مُلخّص

نُسِب تغيُّر التدفق والطيف لـ Eta Carinae منذ عام 1900 لدى بعض الباحثين إلى تطوّر المنظومة الثنائية المركزيّة، بينما اقترح آخرون تطوّراً في القذف النجمي المُحيط المحجوب. قد يكون ازدياد السطوع في 1940، المتزامن مع ظهور خطوط انبعاث محظورة ضيّقة، ناجماً عن تنظيفٍ وتأيينٍ للقذف النجمي المُحيط. تغيّر السطوع بعد ذلك بوتيرة أبطأ حتى أربعة عقود لاحقة. نُواصل هنا دراساتٍ سابقة ركّزت على التطوّر طويل الأمد، مُبيّنين أنّ انبعاث الخط المحظور ازداد في أوائل 1990 من دون زيادة ملحوظة في سطوع الهومُنكيولوس. نفسّر زيادة انبعاث الخطّ الضيّق بأنها ناجمة عن انخفاض الامتصاص على طول خطّ الرؤية (LOS) من النظام الثنائي المركزي إلى عُقَد Weigelt. في مطلع 2000، ازداد سطوع النواة النجمية المركزيّة بمعدّلٍ أسرع من دون تغيّرات مرتبطة في الهومُنكيولوس. وبحلول 2018، اختفت مئاتُ خطوط الامتصاص الضيّقة للمعادن أحادية التأيُّن دفعةً واحدة على طول خطّ الرؤية نحو Eta Carinae، ويُعتقَد أنّ ذلك ناجمٌ عن زيادةٍ في تأيُّن المعادن. تُفسَّر هذه الأحداث الثلاثة (1990، 2000، و2018) بتبدُّد موادّ القذف النجمي المُحيط داخل الهومُنكيولوس قرب النظام الثنائي. إن اجتماع هذه التغيّرات مع ثبات الهومُنكيولوس والرياح الأساسيّة على مدى العقود الأربعة الماضية يُشير إلى أنّ القذف النجمي المُحيط في جهتنا قد «تُنُظِّف» تدريجياً.

مُقَدِّمَة

إيتا كارينا (η Car) هو أفضلُ مثالٍ مُراقَبٍ على منظومةٍ نجميةٍ ضخمةٍ جدّاً في مجرّة درب التبانة. اشتهر بانفجاره العظيم في أربعينيات القرن التاسع عشر وبانفجاره الأصغر في تسعينيات القرن نفسه، وهما لا يزالان غير مفهومَين تماماً (davidson97, smith08). وبحلول القرن العشرين، خضع η Car لمراقبةٍ متكرّرةٍ أظهرت تقلباته الضوئية وطيفه المعقّد، ما عزّز سمعته كنجمٍ غير مستقرٍّ وصعبِ التنبّؤ (mehner10b, lajus09, hirai21). ظهرت في الأربعينيات خطوطٌ محظورة لمتأيناتٍ ثنائية التأيُّن (gaviola53) على الأرجح بسبب تبدُّد القذف النجمي المُحيط قرب η Car، فأصبحت عُقَد ويغِلت والقذفُ المُحيط مُعرّضَين مباشرةً لإشعاع النجم. وكانت خطوطُ المتأينات ثنائية التأيُّن المحظورة تختفي أحياناً مع بقاء خطوط أحاديّة التأيُّن. أدّت تحليلاتٌ أرشيفيةٌ للطيف إلى اكتشاف الفترة الثنائية استناداً إلى أحداثٍ منخفضة التأيُّن استمرّت أشهراً (damineli96). وتبيّن أنّ η Car منظومةٌ ثنائيةٌ ضخمة (damineli97, damineli00, corcoran17, grant20, strawn2023). يزوّد النجمُ الثانويّ الحار فوتوناتٍ عالية التأيُّن تُنتِج خطوطاً محظورةً ضيّقة عالية التأيُّن تختفي حين يغوص الثانوي في الرياح الكثيفة الممتدّة للابتدائي أثناء الحضيض.

اُكتشفت عُقَدُ ويغِلت الشبيهة بالكتل (weigelt86, hofmann88) والمتوقّع وجودُها على بُعد يقارب \(\sim 0.3\) قوس ثانية من η Car، وفُهِم سريعاً أنّها كتلٌ بطيئةُ الحركة من القذف. تطلّبت طيفيةُ عُقَد ويغِلت، المفصولة مكانياً عن η Car، دقّةً مكانيةً دون قوسيّة، لم تكن متاحةً سوى بواسطة تلسكوب هابل الفضائي (HST). أظهر davidson95 أنّ العُقدتين Weigelt B وD هما مصدرُ الخطوط الضيّقة المحظورة عالية التأيُّن، ما وفّر وسيلةً لرصد النظام الثنائي المركزي ولنَمذجة سطوع ودرجة حرارة النجم الثانوي (verner02, verner05, Mehner2010, Teodoro20).

نُسِب التطوّرُ الطيفي طويلُ الأمد لـ η Car إلى تقلباتٍ ذاتية، مثل انخفاض معدل فقدان الكتلة للابتدائي أو تطوّر رياح النجمين بحسب زاوية الرصد (mehner15, Smith_2003). غير أنّ تغيّراتٍ ذاتيةً من هذا النوع في الرياح تتعارض مع نتائج مُشَاهَدة، مثل: (a) ثبات السطوع في نطاقَي الأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة بين 1968 و2018 (mehner19)؛ (b) ثبات تكرار منحنى الضوء السيني عبر مداراتٍ ثنائية عدّة (corcoran17, espinoza21)؛ (c) ثبات الطيف المُتناثر بالغبار من الهومُنكيولوس (hillier92, damineli21)؛ (d) ثبات تدفّق الطيف المنعكس في Weigelt D خلال فترةٍ ازداد فيها سطوعُ النجم (mehner12)؛ و(e) تكراريّة تدفّقات الخطوط الضيّقة من القذف. وبشأن سطوع الهومُنكيولوس، فحص smith17 صورتين لـ HST من عامي 1995 و1998 ووجد فرقاً في السطوع بنسبة 34%. إلا أنّ سطوع السديم يبقى على المدى الطويل ثابتاً مع تقلباتٍ تصل إلى 0.3 mag حول متوسطٍ قدره 5.6 mag في مرشّح F550M لكاميرا HST/ACS-HRC (انظر الشكل 5 والجدول A1 في damineli19).

اقترح hillier92 أوّلاً وجودَ مُعتِّمٍ محلّي على خطّ الرؤية (LOS) نحو η Car. ونوقش أثرُه على التطوّر الضوئي والطيفي لـ η Car بتوسّعٍ في damineli19, damineli21, damineli23 وpickett2022. إضافةً إلى ذلك، أظهر gull23 أنّه بين 2004 و2018 اختفت خطوطُ امتصاصٍ كثيرة لأيوناتٍ أحادية التأيُّن عبر جزءٍ مُمتدٍّ من الهومُنكيولوس (ضمن \(\pm 1.5\) قوس ثانية من النواة النجمية المركزيّة)، ما يُشير إلى أنّ المُعتِّم المُتبدّد امتدّ أبعدَ من خطّ الرؤية المباشر نحو η Car.

أفاد humphreys08 بالتطوّر الطيفي والضوئي لـ η Car، مُوضّحاً أنّ النجم كان مستقراً ضوئياً ما بين 1900 و1940. ظلّ الطيف ثابتاً تقريباً خلال تلك الفترة، مُظهراً خطوط إثارة منخفضة مثل [Fe II] و[Ni II] و[Ca II]. وفي الفترة 1940–1953 حدثت حلقةُ ازديادِ سطوعٍ تزامنت مع ظهور خطوط He I و[Fe II]. ازداد المصدر سطوعاً ببطء حتى التسعينيات، إذ ازدادت نسبة [Fe III]/[Fe II] بينما ظلّ [Fe II] تقريباً ثابتاً. لفهم تطوّر η Car الحديث، ينبغي معالجة سؤالين رئيسيَّين: كيف تطوّرت التقلبات الطيفية والضوئية في العقود الثلاثة الأخيرة؟ وما الذي سبّب الأحداث اللافتة في الأربعينيات والتسعينيات؟

لزيادة الفهم، جمعنا نحو 500 طيف عالي الدقّة يغطي العقود الثلاثة الأخيرة (انظر مثلاً damineli21, damineli23). استخدمناها لتحليل تطوّر درجة تأيُّن القذف عبر قياس قمم الخطوط الضيّقة Fe II \(\lambda 4631\)، و[Fe II] \(\lambda 4641\)، و[Fe III] \(\lambda 4659\)¹. الخطّ الأخير حساسٌ للتأيين الضوئي، إذ يقيس كمّية الإشعاع القادم من النجم الثانوي التي تتلقّاها الكتل، بينما يعزَّز الخطّان الأولان بصورةٍ كبيرة بواسطة الأشعّة فوق البنفسجية القصيرة للابتدائي. كثافةُ الإلكترونات في الكتل عاليةٌ بما يكفي (\(\log N_e \sim 7\)) لجعل انبعاث [Fe II] \(\lambda 4641\) مُهيمَناً بالعمليات التصادمية وشبه غير حساس لحقل الإشعاع (Mehner2010, Teodoro20).

جهودُ التأيُّن (IPs) للحديد من Fe إلى Fe\(^+\) هي 7.90 eV، ومن Fe\(^+\) إلى Fe\(^{++}\) هي 16.18 eV. ومع كون H إلى H\(^+\) عند 13.6 eV، فإنّ [Fe II] و[Fe III] تُميّزان بين وجود الإشعاع فوق وتحت عتبة تأيُّن الهيدروجين.

في هذا السياق، نوقشت إثارةُ عُقد Weigelt B وD في verner02, verner05. وصف Gull16 خرائطَ مفصولةً مكانياً لخطّي [Fe II] \(\lambda 4815\) و[Fe III] \(\lambda 4659\) بالتفصيل. وناقش Mehner2010 تقلباتِ خطّ [Fe III] \(\lambda 4659\) لعقدة Weigelt D عبر الدورة المدارية 10. كما ناقش Gull16 وTeodoro20 التغيّرات في الخطوط المحظورة عبر الدورة 12. وُجدت بعض التغيّرات الذاتية من دورةٍ إلى أخرى في انبعاث الخطوط، ولا سيّما اختفاءُ الانبعاث في Weigelt B بين الدورتين 10 و12 (Gull16)، لكن من دون أثرٍ كبير على تدفّقات الانبعاث الضيّق. يتغيّر خط [Fe III] \(\lambda 4659\) بشدّة عبر الدورتين المداريتين، ما يُصعّب دراسة تطوّره طويل الأمد من دون مقارناتٍ دقيقةٍ في الأطوار نفسها عبر دوراتٍ مختلفة، وهو ما حفّزنا على هذا العمل.

المُفاضلةُ في الطيفية الضوئية الأرضية مقارنةً بـ HST/STIS هي خسارةُ جميع التفاصيل المكانية وحقل السرعة لصالح التركيز على قمم الخطوط الضيّقة بعَيِّنةٍ زمنيةٍ كثيفة عبر مداراتٍ عدّة.

المراقبة الطيفية

اخترنا استخدامَ التحليل الطيفي الأرضي عالي الدقّة بشكلٍ مُتكرّر لمراقبة أيونات جميع كتل القذف خلال آخر ستّ دورات، بالاستناد إلى شدّات خطوط Fe II \(\lambda 4631\) و[Fe II] \(\lambda 4641\) و[Fe III] \(\lambda 4659\).

تمّ اختيار هذه الخطوط الثلاثة للحديد لتقارُب أطوال موجاتها ومشاركتها في استمراريةٍ نجميةٍ مشتركة، ولأن اثنين منها — [Fe III] \(\lambda 4659\) و[Fe II] \(\lambda 4641\) — أُبلِغ عنهما منذ عقد الأربعينيات وأنّ نسبتهما حسّاسةٌ لدرجة تأيُّن السديم.

البيانات: الملاحظات والتخفيض

تدفّقٌ مُطلَق للبنية الانبعاثية المحظورة باستخدام HST/STIS

حصلنا على خرائط مفصولة مكانياً لخطوط الانبعاث المختارة باستخدام HST/STIS عبر دورةٍ واحدة من الفترة المدارية البالغة 5.53 سنة. ومع أنّ Gull16 أشار إلى تغيّراتٍ في البنى عند [Fe II] \(\lambda 4815\) مقارنةً بـ [Fe III] \(\lambda 4659\)، فقد أعدنا زيارةَ البيانات للمقارنة المباشرة بين [Fe II] \(\lambda 4641\) و[Fe III] \(\lambda 4659\).

قارنّا خرائط Fe II \(\lambda 4631\) و[Fe II] \(\lambda 4641\) و[Fe III] \(\lambda 4659\) في حالة التأيُّن العالية عند 12.516 وفي الحالة منخفضة التأيُّن عند 13.003. تغيّرت بنيةُ [Fe II] قليلاً بين الحالتين، لكنّ [Fe III] انخفضت بشدّةٍ في الحالة منخفضة التأيُّن. وأظهر فحصُ الطيف الفردي المُستخدَم لبناء خريطة [Fe III]، وبالمقارنة مع أطلس الطيف المنشور في Zethson12، أنّ الانبعاث الضعيف المرئيّ عند [Fe III] \(\lambda 4659\) في الحالة منخفضة التأيُّن ينشأ من خطَّين ضعيفين، أحدُهما لـ [Fe III] عند \(4658.29\,\AA\) والآخر لـ [Fe II] عند \(4658.94\,\AA\). ومن المرجّح أنّ [Fe III] \(\lambda 4659\) يغيب تماماً خلال الحالة منخفضة التأيُّن، بما يتّسق مع كون الفوتونات اللازمة لتأيين Fe\(^{++}\) تأتي من الثانوي الحار η Car B الذي يُغطّى برياح الابتدائي الممتدّة أثناء مرور الحضيض.

وبما أنّ الفلكسات المطلقة معلوماتٌ قيّمة، بحثنا في قاعدة بيانات HST/STIS عن زياراتٍ مفصولة بدورةٍ أو أكثر عند الطور المداري نفسه. وجدنا زوجاً من الأطياف مُركزاً على عقدة Weigelt D ويغطي الخطوط الحديدية الثلاثة التي نركّز عليها — انظر الشكل [2cycle]. التُقط طيفا STIS بشقٍّ عرضه نحو 0.1 قوس ثانية، واستُخرجا في نافذة طولها نحو 0.125 قوس ثانية. اختلف اتجاه زاوية موضع الشق (PA) بين الزيارتين، ما قد يسبب لايقيناً بنحو 10% في الفلكس المطلق. تُستخدم أطياف STIS هنا للتحقّق من صحّة ملاحظاتنا الأرضية التي تخضع لعوامل أكثر تعقيداً، مثل: (a) كون عقدة D أقوى بنحو 70% من C في هذا الطور (Teodoro20)؛ (b) أنّ الملاحظات الأرضية تجمع تدفّقاتٍ خطّيةً أكبر لأنّ منطقةً أوسع تُؤخذ عيّنتها بسبب عرض الشق؛ و(c) أنّ الطيفيات الأرضية تأخذ عيّناتٍ من تكتلاتٍ بظروفٍ فيزيائيةٍ مختلفة، ما يؤدّي إلى نسب خطوطٍ تختلف عن عقدة D المفردة المرصودة بـ STIS.

الطيفية الأرضية العالية الدقّة من دورةٍ إلى أخرى

باستخدام طيفياتٍ أرضيةٍ متعدّدة، جمعنا أطيافاً بنسبة إشارةٍ إلى ضوضاء بين 100–500 وقوّةِ تفريقٍ طيفي تتراوح من \(R \sim 90{,}000\) إلى 22,000 (انظر الجدول [table_observat] لمصادر الأطياف). استُخدِمت كثيرٌ من هذه الطيفيات في أوراقٍ حديثة لمجموعتنا تُفصّل إجراءاتَ تخفيض البيانات (richardson10, richardson15, richardson16, teodoro16, damineli08a, damineli19, damineli21, damineli23, pickett2022, strawn2023). طُبِّعت الأطياف بملاءمةٍ خطيّة عبر الاستمرارية الزائفة ضمن النطاق \(4550\text{–}4750\,\AA\). وعلى الرغم من أنّ الخطوط الخافتة في هذه النافذة قد تُدخِل خطأً في تعيير شدّات الخطوط، فإنّ المصدر الرئيس للتشتّت في الشدّات يعود إلى اختلافات الدقّة الطيفية وتفاوت ظروف الرؤية. ويَظهر أثر نسبة الإشارة إلى الضوضاء أكبرَ على خط [Fe II] \(\lambda 4641\) — لكونه خافتاً نسبياً — مقارنةً بالخطّين الأقوى، باستثناء [Fe III] \(\lambda 4659\) عبر مرور الحضيض منخفض الإثارة.

تؤثّر اختلافاتُ الدقّة الطيفية في شدّات الخطوط بما أنّنا نقيس خطوطاً ضيّقة، خصوصاً Fe II \(\lambda 4631\) الذي يُعدّ الأضيق بعرضٍ كاملٍ عند نصف الذروة FWHM \(=53\)، مقارنةً بـ 58 لخط [Fe II] \(\lambda 4641\) و84 لخط [Fe III] \(\lambda 4659\).

ينشأ معظمُ تدفّق الخطّ والاستمرارية من منطقة ضمن نصف قطرٍ يقارب \(\sim 0.5\) قوس ثانية. وتقوم الرؤية بتمويه الصورة إلى نحو \(\sim 1\text{–}3\) قوس ثانية، ولذا لا يوجد فرقٌ كبير بين الطيفيات ذات الشقّ وتلك المُغذّاة بالألياف. وقد لوحظ استثناءٌ في بعض أطياف UVES التي استُخدمت فيها فتحة 0.2 قوس ثانية تحت ظروف رؤيةٍ ممتازة. ويُلغى التشتّت جيداً بالاعتماد على نِسَب الخطوط.

إنّ الانخفاضَ المُشاهَد في قوّة خطوط الانبعاث (انظر الشكل 3 في mehner15) ليس جوهرياً، بل هو أثرُ التباين بين منطقة تكوُّن الخطّ (تكتلات ويغِلت) وبين سطوع النجم المركزي الذي يزداد مع تبدُّد المُعتِّم الفاصل (damineli21). لكنّ هذا الأثر السائد يحجب التطوّرَ الجوهري طويل الأمد. كان Fe II \(\lambda 4631\) الأقوى في 1997.0، لكن عند 2023.6 أصبحت ذروة شدّته أدنى من ذروة [Fe III] \(\lambda 4659\). تشير العلاماتُ السوداء إلى قمم شدّات الخطوط. عُيّرت الخطوط على تدفّق الاستمرارية ثم أُزيحت عمودياً للوضوح. يُحسب الطور باستخدام \(P=2022.7\,\mathrm{days}\) و\(\phi=14.0\) لعام 2020.2.

وصلنا السجلات الحديثة لنسبة [Fe III] \(\lambda 4659\)/[Fe II] \(\lambda 4641\) بستّة أطيافٍ مُسجّلة على ألواحٍ فوتوغرافية ومسحٍ طيفيٍّ واحد قبل التسعينيات. وتملك الألواحُ الفوتوغرافية استجابةً لوغاريتمية فوق عتبة خلفية غير معروفة. وقد كانت لايقينيّة تصحيح استجابات الألواح تحدّياً في الأطياف الستّة — انظر الجدول [table_fe3fe2].

في الأطياف التي أبلغ عنها humphreys08 وzanella1984، قمنا بقياس شدّات الخطوط من المسوح المرسومة وطبّقنا تصحيحاً لوغاريتمياً لاشتقاق نسبة الخط. كانت قياساتُ نسبة عام 1938 — الشكل 10 في humphreys08 — غير مؤكّدةٍ كثيراً إذ كان [Fe III] \(\lambda 4659\) خافتاً جدّاً. ومع ذلك، يبدو التعريفُ صحيحاً لأنّ [Fe III] \(\lambda 4702\)، رغم كونها أخفت بكثير، واضحةُ الوجود. اعتمدنا حدّاً أعلى مُتحفّظاً قدره 0.3 لهذه النسبة. وأشارت أطياف gaviola إلى مستوى أعلى بنحو ثلاثة أضعاف قبل دورةٍ واحدة في الطور نفسه. استخدمنا الشدّات المبلغ عنها في gaviola53 وthackeray53.

عُيِّرت قياسات شدّات الخطوط لدى aller66 باستخدام مسحٍ ضوئي كهربائي، بينما سُجّل الطيفُ الذي أبلغ عنه hillier92 بكاميرا CCD، وكان قياسُنا قريباً جداً من المُدرَج في الجدول 2 لدى humphreys08. نعتمد قيم تلك الأعمال للقياسات الأربعة المشتركة.

أظهرت تجاربُنا على الأطياف الحديثة أنّ هذه النسبة تتأثّر بالدقّة الطيفية — لكن بمقدارٍ معقول ومتوقّع.

جُمِع منحنى الضوء في النطاق V من مصادر عدّة — لا سيّما smith11 وfrew04 — وجُمِّعت بإجراء تحوّلاتٍ صغيرةٍ في نقطة الصفر لضمّ القيم المعيارية (lajus09, damineli19) إلى المقياس نفسه المعتمد في حملة الرصد في لابلاتا (http://etacar.fcaglp.unlp.edu.ar/EtaCar/). واستُخرج معظم هذه القياسات ضمن فتحةٍ دائرية نصفُ قطرها \(12\,\mathrm{arcsec}\) (lajus09) بطريقة القياس التفاضلي، باستخدام HDE 303308 كمقارنة، ما أتاح دقّةً تقارب \(\sim 0.01\,\mathrm{mag}\). وإلى جانب التصوير الفوتومتري في النطاق V، استخدمنا نطاق TG المُبلّغ عنه في AAVSO (https://www.aavso.org/) والذي يتوافق جيداً مع النطاق V بعد تحوّلٍ صغير في نقطة الصفر.

سُردت جميعُ المرافق في الجدول [table_observat] وتَرِدُ برامجُ الرصد المقابلة في قسم الشكر.

النتائج

تطوّر شدّات الخطوط الطيفية من دورةٍ إلى أخرى

تظهر شدّاتُ فلكس الخطوط الحديدية الثلاثة المرصودة بـ STIS والمُبيّنة في الشكل [2cycle] (بالأزرق عند \(\phi=10.817\) وبالأحمر عند \(\phi=12.839\)) بوضوحٍ أكبر ممّا في الأطياف الأرضية (الشكل [Fig3]) عند الأطوار نفسها، لأنّ STIS يستكشف استمراريةً أضعف بدقّةٍ مكانيةٍ أفضل. وباستثناء خط \(\lambda 4631\) الذي يبدو أخفتَ عند \(\phi=12.839\)، ظلّت الخطوطُ المحظورة الأخرى عند الفلكس نفسه ضمن حدود اللايقين. كما ظلّت نسبةُ فلكس [Fe III] \(\lambda 4659\)/[Fe II] \(\lambda 4641\) ثابتةً على نحوٍ مُرضٍ للطور نفسه بعد ثلاث دورات. ويجدر بالقارئ التنبيه إلى أنّ الشكل [2cycle] يعرض طيف Weigelt D فقط وليس مجموعة التكتلات بأكملها.