Spectral and photometric variability of SS 433 observed with XRISM and simultaneous optical and near-infrared telescopes

Resumo Técnico: Variabilidade Espectral e Fotométrica de SS 433 Observada com XRISM e Telescópios Ópticos e de Infravermelho Próximo Simultâneos

Problema e Contexto
SS 433 é um sistema de microquasar único, composto por uma supergigante do tipo A e um objeto compacto, caracterizado por jatos bariônicos que precessam com um período de 162,5 dias e exibem um ciclo de nutação de 6,3 dias. Embora o sistema tenha sido extensamente estudado ao longo de quatro décadas, a origem espacial da emissão dos jatos e o comportamento cinemático preciso dos mesmos permanecem como objetos de investigação. Estudos anteriores utilizando instrumentos como Suzaku e Chandra sugeriram um atraso temporal entre os deslocamentos Doppler óptico e de raios X e indicaram variações na velocidade e assimetria dos jatos, mas foram limitados pela resolução espectral e estatística de fótons. Especificamente, a origem física do ciclo de nutação e a relação entre as flutuações de velocidade dos jatos e as fases de precessão/nutação requerem medições de maior precisão para serem resolvidas.

Metodologia
Os autores conduziram uma campanha multiespectral coordenada observando SS 433 em abril de 2024 e março de 2025, capturando distintas fases orbitais e precessionais. A campanha utilizou:

• XRISM (X-ray Imaging and Spectroscopy Mission): A espectroscopia de alta resolução foi realizada usando o microcalorímetro Resolve (banda de 5,5–9 keV) para medir deslocamentos Doppler das linhas de emissão de Fe e Ni. Curvas de luz foram obtidas usando a câmera CCD Xtend (2–10 keV). Os dados foram segmentados em intervalos de tempo (30 segmentos para 2024, 5 para 2025) para permitir a espectroscopia resolvida no tempo.
• Espectroscopia Óptica: Observações simultâneas foram conduzidas utilizando o telescópio Seimei (KOOLS-IFU) e o Las Cumbres Observatory (LCO/FLOYDS) para medir deslocamentos Doppler de Hα.
• Fotometria: Fotometria óptica de alta cadência foi obtida através dos telescópios Tomo-e Gozen e MITSuME, enquanto o monitoramento no infravermelho próximo (JHKs) foi realizado com a câmera kSIRIUS.

A análise envolveu o ajuste de modelos de plasma térmico (APEC) suplementados por linhas Fe I Kα estacionárias aos espectros do XRISM para derivar deslocamentos Doppler ($z$), larguras de linha ($W_v$) e fluxos. Os deslocamentos Doppler ópticos foram derivados das posições de pico de Hα. Os autores aplicaram um modelo cinemático combinando precessão de jato e um termo de nutação senoidal aos deslocamentos medidos, tratando épocas de referência como parâmetros livres para atualizar as efemérides.

Principais Resultados

• Precisão do Deslocamento Doppler e Atraso: O XRISM/Resolve alcançou medições de deslocamento Doppler de alta precisão ($\Delta z < \sim 3 \times 10^{-4}$ por segmento). Os dados simultâneos de raios X e ópticos sugerem uma tendência de a emissão óptica atrasar ligeiramente em relação aos raios X, consistente com achados anteriores de Kubota et al. (2010) e Marshall et al. (2013), embora os autores notem que é necessário um monitoramento mais longo para estabelecer significância estatística e dependência de fase.
• Cinemática e Assimetria dos Jatos: O estudo revelou assimetrias aparentes nos dois componentes de jato. As velocidades dos jatos flutuaram em torno de $\sim 0,26 \pm 0,01c$ em 2024 e $\sim 0,30 \pm 0,01c$ em 2025. Essas variações de velocidade exibiram modulações em uma escala de tempo de $\sim 6,3$ dias, coincidindo com o período de nutação, mas com um deslocamento de fase de aproximadamente $-90^\circ$ em relação ao ciclo de nutação.
• Efeitos Geométricos nas Larguras de Linha e Fluxo: A análise das larguras de linha e fluxos apoia uma interpretação geométrica onde as regiões internas dos jatos possuem sistematicamente larguras de linha maiores. Em 2024, o jato aproximante (azul) apresentou linhas mais largas e maior contraste de fluxo entre as fases de eclipse e fora de eclipse em comparação ao jato recedente (vermelho). Em 2025, quando o eixo do jato estava quase perpendicular à linha de visada, ambos os jatos mostraram larguras e brilhos comparáveis. Isso se alinha ao modelo proposto por Shidatsu et al. (2025) referente à obscurecimento parcial das regiões internas do jato pelo disco de acreção e pela estrela companheira.
• Variabilidade Fotométrica: Curvas de luz ópticas revelaram flares de curta duração ($\sim 400$ s em 2024 e $\sim 1600$ s em 2025) com amplitudes de até $\sim 15\%$ durante intervalos fora de eclipse. Em contraste, as curvas de luz de raios X do XRISM/Xtend não mostraram variabilidade significativa durante esses intervalos sobrepostos dentro das incertezas estatísticas. A fotometria no infravermelho próximo em 2024 também permaneceu constante.
• Atualização de Efemérides: O estudo derivou épocas de referência atualizadas para a precessão ($t_{0,prec} = 51467,67 \pm 0,01$ MJD) e nutação ($t_{0,nut} = 43032,423 \pm 0,007$ MJD), mostrando desvios de aproximadamente +10 dias e +2,8 dias, respectivamente, em relação às efemérides anteriores.

Significância
O artigo afirma que estas observações coordenadas fornecem um conjunto de dados fundamental para futuros estudos com o XRISM visando sondar as propriedades dinâmicas dos jatos relativísticos em SS 433. A principal significância reside na precisão sem precedentes das medições de deslocamento Doppler possibilitadas pelo XRISM/Resolve, o que permite a detecção de modulações cinemáticas sutis (como o deslocamento de fase de $-90^\circ$ na velocidade do jato em relação à nutação) que anteriormente eram irresolúveis. Os resultados reforçam o modelo geométrico de emissão de jato, onde o alargamento de linha e as variações de fluxo são impulsionados pelo ângulo de visão e obscurecimento das regiões internas dos jatos. Além disso, a detecção de flares ópticos sem a correspondente variabilidade em raios X destaca a complexidade dos mecanismos de emissão em diferentes bandas. Os autores concluem que o monitoramento multiespectral de longo prazo contínuo através de várias fases orbitais e precessionais é essencial para separar totalmente esses efeitos e esclarecer os processos físicos que impulsionam os fluxos relativísticos do sistema.