نفاثات أشعة سينية من ثقب أسود يطلق أشعة كونية

قد تأتي بعض أعلى الجسيمات طاقةً في مجرتنا من الكوازارات الدقيقة: ثقب أسود أو نجم نيوتروني يتغذى على نجم مرافق ويطلق نفاثات نسبوية. وقد رصدت مصفوفات أرضية مثل Tibet ASγ وHAWC وLHAASO أشعة غاما تتجاوز 100 TeV من عدد منها. وهذا يجعل الكوازارات الدقيقة فئة جديدة من مسرّعات البيتا إلكترون فولت (PeVatrons) — أي مسرّعات قادرة على دفع الجسيمات إلى بيتا إلكترون فولت واحد، أي مليون مليار إلكترون فولت.

كان أول ما حُدّد منها SS 433 مع سديمه W50. وكان الثاني V4641 Sagittarii.

بطل أشعة غاما

V4641 Sgr هو أشد الكوازارات الدقيقة لمعانًا في أشعة غاما ذات طاقات TeV. ويمتد توهجه بأشعة غاما، المرصود حتى 0.8 PeV، على نحو درجة واحدة من السماء، بطيف من أكثر الأطياف “صلابة” بين مصادر TeV في المجرة. وفي قلبه: ثقب أسود كتلته 6.4 كتلة شمسية ونجم مرافق كتلته 2.9 كتلة شمسية، على بُعد نحو 6.2 كيلوفرسخ. ثار النظام بقوة عام 1999، ومنذ ذلك الحين يتوهج كل عامين تقريبًا؛ وقد شوهدت نفاثات راديوية خلال انفجار 1999.

ومع ذلك، كانت تلسكوبات الأشعة السينية قد رصدته في الغالب خلال الانفجارات، حين يطغى المصدر المركزي على كل شيء. وكان القمر الصناعي XRISM قد رأى في 2024 تلميحًا إلى أشعة سينية ممتدة، لكن مباشرة بعد انفجار وعلى جزء فقط من المنطقة.

انتظار الصمت

اختارت ناومي تسوجي (جامعة طوكيو وRIKEN) وكاترينا تريسولدي (INAF–مرصد بريرا) ونحو أربعين زميلًا من اليابان وإيطاليا والولايات المتحدة والصين وكندا وفرنسا وغيرها الاستراتيجية المعاكسة. فبعد التحقق بأجهزة أخرى من أن الثقب الأسود هادئ، وجّهوا تلسكوب XMM-نيوتن نحو منطقة أشعة غاما كلها في سبتمبر 2025: أربعة توجيهات مدة كل منها 30 إلى 40 كيلوثانية. وكان المصدر المركزي حينها أخفت بنحو ثلاث رتب من حيث الحجم مما كان عليه خلال رصد XRISM.

وتبيّن أن الحقل مزدحم بالمصادر النقطية — نجوم نشطة، وأقزام بيضاء، ومجرات بعيدة — حجبها الفريق للبحث عن الضوء المنتشر.

خرائط XMM-نيوتن لمنطقة V4641 Sgr (النجمة) مع خطوط أشعة غاما الكنتورية من H.E.S.S. باللون الأبيض؛ وإلى اليمين، المصدران الممتدان الجديدان للأشعة السينية n1 وs1. — الشكل 1، Tsuji وTresoldi وآخرون (2026)، arXiv:2610.02966.

عقدتان على محور النفاثة

في نطاق 2–5 keV تبرز رقعتان ممتدتان، سُمّيتا n1 (شمال) وs1 (جنوب) على غرار العقد المعروفة لـSS 433. وتقعان على بُعد نحو 23 و25 فرسخًا فلكيًا من النظام الثنائي، على استقامة محور النفاثة الراديوية تقريبًا (ضمن 16° و10°)، وداخل انبعاث أشعة غاما. ودلالة الرصد: 20 سيغما لـn1، و7 سيغما لـs1؛ وتظهر n1 في رصدين منفصلين.

إنه أول رصد لبنى نفاثة بالأشعة السينية يبلغ طولها عشرات الفراسخ الفلكية في هذا النظام. ولا تُعرف مثل هذه البنى إلا في حفنة من الثنائيات السينية.

طيفهما قانون أُسّي أملس، بلا خطوط الانبعاث المميزة للغاز الساخن؛ والنموذج الحراري يطابقه بدرجة أسوأ بكثير. ويقرأ المؤلفون ذلك على أنه إشعاع سنكروتروني: إلكترونات بطاقات تبلغ عدة TeV تدور حلزونيًا في مجال مغناطيسي.

مجال ضعيف، معزَّز محليًا

إن نمذجة الأشعة السينية وأشعة غاما معًا — إذ تنتجهما الإلكترونات نفسها — تعطي مجالًا مغناطيسيًا لا يتجاوز 3 إلى 5 ميكروغاوس في العقدتين، و1 إلى 2 ميكروغاوس أو أقل في بقية فصوص أشعة غاما. فالمجال ضعيف، لكنه مضخَّم محليًا.

وهذا هو الفرق الجوهري مع SS 433، الذي تقع عقده على مسافات مماثلة: فـSS 433 يلمع بالأشعة السينية أكثر من أشعة غاما بنحو عشر مرات، أما V4641 Sgr فأقل بنحو عشر مرات، لأن مجاله أضعف. ويقترح المؤلفون نفاثة أقل قدرة في المتوسط، أو بيئة أكثر تخلخلًا، إذ يقع V4641 Sgr على بُعد نحو 5 درجات تحت مستوى المجرة.

ويبقى تفسيران مفتوحين: قد تكون العقدتان مواقع التسريع نفسها، حيث تتعرض النفاثة لصدمة، أو بنى واقعة في اتجاه المصب. ولبلوغ طاقات PeV في مجال كهذا على امتداد نحو 5 فراسخ فلكية، يجب أن تتحرك النفاثة بعُشر سرعة الضوء على الأقل. كما لا يمكن استبعاد جسيمات ناتجة عن البروتونات بدلًا من الإلكترونات.

النظر بعيدًا عن المركز

يحذّر المؤلفون من أن مصادر نقطية غير مفصولة قد تظل مساهِمة، وأن المظهر المنتشر قد ينتج جزئيًا عن محدودية دقة الفصل. وقد جُدولت أرصاد بتلسكوبَي تشاندرا وNuSTAR. وتفيد ورقة مرافقة استخدمت القمر الصناعي Einstein Probe ببنى أشعة سينية متسقة. ونصيحتهم لعلماء الفلك الآخرين بسيطة: وجّهوا التلسكوب بعيدًا عن المركز اللامع، في فترات الهدوء، وابحثوا عن العقد.