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 \(\sim 0.3\) 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 \(\pm 1.5\) 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 [Fe II], [Ni II] و [Ca II]. في الفترة 1940–53، كان هناك حلقة من السطوع، والتي تزامنت مع ظهور خطوط He I و [Fe II]. ازداد الجسم سطوعاً ببطء حتى التسعينيات، حيث ازدادت نسبة [Fe III]/[Fe II] بينما ظل [Fe II] 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 \(\lambda 4631\), []\(\lambda 4641\), و []\(\lambda 4659\)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 []\(\lambda 4641\) 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 []\(\lambda 4659\) 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 Fe II\(\lambda 4631\)، [Fe II]\(\lambda 4641\) و [Fe III]\(\lambda 4659\).
تم اختيار هذه الخطوط الثلاثة للحديد بناءً على تقارب أطوال موجاتها، ومشاركتها في استمرارية نجمية مشتركة، وحقيقة أن اثنين منها - [Fe III]\(\lambda 4659\) و [Fe II]\(\lambda 4641\) - 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 4658.29\AA و[] عند 4658.94\AA. 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 0.1 واستُخرج في نافذة تقريباً 0.125 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 4550–4750\AA. 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 \(\sim 0.5\). 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 (0.2) 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\(=2022.7\,\mathrm{days}\) 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\,\mathrm{arcsec} (lajus09) في نظام قياس الفروق، باستخدام HDE303308 كمقارنة ونتج عن ذلك دقة تبلغ \(\sim 0.01\,\mathrm{mag}\). 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 \(\lambda 4631\)، الذي يبدو أكثر خفوتاً عند \(\phi=12.839\)، ظلت الخطوط المحظورة الأخرى عند نفس الفلكس ضمن الشكوك. نسبة فلكس []\(\lambda 4659\)/[]\(\lambda 4641\) 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.
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 []\(\lambda 4659\) دون الاستمرارية النجمية. قد تكون شدته الحقيقية أقل بعشر مرات في المرحلة منخفضة الإثارة مقارنة بمنتصف الدورة (Mehner2010, Teodoro20)↩