_{\mathrm{X}}\approx$ عدد قليل من ${10}^{38}$ erg s^-1 سيكون له نسبة إدنغتون $\sim$10^-5 (بافتراض تصحيح بولومتري $L_{\mathrm{bol}}/L_{\mathrm{X}}\approx 10$: Lusso et al., 2012). بدلاً من ذلك، قد يكون لـ IMBH عند نفس لمعان الأشعة السينية نسبة إدنغتون بقيمة $\sim$10^-3. وبالتالي، يجب أن يكون للنجم IMBH ذو الحالة المنخفضة طيف أكثر صلابة إلى حد ما من الطيف النووي الأكثر ضخامة BH، عند نفس لمعان الأشعة السينية. نقترح أنه بالنسبة لنسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية بما فيه الكفاية في أطياف الأشعة السينية، سيكون من الممكن التمييز بين الحالتين: إن لم يكن بالنسبة للمصادر الفردية، على الأقل بناءً على التوزيع الإحصائي لمؤشرات الفوتون المجهزة.

4.2 لمعان الأشعة السينية: المستوى الأساسي لنشاط الثقب الأسود

إن «المستوى الأساسي لنشاط الثقوب السوداء» للثقوب السوداء ذات معدلات التراكم المنخفضة (Merloni et al., 2003; Falcke et al., 2004; Fischer et al., 2020) يشمل ثنائيات الأشعة السينية ذات الثقوب السوداء النجمية الكتلة وAGN، ويتيح تقدير كتلة الثقب الأسود اعتمادًا على الانبعاث الراديوي النووي، $L_R=\nu L_{\nu }$ erg s^-1 (عند 5 GHz)، وعلى لمعان الأشعة السينية النووي غير الممتص، $L_X$ erg s^-1 (عند 0.5-10 keV). ومع ذلك، يلاحظ أن بعض AGN لامعة في الأشعة السينية لكنها صامتة راديويًا (Radcliffe et al., 2021). أورد Plotkin et al. (2012) الارتباط الآتي للأنظمة النشطة راديويًا:

$\log L_X=(1.45\pm 0.04)\log L_R$

$-(0.88\pm 0.06)\log M_{\mathrm{bh}}-(6.07\pm 1.10).$ (5)

. ومن أجل $M_{\mathrm{bh}}={10}^5{\mathrm{M}}_{\odot }$ و$L_X={10}^{40}$ erg s^-1 نحصل على لمعان راديوي متوقع $\nu L_{\nu }$(5 GHz) قدره ${10}^{34.8}$ erg s^-1، بينما من أجل $M_{\mathrm{bh}}=3\times {10}^3{\mathrm{M}}_{\odot }$ و$L_X={10}^{38}$ erg s^-1 نحصل على لمعان راديوي متوقع $\nu L_{\nu }$(5 GHz) قدره ${10}^{32.5}$ erg s^-1. وعلى مسافة وسطية قدرها 17 Mpc، يقابل ذلك 0.04 mJy و0.18 $\mu$Jy، على التوالي. وباستخدام الارتباط من Gültekin et al. (2019)، المبني على لمعان 2-10 keV، تصبح هذه التقديرات 0.03 mJy و0.08 $\mu$Jy. وهذه القيمة الأخيرة أصغر بمقدار $\sim$7 مرة من تقدير 0.54 $\mu$Jy المستمد من الارتباط الأقدم لدى Gültekin et al. (2009).

كمرجع، بحث Strader et al. (2012) عن انبعاث راديوي من IMBHs المحتمل في ثلاث مجموعات كروية لكنه لم يجد مصدرًا يصل إلى مستويات الضوضاء ذات جذر متوسط ​​التربيع لـ 1.5–2.1 $\mu$Jy Beam^-1 مع المصفوفة الكبيرة جدًا (VLA). أبلغت Tremou et al. (2018) أيضًا عن عدم اكتشاف IMBHs مع $M_{\mathrm{bh}}\gtrsim {10}^3$ M_⊙ (3$\sigma$) في المجموعات الكروية، مع مجموعة صور VLA من 24 GCs ذات حساسية لجذر متوسط تربيع تبلغ 0.65 $\mu$Jyشعاع ^-1، ومصفوفة صور مدمجة للتلسكوب الأسترالي (ATCA) لمجموعة صور 14 GCs لها حساسية لجذر متوسط التربيع تبلغ 1.42 $\mu$Jy شعاع^-1. ومع ذلك، سيكون من المثير للاهتمام استكشاف العنقود الكروي Andromeda للمجرة ذو المعادن المنخفضة جدًا RBC EXT8 (Larsen et al., 2020) — المأخوذ من كتالوج بولونيا المنقح (Galleti et al., 2004) — والذي ربما شكل نجومًا أكثر ضخامة من المعتاد، وربما شكل IMBH (Mapelli et al., 2021)، راجع أيضًا Wan et al. (2020) فيما يتعلق بـ Phoenix GC والدفق.

وبعكس اللباقة، يمكن للمرء استخدام لمعان الأشعة السينية والأرصاد الراديوية للتنبؤ بكتلة الثقب الأسود، أو على الأقل الحصول على حد أعلى إذا تم العثور على حدود عليا فقط للسطوع الراديوي للمصادر النووية المدمجة المحتملة. قمنا بمسح الأدبيات بحثًا عن بيانات الراديو من عينتنا، ووجدنا ملاحظة واحدة. مع الدقة المكانية 0$\stackrel{\prime \prime }{\mathrm{.}}$15، أبلغت Nagar et al. (2005) عن حد أعلى للتدفق النووي في NGC 4713 من $\approx$1.10 mJy في 15 GHz (2 cm)، أو لـ $D=17.9$ Mpc. وهذا يعادل . ومع ذلك، فإننا لا نعرف ميل الراديو توزيع الطاقة الطيفي المطلوب للحصول على اللمعان عند 5 GHz. علاوة على ذلك، نظرًا لتدفق الأشعة السينية المتاح وكتلة الثقب الأسود المتوقعة في NGC 4713، يتطلب المرء قيودًا على التدفق الراديوي والتي تكون أكثر إحكامًا بثلاثة أوامر، عند حوالي 1 $\mu$Jy. إضافة إلى التحدي، أبلغ Nagar et al. (2005) عن تباين كبير بين السنوات عند 15 GHz، وبالنسبة لثقب أسود معين، يرتبط تدفق الراديو والأشعة السينية (Hannikainen et al., 1998; Brocksopp et al., 1999; Corbel et al., 2003)، وبالتالي المعادلة  5.

حصل Capetti et al. (2009) على صور VLA لـ 63 من المجرات المبكرة 100 في عنقود العذراء التي جمعتها Côté et al. (2004)، لكنهم اكتشفوا مصادر راديوية مدمجة في مراكز 12 فقط من هذه المجرات (مع تدفقات من 0.13 mJy إلى 2.7 Jy)، ولا توجد نوى راديوية مدمجة في أي من المجرات ذات الكتلة الأقل 30 مع . في GSD19، ذكرنا أن 3 فقط من المجرات 30 (من المجموعة الأكبر من 100) التي كان من المتوقع أن يكون لها IMBH مركزي أيضًا كان لها مصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية. ومع ذلك، بالنسبة لعينتنا من المجرات الحلزونية 75 مع تشكّل النجوم المستمر، وبالتالي الغاز البارد الذي يحتمل أن يغذي مستوى أكبر من التراكم على IMBH المركزي، فقد وجدنا أن 13 من المجرات 34 من المتوقع أن يكون لها IMBH (أو 14 من 35 عند تضمين NGC 4212) يكون لها أيضًا مصدر نقطي للأشعة السينية في مركزها. على هذا النحو، هناك أمل في اكتشاف المصادر الأكثر سطوعًا في عينتنا عند الأطوال الموجية الراديوية، ومنطقة التجميع الكبيرة للمرافق الراديوية ذات الدقة المكانية لاكتشاف مصادر الراديو المدمجة، مثل VLA، والجيل التالي من المصفوفة الكبيرة جدًا (ngVLA, Carilli et al., 2015)، والتلسكوب الراديوي القادم بمصفوفة الكيلومتر المربع (SKA: Dewdney et al., 2009)، ستلعب دورًا رئيسيًا في اكتشاف المصادر الخافتة.

4.3 التلوث بالأشعة السينية: ثنائيات الأشعة السينية

نحن هنا نفكر في احتمال أن تكون بعض مصادر الأشعة السينية النووية هي XRBs، مدعومة بنجم نيوتروني متراكم أو ثقب أسود $\sim$10 M_⊙، بدلاً من ثقب أسود ضخم. قد يكون التمييز بين الاحتمالين للمصادر الفردية أمرًا صعبًا حتى على مسافات أقرب بكثير من عنقود العذراء. والمثال الكلاسيكي على هذا الموقف هو مصدر الأشعة السينية الساطع ($L_{\mathrm{X}}\approx 2\times {10}^{39}$ erg s^-1) في نواة المجرة الحلزونية متأخرة النمط في المجموعة المحلية M 33 (Dubus and Rutledge, 2002)، والتي من المؤكد أنها أشعة سينية ذات كتلة نجمية. ثنائي بدلاً من IMBH، بناءً على خصائصه الطيفية والتوقيتية (Dubus et al., 2004; Middleton et al., 2011; La Parola et al., 2015; Krivonos et al., 2018). على مسافة عنقود العذراء، سيكون من المستحيل معرفة ذلك. ولذلك، نحن بحاجة إلى تقييم التلوث XRB على المستوى الإحصائي.

تنقسم ثنائيات الأشعة السينية عادةً إلى فئتين، بناءً على عمر وكتلة النجم المتبرع بها. تحتوي ثنائيات الأشعة السينية عالية الكتلة (HMXBs) على مانح شاب، عادةً ما يكون أكبر من $\sim$10 M_⊙. نظرًا لأن النجوم الضخمة تعيش لأقل من بضع سنوات من ${10}^7$، فإن HMXBs تقع في مناطق تشكّل النجوم الحالية أو الحديثة. كتقدير أولي، يتناسب عددها خطيًا مع معدل تشكّل النجوم (Mineo et al., 2012; Lehmer et al., 2019). بدلاً من ذلك، تحتوي ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (LMXBs) على نجم مانح منخفض الكتلة، ويبلغ عمره $\gtrsim$10⁹ سنوات. عددها وتوزيعها المكاني في المجرة يتبع تقريبًا توزيع الكتلة النجمية (Kim and Fabbiano, 2004; Zhang et al., 2012). لمزيد من التفاصيل، فإن عددها هو دالة لمعدل تشكّل النجوم المتكامل عبر تاريخ المجرة، انظر Fragos et al. (2013). يتكون مجتمع LMXB للمجرة في حد ذاته من مجموعتين فرعيتين: واحدة تتشكل في مجموعات كروية والأخرى في مجال المجرة. نظرًا للكثافة النجمية الأعلى وارتفاع معدل اللقاءات النجمية في العناقيد الكروية، فهي أكثر كفاءة من نجوم الحقل $\sim$1000 مرات في تكوين LMXBs، لكل وحدة كتلة نجمية (Sivakoff et al., 2007; Kim et al., 2013; Lehmer et al., 2020). من ناحية أخرى، من غير المعروف أن HMXBs يحصل على مثل هذا التعزيز (Garofali et al., 2012; Johns Mulia et al., 2019)؛ وهي بشكل عام لا تتشكل من لقاءات قريبة أو التقاطات مثل LMXBs، ولكنها تأتي بدلاً من ذلك من التجزئة الأولية للسحب الجزيئية.

تحتوي المجرات الحلزونية عادةً على مزيج من مجموعات HMXB وLMXB. يهيمن HMXBs على معدلات تشكّل النجوم المحددة $\log (\mathrm{sSFR})\gtrsim -10.5$ yr^-1 (Lehmer et al., 2019). كما أنها تهيمن على نهاية التوزيع ذات السطوع العالي، عند $L_{\mathrm{X}}\gtrsim {10}^{39}$ erg s^-1 (Lehmer et al., 2019). يقدم Soria et al. (2021) تقارير مكثفة عن معدل تشكّل النجوم، وعدد سكان ULX خارج المركز، من بين العينة الأصلية للمجرات الحلزونية العنقودية 75 العذراء. تحتوي العينة الفرعية الخاصة بنا في الجدول 1 على معدلات تكوين نجوم تتراوح من 0.2 إلى 1.1 M_⊙ yr^-1، مع وجود مجرتين بمعدل 0.1 M_⊙ فقط yr^-1 (Boselli et al., 2015)، ولا يبدو أن أيًا من هذه المجرات تحتوي على انفجار نجمي نووي. يتوافق هذا مع معدلات تشكّل النجوم المحددة $\log (\mathrm{sSFR}{\mathrm{yr}}^{-1})$ التي تتراوح من $-$9.6 إلى $-$10.5، مع وجود مجرتين ذات معدل تكوين نجمي منخفض لهما معدلات لوغاريتمية محددة لتشكّل النجوم تبلغ $-$11.0 و $-$11.5. في حين أنه من المتوقع أن تحتوي هاتين المجرتين الأخيرتين على LMXBs أكثر من HMXBs أكثر سطوعًا من $L_{0.5-8\mathrm{keV}}={10}^{38}$ erg s^-1، فإن هذا ينعكس بالنسبة للمجرات ذات معدلات تشكّل النجوم المحددة الأعلى. بالنسبة لمعدل $-$10.5، يتوقع المرء أن 3 HMXBs أكثر سطوعًا من ${10}^{38}$ erg s^-1 و1 أكثر سطوعًا من $6\times {10}^{38}$ erg s^-1. بالنسبة لمعدل تكوين نجمي محدد يبلغ $-$9.6، يتوقع المرء أن يكون 8 HMXBs أكثر سطوعًا من ${10}^{38}$ erg s^-1 و3 أكثر سطوعًا من $6\times {10}^{38}$ erg s^-1. ومع ذلك، فإن معدلات تشكّل النجوم المذكورة أعلاه تتعلق بالمجرة بأكملها، بما في ذلك أذرعها الحلزونية. بالنسبة للمجرات الموجودة في العينة الفرعية لدينا، فإن المعدلات في المناطق النووية وحدها (ضمن فرسخ فلكي 100 للموقع النووي) هي تقريبًا من 3 إلى 4 من حيث الحجم أقل. أي حوالي $\log (\mathrm{sSFR}{\mathrm{yr}}^{-1})\approx -12.5$ أو أقل. ولذلك، فإن احتمال العثور على HMXB في الموقع النووي منخفض.

الاحتمال الثاني للتلوث هو من الحقل LMXBs، في المجرات حيث تهيمن نجوم المجال على الكتلة النجمية في المنطقة النووية بدلاً من العنقود النجمي النووي. للحصول على كتلة نجمية من ${10}^{10}$ M_⊙، نتوقع $\sim$5 LMXBs أكثر لمعان من ${10}^{38}$ erg s^-1 و $\sim$1 LMXB أكثر سطوعًا من $5\times {10}^{38}$ erg s^-1 (هذه الأرقام أقل بعدة مرات في المجرات الإهليلجية، لأن عدد النجوم فيها أكبر سنًا). ويصبح السؤال بعد ذلك هو مقدار تلك الكتلة النجمية الموجودة داخل المنطقة الداخلية. بالنسبة للقرص ذي المقياس الأسي النموذجي للطول، $h$، من 3 kpc (مثلا، Graham and Worley, 2008)، نصف قطر الضوء $R_{\mathrm{e}}=1.678\times 3\approx 5$ kpc. باستخدام المعادلات من Graham and Driver (2005)، فإن جزء الضوء داخل نصف القطر الداخلي 80 pc ($\approx$1$\mathrm{″}$) هو $3.5\times {10}^{-4}$، وداخل نصف القطر الداخلي نصف القطر 160 pc ($\approx$2$\mathrm{″}$) هو $1.4\times {10}^{-3}$. ولذلك فإن احتمال وجود حقل LMXB في الموقع النووي صغير أيضًا. لإعطاء مثال محدد، يمكن للمرء أن يتوقع أن $3.5\times {10}^{-4}\times 5\approx 0.002$ LMXBs أكثر لمعان من ${10}^{38}$ erg s^-1 داخل 80 pc ($\approx$1$\mathrm{″}$) نصف قطر مجرة حلزونية بكتلة نجمية تبلغ ${10}^{10}$ M_⊙. أي أنه من المتوقع أن يكون لدى 1-في-50 مثل هذا LMXB.

أخيرًا، ندرس إمكانية العثور على LMXB اللامع داخل عنقود نجمي نووي. في هذه الحالة، نحن نعلم بالفعل أن الاحتمال لا يمكن إهماله، كما يوضح مثال M33. لتقدير ذلك، نفترض أن عنقودًا نجميًا نوويًا يعادل GC ذو كتلة مماثلة، ونفحص عدد LMXBs الذي لوحظ في الفئة الأخيرة من الأنظمة. من دراسة GCs حول المجرات العذراء وFornax elliptical، وجد Kim et al. (2013) أن حوالي 5% من GCs الحمراء، وحوالي 1.5% من GCs الزرقاء، تحتوي على LMXB أكثر لمعان من ${10}^{38}$ erg s^-1 عند 0.3–8 keV. ينخفض ​​هذا إلى 2.7% (أحمر) و0.8% (أزرق) لـ $L_{0.3-8\mathrm{keV}}\ge 2\times {10}^{38}$ erg s^-1. بالنظر فقط إلى GCs الأكثر لمعان من $M_z\approx -10$ mag (مقارنة أفضل لمجموعاتنا النجمية النووية، التي لها كتل من $0.5\times {10}^6$–$2\times {10}^7$ M_⊙)، Kim et al. (2013) أظهر أن الضوء الساطع كان جزء احتلال LMXB أعلى بعامل 3، لكل من GCs الأحمر والأزرق. يتوافق هذا مع نتائج Sivakoff et al. (2007)، الذي وجد أيضًا جزءًا احتلاليًا من $\sim$10–20% لـ LMXBs أعلى من ${10}^{38}$ erg s^-1 في أكبر GCs الحمراء، و عامل 3 أقل في GCs الزرقاء الأكثر ضخامة. في عينتنا من المجرات الحلزونية العذراء المتوقع أن تستضيف IMBH، وجدنا جزءًا من مصدر الأشعة السينية الذي يشغل 12-من-33، أو 14-من-35، وهو تقريبًا 36% أو 40%.

علاوة على ذلك، تمثل النسبة المئوية المذكورة أعلاه 36% الحد الأدنى للقيمة الحقيقية للمجرات الحلزونية التي لها مصادر مركزية مع $L_X>{10}^{38}$ erg s^-1 لأن بياناتنا لم تكن في العادة عميقة بما يكفي لاكتشاف مصادر الأشعة السينية الباهتة مثل ${10}^{38}$ erg s^-1، حتى في ظل افتراض عدم وجود امتصاص غاز محايد جوهري. بالنسبة للمصادر التي لم تتأثر بشكل كبير بالامتصاص الداخلي (على سبيل المثال، عند أطراف القرص المجري أو في المناطق التي تهيمن عليها التجمعات النجمية القديمة)، فإن بيانات CXO الخاصة بنا، مع أوقات تعريض نموذجية تبلغ $\sim$10 ks، لديها حد اكتشاف حول 3–4$\times {10}^{38}$ erg s^-1 (Soria et al., 2021). للمقارنة، رُصدت عينة المجرة مبكرة النمط على عمق مماثل $3.7\times {10}^{38}$ erg s^-1(Gallo et al., 2010). فقط عدد قليل من المجرات الكبيرة في عينتنا لديها أرصاد أرشيفية أطول مكنتنا من الوصول إلى حدود الاكتشاف حول 10³⁸ erg s^-1.

علاوة على ذلك، نحن نعلم أن المجرات متأخرة النمط تحتوي عمومًا على كميات أكبر من الغاز البارد الذي يمتص الأشعة السينية في مناطقها النووية مقارنة بالمجرات مبكرة النمط (حيث يكون الغاز متأينًا في الغالب). بالنسبة للمجرات القرصية التي تُرى عند الميل العالي، يجب أيضًا إضافة كثافة عمود الامتصاص عبر مستوى القرص إلى الامتصاص الجوهري في المنطقة النووية. للحصول على كثافات عمود H I المعقولة لـ $\approx$3$\times {10}^{22}$ (100 تضرب قيمة خط البصر المجري في اتجاه العذراء، وهو ما يتوافق مع حوالي 15 mag للانقراض في النطاق V)، يتم تقليل حد الكشف عند 17 Mpc في رصد 10-ks النموذجية إلى $\approx$10³⁹ erg s^-1. من المرجح أن يتم اكتشاف المصادر التي تحتوي على عدد قليل من ${10}^{38}$ erg s^-1 في المنطقة النووية لمجرات العذراء المبكرة من المجرات القرصية. وبالتالي، فإننا نرى أنه إذا تمكنا من إزالة تأثير الغاز المعتم H I، فإن معدل اكتشاف 36% سيرتفع بينما لن يتغير رقم 10% للمجرات مبكرة النمط.

القيمة المذكورة أعلاه 36% هي 3.6 أعلى مرات من نسبة 3-من-30 (10%) التي وجدتها Graham and Soria (2019) بين من المتوقع أن تحتوي المجرات العنقودية القزمة العذراء على IMBH وتم تصويرها بالمثل من خلال مشروع CXO الكبير مع أوقات تعريض طويلة. قد يكون التفسير هو أن البيئة الأكثر ثراءً بالغاز في المجرات الحلزونية المتأخرة التي تتشكل فيها النجوم هي أكثر ملاءمة لإشعال الثقب الأسود المركزي وتشغيل AGN من البيئة داخل المجرات القزمة مبكرة النمط (Kauffmann and Heckman, 2009). مجتمعةً، قد تشير النتائج المذكورة أعلاه إلى أننا لا نكتشف فقط XRBs الذي يتضمن نجمًا مانحًا يغذي القرص التراكمي حول ثقب أسود مدمج ذي كتلة نجمية أو نجم نيوتروني (مثلا، Casares et al., 1992; Soria and Wu, 2003; Casares et al., 2014). يمكن للمرء أن ينفق قدرًا هائلاً من الطاقة والنص في محاولة لتحسين الاحتمالات الضئيلة لاكتشاف حقل XRB داخل ثانية قوسية داخلية أو اثنتين من كل مجرة، بما في ذلك اعتبارات الكتلة النجمية (المجرة المضيفة)، ومعدل تشكّل النجوم والمعادن داخل المنطقة التي تم أخذ عينات منها بواسطة CXO. في نهاية المطاف، سيتم تقويض كل هذه الجهود لأنه يجب أن يكون هناك اعتراف بأننا لا نعرف حتى الآن على وجه اليقين عدد XRBs المتوقع لمجموعة نجوم نووية معينة (الكتلة والمعدنية ومعدل تشكّل النجوم) ، ومن المتوقع أن تهيمن مساهمتها XRB على سكان المجال بالنظر إلى النتائج في العناقيد الكروية. ومع ذلك، هناك بالفعل نقطة فاصلة ضد عدد سكان XRBs فقط. نحن نعلم بالفعل أن أربع مجرات من النوع الأحدث هي LINERs، وأن NGC 4178 لديها خط انبعاث عالي التأين [Ne V] (Satyapal et al., 2009)، مما يشير على الأرجح إلى وجود ثقب أسود ضخم. ومع ذلك، يظل من المرغوب فيه معرفة احتمالات تقييد جماهير هؤلاء IMBHs المشتبه بهم. في ما يلي، نقدم مناقشة متضافرة وجوهرية حول أين وكيف يمكن تحقيق المزيد من التقدم على هذه الجبهة من خلال اللجوء إلى بيانات غير (الأشعة السينية).

5 احتمالات كتل الثقب الأسود من بيانات غير (الأشعة السينية).

فيما يلي، نستعريض احتمالات الحل المكاني لمجال تأثير الجاذبية حول IMBHs. وهذا يقدم وعدًا بقياس الكتلة بشكل مباشر. نناقش أيضًا الاحتمالات الإضافية، التي تتضمن بيانات غير (الأشعة السينية)، لتحديد وجود وكتلة IMBHs.

5.1 تتبّع كرة التأثير

من العينة الأصلية للمجرات 74+1 من النوع المتأخر في العنقود العذراء، ثلاثة فقط (NGC: 4303 و4388 و4501) أُبلغ عن كتل ثقوبها السوداء المقاسة مباشرة (انظر الجدول  A2 في GSD19). وهذا يعني أن كان ينبغي أن يكون مجال تأثير الثقب الأسود أن يتم حله مكانيًا. في حين تم الإبلاغ عن أن كتلتين من الثقوب السوداء أكبر من $\sim$${10}^7{\mathrm{M}}_{\odot }$، فإن NGC 4303 ($D\approx 12$-13 Mpc، $\sigma =95$ km s^-1) لديه أصغر كتلة ثقب أسود مبلّغ عنها بين هذه المجرات الثلاث، وهي $4\times {10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$ (Pastorini et al., 2007, رُصد بواسطة HST/STIS). كمرجع، من العينة الشقيقة للمجرات مبكرة النمط 100 في العنقود العذراء (Côté et al., 2004) والتي رُصدا أيضًا مع CXO (Gallo et al., 2008)، هناك مجرات 11 التي قامت بقياس كتل الثقب الأسود بشكل مباشر (انظر الجدول 1 في Graham and Soria, 2019)، وجميع تلك الكواكب باستثناء لها كتل ثقب أسود أكبر من $\sim$2$\times {10}^7{\mathrm{M}}_{\odot }$.

يكشف الجدول  3 عن الدقة المكانية النموذجية المطلوبة لحل مجال تأثير الجاذبية (soi) حول الثقوب السوداء ذات الكتل المختلفة والموجودة على مسافة عنقودية نموذجية العذراء من 17 Mpc. تستند هذه التقديرات إلى التعبير $r_{\mathrm{soi}}=G{M}_{\mathrm{bh}}/{\sigma }^2$ (Peebles, 1972; Frank and Rees, 1976) — والتي تمت مراجعتها بشكل معلوماتي في Merritt and Ferrarese (2001) وMerritt (2013) — والمجرة الحلزونية $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ من Davis et al. (2017). من الواضح أنه بالنسبة للمجرات المحلية، إذا كانت نصف هذه المسافة المفترضة، فإن $r_{\mathrm{soi}}$ الظاهري (بقيمة قوسية، وليس بالفرسخ الفلكي) سوف يتضاعف.

Table 3: نقاط معايرة الثقوب السوداء

$M_{\mathrm{bh}}$	$\sigma$	$r_{\mathrm{soi}}$
${\mathrm{M}}_{\odot }$	km s-1	pc ($\mathrm{″}$)
${10}^9$	293	50 (0.6)
${10}^8$	195	11.3 (0.14)
${10}^7$	130	2.5 (0.03)
${10}^6$	86	0.6 (0.007)
${10}^5$	57	0.13 (1.6E-3)
${10}^4$	38	0.03 (3.6E-4)
${10}^3$	25	0.007 (8.3E-5)
${10}^2$	17	0.001 (1.8E-5)

Note. — بعكس علاقة المجرة الحلزونية $M_{\mathrm{bh}}$–$\sigma$ (Davis et al., 2017, جدولهم 4 entry “All”)، فإننا نقدم كلاً من تشتت السرعة النجمية الذي يتوافق مع كتل الثقب الأسود المدرجة في العمود 1 وكرة التأثير المتوقع (soi) للثقب الأسود إذا كان عند العذراء النموذجي المسافة العنقودية 17 Mpc.

ومن المناسب أن نسأل، ومن المثير للاهتمام أن نعرف، ما هي التوقعات المتاحة لعمليات رصد ذات دقة مكانية أعلى من المستخدمة حتى الآن. في الفضاء، نأمل أن يرافق تلسكوب جيمس ويب الفضائي 6.5m (JWST) قريبًا 2.4m HST، مع NIRCam (Horner and Rieke, 2004) على متن JWST مما يوفر دقة مكانية محدودة للانحراف تبلغ $\approx$70 ملي ثانية قوسية (mas)، كما هو محدد بواسطة FWHM الخاص بـ PSF عند 2 ميكرون. وهذا مشابه للدقة الزاوية التي تم تحقيقها عند الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية باستخدام مطياف التصوير الفضائي ذو الشق الطويل HST (STIS: Woodgate et al., 1998). من المتوقع أن يتمتع التلسكوب العملاق 24.5m القادم Magellan (GMT) بدقة محدودة حيود تبلغ $\sim$13 mas في النطاق $J$ ($\sim$22 mas في النطاق $K$) يغذي مطياف المجال المتكامل GMT (GMTIFS: McGregor et al., 2012)، بينما يفتخر التلسكوب الثلاثون Meter (TMT) 4 mas Spaxels ودقة 8 mas من مطياف التصوير بالأشعة تحت الحمراء (IRIS: Larkin et al., 2016). سيتم تجهيز التلسكوب الكبير جدًا 40m (ELT) بمطياف المجال المتكامل Monolithic ذو الدقة الزاويّة العالية والأشعة تحت الحمراء القريبة من (HARMONI: Thatte et al., 2016)، وأيضًا مع سباكسلز $4\times 4$ mas. يمثل هذا تقريبًا ترتيبًا لتحسين الحجم، وسيمكن الشخص من حل كرة التأثير حول عنقود العذراء BHs من الكتلة وصولاً إلى ${10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$ (انظر الجدول  3). بالنسبة للمجرات 100$+$ الموجودة ضمن المجموعة المحلية والتي تكون أقرب بأكثر من عشر مرات من العنقود العذراء، فإن متوسط مسافة عنقود العذراء، أي ضمن 1.7 Mpc، TMT و سيكون ELT قادرًا على سبر BHs التي هي أصغر بنحو عشر مرات، وتشمل المجرات M33، NGC 185، NGC 205، NGC 300، NGC 147، NGC 3109، NGC 6822، IC 10، IC 1613، IC 5152، UGC 4879، DDO 216، DDO 210، DDO 221، Leo I، II & III، Sextans A & B، Antlia، وما إلى ذلك. سيكون بمقدور المرء أيضًا استكشاف كتل الثقوب السوداء ${10}^4{\mathrm{M}}_{\odot }$ إذا كانت موجودة ضمن 170 kpc، والتي تشمل العديد من الأقمار الصناعية الخاصة بـ درب التبانة، مثل سحب Magellanic التي تقع على بعد 50 و63 kpc، Sextans، Ursa Minor، Draco، Fornax، Sculptor، Carina، Pisces I، Crater II، Antlia 2، وما إلى ذلك. على الرغم من أن BHs بكتلة ${10}^4$ M_⊙ وسوي يساوي 0.03 pc (استنادًا إلى نظام مضيف نجمي لديه سرعة تشتت 38 km s^-1)، قد يكون عدد النجوم داخل الصويا محدودًا. ومن المثير للاهتمام أن الـ soi حول IMBHs المحتمل داخل المجرة (انظر Oka et al., 2017; Ravi et al., 2018)، إلى مسافات 17 kpc، يمكن أن تكون قابلة للتحليل للكتل حتى ${10}^3{\mathrm{M}}_{\odot }$.

ومن المثير للإعجاب أن أداة قياس التداخل GRAVITY للأشعة تحت الحمراء القريبة (نطاق $K$) التي تشتمل على جميع التلسكوبات الأربعة الكبيرة جدًا 8 m (VLT) توفر بالفعل دقة 4 mas، أو دقة 2 mas في حالة استخدام التلسكوبات المساعدة الأربعة 1.8 m (مثلا، GRAVITY Collaboration et al., 2020). سيكون لمقياس التداخل البصري المخطط لـ VLT، MAVIS، دقة مكانية ملي ثانية قوسية عند 550 nm (McDermid et al., 2020; Monty et al., 2021).

بالنظر إلى المرافق ذات خطوط الأساس الأطول، فإن ALMA، مع خط الأساس 16 km، يوفر بالفعل دقة 20 mas عند 230 GHz (1.3 مم)، أفضل عدة مرات من معظم الحالية التلسكوبات البصرية/القريبة من الأشعة تحت الحمراء. تم إجراء رصدات راديوية بواسطة Miyoshi et al. (1995) لانبعاث الميزر من قرص محيطي نووي في NGC 4258 (M106) باستخدام حجم شعاع مركب يبلغ $0.6\times 0.3$ mas فقط، وتم الحصول عليه باستخدام 22 GHz (1.3 cm) قياس التداخل على المصفوفة الأساسية الطويلة جدًا (VLBA). في الواقع، مكن هذا من التأكيد على أن BHs حقيقي، على عكس القول بأنه عبارة عن سرب من بقايا الكتلة النجمية المدمجة. ليس من المستغرب أن هذه النتيجة أدت إلى عمليات بحث عن المزيد من اكتشافات الميزر حول BHs، وتم إجراء عدد لا بأس به من الاكتشافات (مثلا، Greenhill et al., 2003; Kuo et al., 2011; Humphreys et al., 2016). والأكثر لفتًا للنظر أن الأرصاد الأخيرة على الأطوال الموجية 1.3 mm الملتقطة باستخدام تلسكوب أفق الحدث (EHT) قدمت أعلى الصور دقة حتى الآن. بفضل دقة 20 $\mu$as، لم يبحث The Event Horizon Telescope Collaboration et al. (2019) داخل طبقة الصويا فحسب، بل كان قادرًا على رؤية الصورة الظلية لأفق الحدث حول SMBH في M87، الواقع في $\sim$17 Mpc بعيدًا في عنقود العذراء. يتطابق هذا الاستبانة المكانية مع الفكرة القائلة بأن الثقب الأسود ذو الكتلة الشمسية 100 سيكون بعيدًا عن 17 Mpc (انظر الجدول  3)، على الرغم من أن التدفق الراديوي من مثل هذا المصدر قد لا يكون مرتفعًا بما يكفي لـ EHT (Fish et al., 2016). سيضع بعثة Spektr-M (المعروف أيضًا باسم المرصد الفضائي Millimetron، تاريخ الإطلاق $\sim$2030) طبق 10-m 1.5 على بعد مليون كيلومتر من الأرض. وسوف تعمل بأطوال موجية من 0.07 إلى 10 mm. عند الانضمام إلى مقاييس التداخل الأرضية، ستوفر زيادة 150 في الدقة المكانية، مما يبشر بعصر جديد من علم الفلك، مع دقة مكانية نانوية ثانية قوسية حول 130 nas.

5.2 الأرصاد المستقبلية المحتملة

هناك العديد من أرصاد المتابعة والتحقيقات التي من شأنها أن تسفر عن مزيد من المعلومات والبصيرة.

منطقة التجميع الكبيرة للتلسكوب الراديوي ngVLA وSKA القادم، بالإضافة إلى التلسكوب الراديوي الكروي ذو الفتحة الخمسمائة متر (FAST، المعروف أيضًا باسم تيانيان: Nan, 2006; Li et al., 2013)، ومستكشف المسار SKA الحالي MeerKAT (كان أصله مصفوفة كارو التلسكوبية: Booth et al., 2009; Jonas, 2009)، ومصفوفة التردد المنخفض يجب أن يكون (LOFAR: van Haarlem et al., 2013) مفيدًا في اكتشاف مصادر الراديو الخافتة. إلى جانب الدقة المكانية المحسنة من قياس التداخل الأساسي الطويل، يمكن للمرء البحث عن أجهزة الميزر حول IMBHs (مثلا، Green et al., 2015) واستكشاف المنطقة المجاورة مباشرة لـ AGN وقاعدة طائراتهم (Tingay et al., 2000; Hough et al., 2002; Paragi et al., 2015; Doi et al., 2013; Janssen et al., 2021). كما ذكرنا من قبل، يمكن أيضًا دمج لمعان الراديو مع لمعان الأشعة السينية لاستخدامها في ”المستوى الأساسي لنشاط الثقب الأسود” (Merloni et al., 2003; Falcke et al., 2004; Dong and Wu, 2015; Liu et al., 2016; Nisbet and Best, 2016) لتقدير كتلة الثقب الأسود (القسم  4.2).

يمكن لرسم خرائط الصدى في AGN أن يسبر سحب الغاز داخل مجال تأثير الثقب الأسود، غير أن الافتراضات المتعلقة باستقرار مدارات هذه السحب (أي بطبيعتها المتوازنة فيرياليًا) وبنيتها الهندسية، إلى جانب استخدام عامل فيريالي متوسط $f$ لتحويل النواتج الفيريالية، $r\mathrm{\Delta }{V}^2/G$، إلى كتل فيريالية (مثلا، Bahcall et al., 1972; Peterson and Wandel, 2000)، يمكن أن يحد من الثقة في كتلة الثقب الأسود المقدرة. وفي التطبيق العملي، يُفترض حاليًا أن العامل الفيريالي ثابت لجميع AGN؛ أما في حالة IMBHs فيستند الأمر كذلك إلى افتراض إمكان استقراء هذه القيمة الثابتة إلى كتل أدنى من $\sim$${10}^6{\mathrm{M}}_{\odot }$، أي دون مجال الكتل المستخدمة في معايرتها (مثلا، Peterson et al., 2004; Graham et al., 2011). وقد تبيّن أيضًا أن المقياس الزمني المميز الذي يتسطح عنده طيف القدرة للتغير في المتصل البصري المركزي للمجرة يتدرج مع كتلة الثقب الأسود (Burke et al., 2021). وعندما تكون نسبة إدنغتون مرتفعة بما يكفي بحيث لا تغمر ضوضاء الفوتونات الناتجة من ضوء النجوم في الفتحة الرصدية انبعاث المتصل البصري المتغير من قرص التراكم (مثلا، Sarajedini et al., 2003, 2006; Baldassare et al., 2018)، فسيتيح ذلك نافذة رصدية أخرى. وستكون المسوح الزمنية الواسعة النطاق المقبلة، مثل LSST، مفيدة جدًا في هذا الصدد (مثلا، Choi et al., 2014; Ivezić et al., 2014).

بفضل مرافق مثل مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE: Wright et al., 2010) وتلسكوب سبيتزر الفضائي (Werner et al., 2004)، يمكن للمرء استخدام التشخيص بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة لفصل AGN عن تشكّل النجوم. إن وجود خطوط التأين العالي في منتصف الأشعة تحت الحمراء، بالإضافة إلى قوة ميزات انبعاث الهيدروكربون العطري متعدد الحلقات (PAH)، يمكن أن يوفر وسيلة للتمييز بين مصدر الطاقة المهيمن داخل فتحة رصدية واحدة (مثلا، Dale et al., 2006; Satyapal et al., 2009; Stern et al., 2012; Yao et al., 2020). كما أن وجود خطوط انبعاث بصرية عالية التأين يمكن أن يدعم أيضًا وجود ثقب أسود (Baldwin et al., 1981; Veilleux and Osterbrock, 1987; Kewley et al., 2006; Martínez-Palomera et al., 2020; Mezcua and Domínguez Sánchez, 2020). علاوة على ذلك، فإن وجود خطوط انبعاث دوبلر موسعة — تستخدم في حساب المنتج الفيريالي على افتراض أن التوسع يتتبع تشتت السرعة بسبب الحركات الفيريالية حول الثقب الأسود، على عكس الحركة غير الفيريالية أو التدفقات الخارجية (مثلا، Manzano-King et al., 2019, انظر ملحقهم A) — يمكن استخدامها لاستنتاج وجود IMBH بدلاً من ثقب أسود نجمي الكتلة. (Baldassare et al., 2015; Chilingarian et al., 2018). لذلك نعتزم متابعة الحصول على أطياف كيك للبحث عن خطوط الانبعاث الضوئية هذه في المجرات في عنقود العذراء، مما يمكننا من استخلاص كتلة فيريالية للثقوب السوداء المكتشفة بالأشعة السينية.

إن كاشف موجات الجاذبية كاميوكا (KAGRA: Aso et al., 2013)، مع خط الأساس 3 km، ومرافق LIGO/VIRGO الشهيرة (Abramovici et al., 1992; Caron et al., 1997; Harry and LIGO Scientific Collaboration, 2010; Acernese et al., 2015)، مقيدة لاكتشاف اصطدام BHs الأقل ضخامة من $\sim$200 M_⊙. حتى الآن، أبلغت LIGO/VIRGO عن مكافأة BHs بكتلة تبلغ عشرات أضعاف كتلة شمسنا، إلى جانب خلق ثقب أسود تصادمي بكتلة تساوي 98${}_{-11}{}^{}{}_{}{}^{+17}$ M_⊙ (Zackay et al., 2019) و 142${}_{-16}{}^{}{}_{}{}^{+28}$ M_⊙ (The LIGO Scientific Collaboration et al., 2020). يخطط تلسكوب أينشتاين المقترح تحت الأرض (ET: Punturo et al., 2010; Gair et al., 2011; Huerta and Gair, 2011) للحصول على خط أساس 10 km مع حساسيات كاشف من شأنها أن تمكنه من اكتشاف IMBHs عبر الكون، كما هو الحال مع المستكشف الكوني (CE: Reitze et al., 2019) المخطط له. 40 km خط الأساس. ومن المتوقع أن يساعد أيضًا مرصد موجة الجاذبية الفضائي Deci-Hertz Interferometer (DECIGO: Kawamura et al., 2011; Ishikawa et al., 2020)، والهوائي الفضائي الأوروبي لمقياس تداخل الليزر (LISA) (Danzmann and LISA Study Team, 1997)، على ملء الفراغ النسبي بين $\sim$${10}^2$ و$\sim$${10}^5$ M_⊙.. قادرة على التقاط التذبذبات في نسيج الزمكان بسبب أحداث نسبة الكتلة القصوى والمتوسطة (EMRI وIMRI) حول IMBHs (Gair et al., 2004; Mapelli et al., 2012; Merritt, 2015; Babak et al., 2017; Bonetti and Sesana, 2020)، وIMBH-IMBH من اصطدامات المجرات القزمة (Bekki and Chiba, 2008; Yozin and Bekki, 2012; Graham et al., 2012; Cloet-Osselaer et al., 2014; Paudel et al., 2018; Conselice et al., 2020; Zhang et al., 2020; Barausse and Lapi, 2020).

كما هو موضح هنا، من المعروف أنه من الشائع أن تضم مراكز المجرات عنقودًا نجميًا نوويًا (Reaves, 1983; Binggeli et al., 1985; Sandage et al., 1985; Carollo et al., 1997; Matthews et al., 1999; Böker et al., 2002)، بما في ذلك المجرات متأخرة النمط والمجرات القزمة مبكرة النمط في عنقود العذراء (Ferrarese et al., 2006; Côté et al., 2006). يمكن أن تتواجد العناقيد النجمية النووية في بيئة غنية بالغاز أكثر من العناقيد الكروية لأن سرعة هروب الغاز، بسبب المجرة المحيطة، أعلى منها في العناقيد النجمية الكروية. ليس من المستغرب أن تكون مراكز المجرات هذه بمثابة حقول ناضجة لاضطرابات واندماجات كارثية للنجوم والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء (مثلا، Dokuchaev and Ozernoi, 1981; Illarionov and Romanova, 1988; Quinlan and Shapiro, 1990; Pfister et al., 2020). وقد تكون أيضًا مواقع لبعض موجات الجاذبية التي يصعب تقييدها مكانيًا والتي تنشأ من اصطدام الأجسام الضخمة المدمجة (Abbott et al., 2016b, a; Andreoni et al., 2017; Abbott et al., 2018; Coughlin et al., 2019; The LIGO Scientific Collaboration et al., 2020)، وموقع قذف النجوم عالية السرعة (مثلا، Baumgardt et al., 2004; Levin, 2006; Sesana et al., 2006; Koposov et al., 2020). وكما هو الحال هنا، يمكن استخدام الكتلة النجمية للعنقود النجمي النووي للتنبؤ بكتلة الثقب الأسود المقيم. يمكن دمج هذا مع تقديرات متعددة لكتلة الثقب الأسود من خلال مجموعة واسعة من علاقات قياس كتلة الثقب الأسود المستقلة. وقد استُخدم هذا النهج مع المجرة الحلزونية NGC 3319، التي تضم مصدرًا نقطيًا مركزيًا في الأشعة السينية، وكان تقدير كتلة ثقبها الأسود أوليًا 3$\times {10}^2$–$3\times {10}^5$ M_⊙ اعتمادًا على نسبة إدنغتون مفترضة قدرها 0.001–1 (Jiang et al., 2018). غير أن تحليلًا تلويًا مرجحًا بالأخطاء لتسعة تقديرات مستقلة لكتلة الثقب الأسود أعطى $M_{\mathrm{bh}}=({2.3}_{-1.6}^{+5.3})\times {10}^4$ M_⊙ (Davis and Graham, 2021).

6 احتمال وجود AGN مزدوجة وخارج المركز

عادة، ترتبط مصادر الأشعة السينية البعيدة عن المركز بـ XRBs. في الواقع، تم العثور على غالبية ULXs المنحرفة عن المركز لتكون متوافقة مع فائقة لإدنغتون، ومتراكمات الكتلة النجمية (Feng and Soria, 2011; Kaaret et al., 2017). ومع ذلك، يشير البحث الحالي إلى أن بعض IMBHs قد يكون لها سطوع للأشعة السينية بقيمة ${10}^{38}$–${10}^{40}$ erg s^-1، وبالتالي نسب إدنغتون قابلة للمقارنة ($L_X/L_{\mathrm{Edd}}$، مع $L_{\mathrm{Edd}}=1.3\times {10}^{38}{M}_{\mathrm{bh}}/M_{\odot }$ erg s^-1) للعديد من SMBHs. ولذلك فمن المتصور، إن لم يكن حتميًا، أن بعض مصادر الأشعة السينية النقطية البعيدة عن المركز ذات $L_X={10}^{38}$–${10}^{40}$ erg s^-1 ستكون IMBHs.

يمكن للعملية الإبداعية المدمرة لتطور المجرات أن ترى المجرات مجردة من نواتها النووية (Bekki et al., 2003; Graham, 2020, مثلا، والمراجع الواردة فيه)، ثم تندمج وتصبح جزءًا من مجرة ​​أكبر مما كانت عليه في أي وقت مضى (مثلا، Tremaine et al., 1975; Graham et al., 2021, والمراجع الواردة فيه). ومن المتوقع أن يؤدي هذا المسار، وغيره من المسارات الأخرى، إلى ظهور مجرات تحتوي على ثقوب سوداء ضخمة بعيدة عن المركز، وهو دليل مفيد لنمو المجرات. في القسم  3، حددنا أربع مجرات مع مصدر إضافي للأشعة السينية قريب من المركز. في حين أن هذه قد تكون XRBs، فمن الممكن أن تكون IMBHs.

تم الإبلاغ بانتظام عن أزواج من BHs النشطة ذات الإزاحات الكبيرة بحجم kpc في الأدبيات. وهي ترتبط عادةً بأزواج متقاربة من المجرات، وربما تكون المجرة الأم بالإضافة إلى مجرة ​​تابعة، ومع المراحل الأولى من عمليات الاندماج (Bianchi et al., 2008; Comerford et al., 2009b; Civano et al., 2010; Fu et al., 2011; Comerford et al., 2015; Barrows et al., 2016; Kosec et al., 2017; Barrows et al., 2019; Rubinur et al., 2020; Li et al., 2021; Tubín et al., 2021). بعد حدث تراكم أو اندماج مجري كبير، يمكن أن يؤدي انعكاس الثقبين الأسودين الهائلين إلى AGN المزدوج — إذا كان كلا الثقبين الأسودين نشطين — مع ثقب أسود واحد على الأقل يتم إزاحته من مركز المجرة المندمجة (Ballo et al., 2004; Guainazzi et al., 2005; Tremmel et al., 2018; Li et al., 2020).

NGC 6240 هي إحدى هذه المجرات ذات الأشعة السينية المزدوجة AGN التي تفصلها $\sim$1 kpc (Komossa et al., 2003; Fabbiano et al., 2020). CXO J101527.2+625911، مع إزاحتها المكانية 1.26$\pm$0.05 kpc من مركز مجرتها المضيفة، تبيّن أيضًا أن لديها إزاحة سرعة قدرها 175$\pm$25 km s^-1 من المجرة المضيفة (Kim et al., 2017). تُعرف أيضًا الثقوب السوداء المزدوجة ذات الفصل الفرعي kpc بـ (مثلا، McGurk et al., 2015). في المجرة الراديوية 0402+379، Rodriguez et al. (2006)، انظر أيضًا Burke-Spolaor (2011)، وجدت ثنائي SMBH — على شكل نواة مزدوجة باعثة للراديو تم حلها مكانيًا — مع فصل 7 pc فقط. علاوة على ذلك، فإن العديد من الثنائيات الطيفية، أو على الأقل الأنظمة ذات خطوط الانبعاث مزدوجة الذروة، معروفة بـ (Peterson et al., 1987; Zhou et al., 2004; Comerford et al., 2009a; Komossa et al., 2021)، والسطوع الدوري للكوازار PSO J185 يوحي بوجود ثنائي SMBH عند فصل pc (Liu et al., 2019).

قد يشير مصدر نقطي في الأشعة السينية المزدوج في NGC 4212، مفصولاً بـ $\sim$240 pc (الشكل 6)، إلى وجود نظام AGN مزدوج، على الرغم من خلافه مع مجرة عنقود العذراء متأخرة النمط واللاحقة للاندماج NGC 4424 (Graham et al., 2021) — والتي تظهر مجموعة نجوم نووية ساقطة خارج المركز مع مصدر نقطي للأشعة السينية —، لا يوجد دليل واضح في الصورة البصرية على اندماج حديث (Morales et al., 2018). في حين أن انبعاث الأشعة السينية من المركز من NGC 4212 يميل إلى تفضيل الارتباط مع الثقب الأسود الضخم المتوقع، فإن طبيعة مصدر الأشعة السينية المرافق القريب البعيد قليلاً عن المركز أقل تأكيدًا. بدلًا من أن تتراكم، ربما تكون قد شكلت in situ، على سبيل المثال، داخل كتلة مكونة للنجوم (Pestoni et al., 2020). يمكن قول الشيء نفسه عن NGC 4313، الذي يكون المصدران النقطيان الداخليان في الأشعة السينية متباعدين تقريبًا بمقدار ضعف المسافة بين الزوجين في NGC 4212. بينما تتنبأ علاقات قياس الثقب الأسود المتعددة بوجود ثقب أسود مركزي ${10}^5$–${10}^6$ M_⊙ في NGC 4212، وقد وجدنا مصدر نقطي للأشعة السينية يتزامن مع مركز المجرة، فيما يتعلق بمصدر الأشعة السينية البعيد عن المركز في هذه المجرة، هناك احتمال محتمل لوجود XRB مرتبط بجسم مدمج نجمي الكتلة (مثلا، Feng and Soria, 2011; Kaaret et al., 2017)، أو AGN (مثلا، Sutton et al., 2015).

قد يؤدي الاندماج النهائي للثقوب السوداء الثنائية إلى ارتداد موجة الجاذبية للثقوب السوداء المندمجة، مما يؤدي مرة أخرى إلى وضع خارج المركز للثقب الأسود الجديد الأكبر حجمًا (Merritt et al., 2004; Merritt and Milosavljević, 2005; Baker et al., 2006; Campanelli et al., 2007; Herrmann et al., 2007; Komossa and Merritt, 2008; Blecha and Loeb, 2008; Sundararajan et al., 2010; Blecha et al., 2016; Shen et al., 2019). وقد تحمل مثل هذه الارتدادات العنقود النجمي المحيط معها (مثلا، Merritt et al., 2009).

رُصدت إزاحات فرسخ فلكية 10–10² من المراكز البصرية للمجرات، كما تم تحديدها من خلال نظائرها الخارجية، بين العناقيد النجمية النووية الكثيفة $\approx$10${}_{}{}^{6\pm 1}\mathrm{M}_{\odot }^{}$ في المجرات في عنقود العذراء منخفضة الكتلة. (Binggeli et al., 2000; Barazza et al., 2003). كمرجع، 1$\mathrm{″}$ في 17 Mpc هو 82 فرسخ فلكي. من المحتمل أن يرجع هذا الإزاحة، جزئيًا، إلى إمكانات الجاذبية الضحلة لهذه المجرات ذات مؤشر Sérsic المنخفضة (Davies et al., 1988; Young and Currie, 1994; Jerjen et al., 2000; Terzić and Graham, 2005)، والتي يمكن أن تؤدي إلى تذبذبات أو تجول العنقود حول مركز المجرة. كان ارتباط الثقوب السوداء الضخمة بهذه العناقيد النجمية النووية معروفًا منذ أكثر من عقد (Graham and Driver, 2007; González Delgado et al., 2008; Seth et al., 2008; Graham and Spitler, 2009)، ومن المعروف منذ فترة طويلة أن الكيانين تعايشا في درب التبانة و(Lynden-Bell, 1969; Sanders and Lowinger, 1972; Rubin, 1974) وM32 (Smith, 1935; Burbidge, 1970; Tonry, 1984). لذلك، من المتوقع حدوث إزاحات مماثلة بين بعض مصادر AGN في الأشعة السينية والمركز البصري للمجرة الأم، وقد تم العثور عليها في المجرات منخفضة الكتلة (Mezcua and Domínguez Sánchez, 2020). في الواقع، حتى في بعض المجرات الكبيرة، تم العثور على AGN الضخمة بعيدًا عن المركز قليلاً ($\sim$10 pc) (مثلا، Batcheldor et al., 2010; Lena et al., 2014; Menezes et al., 2014)، ولكن أكثر من ذلك في المجرات القزمة (Mezcua and Domínguez Sánchez, 2020; Reines et al., 2020) ومحاكاة المجرات القزمة (مثلا، Bellovary et al., 2019; Pfister et al., 2019). وهذا أمر متوقع أيضًا إذا كان المقياس الزمني للاحتكاك الديناميكي يرتبط عكسيًا مع كتلة الثقب الأسود.

7 خلاصة

كما هو مفصل أعلاه، هناك فرصة كبيرة لمتابعة مرشحي IMBH المحددين هنا وأولئك المتوقع أن يقيموا في مجرات أخرى منخفضة الكتلة. وهذا ممكن من خلال التعريض الأطول للأشعة السينية، والأرصاد الراديوية المتزامنة والعميقة، والأطياف البصرية ذات نسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية، وأدوات التشخيص الجديدة للأشعة تحت الحمراء المتوسطة، بالإضافة إلى مجموعة كبيرة من المرافق الناشئة ذات الدقة المكانية الأعلى، وكاشفات موجات الجاذبية.

لقد اكتشفنا مصادر مركزية أو قريبة من المركزية للأشعة السينية في إحدى عشرة مجرة حلزونية في عنقود العذراء، ومن المتوقع أن تحتوي عشر منها على IMBH. وهذا يضاف إلى الثلاثة المعروفة بالفعل في الأدبيات: NGC 4178 Secrest et al. (2012)، NGC 4713 Terashima et al. (2015)، وNGC 4470 (GSD19). مجتمعةً، يمثل هذا ما يقرب من نصف عينتنا من المجرات الحلزونية 33+1 التي من المتوقع أن تمتلك IMBH. يتناقض هذا بشكل ملحوظ مع معدل اكتشاف 10% (مصدر نقطي في الأشعة السينية المركزية) في عينة من 30 مجرة مبكرة النمط في عنقود العذراء المتوقع أن تمتلك IMBH (Graham and Soria, 2019)، على الرغم من أن كلا العينتين لهما أزمنة تعريض مماثلة لأكثر من بضع ساعات عادةً لكل مجرة. نقترح أن هذه النتيجة قد لا تعكس بالضرورة نسبة الإشغال من IMBHs، بل نسب إدنغتون في هاتين العينتين. من المرجح أن تكون كمية الغاز البارد المتوفرة دليلًا قيمًا لحملات الرصد المستقبلية التي تتبع AGN في المجرات منخفضة الكتلة والقزمة. تتوافق هذه الفكرة أيضًا مع النتائج التي توصلت إليها Kauffmann and Heckman (2009)، والتي تشير إلى وجود نسب إدنغتون أعلى في المجرات المكوّنة للنجوم مقارنةً بالمجرات الهادئة، أي المجرات غير المكوّنة للنجوم.

وبفحص الأدبيات، وجدنا أن أربعًا من هذه المجرات 14 (NGC: 4212 و4313 و4607 و4713) تم تحديدها على أنها LINERs أو مركبات LINER/H II، بالإضافة إلى أن NGC 4178 لديها تأين عالي [Ne V] 14.32 $\mu$m خط انبعاث يوحي بوجود AGN. هناك مجرتان إضافيتان (NGC 4197 وNGC 4330) لهما $L_{0.5-10\mathrm{keV}}\approx {10}^{40}$ erg s^-1، مما يجعل مصادر الأشعة السينية nuclear هذه محتملة AGN وفقًا لـ Lehmer et al. (2010). وهذا يعني أن نصف مجراتنا من النوع المتأخر 14 ذات المصدر النقطي للأشعة السينية النووية لديها دليل على استضافة ثقب أسود ضخم بدلاً من XRB ذي الكتلة النجمية. علاوة على ذلك، من بين المجرات الأربع (من 11 الجديدة) التي كان انبعاث الأشعة السينية المركزي لها قويًا بدرجة كافية لقياس طيفها (NGC: 4197; 4330; 4492; 4607)، فضلت البيانات قانون القوة على منحنى الجسم الأسود. في حالة NGC 4197، الذي يتمتع بمصدر نقطي مركزي في الأشعة السينية الأكثر سطوعًا، والذي نتوقع M${}_{\mathrm{bh}}{}^{}=6\times {10}^4$ M_⊙ (انظر الجدول  1)، وجدنا أن طيفه يتوافق مع الحالة المنخفضة/الصلبة لثقب أسود تتجاوز كتلته الكتلة النجمية.

لقد اكتشفنا أيضًا مصدرًا نقطيًا مزدوجًا للأشعة السينية في NGC 4212، إذ يقع المصدر النقطي الخارج عن المركز على بعد 2.9 ثانية قوسية (240 pc) بعيدًا عن المصدر ذو الموقع المركزي. مطلوب مزيد من الرصد لتحديد ما إذا كان هذا هو أول ثنائي IMBH، وهي فكرة نعتبرها تخمينية لكنها ممكنة. نلاحظ أن NGC 4470 وNGC 4492 وNGC 4313 هي أيضًا أهداف جديدة مثيرة للاهتمام نظرًا لمصادرها المزدوجة (الأضعف) للأشعة السينية، مع وجود واحد من كل زوج من المصادر النقطية في مركز كل من هذه المجرات، بينما تبعد المصادر الشريكة 170 و550 و590 pc.