أصل الانبعاث فوق البنفسجي/البصري في ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة ذي الثقب الأسود Swift J1753.5-0127

الملخص

يمتد الانبعاث الصادر عن الثقوب السوداء المتنامية (BHs) في ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (LMXBs) عبر نطاق واسع من الطاقة، من الراديو إلى الأشعة السينية. ويمكن أن توفر دراسة الترابطات بين الانبعاث في نطاقات طاقية مختلفة أثناء الاندلاعات معلومات قيّمة عن عملية التراكم. نحلل البيانات البصرية وفوق البنفسجية (UV) وبيانات الأشعة السينية المتزامنة لثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة ذي الثقب الأسود Swift J1753.5-0127 خلال اندلاعه الطويل الممتد $\sim 12-$ سنة باستخدام Neil Gehrels Swift Observatory. نجد أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري وانبعاث الأشعة السينية مترابطان بقوة أثناء الحالات الصلبة من الاندلاع. نلائم العلاقة بدالة قانون قوة $F_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}\propto F_X^{\beta }$ ونجد أن دليل قانون القوة $\beta$ يزداد من $\sim 0.24$ إلى $\sim 0.33$ مع تناقص الطول الموجي فوق البنفسجي/البصري من $\sim$ 5400 Å (V) إلى $\sim$ 2030 Å (UVW2). نستكشف الأسباب الممكنة لذلك، ونقترح أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري في Swift J1753.5-0127 تهيمن عليه أقراص تراكم مسخّنة لزوجياً عند أنصاف أقطار كبيرة. ونجد أن البيانات التي تنحرف عن الترابط تقابل القمم منخفضة الشدة التي ظهرت في نطاق الأشعة السينية أثناء الاندلاع، ونقترح أن هذه الانحرافات تقودها الانبعاثات الصادرة من الجزء الداخلي من قرص التراكم.

1 مقدمة

ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة (LMXBs) هي أنظمة ثنائية يراكم فيها جسم مدمج، إما ثقب أسود (BH) أو نجم نيوتروني (NS)، المادة من نجم مرافق غير منهار منخفض الكتلة ( ) عبر قرص تراكم. معظم ثنائيات LMXB هي أنظمة أشعة سينية عابرة، تمضي معظم عمرها في السكون عند لمعان منخفض في الأشعة السينية. وبعد حالة السكون، تختبر هذه الأنظمة العابرة أحياناً اندلاعات. وخلال الاندلاع، يزداد تدفق الأشعة السينية والتدفق البصري بعدة رتب مقدار، بل قد يقتربان من حد إدنغتون (Chen et al., 1997). وفي الاندلاع النموذجي لثنائي LMXB، يُظهر المنحنى الضوئي ارتفاعاً سريعاً واضمحلالاً أسياً (FRED, Chen et al., 1997).

يمكن تفسير الآلية الفيزيائية الكامنة وراء اندلاعات LXMB بعدم استقرار حراري لزج في قرص التراكم. فكما هو موصوف في نموذج عدم استقرار القرص (DIM, للمراجعة، انظر Lasota, 2001)، تتراكم المادة الآتية من النجم المرافق في قرص التراكم الخارجي أثناء السكون؛ وفي النهاية تصل الكثافة السطحية إلى نقطة حرجة، ويمكن للمادة أن تُسخّن وتتأين. وفي قرص مسخّن ومؤين، ومع ازدياد لزوجة القرص، يصبح انتقال الزخم الزاوي إلى الخارج أسهل، مما يؤدي إلى تدفق المادة بسرعة نحو الجسم المدمج وإطلاق الاندلاع(Lasota, 2001; Dubus et al., 2001; Hameury, 2020).

أثناء هذه الاندلاعات، تُظهر معظم ثنائيات BH-LMXB مسارات متشابهة على هيئة q في مخطط الصلابة-الشدة (HID, Homan et al., 2001; Fender et al., 2004). تمر ثنائيات BH-LMXB بعدد من الحالات الطيفية المختلفة (مثل الصلبة، واللينة، والمتوسطة، والسكونية)، وتصنف هذه الحالات وفق خصائص الطيف والتوقيت في الأشعة السينية. تُرصد الحالة الصلبة (HS) عادة في بداية ونهاية الاندلاع النموذجي، حيث يهيمن على طيف الأشعة السينية الانبعاث غير الحراري على شكل قانون قوة بدليل فوتوني مقداره وبقطع عند طاقات عالية يبلغ $\sim 100$ keV (Remillard and McClintock, 2006). وما يزال الأصل الفيزيائي لهذا المكوّن غير الحراري موضع نقاش، وإن كان يُعتقد عادة أنه ناتج عن تشتت كومبتون العكسي للفوتونات اللينة في إكليل رقيق بصرياً مكوّن من إلكترونات ساخنة(Sunyaev and Titarchuk, 1980; Titarchuk, 1994; Done et al., 2007; Burke et al., 2017). وفي الحالة اللينة (SS)، يهيمن على الطيف الانبعاث الحراري من قرص تراكم رقيق هندسياً وسميك بصرياً (Shakura and Sunyaev, 1973). عندما ينتقل المصدر من الحالة الصلبة إلى الحالة اللينة أو بالعكس، تصنف الحالات الانتقالية بوصفها الحالة المتوسطة الصلبة (HIMS) والحالة المتوسطة اللينة (SIMS)؛ وتكون صلابة طيف المصدر بين القيم المرصودة في HS وSS. وبوجه عام، يكون تسلسل الحالات أثناء الاندلاع من السكون إلى السكون كما يلي: HS - HIMS - SIMS - SS - SIMS - HIMS - HS (انظر تصنيفات الحالات الطيفية وخصائصها في Remillard and McClintock (2006); Belloni and Motta (2016) لمزيد من التفاصيل). ومع ذلك، توجد مصادر بقيت أثناء بعض الاندلاعات في الحالات الصلبة (HS/HIMS) ولم تتطور قط إلى الحالات الألين (SIMS/SS)، مثل اندلاع 2000 للمصدر XTE J1118+480 (Wood et al., 2001)، واندلاع 2010 للمصدر MAXI J1659-152 (Debnath et al., 2015)، واندلاع 2011 للمصدر MAXI J1836-194 (Jana et al., 2016)، واندلاعي 2011 و2017 للمصدر Swift J1357.2-0933 (Armas Padilla et al., 2013; Beri et al., 2019). وتُعد هذه الأنواع من اندلاعات «الانتقال الفاشل» أحداثاً شائعة في ثنائيات BH-LMXB (Tetarenko et al., 2016; Alabarta et al., 2021).

Figure 1: رصد اندلاع Swift J1753.5-0127باستخدام Swift. اللوحة (a): منحنى ضوئي غير ممتص في الأشعة السينية (0.3$-$10 keV). اللوحة (b): منحنيات ضوئية فوق بنفسجية/بصرية مصححة من الاحمرار في ستة مرشحات UVOT. اللوحة (c): الدليل الطيفي لتوزيع الطاقة الطيفية فوق البنفسجي/البصري؛ وتشير الأسهم السوداء إلى المواضع التي نختار فيها SED التمثيلي. اللوحات (d) و(e) و(f): الدليل الفوتوني ($\mathrm{\Gamma }$)، ودرجة الحرارة عند نصف قطر القرص الداخلي ($T_{in}$)، ونسبة الصلابة (HR) بدلالة الزمن. تمثل كل نقطة رصداً واحداً. تمثل المنطقة الرمادية الأولى الطور المبكر من الاندلاع الرئيسي. وتمثل المناطق الرمادية 2 و3 و4 قمماً منخفضة الشدة؛ وفيها تمثل المنطقة 2 الانتقال الفاشل من Soleri et al. (2013)، وتمثل المنطقة 3 «الانخفاض» الثاني من Shaw et al. (2013)، وتمثل المنطقة 4 الحالة اللينة منخفضة اللمعان من Shaw et al. (2016b). وتشير المنطقة الرمادية الأخيرة إلى الاندلاع الصغير. ويدل الخط الأزرق المتقطع على وقت دخول المصدر في السكون (Al Qasim et al., 2016; Plotkin et al., 2016; Russell et al., 2016) قبل الاندلاع الصغير الأول. هذه الخطوط الحمراء الأفقية هي الخطوط المرجعية المعرفة في النص الرئيسي (انظر القسم 3.1، والقسم 3.2، والقسم 3.4).

تغطي الانبعاثات من ثنائيات BH-LMXB نطاقاً واسعاً من الطاقة يمتد من الراديو إلى الأشعة السينية. ولذلك يمكن استخدام الأرصاد متعددة الأطوال الموجية لدراسة مصدر الإشعاع عند أطوال موجية مختلفة. ويُعتقد أن الانبعاث الراديوي من ثنائيات LMXB ناتج عن عملية الإشعاع السنكروتروني في النفاثات (Hjellming and Han, 1995). ومع أن عمليتي الانبعاث في الأشعة السينية والراديو في ثنائيات BH-LMXB مفهومتان نسبياً، فإن أصل الانبعاث في النطاقين فوق البنفسجي (UV) والبصري لا يزال غير معروف بوضوح.

يمكن أن يوفر الربط بين التدفقات المنتجة عند أطوال موجية مختلفة معلومات قيّمة عن آلية التراكم. وقد طُبقت طريقة مفيدة لتحليل أصل الإشعاع فوق البنفسجي/البصري عبر دراسة ترابط قانون القوة، $L_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}\propto L_X^{\beta }$، بين الانبعاث فوق البنفسجي/البصري وانبعاث الأشعة السينية. ويمكن لدليل قانون القوة $\beta$ أن يضع بعض القيود على آليات الانبعاث الممكنة. وقد اقتُرحت عدة نماذج ممكنة لتفسير الانبعاث فوق البنفسجي/البصري من ثنائيات BH-LMXB في الحالة الصلبة وفقاً لقيمة $\beta$:

1. الانبعاث فوق البنفسجي/البصري في ثنائيات LMXB هو نتيجة إعادة معالجة الأشعة السينية في قرص التراكم الخارجي (Van Paradijs and McClintock, 1994). يقوم هذا النموذج على افتراض هندسي بسيط مفاده أن قرص التراكم رقيق هندسياً وسميك بصرياً. تعترض المنطقة الخارجية من قرص التراكم جزءاً من تدفق الأشعة السينية القادم من المصدر المركزي وتعيد معالجته. وتهيمن إضاءة الأشعة السينية على درجة حرارة ($T$) قرص التراكم الخارجي، ويسهم القرص الخارجي المضاء في الانبعاث فوق البنفسجي/البصري. في هذا النموذج توجد علاقة تجريبية بين لمعان نطاق V ولمعان الأشعة السينية: $L_{\mathrm{V}}\propto L_{\mathrm{X}}^{\beta }$، حيث يعتمد $\beta$ على السطوع السطحي لقرص التراكم المعطى بالعلاقة $S_{\nu }\propto T^{\alpha }$، $\beta =\alpha /4$، وفي نطاق V تكون $\beta \sim 0.5$ ($\alpha \sim 2.0$) (Van Paradijs and McClintock, 1994). وأشار Shahbaz et al. (2015) أيضاً إلى أن $\beta$ يتغير باختلاف نطاقات التردد كما يلي: في نطاق UV، $\beta \sim 0.9$ ($\alpha \sim 3.7$)، وفي نطاق K، $\beta \sim 0.3$ ($\alpha \sim 1.2$).

2. ينشأ الانبعاث فوق البنفسجي/البصري من الإشعاع السنكروتروني في النفاثات (Russell et al., 2006). بالنسبة إلى ثنائيات BH-LMXB، توجد النفاثة عادة في الحالة الصلبة وتُخمد في الحالة اللينة (Fender et al., 2004). وتتدرج القدرة الكلية للنفاثة مع اللمعان الراديوي ومعدل التراكم الكتلي ($\dot{m}$) وفق العلاقة $L_{\mathrm{radio}}\propto L_{\mathrm{jet}}^{1.4}$(Blandford and Königl, 1979; Falcke and Biermann, 1996; Markoff et al., 2001; Heinz and Sunyaev, 2003)، أي $L_{\mathrm{jet}}\propto \dot{m}$ (Falcke and Biermann, 1996; Körding et al., 2006). وفي حالة التراكم غير الكفء إشعاعياً، مثل ثنائيات BH-LMXB في الحالة الصلبة، يتدرج لمعان الأشعة السينية على نحو $L_{\mathrm{X}}\propto {\dot{m}}^2$ (Shakura and Sunyaev, 1973; Narayan and Yi, 1995)، ومن ثم يمكن اشتقاق ترابط الراديو/الأشعة السينية، $L_{\mathrm{radio}}\propto L_{\mathrm{X}}^{0.7}$ (مثلاً Gallo et al., 2003). يفترض هذا النموذج أن طيف النفاثة السميك بصرياً يمتد من الراديو إلى النطاق البصري/قريب تحت الأحمر (OIR) (بل حتى إلى نطاق UV، انظر Russell et al., 2013, لمزيد من التفاصيل)، ومن ثم نحصل على العلاقة $L_{\mathrm{radio}}\propto L_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}$، ويُتوقع نظرياً أن $L_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}\propto L_{\mathrm{X}}^{0.7}$. وقد أظهرت دراسات حديثة وجود مجموعة كبيرة من ثنائيات BH-LMXB الخافتة راديوياً، يبيّن بعضها ترابطاً أضحل بين الراديو$-$والأشعة السينية عند $L_{\mathrm{X}}$ منخفضة، وترابطاً أشد انحداراً عند $L_{\mathrm{X}}$ عالية (Coriat et al., 2011; Gallo et al., 2014; Koljonen and Russell, 2019; Carotenuto et al., 2021)، وهو ما سينعكس في ترابطات مختلفة بين البصري$-$والأشعة السينية.

3. تهيمن على الانبعاث فوق البنفسجي/البصري أقراص مسخّنة لزوجياً (Russell et al., 2006). في هذه الحالة، يرتبط اللمعان فوق البنفسجي/البصري أيضاً عبر معدل التراكم الكتلي. ولدرجة حرارة نموذجية للقرص الخارجي مقدارها 8000-12000 K، تُحسب قيم $\beta$ عبر $L_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}\propto {\dot{m}}^{\gamma }$ و$L_X\propto {\dot{m}}^2$ في ثنائيات BH-LMXB في الحالة الصلبة (Frank et al., 2002; Russell et al., 2006). وتزداد قيمة $\beta$ مع تناقص الطول الموجي: $\beta \sim 0.3$ ($\gamma \sim 0.6$) في نطاق UV، و$\beta \sim 0.25$ ($\gamma \sim 0.5$) في نطاق V، بينما تكون $\beta \sim 0.15$ ($\gamma \sim 0.3$) في نطاق K.

اكتُشف ثنائي BH-LMXB Swift J1753.5-0127 بواسطة تلسكوب الإنذار بالانفجارات (BAT) على متن Swift في مايو 30 2005 (Palmer et al., 2005). ولدى Swift J1753.5-0127 فترة مدارية قصيرة جداً مقدارها $\sim$ 3.24 ساعة (Zurita et al., 2008). استنتج Shaw et al. (2016a) حداً أدنى لكتلة الجسم المركزي، $M>7.4\pm 1.2M_{\odot }$. أما المسافة إلى المصدر فمقيدة على نحو ضعيف، $\sim 2.5-8$ kpc (Zurita et al., 2008). استخدم Atri et al. (2019) بيانات Gaia وافتراضاً قبلياً لكثافة ثنائيات LMXB في درب التبانة لاشتقاق ${8.8}_{-4.0}^{+12}$ kpc. كما أورد Gandhi et al. (2019) نتيجة مشابهة باستخدام افتراضهم القبلي لدرب التبانة. يعرض المصدر بعض خصائص الاندلاع المختلفة عن ثنائيات LMXB النموذجية. أولاً، بعد قمة اندلاعه، بدأ تدفق Swift J1753.5-0127 في الانخفاض أسياً كما هو معتاد في ثنائيات LMXB، غير أن المصدر، بدلاً من العودة إلى السكون، بقي في حالة نشطة طويلة الأمد. وبعد نشاط استمر $\sim 11$ سنوات، دخل Swift J1753.5-0127 في السكون في نوفمبر 2016 ثم تعرض لاندلاعين صغيرين من أواخر يناير 2017 إلى يوليو 2017 (Zhang et al., 2017; Al Qasim et al., 2017; Bright et al., 2017; Bernardini et al., 2017; Plotkin et al., 2017; Shaw et al., 2019; Zhang et al., 2019). ثانياً، بقي Swift J1753.5-0127 في الحالة الصلبة معظم زمن اندلاعه، وخبر أحياناً انتقالاً حالياً فاشلاً (Soleri et al., 2013; Yoshikawa et al., 2015)، ولم ينتقل إلا إلى حالة لينة منخفضة اللمعان في مارس 2015 (Shaw et al., 2016b). ومع ذلك، لم يتطور المصدر قط إلى HSS أثناء الاندلاع كما تفعل ثنائيات LMXB الأخرى، بل عاد بدلاً من ذلك إلى الحالة الصلبة.

لفهم أصل الانبعاث فوق البنفسجي/البصري في Swift J1753.5-0127، حللنا الرصد المتزامن فوق البنفسجي/البصري وفي الأشعة السينية باستخدام Swift. ينظم البحث كما يلي: نصف في القسم 2 الأرصاد وتفاصيل اختزال البيانات وتحليلها. وفي القسم 3 نعرض النتائج الرئيسية لهذا العمل، مثل المنحنى الضوئي، ومخطط HID، وترابط الانبعاث فوق البنفسجي/البصري مع الأشعة السينية. وفي القسم 4 نناقش الأصل الممكن للانبعاث فوق البنفسجي/البصري في Swift J1753.5-0127. وأخيراً، نقدم في القسم 5 ملخصاً لهذا العمل.

2 الأرصاد واختزال البيانات

جمعنا كل أرصاد Neil Gehrels Swift Observatory الأرشيفية المتاحة (Gehrels et al., 2004) للمصدر J1753 من بداية اندلاع 2005 حتى 2017. ومن أجل تحليل الترابط بين الانبعاث فوق البنفسجي/البصري وانبعاث الأشعة السينية، استخدمنا أرصاد الأشعة السينية والأرصاد فوق البنفسجية/البصرية المتزامنة من XRT وUVOT، على التوالي. وهذه هي المرة الأولى التي تُجرى فيها مثل هذه الترابطات للمصدر على امتداد الاندلاع الطويل البالغ 12 سنوات.

2.1 اختزال بيانات XRT

حصلنا على كل أطياف الأشعة السينية وملفات الاستجابة باستخدام منشئ المنتجات الشبكي لـ Swift/XRT (Evans et al., 2009). وبما أن أطياف نمط عدّ الفوتونات (PC) تتأثر كثيراً بالتراكم عند $L_{\mathrm{X}}$ العالية، ولا تملك عدداً كافياً من الفوتونات لاستخدام إحصاء كاي-تربيع عند $L_{\mathrm{X}}$ المنخفضة، فإننا لا نستخدم في هذا البحث إلا البيانات المحصلة في نمط التوقيت ذي النافذة (WT). جُمعت كل الأطياف بحيث تحتوي على الأقل على 20 عدّاً في كل خانة طاقية باستخدام أداة ftool المسماة grppha. نستخدم xspec v.12.11.1 (Arnaud, 1996) لتحليل كل أطياف الأشعة السينية. ونطبق النموذجين التجريبيين diskbb وpowerlaw لوصف انبعاث القرص والانبعاث المكومتني، على التوالي. ونتبنى نموذج tbabs وجدول الوفرة wilm للامتصاص بين النجمي (Wilms et al., 2000). ثبتنا كثافة العمود عند $N_{\mathrm{H}}=2.3\times {10}^{21}{\mathrm{cm}}^{-2}$ (Miller et al., 2006). استخدمنا نموذجين لملاءمة كل طيف، مثل قانون قوة ممتص tbabs*(powerlaw)، وجسم أسود قرصي ممتص إضافة إلى قانون قوة tbabs*(diskbb+powerlaw). وحسبنا كل معامل ملاءمة مع خطأ $1\sigma$ باستخدام الأمر err. ويُحدد أفضل نموذج ملائم باختبار F.

بعد تحديد أفضل نموذج ملائم، حسبنا تدفقات الأشعة السينية غير الممتصة في مجالات 0.3$-$2 keV، و2$-$10 keV، و0.3$-$10 keV، على التوالي، باستخدام نموذج الالتفاف cflux. وتُحدد أخطاء تدفقات الأشعة السينية غير الممتصة عند مستوى ثقة $1\sigma$.

2.2 اختزال بيانات UVOT

لدى Swift/UVOT ستة مرشحات تمتد من النطاق فوق البنفسجي إلى النطاق البصري. الأطوال الموجية الفعالة (${\lambda }_{\mathrm{eff}}$) لكل مرشح هي (Poole et al., 2008): UVW2 (2030Å)، وUVM2 (2231Å)، وUVW1 (2634Å)، وU (3501Å)، وB (4329Å)، وV (5402Å). وتُستخدم قيم الأطوال الموجية هذه في عملية تصحيح الانطفاء اللاحقة. التُقطت كل أرصاد UVOT في نمط الصورة بمرشح واحد أو أكثر. عولجت بيانات UVOT باستخدام heasoft v.6.28. ونستخدم أداة uvotimsum لجمع صور السماء في الأرصاد التي تحتوي على أكثر من امتداد صوري واحد. ونحدد كثافة التدفق لكل رصد باستخدام أداة uvotsource. اخترنا منطقة دائرية نصف قطرها 5 ثانية قوسية متمركزة على المصدر، ومنطقة دائرية خالية من المصادر نصف قطرها 20 ثانية قوسية لتصحيح الخلفية. وتُحدد أخطاء كثافات التدفق فوق البنفسجية/البصرية عند مستوى ثقة $1\sigma$.

لدراسة الترابط بين الانبعاث فوق البنفسجي/البصري وانبعاث الأشعة السينية، حوّلنا كثافات التدفق ($F_{\lambda }$؛ $erg{s}^{-1}c{m}^{-2}$Å^-1) إلى تدفقات ($F$؛ $erg{s}^{-1}c{m}^{-2}$) بضربها في العرض الكامل عند نصف القيمة العظمى (FWHM, $\mathrm{\Delta }\lambda$؛ من Poole et al., 2008) لمرور نطاق المرشح (أي $F\approx \mathrm{\Delta }\lambda F_{\lambda }$).

نزيل الاحمرار عن التدفقات فوق البنفسجية/البصرية الناتجة عن الانطفاء المجري باستخدام بارمترة Fitzpatrick (1999) في كل مرشح. استخدمنا فائض اللون E(B-V)=0.45 (Froning et al., 2014; Rahoui et al., 2015)، واعتمدنا قانون الانطفاء المجري مع $R_V=A_V/E(B-V)=3.1$. وبعد تحديد هذين المعاملين، نستخدم وحدة unred في Python ضمن PyAstronomy، والمبنية على بارمترة Fitzpatrick (1999)، لإزالة الاحمرار عن بيانات UV/البصرية.

Figure 2: مخطط الصلابة-الشدة للمصدر Swift J1753.5-0127. يمثل مقياس الألوان زمن الرصد. وتمثل العلامات 1 و2 و3 و4، على التوالي، موضع الاندلاع الرئيسي وعدة قمم منخفضة الشدة في الشكل 1.

3 النتائج والتحليل

3.1 المنحنيات الضوئية فوق البنفسجية/البصرية وفي الأشعة السينية

تُعرض المنحنيات الضوئية غير الممتصة في الأشعة السينية الممتدة $\sim$12 سنة (0.3$-$10 keV) والمنحنيات فوق البنفسجية/البصرية للمصدر J1753 في اللوحتين الأولى والثانية من الشكل 1، على التوالي. يُظهر منحنى الأشعة السينية الضوئي اضمحلالاً أسياً نموذجياً في بداية الاندلاع، يعقبه نشاط غير معتاد طويل الأمد ومنخفض المستوى مع عدة قمم منخفضة الشدة (المناطق الرمادية 2 و3 و4 في الشكل 1). ويُظهر المنحنى الضوئي فوق البنفسجي/البصري أيضاً الاضمحلال المميز نفسه في الاندلاع المبكر، غير أن النشاط اللاحق منخفض المستوى ليس واضحاً كما هو الحال في نطاق الأشعة السينية. في اللوحات (d) و(e) و(f) من الشكل 1 نعرض الدليل الفوتوني الطيفي الأفضل ملاءمة في الأشعة السينية، ودرجة الحرارة عند نصف قطر القرص الداخلي، ونسبة الصلابة (HR)، على التوالي. ونلاحظ أن مكوّن القرص ليس مطلوباً دائماً في كل الأرصاد. ومن تغير الدليل الفوتوني مع الزمن، نعلم أن J1753 بقي في الحالة الصلبة زمناً طويلاً. في الشكل 1 نعلّم خمس مناطق مظللة رمادية. المنطقة الرمادية الأولى هي الاندلاع الرئيسي، والمناطق الرمادية الوسطى الثلاث هي القمم منخفضة الشدة ذات HR <0.7، والمنطقة الرمادية الأخيرة هي الاندلاع الصغير بعد السكون الأول. ونلاحظ أن المنطقتين الرماديتين الموسومتين 2 و3 تقابلان الانتقال الحالي الفاشل (Soleri et al., 2013; Shaw et al., 2013)، كما أن المنطقة الرمادية الثالثة هي أيضاً «انخفاض» تدفق BAT الثاني من Shaw et al. (2013)، والمنطقة الرمادية الرابعة هي الحالة اللينة منخفضة اللمعان من Shaw et al. (2016b). في الفترة الطويلة من الحالة النشطة منخفضة المستوى، وعند كل قمة منخفضة الشدة، يكون الدليل الفوتوني المقابل أكبر من 2.0، وتكون درجات حرارة القرص الداخلي أكبر من 0.3، وتكون نسب الصلابة أقل من 0.7.

Figure 3: مخطط SED تمثيلي من UVOT للمصدر Swift J1753.5-0127 ملائم بنموذج قانون قوة بسيط.

Figure 4: التطور الطيفي للمصدر Swift J1753.5-0127 في HID. تمثل ألوان النقاط الدليل الفوتوني (اللوحة a) ودرجة حرارة القرص الداخلي (اللوحة b). وتمثل النقاط الرمادية نقاط البيانات التي لا تحتوي على مكوّن "diskbb".

Figure 5: التطور الطيفي للمصدر Swift J1753.5-0127 في مخطط مرشح U مقابل تدفق الأشعة السينية. تمثل ألوان النقاط الدليل الفوتوني (اللوحة a) ودرجة حرارة القرص الداخلي (اللوحة b). وتمثل النقاط الرمادية نقاط البيانات التي لا تحتوي على مكوّن diskbb.

Figure 6: تحليل الترابط باستخدام U-X مثالاً. تمثل المربعات البنفسجية نقاط بيانات ذات HR > 0.7 ورصد متزامن في مرشح U، وتمثل المعينات الخضراء نقاط بيانات ذات HR < 0.7 ورصد متزامن في مرشح U، وتمثل النقاط الرمادية نقاط بيانات من دون رصد متزامن في مرشح U. اللوحة (a): HID، ويمثل الخط الأحمر المتصل خط الفصل HR=0.7. اللوحة (b): تدفقات مرشح U المصححة من الاحمرار مقابل تدفق الأشعة السينية غير الممتص (0.3$-$10 keV)، وتمثل المنطقة الرمادية المظللة رصد القمة منخفضة الشدة 4. الخط البنفسجي المتصل هو ملاءمة قانون قوة لمجموعة بيانات المربعات البنفسجية (HR > 0.7). اللوحة (c): منحنى الأشعة السينية الضوئي (0.3$-$10 keV).

3.2 الدليل الطيفي لتوزيع الطاقة الطيفية فوق البنفسجي/البصري

أثناء الاندلاع، رُصد المصدر في مناسبات كثيرة في الوقت نفسه بستة مرشحات UVOT. أنشأنا توزيع الطاقة الطيفية (SED) بين النطاقين البصري وفوق البنفسجي في فترات زمنية مختلفة ولائمناه بدالة قانون قوة، $S_{\nu }\propto {\nu }^{\alpha }$، حيث إن $S_{\nu }$ هي كثافة التدفق فوق البنفسجية/البصرية المصححة من الاحمرار عند تردد معين $\nu$، و$\alpha$ هو الدليل الطيفي لـ SED؛ وقد استخدمنا المرشحات الستة فقط لقياس $\alpha$. يبيّن الشكل 3 بعض مخططات SED من UVOT الملائمة عند فترات تمثيلية (انظر الأسهم في الشكل 1-(c)). لُوئمت SED بواسطة الدالة curve_fit من حزمة Python المسماة scipy.optimize. ويُعرض تغير الدليل الطيفي فوق البنفسجي/البصري مع زمن الرصد في اللوحة (c) من الشكل 1. أثناء الاندلاع قبل MJD $\sim 57750$، تكون معظم قيم الدليل الطيفي فوق البنفسجي/البصري موجبة حول $\alpha \sim 0.4\pm 0.1$. وعند نهاية الاندلاع، ومع انخفاض التدفق فوق البنفسجي/البصري، تتحول قيم $\alpha$ إلى سالبة، مما يشير إلى أن الشكل الطيفي فوق البنفسجي/البصري تغير تغيراً واضحاً أثناء طور اضمحلال الاندلاع، على نحو مشابه لما وجد في Zhang et al. (2019).

3.3 مخطط الصلابة-الشدة

في الشكل 2، نرسم HID للمصدر J1753، حيث تُعرّف نسبة الصلابة بأنها نسبة تدفق الأشعة السينية غير الممتص في نطاقي 2$-$10 keV و0.3$-$2 keV، وتُعرّف الشدة بأنها تدفق الأشعة السينية غير الممتص في نطاق 0.3$-$10 keV. تعرض الرموز ذات الألوان من البنفسجي إلى الأحمر في الشكل تطور HR وتدفق الأشعة السينية مع زمن الرصد من بداية الاندلاع إلى نهايته. ويمكن النظر إلى المسارات في HID ببساطة على أنها عدة فروع تمثل المرحلة المبكرة من الاندلاع وعدة قمم منخفضة الشدة، على التوالي. وبالنسبة إلى عدة فروع، تمتلك البيانات ذات تدفق القمة الأعلى أطيافاً ألين مقابلة.

3.3.1 $\mathrm{\Gamma }$ و$T_{in}$ في HID

نرسم أيضاً توزع دليل فوتونات الأشعة السينية ($\mathrm{\Gamma }$) ودرجة حرارة القرص الداخلي ($T_{in}$) في HID (انظر الشكل 4). في اللوحة (a) من الشكل 4، يبين الجزء العلوي الأيسر أن الدليل الفوتوني لطيف الأشعة السينية في عدة فروع يزداد مع انخفاض HR وتدفق القمة منخفضة الشدة، كما يزداد الدليل الفوتوني للقمة المقابلة (انظر أيضاً اللوحة (d) من الشكل 1). وفي اللوحة (b) من الشكل 4، يظهر مكوّن diskbb أساساً في أرصاد الفروع العلوية اليسرى.

3.4 ترابطات تدفق الأشعة السينية والتدفق فوق البنفسجي/البصري

كما ذُكر في القسم 3.3، تنخفض نسبة الصلابة دائماً أثناء القمم منخفضة الشدة في الاندلاع الطويل. ولتيسير تحليل الترابط بين الانبعاث البصري وانبعاث الأشعة السينية، نقسم كل البيانات إلى جزأين كما هو مبين في اللوحة (a) من الشكل 6. ومن الشكل 1، ولا سيما اللوحة (f)، ومن الوصف في القسم 3.1، تمثل حدود HR > 0.7 فاصلاً واضحاً يفصل حالتي «الانتقال الفاشل» والحالة اللينة منخفضة اللمعان عن الحالة الصلبة. ثم نعكس هذين الجزأين في خريطة توزيع الترابط. وتُظهر اللوحة (b) من الشكل 6 تدفقات مرشح U مقابل تدفقات الأشعة السينية 0.3$-$10 keV. ويتضح من هذا الشكل أن معظم البيانات ذات HR > 0.7 تُظهر ترابطاً جيداً بين نطاق U وتدفقات الأشعة السينية. ونرسم أيضاً تدفقات مرشحات UVOT الأخرى مقابل تدفقات الأشعة السينية 0.3$-$10 keV في الشكل 9 من الملحق A.

بالنسبة إلى الأرصاد ذات HR > 0.7، نجري أولاً اختبار رتبة Spearman ونجد أن هناك ترابطاً ظاهراً بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية. وفي العمودين الأخيرين من الجدول 1 نعرض معامل ترابط Spearman ($\rho$) واحتمال الفرضية العدمية لاختبار ترابط Spearman ($P$)، على التوالي. وتشير نتائج اختبار رتبة Spearman إلى وجود ترابط قوي بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية في نقاط البيانات ذات HR > 0.7. نلائم دالة قانون قوة، $F_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}=\alpha F_X^{\beta }$، للتدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية 0.3$-$10 keV. ترد أفضل قيم ملائمة لـ $\alpha$ و$\beta$ في الجدول 1. ونجد أنه مع تناقص الطول الموجي الفعال (${\lambda }_{\mathrm{eff}}$) لمرشحات UVOT من $\sim$ 5402 Å إلى $\sim$ 2030 Å، يزداد دليل قانون القوة الأفضل ملاءمة ($\beta$) من $\sim 0.24$ إلى $\sim 0.33$.

في دراسات الترابط السابقة، كان يُحسب عادة تدفق الأشعة السينية بين نطاقي 2 و10 keV (مثلاً Russell et al., 2006; Armas Padilla et al., 2013; Shahbaz et al., 2015; López-Navas et al., 2020; Yao et al., 2020). ومن أجل المقارنة مع الأعمال السابقة، نطبق الإجراء نفسه باستخدام تدفق الأشعة السينية 2$-$10 keV. وتُعرض الترابطات بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية 2$-$10 keV في الشكل 10 من الملحق A واللوحة (b) من الشكل 7. يبين الجدول 1 نتائج الملاءمة لكل ترابط باستخدام تدفق الأشعة السينية 2$-$10 keV. وفي هذه الحالة يزداد دليل قانون القوة ($\beta$) من $\sim 0.26$ إلى $\sim 0.37$ عندما يتناقص الطول الموجي الفعال (${\lambda }_{\mathrm{eff}}$) لمرشحات UVOT من 5402 Å إلى 2030 Å. ولأغراض المقارنة، رسمنا أيضاً الترابط بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية ونطاقي الأشعة السينية في الإطار نفسه في الشكل 11 من الملحق A.

3.4.1 $\mathrm{\Gamma }$ و$T_{\mathrm{in}}$ في مخطط الترابط

لفهم تطور المعاملات الطيفية للأشعة السينية أثناء الاندلاع، نرسم البيانات بلون العلامات وفقاً لـ $\mathrm{\Gamma }$ و$T_{in}$ في مخطط ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية. في اللوحة (a) من الشكل 5، نعرض توزع الدليل الفوتوني في مخطط ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية (باستخدام مرشح U مثالاً). وفي اللوحة (b)، نعرض توزع درجة حرارة القرص الداخلي في مخطط ترابط U$-$الأشعة السينية. تمثل النقاط الرمادية نقاط البيانات من دون مكوّن diskbb. وكما يتضح من الشكل 5، فإن البيانات ذات الدليل الفوتوني العالي ودرجة حرارة القرص الداخلي العالية تنحرف عن ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية.

Figure 7: ترابط UVOT-الأشعة السينية للمصدر Swift J1753.5-0127 في أرصاد HR>0.7. اللوحة (a): الترابط بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية المصححة من الاحمرار وتدفق الأشعة السينية غير الممتص (0.3$-$10 keV). اللوحة (b): الترابط بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية المصححة من الاحمرار وتدفق الأشعة السينية غير الممتص (2$-$10 keV). لا تُلائم في كلا الشكلين إلا نقاط البيانات ذات HR > 0.7.

Table 1: نتائج اختبار رتبة Spearman وملاءمة قانون القوة ($F_{\mathrm{UV}/\mathrm{optical}}=\alpha F_X^{\beta }$) لترابط التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية (0.3$-$10 keV، و2$-$10 keV).

Filter	${\lambda }_{\mathrm{eff}}$	0.3$-$10 keV				2$-$10 keV
	(Å)	$\beta \pm \mathrm{\Delta }\beta$	$\alpha \pm \mathrm{\Delta }\alpha$	$\rho$*	$P$**	$\beta \pm \mathrm{\Delta }\beta$	$\alpha \pm \mathrm{\Delta }\alpha$	$\rho$*	$P$**
$v$	5402	$0.24\pm 0.02$	$3.57(\pm 1.13)\times {10}^{-10}$	0.85	$2.19\times {10}^{-11}$	$0.26\pm 0.02$	$7.07(\pm 2.65)\times {10}^{-10}$	0.87	$3.73\times {10}^{-12}$
$b$	4329	$0.25\pm 0.02$	$1.04(\pm 0.38)\times {10}^{-9}$	0.88	$2.69\times {10}^{-11}$	$0.27\pm 0.02$	$1.88(\pm 0.79)\times {10}^{-9}$	0.89	$6.09\times {10}^{-12}$
$u$	3501	$0.27\pm 0.01$	$2.20(\pm 0.65)\times {10}^{-9}$	0.82	$1.62\times {10}^{-19}$	$0.30\pm 0.01$	$4.98(\pm 1.40)\times {10}^{-9}$	0.87	$1.15\times {10}^{-24}$
$uvw1$	2634	$0.30\pm 0.02$	$5.12(\pm 1.63)\times {10}^{-9}$	0.84	$3.20\times {10}^{-23}$	$0.33\pm 0.01$	$1.18(\pm 0.37)\times {10}^{-8}$	0.89	$7.40\times {10}^{-29}$
$uvm2$	2231	$0.29\pm 0.01$	$7.20(\pm 2.12)\times {10}^{-9}$	0.91	$4.58\times {10}^{-24}$	$0.31\pm 0.02$	$1.44(\pm 0.48)\times {10}^{-8}$	0.93	$4.63\times {10}^{-27}$
$uvw2$	2030	$0.33\pm 0.01$	$2.54(\pm 0.74)\times {10}^{-8}$	0.85	$3.20\times {10}^{-24}$	$0.37\pm 0.01$	$6.73(\pm 2.05)\times {10}^{-8}$	0.92	$1.24\times {10}^{-33}$

• معامل ترابط Spearman، ويتراوح بين -1 و+1، حيث يعني 0 عدم وجود ترابط، ويعني $\rho =+1$ أو $\rho =-1$ ترابطاً موجباً أو سالباً، على التوالي.

• احتمال الفرضية العدمية لاختبار ترابط Spearman. تشير قيمة P إلى احتمال أن ينتج نظام غير مترابط مجموعات بيانات لها ترابط Spearman.

Figure 8: ترابط تدفق مرشح U مع الأشعة السينية (0.3$-$10 keV) بعد طرح تدفق الأشعة السينية من diskbb. تمثل المربعات البنفسجية والمعينات الخضراء بيانات ذات HR>0.7 وHR<0.7 قبل طرح تدفق diskbb، على التوالي. وتمثل الصلبان الرمادية والدوائر السوداء المملوءة بيانات ذات HR>0.7 وHR<0.7 بعد طرح تدفق diskbb، على التوالي. الخط البنفسجي المتصل هو ملاءمة قانون قوة للنقاط البنفسجية.

4 المناقشة

حللنا كل بيانات Swift/XRT وSwift/UVOT المتاحة لثنائي BH-LMXB Swift J1753.5-0127. درسنا ترابطات التدفق فوق البنفسجي/البصري وتدفق الأشعة السينية على امتداد الاندلاع الطويل الأمد البالغ 12 سنة، ووجدنا للمرة الأولى أن دليل قانون القوة $\beta$ يزداد من $\sim$ 0.24 إلى $\sim$ 0.33 مع تناقص الطول الموجي فوق البنفسجي/البصري من $\sim$ 5400 Å (V) إلى $\sim$ 2030 Å (UVW2). ووجدنا أن البيانات التي تنحرف عن الترابط هي القمم منخفضة الشدة التي تظهر في نطاق الأشعة السينية أثناء الاندلاع، كما وجدنا أن هذه القمم منخفضة الشدة يهيمن عليها مكوّن الأشعة السينية اللين.

4.1 عدة قمم منخفضة الشدة

كما يبين الشكل 1، تمثل المناطق الرمادية المظللة الثلاث الأخيرة الفواصل الزمنية التي تظهر فيها ثلاث قمم منخفضة الشدة. نجد أن أطياف المصدر تصبح لينة في هذه الفترات الثلاث. وعلى وجه الخصوص، دخل المصدر أثناء القمة الرابعة في حالة لينة منخفضة اللمعان (Shaw et al., 2016b). وكما ذُكر في القسم 3.1، ظهر مكوّن القرص في هذه الفترات الثلاث، وكان دليل فوتونات الأشعة السينية أكبر بوضوح منه في بقية الاندلاع، مما يشير إلى ازدياد انبعاث الأشعة السينية اللين. ولتقدير مساهمة الأشعة السينية اللينة أثناء هذه القمم الثلاث منخفضة الشدة، حسبنا تدفق الأشعة السينية الكلي غير الممتص وتدفق الأشعة السينية بعد طرح diskbb بين 0.3 keV و10 keV. في الشكل 12 والشكل 8 نعرض التدفق الكلي (0.3$-$10 keV) وتدفق الأشعة السينية بعد طرح diskbb أثناء هذه القمم الثلاث لـ HR < 0.7. وأجرينا الحساب نفسه أيضاً للبيانات ذات HR > 0.7. ونجد أن تدفق الأشعة السينية ينخفض بوضوح بعد إزالة مكوّن القرص أثناء هذه القمم منخفضة الشدة عندما HR < 0.7، في حين لا يُظهر تدفق الأشعة السينية أي انخفاض ملحوظ بعد طرح مكوّن القرص في البيانات ذات HR > 0.7. ويدل ذلك على أن البيانات أثناء هذه القمم، التي تنحرف عن ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية، تتأثر بقوة بانبعاث الأشعة السينية اللين من القرص الداخلي. علاوة على ذلك، أظهرت دراسة سابقة انخفاضاً في الانبعاث البصري أثناء القمة الرابعة (Zhang et al., 2019). ولذلك فإن الانحرافات عن ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية تعود إلى اجتماع كل من زيادة انبعاث الأشعة السينية اللين وانخفاض الانبعاث فوق البنفسجي/البصري. وبما أن تغير التدفق فوق البنفسجي/البصري صغير نسبياً، فإننا نرى أن الانحراف عن الترابط تقوده في الغالب زيادة تدفق الأشعة السينية اللين في الجزء الداخلي من قرص التراكم.

نجد أيضاً، باستخدام مرشح U مثالاً، أنه في المنطقة الرمادية المظللة في اللوحة (b) من الشكل 6 يتغير التدفق U/البصري أثناء القمة الرابعة تغيراً طفيفاً، في حين يتغير تدفق الأشعة السينية بمعامل أربعة. ويشير ذلك إلى أن التدفق فوق البنفسجي/البصري لا يتأثر بقوة بانبعاث الأشعة السينية أثناء القمة الرابعة منخفضة الشدة. ولا يمكن استبعاد اتجاهات مشابهة في مخطط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية لكل من القمة 2 والقمة 3، إذ لا توجد تغطية جيدة ببيانات Swift فوق البنفسجية/البصرية أثناء القمتين 2 و3 كما هو متاح للقمة 4. إضافة إلى ذلك، ونظراً إلى التطور السلس للمنحنيات الضوئية فوق البنفسجية/البصرية في الشكل 2 من Zhang et al. (2019) والخصائص الطيفية المشابهة المبينة في الشكل 5، نخمن أن التدفق فوق البنفسجي/البصري لا في القمة 2 ولا في القمة 3 مترابط مع تدفق الأشعة السينية. علاوة على ذلك، إذا كانت إعادة معالجة الأشعة السينية تهيمن على الانبعاث فوق البنفسجي/البصري، فينبغي أن تُظهر النطاقات فوق البنفسجية/البصرية زيادات مقابلة أثناء قمم الأشعة السينية الثلاث هذه. ومن ثم نقترح أن تدفق الأشعة السينية لا يؤثر بقوة في التدفق فوق البنفسجي/البصري.

4.2 الدليل الطيفي فوق البنفسجي/البصري

في التحليل أعلاه نجد أن المنحنى الضوئي فوق البنفسجي/البصري لم يُظهر تغيرات كبيرة في الاندلاع الطويل الأمد، وأن الدليل الطيفي فوق البنفسجي/البصري (ضمن الأخطاء) بقي شبه ثابت قبل دخول المصدر في السكون. ولم تتأثر الأطياف فوق البنفسجية/البصرية بقوة بتزايد تدفق الأشعة السينية أثناء القمم الثلاث منخفضة الشدة.

درس Russell et al. (2006) توزيعات الطاقة الطيفية البصرية/قريبة تحت الحمراء لعدد 15 من ثنائيات BH-LMXB التي يكون فيها الدليل الطيفي موجباً تقريباً، واقترحوا أن هذه الأطياف قد تكون ذات أصل حراري. في تحليلنا، تغير الدليل الطيفي فوق البنفسجي/البصري حول $\sim 0.4$ قبل دخول المصدر في طور اضمحلال الاندلاع. ويبلغ الدليل الطيفي فوق البنفسجي-البصري $\sim 0.4$ قبل اضمحلال الاندلاع، في حين يبلغ الدليل الطيفي بين النطاقين $V$ و$i^{\prime }$ $\sim 0.9$ (Zhang et al., 2019). وهذا يدل على وجود تقوس يهبط عند الأطوال الموجية الأطول، وهو ما يتسق مع اقتراب قرص التراكم من ذيل Rayleigh-Jeans عند الأطوال الموجية الأطول. تطورت قيم الأدلة الطيفية فوق البنفسجية/البصرية من موجبة إلى سالبة خلال الفترة التي دخل فيها المصدر في السكون، مما يشير إلى أن درجة حرارة القرص تنخفض عند أنصاف أقطار كبيرة، بما يتسق مع نتائج Zhang et al. (2019, ولا سيما الشكل 4) ويمكن تفسيره بقرص آخذ في التبريد. وقد اقترحت دراسات سابقة لـ SED عريض النطاق (مثلاً Froning et al., 2014; Rahoui et al., 2015; Tomsick et al., 2015; Shaw et al., 2019) أن Swift J1753.5-0127 كان لديه قرص بارد عند أنصاف أقطار كبيرة أثناء الاندلاع. وبافتراض أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري يأتي من الانبعاث الحراري للقرص البارد، فإن الدليل الطيفي شبه الثابت يشير إلى أن مكوّن القرص عند أنصاف أقطار كبيرة تطور ببطء شديد ولم يتأثر تأثراً كبيراً بالأنشطة السريعة (أي عدة قمم منخفضة الشدة في الأشعة السينية) القادمة من المنطقة الداخلية لقرص التراكم.

4.3 ترابط فوق البنفسجي/البصري-الأشعة السينية

في ثنائيات BH-LMXB، نتوقع أن تنتج عمليات الانبعاث فوق البنفسجي/البصري المختلفة ترابطات مختلفة مع تدفق الأشعة السينية. ويمكن لدراسة الترابطات بين الانبعاث عند أطوال موجية مختلفة أن توفر معلومات قيّمة عن عملية التراكم وأي تدفقات خارجة مصاحبة. وغالباً ما يُستخدم دليل قانون القوة للعلاقة بين التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية لتحديد أصل آلية الانبعاث فوق البنفسجي/البصري.

إذا كان الانبعاث فوق البنفسجي/البصري ناتجاً عن إعادة معالجة الأشعة السينية في قرص التراكم الخارجي، فمن المتوقع أن يتغير دليل قانون القوة من $\sim 0.3$ إلى $\sim 0.9$ عندما يتغير نطاق الطاقة من البصري إلى UV. وبالنسبة إلى نموذج إعادة معالجة الأشعة السينية، اشتق Van Paradijs and McClintock (1994) دليل قانون قوة $\beta \sim 0.5$ في نطاق V. وتوجد بعض الأرصاد المتسقة مع ذلك(مثلاً Bernardini et al., 2016). وفي ظل افتراض أن الانبعاث من قرص مشعع يمكن أن يمتد من البصري إلى UV، وأن $\beta \sim 0.5$ يمكن تطبيقه حتى على نطاقات قريب فوق البنفسجي (NUV) وUV (مثلاً Rykoff et al., 2007, 2010). اقترح Shahbaz et al. (2015) أن قيمة $\beta$ ينبغي أن تتغير من البصري إلى UV.

إذا كان الانبعاث فوق البنفسجي/البصري يأتي من الانبعاث السنكروتروني في نفاثة ثنائيات BH-LMXB، فينبغي أن يكون دليل قانون القوة حول $\sim 0.7$ عبر النطاقات فوق البنفسجية/البصرية كلها (Russell et al., 2006, 2012). ويحدث هذا النوع من الحالات عادة في الحالة الصلبة لثنائيات BH-LMXB لأن النفاثة تُخمد في الحالة اللينة. درس Russell et al. (2012) الفائض البصري في ثنائي الثقب الأسود بالأشعة السينية XTE J1752-223، وحصلوا على علاقة، $F_{\mathrm{optical}}\propto F_X^{0.72\pm 0.12}$، واقترحوا أن أصل الفائض البصري هو النفاثة السنكروترونية. وحصل Soleri et al. (2010) على أدلة طيفية سالبة لـ SED الراديوي للمصدر Swift J1753.5-0127 بين يوليو 2005 ويوليو 2007، ووجدوا أن النفاثة أضعف من أن تكون مسؤولة عن الانبعاث البصري/تحت الأحمر، واقترحوا أن الانبعاث الحراري من قرص التراكم يهيمن على الانبعاث البصري.

إذا كان الانبعاث فوق البنفسجي/البصري ناتجاً عن قرص مسخن لزوجياً، ففي ثنائيات BH-LMXB يتوقع أن يتغير دليل قانون القوة من $\sim 0.15$ إلى $\sim 0.3$ من البصري إلى UV (Frank et al., 2002; Russell et al., 2006). وكما هو مبين في الجدول 1، وجدنا أن التدفقات فوق البنفسجية/البصرية وتدفقات الأشعة السينية مترابطة بقوة أثناء الحالة الصلبة. وتتغير قيم أدلة قانون القوة لترابط فوق البنفسجي/البصري-الأشعة السينية في المجال 0.24 < $\beta$ < 0.33 و0.26 < $\beta$ < 0.37، إذا استخدمنا نطاقي الأشعة السينية 0.3$-$10 keV و2$-$10 keV، على التوالي. وبالمقارنة مع النماذج الثلاثة التي نوقشت أعلاه، نجد أن قيم دليل قانون القوة لترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية $\beta$ تنحرف كثيراً عن نموذج إعادة معالجة الأشعة السينية ونموذج النفاثة. وتتسق نتائجنا مع النموذج الذي يأتي فيه الانبعاث فوق البنفسجي/البصري من قرص مسخن لزوجياً حول ثقب أسود في الحالة الصلبة. تنبأ Frank et al. (2002) بأن دليل قانون القوة يعتمد على الطول الموجي. وبالنسبة إلى الانبعاث فوق البنفسجي/البصري من قرص مستقر مسخن لزوجياً، تزداد قيمة $\beta$ مع تناقص الطول الموجي للنطاق فوق البنفسجي/البصري. وتتسق نتائجنا مع الاتجاه النظري (انظر قيم $\beta$ في الجدول 1). وحصل Armas Padilla et al. (2013) وBeri et al. (2019) على نتائج مشابهة عند دراسة ثنائي BH-LMXB Swift J1357.2–0933، واقترحوا أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري أثناء اندلاعي المصدر في 2011 و2017، على التوالي، يمكن تفسيره بالقرص المسخن لزوجياً. ونجد أن هناك بعض أوجه الشبه بين Swift J1357.2-0933 وSwift J1753.5-0127. فكلا المصدرين لهما فترتان مداريتان قصيرتان، $\sim 3$ ساعة، وبقيا في الحالة الصلبة أثناء الاندلاع. غير أن مدة اندلاعي Swift J1357.2-0933 ($\sim 7$ و$\sim 4.5$ شهراً، على التوالي) أقصر من مدة الاندلاع الطويل الأمد غير المعتاد في Swift J1753.5-0127.

اقتُرح أن قرص التراكم في Swift J1753.5-0127 ينبغي أن يكون مشععاً ومسخناً بالانبعاث المركزي في الأشعة السينية أثناء الاندلاع (Shaw et al., 2019; Zhang et al., 2019). ومن خلال نمذجة المنحنى الضوئي البولومتري للأشعة السينية باستخدام الشكل الذي يتنبأ به نموذج DIM المشعع (IDIM)، وملاءمة توزيعات الطاقة الطيفية UV/البصرية/NIR أثناء طور الثبات والاندلاع الصغير بنموذج قرص مشعع، وجد Shaw et al. (2019) وجود قرص مشعع بالكامل في الاندلاع الطويل الأمد. كما حلل Shaw et al. (2019) ترابط فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية للاندلاع الصغير، وكانت الترابطات التي حصلوا عليها أضحل مما هو متوقع من إعادة معالجة الأشعة السينية. واقترحوا أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري هو مزيج من إعادة معالجة الأشعة السينية ومساهمة من الانبعاث السنكروتروني من الإكليل، مما يؤدي إلى ترابطات أضحل.

كما نوقش في القسم 4.1، لا تظهر القمم منخفضة الشدة إلا في نطاق الأشعة السينية ويهيمن عليها مكوّن الأشعة السينية اللين. ولا توجد زيادة كبيرة في النطاق فوق البنفسجي/البصري أثناء هذه القمم. ويدل ذلك على أن جزءاً كبيراً من تدفق الأشعة السينية تهيمن عليه الانبعاثات الصادرة من المنطقة الداخلية لقرص التراكم، وقد يكون ذلك بسبب نموذج عدم استقرار القرص المشعع. يأتي معظم الانبعاث البصري من القرص الخارجي المسخن لزوجياً، ولا يكون القرص مشععاً بما يكفي. وهذا متسق مع نتائج Alabarta et al. (2021) الذين اقترحوا أن الإشعاع غير الكافي سيحدث في ما يسمى اندلاع الانتقال الفاشل، كما في Swift J1753.5-0127. ومع ذلك لا يمكننا استبعاد وجود جزء صغير من الانبعاث فوق البنفسجي/البصري من التشعيع بسبب وجود القرص المشعع. ومن الممكن أيضاً أن تكون هناك مساهمة صغيرة من النفاثة أو التدفق الحار (Durant et al., 2008; Hynes et al., 2009; Wang and Wang, 2014; Rahoui et al., 2015; Veledina et al., 2015, 2017)، لكننا ناقشنا أن مساهمتهما منخفضة مقارنة بالقرص اللزج. ولا يوجد انبعاث فوق بنفسجي/بصري بعد دخول المصدر في السكون، لذلك فمن غير المرجح أن يكون الانبعاث فوق البنفسجي/البصري صادراً من نجم مرافق.

تُحصل قيم دليل قانون القوة في النماذج الثلاثة أعلاه بافتراض أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري يصدر من آلية واحدة فقط. عملياً، قد لا يُفسر الترابط المحصل من الأرصاد تفسيراً جيداً بنموذج نظري واحد. فعلى سبيل المثال، في دراسة شملت 33 من ثنائيات LMXB، وجد Russell et al. (2006) دليل قانون قوة $\beta \sim 0.6$ لثنائيات BH-LMXB في حالة التراكم الصلبة، واقترحوا أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري قد ينتج عن أكثر من آلية واحدة أو أن المساهمات الدقيقة لا يمكن تحديدها فقط من خلال دليل قانون القوة. وفي دراسة ثنائي NS-LMXB المسمى Aql X-1، وجد López-Navas et al. (2020) أن قيم $\beta$ في اضمحلال الاندلاع أعلى من دليل قانون القوة المتوقع من النماذج النظرية الثلاثة أعلاه، واقترحوا أيضاً أن آليات متعددة تسهم في الانبعاثات فوق البنفسجية/البصرية المرصودة في Aql X-1.

5 الخلاصة

قدمنا أرصاداً متزامنة فوق بنفسجية/بصرية وفي الأشعة السينية لثنائي BH-LMXB قصير الفترة المدارية Swift J1753.5-0127 أثناء اندلاعه الطويل البالغ 12 سنة، ونحصل على الاستنتاجات الآتية:

(i) بناءً على ترابطات التدفق فوق البنفسجي/البصري$-$الأشعة السينية والمقارنات مع النماذج النظرية، نجد أن الانبعاث فوق البنفسجي/البصري يهيمن عليه قرص التراكم المسخن لزوجياً عند أنصاف أقطار كبيرة أثناء الاندلاع الطويل الأمد.

(ii) نجد أن القمم منخفضة الشدة التي ظهرت في نطاق الأشعة السينية أثناء الاندلاع تُعزى على الأرجح إلى زيادة تدفق الأشعة السينية اللين من الجزء الداخلي من قرص التراكم.

شكر وتقدير

استفاد هذا العمل من البيانات التي وفرها مركز بيانات Swift العلمي في المملكة المتحدة بجامعة Leicester. واستخدمنا PyAstronomy (PyA)(Czesla et al., 2019) في عملنا. كما استفاد هذا البحث من Astropy، وهي حزمة Python أساسية مطورة مجتمعياً لعلم الفلك (Astropy Collaboration et al., 2013, 2018)، ومن Matplotlib (Hunter, 2007). يقر GB بدعم تمويلي من المؤسسة الوطنية للعلوم الطبيعية في الصين (NSFC) بموجب أرقام المنح U1838116 وY7CZ181002.

توافر البيانات

تتوفر البيانات التي يقوم عليها هذا المقال في مركز بيانات Swift العلمي في المملكة المتحدة بجامعة Leicester.

Appendix A رسوم بيانية أخرى

1. الشكل A1: تطور التدفق فوق البنفسجي/البصري في مرشحات UVOT (مرشحات v وb وuvw1 وuvm2 وuvw2) بدلالة تدفق الأشعة السينية 0.3$-$10 keV للاندلاع الطويل الأمد، على نحو مشابه للوحة (b) من الشكل 6. تمثل هذه الخطوط المتصلة ملاءمة قانون القوة للبيانات ذات HR>0.7.

2. الشكل A2: تطور التدفق فوق البنفسجي/البصري في مرشحات UVOT (مرشحات v وb وu وuvw1 وuvm2 وuvw2) بدلالة تدفق الأشعة السينية 2$-$10 keV للاندلاع الطويل الأمد.

3. الشكل A3: نرسم الترابط بين فوق البنفسجي/البصري ونطاقي الأشعة السينية في الإطار نفسه لمقارنة الفرق بين النطاقين. الترابطات في 2$-$10 keV أشد انحداراً قليلاً من تلك في 0.3$-$10 keV، وأدلة قانون القوة من كلا النطاقين متسقة مع ما يتنبأ به القرص المسخن لزوجياً.

4. الشكل A4: نرسم أشكالاً مشابهة للشكل 8. الخط البنفسجي المتصل هو ملاءمة قانون قوة للنقاط البنفسجية.

Figure 9: تدفقات مرشحات UVOT الأخرى مقابل تدفقات الأشعة السينية 0.3$-$10 keV.

Figure 10: تدفقات UVOT مقابل تدفقات الأشعة السينية 2$-$10 keV.

Figure 11: مقارنة ترابط نطاقات مختلفة من الأشعة السينية في الإطار نفسه.

Figure 12: ترابط التدفق بعد طرح تدفق مكوّن diskbb.