latex
يُعزى التغير في التدفق والطيف لـ Eta Carinae منذ عام 1900 إلى تطور النظام الثنائي المركزي بحسب بعض الباحثين، بينما يقترح آخرون تطوراً في القذف المحجوب. قد يكون الارتفاع في السطوع عام 1940، الذي تزامن مع ظهور خطوط الانبعاث المحظورة الضيقة، ناتجاً عن تنظيف وتأين القذف الدائري المحيط. تغير السطوع بوتيرة أبطأ حتى أربعين عاماً لاحقاً. هنا نواصل الدراسات السابقة التي ركزت على المدى الطويل، مبينين أن انبعاث الخط المحظور ازداد في أوائل 1990 دون زيادة ملحوظة في سطوع الهومونكولوس. نفسر أن زيادة انبعاث الخط الضيق تعود إلى انخفاض الانقراض في LOS من النظام الثنائي المركزي إلى عقد Weigelt. في 2000، ازداد سطوع النواة النجمية المركزية بمعدل أسرع دون تغييرات مرتبطة في الهومونكولوس. بحلول 2018، اختفت مئات خطوط الامتصاص الضيقة من المعادن المؤينة دفعة واحدة في LOS من Eta Carinae، ويُعتقد أنها ناتجة عن زيادة تأين المعادن. تُفسر هذه الأحداث الثلاثة (1990، 2000، و2018) بتبدد المواد الدائرية المحيطة داخل الهومونكولوس بالقرب من النظام الثنائي. تجمع هذه التغيرات مع ثبات الهومونكولوس والرياح الأساسية على مدى العقود الأربعة الماضية، وتشير إلى أن القذف الدائري في اتجاهنا قد تم تنظيفه.
إيتا كارينا (ec) هو أفضل مثال مراقب على نظام نجمي ضخم جداً في مجرة درب التبانة المحلية. اشتهر بانفجاره العظيم في أربعينيات القرن التاسع عشر والانفجار الأصغر في تسعينيات القرن نفسه، واللذان لا يزالان غير مفهومين بشكل جيد (davidson97, smith08). بحلول القرن العشرين، كان ec يُراقب بشكل متكرر مع تقلباته الضوئية وطيفه المعقد، مما عزز سمعته كنجم غير مستقر وغير قابل للتنبؤ (mehner10b,lajus09,hirai21). ظهرت خطوط محظورة مزدوجة الأيونات في الأربعينيات (gaviola53) على الأرجح بسبب تبدد القذف الدائري النجمي بالقرب من ec. أصبحت عقد ويغلت والقذف المحيط مغمورين مباشرة بإشعاع النجم. اختفت خطوط مزدوجة الأيونات المحظورة أحياناً مع بقاء خطوط مفردة الأيونات. أدت التحليلات الأرشيفية للطيف إلى اكتشاف الفترة الثنائية استناداً إلى الأحداث المنخفضة الأيونات التي استمرت لأشهر (damineli96). وُجد أن ec هو نظام ثنائي ضخم متمركز (damineli97,damineli00, corcoran17, grant20, strawn2023). يوفر النجم الثانوي الحار فوتونات عالية الأيونات التي تؤدي إلى خطوط ضيقة مزدوجة الأيونات تختفي عندما يغوص النجم الثانوي في الرياح الكثيفة الممتدة للنجم الأساسي عبر الحضيض.
تم اكتشاف عقد ويغلت القريبة التي تشبه الكتل (weigelt86, hofmann88)، والتي تم توقعها على بعد \(\sim\)03 من ec، وسرعان ما فُهم أنها كتل بطيئة الحركة من القذف. تطلبت طيفية عقد ويغلت، المحلولة مكانياً من ec، دقة مكانية دون الثانية القوسية، والتي كانت متاحة فقط بواسطة hst. أظهر davidson95 أن ويغلت D وB كانتا مصادر للخطوط الضيقة عالية الأيونات المحظورة التي قدمت وسيلة لمراقبة النظام الثنائي المركزي ولنمذجة السطوع ودرجة حرارة النجم الثانوي (verner02, verner05, Mehner2010, Teodoro20).
نُسب التطور الطيفي طويل الأمد لـ ec إلى التقلبات الذاتية، مثل انخفاض معدل فقدان الكتلة للنجم الأساسي أو تطور رياح النجمين حسب العرض الجغرافي (mehner15, Smith_2003). ومع ذلك، فإن التغيرات الذاتية في الرياح تتعارض مع النتائج المرصودة، مثل: \(a)\) السطوع الثابت طويل الأمد بالأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة من عام 1968 إلى 2018 (mehner19)؛ \(b)\) منحنى الضوء السيني المتكرر بثبات عبر عدة مدارات ثنائية (corcoran17, espinoza21)؛ \(c)\) ثبات الطيف المتناثر بالغبار من الهومونكولوس (hillier92,damineli21)، d) ثبات تدفق الطيف المنعكس في ويغلت D في فترة ازداد فيها سطوع النجم (mehner12) و \(e)\) تكرار تدفقات الخطوط الضيقة من القذف. بالنسبة لسطوع الهومونكولوس، فحص smith17 صورتين التقطتا بواسطة hst في عامي 1995 و1998 ووجد فرقاً في السطوع بنسبة 34%. على المدى الطويل، مع ذلك، فإن سطوع السديم ثابت، مع تقلبات تصل إلى 0.3mag من المتوسط 5.6mag في مرشح F550M لكاميرا ACS/HRC hst. انظر الشكل 5 والجدول A1 من damineli19
اقترح hillier92 لأول مرة أنه يجب أن يكون هناك معتم في خط الرؤية (LOS) إلى ec. تمت مناقشة تأثيره على التطور الضوئي والطيفي لـ ec بشكل أوسع بواسطة damineli19, damineli21, damineli23 و pickett2022. بالإضافة إلى ذلك، أظهر gull23 أنه بين عامي 2004 و2018، اختفت العديد من خطوط الامتصاص المفردة الأيونات عبر جزء ممتد من الهومونكولوس (ضمن \(\pm\)15 من النواة النجمية المركزية)، مما يشير إلى أن المعتم المتبدد امتد بعيداً عن خط الرؤية إلى ec.
أفاد humphreys08 بالتطور الطيفي والضوئي لـ ec، موضحاً أن النجم كان مستقراً ضوئياً في الفترة من 1900 إلى 1940. ظل الطيف ثابتاً تقريباً خلال تلك الفترة، مع عرض خطوط إثارة منخفضة مثل , و []. في الفترة 1940–53، كان هناك حلقة من السطوع، والتي تزامنت مع ظهور خطوط و []. ازداد الجسم سطوعاً ببطء حتى التسعينيات، حيث ازدادت نسبة []/[] بينما ظل عند مستوى تقريباً ثابت. لفهم تطور ec مؤخراً، يجب معالجة سؤالين رئيسيين بشكل صحيح: كيف تطورت التقلبات الطيفية والضوئية في العقود الثلاثة الأخيرة؟ ما الذي تسبب في الأحداث اللافتة التي وقعت حول الأربعينيات والتسعينيات؟
للحصول على مزيد من الفهم حول هذا الموضوع، جمعنا حوالي 500 طيف عالي الدقة يغطي العقود الثلاثة الأخيرة (انظر، على سبيل المثال، damineli21, damineli23). استخدمناها لتحليل تطور درجة أيونات القذف من خلال قياس قمم الخطوط الضيقة \(\lambda4631\), []\(\lambda4641\), و []\(\lambda4659\)1. الخط الأخير حساس للتأين الضوئي، حيث يقيس كمية الإشعاع من النجم الثانوي التي تتلقاها الكتل، بينما الخطان الأولان يدعمان بشكل كبير بواسطة الأشعة فوق البنفسجية القصيرة للنجم الأساسي. كثافة الإلكترونات في الكتل عالية بما فيه الكفاية (log,N\(_e\)\(\sim\)7) لتجعل انبعاث []\(\lambda4641\) مهيمناً بواسطة العمليات التصادمية وشبه غير حساس لحقل الإشعاع (Mehner2010, Teodoro20).
سيلاحظ القارئ أن جهود التأين (IPs) للحديد إلى Fe\(^+\) هي 7.90 eV ومن Fe\(+\) إلى Fe\(^{++}\) هي 16.18 eV. مع H إلى H\(^+\) عند 13.6 eV، تميز [] و [] بين وجود الإشعاع فوق وتحت تأين الهيدروجين.
في هذا السياق، نوقشت إثارة ويغلت B وD بواسطة verner02, verner05. وصف Gull16 خرائط محلولة مكانياً لـ [] \(\lambda\)4815 و [] \(\lambda\)4659 بالتفصيل. ناقش Mehner2010 تقلبات خطوط [ \(\lambda\)4659 لويغلت D عبر دورة مدارية 10. ناقش Gull16 و Teodoro20 التغيرات في الخطوط المحظورة المرسومة عبر دورة 12. كانت هناك بعض التغيرات الذاتية من دورة إلى أخرى في انبعاث الخط، خاصة الاختفاء في ويغلت B بين الدورة 10 والدورة 12 (Gull16)، ولكن دون تأثير كبير على تدفقات انبعاث الخطوط الضيقة. يتغير خط []\(\lambda4659\) بشكل دراماتيكي عبر كلتا الدورتين المداريتين، مما يصعب دراسة تطوره طويل الأمد دون مقارنات دقيقة في نفس الأطوار في دورات مختلفة، مما حفزنا على إجراء هذا العمل.
التنازل في المراقبة بالطيف الضوئي الأرضي مقابل hst/STIS هو فقدان جميع التفاصيل المكانية وحقل السرعة للتركيز على قمم الخطوط الضيقة مع عينات زمنية كثيفة عبر العديد من الدورات المدارية.
اخترنا استخدام التحليل الطيفي الأرضي عالي الدقة بشكل متكرر لمراقبة أيونات جميع كتل القذف خلال آخر ست دورات، استناداً إلى شدة خطوط \(\lambda4631\)، []\(\lambda4641\) و []\(\lambda4659\).
تم اختيار هذه الخطوط الثلاثة للحديد بناءً على تقارب أطوال موجاتها، ومشاركتها في استمرارية نجمية مشتركة، وحقيقة أن اثنين منها - []\(\lambda4659\) و []\(\lambda4641\) - قد تم الإبلاغ عنهما منذ عقد 1940 وأن نسبتهما حساسة لدرجة أيونة السديم.
تم الحصول على خرائط محدودة الانتشار لخطوط الانبعاث المختارة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي/مقياس التصوير الطيفي (/STIS) عبر دورة واحدة من فترة البالغة 5.53 عاماً. كما ذكر (Gull16) التغيرات في بنيات []\(\lambda\)4815 مقارنة ب[]\(\lambda\)4659، فقد أعدنا زيارة البيانات للمقارنة المباشرة بين []\(\lambda\)4641 و[]\(\lambda\)4659.
تمت مقارنة خرائط \(\lambda\)4631، []\(\lambda\)4641 و[]\(\lambda\)4659 في الحالة عالية التأين عند 12.516، وفي الحالة منخفضة التأين عند 13.003. بنية [] تغيرت قليلاً بين الحالتين عالية ومنخفضة التأين، لكن [] انخفضت بشكل كبير في الحالة منخفضة التأين. أظهر فحص الطيف الفردي الذي استُخدم لبناء خريطة [] وبالمقارنة مع أطلس الطيف الذي نشره (Zethson12) أن الانبعاث الضعيف المرئي في []\(\lambda\)4659 في الحالة منخفضة التأين ينشأ من خطين ضعيفين ل[] عند 4658.29Å و[] عند 4658.94Å. من المحتمل أن []\(\lambda\)4659 غير موجود تماماً خلال الحالة منخفضة التأين، متوافقاً مع الفوتونات المؤينة اللازمة لFe\(^{++}\) الناتجة عن الثانوي الساخن، -B، الذي يُغطى برياح الابتدائي الممتدة خلال مرور الحضيض.
وبما أن الفلكسات المطلقة هي معلومات ثمينة، فقد بحثنا في قاعدة بيانات /STIS عن زيارات مفصولة بدورة واحدة أو أكثر في نفس الطور المداري. وجدنا زوجاً من الطيفين مركزاً على عقدة ويغلت D، تغطي الخطوط الثلاثة للحديد التي نركز عليها - انظر الشكل [2cycle]. تم التقاط طيفي STIS بعرض شق تقريباً 01 واستُخرج في نافذة تقريباً 0125 طويلة. كان توجيه PA للشق مختلفاً للزيارتين، مما قد يسبب عدم تأكد بنسبة تقريباً 10% في الفلكس المطلق. الطيفان STIS هما فقط للتحقق من صحة ملاحظاتنا الأرضية، والتي تخضع لعوامل أكثر تعقيداً، مثل: \(a)\) عقدة D أقوى بنسبة تقريباً 70% من C في هذه المرحلة (Teodoro20)، \(b)\) تتوافق الملاحظات الأرضية مع تدفقات خطية أكبر لأن منطقة أكبر يتم أخذ عينات منها بسبب عرض الشق، \(d)\) تأخذ الطيفيات الأرضية عينات من تكتلات بظروف فيزيائية مختلفة، مما يؤدي إلى نسب خطوط مختلفة مقارنة بعقدة D الفردية التي لوحظت بواسطة STIS.
باستخدام العديد من الطيفيات الأرضية، جمعنا طيفاً بنسبة إشارة إلى ضوضاء تتراوح بين 100–500 وقوة تحليل طيفي تتراوح من R\(\sim\)90,000 إلى 22,000 (انظر الجدول [table_observat] لمصدر الطيف). تم استخدام العديد من هذه الطيفيات في عدة أوراق بحثية حديثة من قبل مجموعتنا والتي تفصل في تقليل البيانات (richardson10, richardson15, richardson16, teodoro16, damineli08a, damineli19, damineli21, damineli23, pickett2022, strawn2023). تم تطبيع الطيفيات باستخدام ملاءمة خطية عبر الاستمرارية الزائفة في النطاق 4550–4750Å. على الرغم من أن الخطوط الخافتة الموجودة في هذه النوافذ الطيفية قد تقدم مصدراً للخطأ في الكثافة المعيارية للخطوط، فإن المصدر الرئيسي للتشتت في كثافات الخطوط يرجع إلى الاختلافات في الدقة الطيفية واختلافات في ظروف الرؤية. تظهر نسبة الإشارة إلى الضوضاء تأثيراً أكبر بالنسبة للخط []\(\lambda\)4641، والذي يكون خافتاً نسبياً، مقارنة بالخطين الأقوى، باستثناء []\(\lambda\)4659 عبر مرور الحضيض منخفض الإثارة.
تؤثر الاختلافات في الدقة الطيفية على كثافات الخطوط حيث نقيس الخطوط الضيقة، خاصة \(\lambda\)4631 والذي يعد الأضيق بعرض نصف الحد الأقصى fwhm\(=\)53، مقارنة بـ 58 لـ []\(\lambda\)4641 و 84 لـ []\(\lambda\)4659.
ينشأ معظم تدفق الخط والاستمرارية من منطقة داخل نصف قطر يقارب \(\sim\)05. تقوم الرؤية بتمويه الصورة إلى \(\sim\)1–3، لذا لا يوجد فرق كبير بين الطيفيات ذات الشق أو التي تُغذى بالألياف. لوحظ استثناء في بعض طيفيات UVES التي استُخدمت فيها فتحة (02) تحت ظروف رؤية ممتازة. يتم إلغاء التشتت بشكل جيد من خلال نسب الخطوط.
إن الانخفاض في قوة خطوط الانبعاث (انظر الشكل 3 في mehner15) ليس جوهرياً، بل بسبب التباين بين منطقة التكوين (تكتلات ويغلت) وسطوع النجم المركزي الذي يزداد مع تبدد العائق الفاصل (damineli21). لكن هذا التأثير السائد يخفي التطور الجوهري طويل الأمد. كان \(\lambda\)4631 الأقوى في 1997.0 ولكن في 2023.6، كانت شدة ذروته أقل من تلك لـ []\(\lambda\)4659. تشير العلامات السوداء إلى ذروات كثافات الخطوط. تم تعيير الخطوط إلى تدفق الاستمرارية وتم تحريكها عمودياً للوضوح. يتم حساب الطور باستخدام P\(=\)2022.7days و \(\phi\)\(=\)14.0 هو لعام 2020.2.
ربطنا السجلات الحديثة لنسبة []\(\lambda\)4659\(/\)[]\(\lambda\)4641 بستة طيفيات مسجلة على ألواح فوتوغرافية ومسح طيفي واحد مسجل قبل التسعينيات. تمتلك الألواح الفوتوغرافية استجابة لوغاريتمية فوق عتبة خلفية غير معروفة. كانت عدم اليقين في تصحيح استجابات الألواح الفوتوغرافية تحدياً للطيفيات الفوتوغرافية الستة - الجدول [table_fe3fe2].
للطيفيات التي أبلغ عنها humphreys08 و zanella1984، قمنا بقياس كثافات الخطوط في المسح المرسوم وطبقنا تصحيحاً لوغاريتمياً لاشتقاق نسبة الخط. كانت القياسات لنسبة عام 1938 - الشكل 10 في humphreys08 - غير مؤكدة للغاية حيث كان []\(\lambda\)4659 خافتاً للغاية. ومع ذلك، يبدو أن التعريف بـ []\(\lambda\)4659 صحيح لأن [\(\lambda\)4702]، رغم أنه أخفت بكثير، موجود بوضوح. اعتمدنا حداً أعلى سخياً يبلغ 0.3 لهذه النسبة. أشارت طيفيات جافيولا إلى مستوى أعلى تقريباً ثلاث مرات قبل دورة واحدة في نفس الطور. استخدمنا الكثافات المبلغ عنها للطيفيات التي قدمها gaviola53 و thackeray53.
تمت معايرة قياس كثافات الخطوط بواسطة aller66 باستخدام مسح ضوئي كهربائي. تم تسجيل الطيف الذي أبلغ عنه hillier92 باستخدام CCD، وكان قياسنا قريباً جداً من تلك المبلغ عنها في الجدول 2 من humphreys08. نعتمد قيم تلك الكتابات للقياسات الأربعة المشتركة.
أشارت تجاربنا مع الطيفيات الحديثة إلى أن هذه النسبة تتأثر بالدقة الطيفية رغم أنها بمقدار معقول ومتوقع.
تم جمع منحنى الضوء للنطاق V من العديد من المصادر - خاصة smith11 و frew04 - وتم تجميعها بإجراء تحولات نقطة الصفر الصغيرة لجلب القيم القياسية (lajus09, damineli19) إلى نفس المقياس كحملة المراقبة لا بلاتا (http://etacar.fcaglp.unlp.edu.ar/EtaCar/). تم استخراج معظم هذه القياسات داخل نصف قطر فتحة دائرية يبلغ 12 arcsec (lajus09) في نظام قياس الفروق، باستخدام HDE303308 كمقارنة ونتج عن ذلك دقة تبلغ \(\sim\)0.01 mag. بالإضافة إلى التصوير الضوئي للنطاق V، استخدمنا نطاق TG المبلغ عنه في AAVSO (https://www.aavso.org/)، والذي يتوافق بشكل جيد مع النطاق V بعد تحول صغير في نقطة الصفر.
تم سرد جميع المرافق في الجدول [table_observat] وتم توفير البرامج المراقبة المقابلة في الشكر والتقدير.
شدة الفلكس للخطوط الحديدية الثلاثة التي رصدها STIS والمعروضة في الشكل [2cycle] (باللون الأزرق لـ \(\phi\)\(=\)10.817 وبالأحمر لـ \(\phi\)\(=\)12.839) تظهر بشكل أوضح منها في الطيفيات الأرضية (الشكل [Fig3]) في نفس الأطوار لأن STIS يستكشف فلكس الاستمرارية الأضعف بدقة مكانية أفضل. باستثناء خط ، الذي يبدو أكثر خفوتاً عند \(\phi\)\(=\)12.839، ظلت الخطوط المحظورة الأخرى عند نفس الفلكس ضمن الشكوك. نسبة فلكس []\(\lambda4659\)\(/\)[]\(\lambda4641\) ظلت معقولة الثبات لنفس الطور مفصولة بثلاث دورات. يجب على القارئ ملاحظة أن الشكل [2cycle] يعرض طيف Weigelt D فقط، وليس لمجموعة كاملة من تكتلات الانبعاث.
بالنسبة للملاحظات الأرضية، النمط التطوري الأكثر وضوحاً للخطوط الحديدية الضيقة المعيارية بالاستمرارية هو الخفوت القوي بمرور الوقت، كما هو موضح في الشكل [Fig3]. تم اختيار تواريخ الطيفيات لتكون في أطوار عالية الإثارة (\(\phi\)\(\sim\)0.6–0.8) عندما تكون تقلبات الشدة على طول الدورة صغيرة نسبياً. تعاني هذه الخطوط من عامل خفوت كبير على مقياس زمني طويل لأن \(1)\) استمرارية النجم تزداد بينما يقل الانقراض للمعترض على طول خط البصر إلى لب النجم، و \(2)\) التكتلات تقع خارج تلك المنطقة من الانقراض، وهو ما يتوافق مع الشدة المتناقصة الملحوظة لخط \(\lambda8610\) (damineli23). بالإضافة إلى الضعف العام لشدة الخطوط، تغيرت نسبة قمم الخطوط من []\(\lambda4659\) إلى \(\lambda4631\) من 0.8 إلى 1.4، مما يشير إلى أن درجة الإثارة في تكتلات القذف قد زادت مع مرور الوقت. لاحظ أن هذا لا يتعلق بتلوث المصدر المركزي حيث أن الاستمرارية هي نفسها للخطوط الثلاثة. إذا كان هذا التأثير حقيقياً، فإن تكتلات القذف تتلقى الآن تدفقاً أعلى من الأيونات عالية التأين مما كانت عليه في الأربعينيات. هل هذا بسبب انخفاض معدل فقدان الكتلة للنجم الأساسي أم بسبب تبدد جزئي للقذف على طول خط البصر من تكتلات Weigelt إلى النجم الثانوي؟ في الأقسام الفرعية التالية، سنحاول الإجابة على هذه الأسئلة من خلال التحقيق في سلسلة زمنية لشدة الخطوط.
تُعتبر سلاسل الطيف الزمنية طويلة الأمد التي تشمل دورات مدارية متعددة عنصراً أساسياً للحصول على فهم أكثر شمولية لتطور خطوط الطيف. نظراً لأن المكون الأبرز للخطوط الناتجة عن كتل القذف ضيق، فإن القدرة العالية على حل الطيف (R\(>\)20,000) ضرورية. العامل الثاني الأهم في سلسلة زمنية طويلة هو الحفاظ على دقة الطيف ثابتة قدر الإمكان. الدقة المكانية ليست عاملاً رئيسياً في الملاحظات الأرضية لمقارنة شدة الخطوط من مطيافات مختلفة نظراً لأن الشق أو الألياف تأخذ عينة من القطر الداخلي 1–35 حول المصدر، حيث يتكون معظم الاستمرارية. معظم السديم لا يساهم في الاستمرارية النجمية. يتم تقديم قائمة كاملة بالقياسات الطيفية التي تم تحليلها في هذا القسم في الجدول [table_lineintensity].
أفضل إستراتيجية لمتابعة التطور طويل الأمد لهذه الخطوط الثلاثة - []\(\lambda4659\)، []\(\lambda4641\)، و \(\lambda4631\) - تتمثل في تحويل شدتها بالنسبة للاستمرارية النجمية إلى تدفقات نسبية، كما هو موضح في الشكل [Fig4]. يتم التحويل بضرب شدتها في منحنى تدفق الضوء للنطاق V (الخط الرمادي) المرصود من الأرض، والذي يشمل الكائن بأكمله (النواة بالإضافة إلى الهومونكولوس). دقة التدفق المطلق غير ذات صلة نظراً لأننا نتعامل مع نسب التدفق.
فوق السطوع العلماني للكائن، أصبحت بعض التذبذبات أكثر وضوحاً حيث أصبحت النواة النجمية مهيمنة على السديم في الدورات الأخيرة. تبلغ سعة التذبذب \(\sim\)0.4 mag بسبب تغير الشكل المتوقع للنجم الأساسي إلى خط البصر لدينا، مشوهة بواسطة التجويف الناتج عن تصادم الرياح عندما يدور حول المدار. سعة تذبذب منحنى الضوء الذي يعزل النواة النجمية فقط تقريباً ضعف الكائن بأكمله لأن الهومونكولوس يضيف ضوءاً ثابتاً يعادل V\(_{H}\)\(\sim\)5.5 mag (انظر الشكل 16 من (damineli19)).
تم تطبيع سلسلة الخطوط الطيفية ومنحنى الضوء V\(-\)band إلى قيمها في 2002.1 (\(\phi\)=10.7) - الشكل [Fig4]. تم اختيار هذا بشكل تعسفي وتم اختياره ليكون قريباً قدر الإمكان من مرحلة الطيف المأخوذة بواسطة STIS عند \(\phi\)\(=\)10.817. تم أخذ طيف ثانٍ في نفس الموقع (Weigelt D) بعد دورتين، في المرحلة \(\phi\)\(=\)12.839 (الشكل [2cycle]). أظهرت التدفقات المطلقة المقاسة في Weigelt D تطوراً زمنياً ضئيلاً تقريباً بين العصرين - انظر الشكل [Fig4]. تدفقاتها النسبية أعلى بنسبة \(\sim\)10% من الملاحظات الأرضية المقابلة. هذا يدل على أن الطيف الضوئي من الأرض يستعيد تدفق خط القذف بدقة جيدة نسبياً عند مقارنته بتحليل طيف STIS. تظهر التواريخ التي تم فيها أخذ طيف STIS كأرقام رمادية ومميزة بمستطيل أخضر صغير في الدورة 12 في الشكل [Fig4].
سلوك خط []\(\lambda4659\) على طول الدورات المدارية المعروضة في الشكل [Fig4] يتوافق مع ما نوقش بواسطة (Mehner2010) للدورة 10، وبواسطة (Teodoro20) للدورة 12. هناك حد أدنى حاد في المرحلة صفر (ربما يصل إلى صفر شدة) واستعادة سريعة للمراحل عالية الإثارة التي تؤدي إلى ذروة واضحة حول المرحلة 0.9 (حوالي ثلاثة أشهر قبل المرحلة صفر)2. الوضع مماثل للخطين الحديديين الآخرين، ولكن حدودهما الدنيا لا تصل إلى صفر شدة، والحد الأقصى منتصف الدورة أقل وضوحاً. الذروة قبل الحد الأدنى في نهاية الدورات غير موجودة في منحنى النسبة []/[] من الشكل[Fig3].
هذا غير متوقع نظراً لأن [] حساس لتدفق الأيونات، ولكن [] ليس كذلك (انظر، على سبيل المثال، النقاش لعقدة Weigelt D في (Teodoro20)).
زاد تدفق النطاق V بمقدار ثلاثة أضعاف منذ عام 2001 (المنحنى الضوئي الرمادي في الشكل [Fig4]). يتسبب هذا الارتفاع في التدفق بسبب تبدد العائق على طول خط البصر لدينا إلى النواة النجمية. حقيقة أن تدفق [] قد زاد أيضاً تشير إلى أن المزيد من الإشعاع من الثانوي المؤين يصل إلى كتل القذف. علاوة على ذلك، أفاد (gull23) بزوال الهياكل الضيقة الممتدة للامتصاص في اتجاه آخر خلال الدورة المدارية الأخيرة. تشير هذه الحقائق الثلاثة الملحوظة إلى أن عملية التبدد تؤثر على مناطق محيطة مختلفة في أوقات مختلفة.
تظهر النسبة المشتقة من الجدول table_lineintensity - الخطوط الزرقاء والبنية. نسب Fe\(^{++}\) إلى Fe\(^{+}\) أكثر سلاسة مقارنة بسلاسل الزمن التي تقدم نفس البيانات كشدة الفيض لكل خط. يظهر الرسم البياني تغيراً ملحوظاً ناتجاً عن الحركة المدارية للثنائي المركزي، والذي يعدل الفيض المؤين الذي يؤثر على كتل القذف. يتتبع خط Fe\(^{++}\) الفيض من النجم الثانوي - الذي يغوص في منطقة الرياح الداخلية للنجم الأساسي عند الحضيض - وخط Fe\(^{+}\) يتتبع فيض النجم الأساسي، والذي يخضع لتأثيرات تعديل المدار بشكل أقل. الخط الأزرق يمثل قياسات نسبة []\(\lambda4659\)\(/\)\(\lambda4631\). فوق تعديل المدار، تظهر هذه النسبة زيادة عامة طويلة الأمد للحد الأقصى المداري، مما يدل على أن مستوى الأيون في كتل ويغلت قد كان في ازدياد. الملاحظتان بواسطة STIS (النجوم الزرقاء) تتطابقان تماماً مع منحنى شدة الخط الأرضي للمراحل المشتركة (\(\phi\)\(=\)10.817 و \(\phi\)\(=\)12.839).
تم الإبلاغ عن النسبة []\(\lambda4659\)\(/\)[]\(\lambda4641\) أيضاً قبل الفترة المدروسة جيداً 1990–2023 وهي الموضوع الرئيسي لهذا العمل. يشير المراقبة المكثفة في الفترة 1992.5–2023 بواسطة الخط البني. وهي مشابهة لتلك التي تشمل خط \(\lambda4631\). الفرق الرئيسي هو أن نسبة شدة الخط الأرضية []\(\lambda4659\)\(/\)[]\(\lambda4641\) أعلى بكثير في STIS (النجوم البنية) مقارنة بالبيانات الأرضية (الخط البني)، على الرغم من أن الملاحظتين بواسطة STIS لهما نفس ميل الزيادة كما في الملاحظات الأرضية للمراحل المدارية المشتركة. تطور الحد الأقصى المداري من دورة إلى أخرى يظهر زيادة طفيفة على عكس منحنى نسبة شدة الخط الأزرق. وهو أقل حدة لأن شدة فيض خط []\(\lambda4641\) كانت تزداد تقريباً بنفس وتيرة []\(\lambda4659\) (انظر الشكل Fig4). وهذا ليس متوقعاً لنظام سديمي في كثافة عالية، كما أظهر (Teodoro20) لكتل ويغلت C و D.
قمنا بتدهور (بالتحويل بملف تعريف غاوسي) طيفنا إلى دقة ثابتة R\(=\)5000 لتمديد الدراسة الزمنية إلى قبل الفترة 1992.5–2023. تتوافق هذه الدقة مع تدهور بمعامل \(\sim\)10\(\times\) مقارنة بدقة معظم الطيف الأصلي (انظر الجدول table_observat). الدوائر الحمراء المملوءة فوق منحنى نسبة الخط البني في الشكل Fig5 - (انظر الجدول table_fe3fe2) - هي قياسات في المراحل \(\phi\)\(=\)0.3\(\pm\)0.1. تظهر هذه كدوائر حمراء مملوءة متصلة بخطوط حمراء متقطعة في الشكل Fig5. كانت قيم النسبة \(\sim\)1.45 خلال العقود الثلاثة الأخيرة، أكبر قليلاً مقارنة بالقيم التاريخية: \(\sim\)1.0 للفترة 1960–90 و \(<\)1.0 في 1938–60. كانت النسبة في 1974.08 و 1986.22 (1.05 و 1.15 على التوالي)، أكبر قليلاً من تلك في 1961 و 1983 لأنها كانت مأخوذة في مراحل مدارية أقرب إلى الحد الأقصى لتعديل المدار.
للتعامل مع تغيرات الانقراض، نبدأ بتقييم الانقراض في خط الرؤية الخاص بنا إلى تكتلات ويغلت من خلال فحص زيادة الفلكس في خط الطيف []\(\lambda4641\)، حيث أن إصدار هذا الخط الطيفي يكون في نظام السديم، كما نوقش في (Teodoro20)، وهو شبه غير حساس للتغيرات الناتجة عن تأثيرات الإضاءة من النظام المركزي. هذا موضح جيداً بثبات فلكس خط []\(\lambda4815\) خلال دورة المدار - انظر الشكل.9 الخاص بهم. في هذا التقريب، يعود تغير فلكس خط []\(\lambda4641\) إلى انخفاض الانقراض إلى خط الرؤية الخاص بنا. يجب أن يكون الانقراض قد انخفض في الفترة الزمنية 1986.22-2002.5 بمقدار \(\Delta\,A_V\)\(\sim\)0.3 (انظر الجدول[table_extinction] في الملحق). هذا يترجم إلى معدل انخفاض الانقراض بحوالي \(\sim\)0.018mag.yr\(^{-1}\). يعاني فلكس خط []\(\lambda4659\) من نفس انخفاض الانقراض بحيث أن زيادة نسبة []\(\lambda4659\)/ []\(\lambda4641\) بنحو \(\sim\)22% في هذه الفترة ناتجة عن تعرض تكتلات ويغلت المتزايد للفلكس المؤين من النجم الثانوي. يحدث هذا إذا انخفض الانقراض بين تكتلات ويغلت والثنائي المركزي.
لتقييم مقدار انخفاض الانقراض بين تكتلات ويغلت والنظام المركزي الذي تسبب في زيادة نسبة الأيونات في الفترة 1986.22–2002.5 يمكننا استخدام تقريب تقريبي. كما سبق، نفترض نظام السديم عالي الكثافة حيث يكون فلكس خط []\(\lambda4641\) ثابتاً وبالتالي فإن زيادة نسبة الأيونات تعود بالكامل إلى زيادة فلكس خط []\(\lambda4659\). نظراً لأن هذه الزيادة صغيرة، نفترض أن زيادة الفلكس المؤين القادم من النجم الثانوي كانت بنفس النظام. لذا، فإن انخفاض الانقراض في الأشعة فوق البنفسجية المتطرفة هو \(\sim\)0.21. إذا اعتمدنا قانون الاحمرار الذي استخدمه (hillier2001)، والذي يعتبر مزيجاً من R\(\sim\)4.2 مع مكون رمادي، في الأشعة فوق البنفسجية المتطرفة (555Å ) فإن علاقات الانقراض هي A\(_{UV}\)\(/\)A\(_V\)\(=\)1.8. هذا يعني A\(_V\)\(=\)0.12. من الصعب تقييم مقدار انخفاض الانقراض بدقة، بشكل أساسي لأنه قريب جداً من النظام المركزي، حيث يتم تدمير حبيبات الغبار، وتبقى فقط حبيبات كبيرة جداً لفترة أطول، مما يتطلب مزيجاً من قوانين الاحمرار. هذا يتغير مع المسافة إلى النجم. نموذج كامل خارج نطاق هذه الورقة.
للفترة الزمنية، 2002.5–2019.05 انخفض الانقراض لخط الرؤية الخاص بنا إلى تكتلات ويغلت بمقدار \(\Delta\,A_V\)\(\sim\)0.4، مما أدى إلى معدل انخفاض الانقراض بحوالي \(\sim\)0.024mag.yr\(^{-1}\). في هذه الفترة، زادت نسبة []\(\lambda4659\)\(/\)[]\(\lambda4641\) بنحو \(\sim\)10% فقط، مما يشير إلى انخفاض الانقراض الصغير جداً في خط الرؤية لتكتلات ويغلت إلى الثنائي المركزي (انظر السلوك الثابت لهذه النسبة في الشكل.[Fig5]).
فقط للمقارنة، باستخدام تفتيح القدر النجمي للنواة (باتباع طريقة (damineli19)), وجدنا أن الانقراض الناجم عن “المعتم” (تكتلات “1”\(+\)“2”) في خط الرؤية الخاص بنا إلى النظام المركزي قد انخفض بمقدار \(\Delta\,A_V\)\(\sim\)1.8 في الفترة الزمنية 2002.5–2019.05 مما أدى إلى معدل بحوالي \(\sim\)0.11mag.yr\(^{-1}\) إلى خط الرؤية الخاص بنا إلى النجم المركزي، وهو حوالي \(\sim\)4.6x أسرع من في خط الرؤية الخاص بنا إلى تكتلات ويغلت.
نفترض أيضاً أن هذه الأحداث الثلاثة الأخيرة: أ) زيادة إثارة تكتلات ويغلت في أوائل عام 1990 (هذا العمل و (humphreys08)), ب) بداية تبدد المعتم حوالي عام 2000 (davidson99,martin06,damineli19), وج) اختفاء خطوط الامتصاص الضيقة في الأشعة فوق البنفسجية قبل عام 2018 (gull23) ناتجة عن سبب مشترك نشأ في النظام المركزي. باستخدام التواريخ المذكورة أعلاه والمسافات في الشكل[cartoon] بدأ الاضطراب في عام 1980 وسافر بسرعة \(\sim\)400. هل يمكن أن يكون انفجار في النجم الأساسي سبب الأحداث الثلاثة المذكورة أعلاه؟ بحثنا عن إشارة لتغير الرياح باستخدام ملف تعريف خط H\(\Delta\,\). يشير الشكل 3 من (damineli21) إلى عدم وجود تغيير منذ 1992.5 للملاحظات المقفلة بالطور (\(\phi\)\(=\)0.02). استخدمنا طيفاً مأخوذاً في مرصد OPD في 1998/May/13 (\(\phi\)\(=\)9.07) للمقارنة مع الطيف الذي نشره (zanella1984) (1981/Dec/25, \(\phi\)\(=\)7.11). يظهران ملفات تعريف خط متشابهة جداً، دون دلالة على اختلاف في السرعة النهائية. بالإضافة إلى ذلك، لا توجد أيضاً دلالة على سلوك استثنائي في منحنى الضوء الكامل للكائن في الفترة 1980–2000s. هذا يشير إلى أن رياح النجم الأساسي لم تتغير بشكل ملحوظ خلال الأربعين عاماً الماضية والأحداث الثلاثة التي نصفها لم تكن ناجمة عن إخراج كتلة من النجم الأساسي.
حقيقة أن أ) التكتلات الغبارية الثلاثة التي وصفناها تقع في الاتجاه العريض لمحور الثنائي، والذي يتوافق مع توجه تجويف تصادم الرياح لمعظم المدار؛ ب) سبب التغيرات في إثارة التكتلات سافر بسرعة الرياح النهائية للنجم الأساسي؛ ج) ثبات سطوع الهومونكولوس على مدى العقود الثلاثة الماضية؛ د) الخصائص العالمية لرياح النجم الأساسي لم تتغير على مدى الأربعين عاماً الماضية؛ تشير إلى أن الأحداث الثلاثة الموصوفة هي “موجهة”، ولا تنطوي على تغيير عالمي في النجم الأساسي. لم نحدد أي حلقة من إخراج الكتلة منذ عام 1980 التي كان من الممكن أن تحفز هذه الأحداث. يبدو كما لو كان عملاً تراكمياً صامتاً لرياح النجم الأساسي التي تهب داخل تجويف تصادم الرياح وتنظف الغبار.
النسخة الكاملة من الجدول [table_lineintensity] متاحة في المجلة الإلكترونية بتنسيق قابل للقراءة آلياً وفقاً لمعايير CDS/Vizier.
يتقدم AD بالشكر إلى CNPq (301490/2019-8) و FAPESP (2011/51680-6) لدعمهما. يعرب NDR عن امتنانه للدعم المقدم من جائزة Cottrell Scholar Award #CS-CSA-2023-143 التي ترعاها Research Corporation for Science Advancement، بالإضافة إلى الدعم من برامج GO 15611 و 15992 التي يدعمها STScI. يدعم عمل FN من قبل NOIRLab، والذي يُدار بواسطة Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) بموجب اتفاقية تعاون مع National Science Foundation. يعرب AFJM عن امتنانه للمساعدة المالية من NSERC (كندا).
AAVSO, CTIO, LCOGT, ESO, MJUO, HST, LNA, MSO
لتقييم مقدار الانقراض الذي يجب أن يكون قد انخفض أمام الكتلة “3” بالنسبة لخط الرؤية الخاص بنا، دعونا نقارن تطور شدة خط []\(\lambda4641\) (انظر الجدول[table_extinction]). نستخدم قيم القدر الظاهري للفرقة V للجسم كاملاً (الأعمدة 2 و3 أو 3 و5) - الصف الأول - لقياس فرق القدر الظاهري في الاستمرارية النجمية بين زوج من التواريخ. ثم نحول فرق القدر الظاهري إلى نسبة تدفق الاستمرارية ونضربها بنسبة شدة الخط (I\(/\)Ic) - الصف الثاني - لاشتقاق نسبة تدفق شدة الخط (F\(/\)Fc). نحسب فرق القدر الظاهري المقابل لنسبة تدفق الخط لذلك الزوج من التواريخ. نفترض أنه لا يوجد تطور ذاتي للانبعاث في خط []\(\lambda4641\) لذا فإن فرق القدر الظاهري هو فرق الانقراض - الأعمدة 4 و6. زاد الانقراض بمقدار \(\Delta\,A_V\)\(=\)0.28mag في الفترة الزمنية 1986.22–2002.5 و \(\Delta\,A_V\)\(=\)0.40mag في الفترة الزمنية 2002.5–2019.05. هذه القيم هي لانخفاض الانقراض أمام الكتلة “3” بالنسبة لخط الرؤية الخاص بنا وهي بسبب التبدد داخل الهومونكولوس.
بالنسبة للنواة النجمية، يمكننا قياس فرق الانقراض للمعتم “1”\(+\)“2” (انظر في الشكل[cartoon]) للتواريخ 2002.5–2019.05. نتبع الإجراء الذي وصفه (damineli19)، وهو البدء من قدر الفرقة V للجسم كاملاً في أحد التواريخ وطرح تدفق السديم الهومونكولوس، الذي يظل تقريباً ثابتاً (V\(_H\)\(\sim\)5.5) - (davidson95) يعطي 5.7. نكرر نفس الحساب للتاريخ الثاني ونترجم زيادة السطوع إلى انخفاض في الانقراض إلى خط الرؤية الخاص بنا نحو النجم المركزي. لزوج التواريخ 2002.5 و2019.05 نحصل على انخفاض في الانقراض \(\Delta\,A_V\)\(=\)1.8mag، وهو ما يقارب 4.6 مرة أعلى من ذلك الخاص بخط الرؤية لكتل ويغلت إلى النجم المركزي في نفس الفترة. يضيف هذا الانقراض المنخفض التغيرات داخل الكتل “1”\(+\)“2” إلى ذلك داخل الهومونكولوس.
من الممكن تقييم الانقراض الكلي للمعتم (الكتل “1”\(+\)“2” ) باستخدام الانقراض أمام عقد ويغلت BCD المبلغ عنها بواسطة (davidson95) - \(A_V\)\(\sim\)2.0 - باستخدام البيانات المأخوذة بواسطة في 1991.4. بطرح الانقراض الكلي المنخفض من ذلك التاريخ إلى 2019.5، يجب أن يكون الانقراض الكلي (المجري بالإضافة إلى داخل الهومونكولوس) في خط الرؤية الخاص بنا إلى كتل ويغلت \(A_V\)\(\sim\)1.44. للسطوع النجمي المقاس، V\(=\)4.76 - انظر الجدول [table_extinction] - سيكون السطوع بعد التصحيح لنفس المادة التي تؤثر على كتل ويغلت (الهومونكولوس بالإضافة إلى المجري) V\(=\)3.32. باستخدام القدر الظاهري غير المعتم من نموذج (hillier2001), V\(_0\)\(=\)0.94، يجب أن يكون الانقراض الذي تسببه المعتم لخط الرؤية الخاص بنا \(A_V\)\(\sim\)2.38 في 2019.5. الانقراض المنخفض منذ 1991.4، المبلغ عنه بواسطة (davidson95) - \(A_V\)\(\sim\)6.1 - يجب أن يكون \(\Delta\,A_V\)\(\sim\)3.88 وهو ما يترجم إلى معدل متوسط قدره 0.14mag.yr\(^{-1}\)، متوافق بشكل جيد مع معدل الزيادة في السطوع (0.13mag.yr\(^{-1}\)) المبلغ عنه بواسطة (damineli19) للفترة 1998.2–2015.7. بهذا المعدل، سيكتمل تبدد المعتم (لا مزيد من انخفاض الانقراض) في 2040.
نستخدم نفس تعريفات الخطوط كما في Teodoro20. جميع الأطوال الموجية في الفراغ.↩
الأسهم الحمراء الهابطة في الشكل[Fig4] عند المراحل الصفرية تشير إلى عدم قدرتنا من الأرض على متابعة انخفاض []\(\lambda4659\) دون الاستمرارية النجمية. قد تكون شدته الحقيقية أقل بعشر مرات في المرحلة منخفضة الإثارة مقارنة بمنتصف الدورة (Mehner2010, Teodoro20)↩