Această chilă

Eta Carina ( η Car, η Carinae), Foramen ( lat. Foramen ), până în secolul al XVIII-lea era numită Eta Ship Argo , ( η Arg, η Argus Navis) este o stea dublă - o hipergigantă din constelația Carina cu o luminozitate totală . de peste 5 milioane de componente ori mai mare decât luminozitatea solară . Este situat la o distanță de 7500 de ani lumină (2300 parsecs ). Menționată pentru prima dată ca o stea de magnitudinea a 4-a , dar între 1837 și 1856, în timpul unui eveniment cunoscut sub numele de „Great Flash”, și-a crescut semnificativ luminozitatea. Această Carina a atins o luminozitate de -0,8 m și pentru perioada 11-14 martie 1843 a devenit a doua cea mai strălucitoare stea (după Sirius) de pe cerul pământului, după care a început să scadă treptat în luminozitate, iar prin anii 1870 a încetat. sa fie vizibil cu ochiul liber . Steaua, începând din 1940, își crește treptat din nou luminozitatea. Până în 2014, a atins o magnitudine de 4,5 m . Această Carina este o stea care nu se așează la sud de 30°S, niciodată vizibilă peste 30°N.  

Două stele din Eta Carinae se mișcă în jurul unui centru de masă comun pe orbite eliptice alungite ( excentricitate 0,9) cu o perioadă de 5,54 ani pământeni. Componenta principală a sistemului este o hipergiant, o variabilă albastru strălucitor (BLV), care avea inițial o masă de 150-250 de mase solare, dintre care aproximativ 30 de mase solare s-au pierdut deja. Este una dintre cele mai mari și mai instabile stele cunoscute, cu o masă apropiată de limita superioară teoretică. După cum era de așteptat, în viitorul apropiat din punct de vedere astronomic (câteva zeci de milenii), va deveni o supernovă . Eta Carina A este singura stea cunoscută care produce lumină laser ultravioletă . [ clarifica ] radiații. Cea de-a doua stea, η Car B, se caracterizează și printr-o temperatură și luminozitate la suprafață foarte ridicate, probabil de tip spectral O, cu o masă de aproximativ 30–80 M ⊙ .

Lumina din componentele sistemului Eta Carinae este puternic absorbită de mica nebuloasă bipolară Homunculus cu dimensiuni de 12×18 secunde de arc [15] , care constă din materialul stelei centrale ejectat în timpul „Marei Flare”. Masa de praf din Homunculus este estimată la 0,04 M⊙ . Această Carina A pierde din masă atât de repede încât fotosfera sa nu este legată gravitațional de stea și este „suflată” de radiații în spațiul înconjurător.

Steaua face parte din clusterul deschis de stele Trumpler 16 din nebuloasa mult mai mare Carina . Indiferent de stea sau nebuloasă, există o ploaie slabă de meteoriți Eta Carinids .cu un radiant foarte aproape de steaua de pe cer.

Steaua poartă numele modern Foramen (din latinescul  foramen „gaura”), asociat cu Nebuloasa Keyhole (NGC 3324) din apropierea stelei .

Istoricul observațiilor

Descoperirea și numele unei stele

Până în secolul al XVII-lea, nu există înregistrări sigure despre observarea sau descoperirea lui Eta Carinae, deși navigatorul olandez Peter Keyser în aproximativ 1595-1596 a descris o stea de magnitudinea a 4-a într-un loc care corespunde aproximativ cu poziția Eta Carinae. Aceste date au fost reproduse pe globurile cerești ale lui Peter Plancius și Jodocus Hondius și au apărut în 1603 în Uranometria de către Johann Bayer . Cu toate acestea, catalogul de stele independente al lui Frederick de Houtmann din 1603 nu includea Eta Carinae sau orice altă stea de magnitudinea a patra din regiune. Prima mențiune încrezătoare despre Eta Carinae îi aparține lui Edmund Halley , care a descris-o în 1677 drept Sequens (adică „următoarea” în raport cu o altă stea) în interiorul noii constelații de atunci Oak Karla . Catalogul lui Halley al cerului sudic a fost publicat în 1679 [16] . Vedeta era cunoscută și sub denumirea Bayer ca Eta Karla Oak și Eta Ship Argo [3] . În 1751, Nicolas Louis de Lacaille , după ce a cartografiat „Nava Argo” și „Stejarul Charles”, le-a împărțit în mai multe constelații mai mici. Steaua a ajuns în partea „chilă” a navei Argo , care a primit numele constelației Carina [17] . Steaua nu a fost cunoscută în mod obișnuit ca Eta Carinae până în 1879, când stelele navei Argo au fost alocate constelațiilor fiice din Uranometria argentiniană de către B. Gould [18] .

Această Carina se află prea la sud pentru a face parte din „Cele 28 de case ” ale astronomiei tradiționale chineze , dar a fost inclusă în Asterismele sudice identificate în secolul al XVII-lea. Împreună cu s Carina , Lambda Centauri și Lambda Muhi , Eta Carina a format asterismul 海山( Marea și Munții ) [19] . Această chilă a fost numită și Tin-Sho (天社 - „Altar ceresc”) și Foramen. Era cunoscută și sub numele de Hai-Shan-ar (海山二), „a doua stea a mării și a munților” [20] .

Halley a menționat că magnitudinea stelelor era de aproximativ 4 la momentul descoperirii stelei, ceea ce corespunde la aproximativ 3,3 m la scara modernă. Câteva observații timpurii împrăștiate sugerează că steaua nu a fost semnificativ mai strălucitoare decât această magnitudine pentru cea mai mare parte a secolului al XVII-lea [3] . Observațiile sporadice din următorii 70 de ani menționează și o stea la un nivel de luminozitate nu mai strălucitor de 3 magnitudini, dar în 1751 Lacaille își determină în mod fiabil luminozitatea la un nivel de 2 m [3] . Există incertitudini cu privire la faptul dacă steaua a diferit ca luminozitate în următorii 50 de ani; Există înregistrări rare, cum ar fi observația lui William Burchell din 1815 care menționează Eta Carinae ca stea de magnitudinea a 4-a, dar nu este clar dacă aceste înregistrări se bazează pe observații originale sau sunt repetiții ale informațiilor anterioare [3] .

The Great Flash

În 1827, Burchell a remarcat o creștere a luminozității Eta Carina până la magnitudinea I și a fost primul care a formulat ipoteza variabilității acesteia [3] . John Herschel a făcut o serie de măsurători precise în anii 1830 care au arătat că luminozitatea stelei a fluctuat în jurul valorii de 1,4 magnitudine până în noiembrie 1837. În seara zilei de 16 decembrie 1837, Herschel a fost uimit că steaua l-a întrecut pe Rigel în strălucirea sa [21] . Acest eveniment a marcat începutul unei perioade de 18 ani în evoluția Eta Carinei, cunoscută sub numele de „Marele Flash” [3] .

Această carină a crescut în luminozitate până în ianuarie 1838, atingând o luminozitate aproximativ egală cu Alpha Centauri , după care a început să slăbească oarecum în următoarele 3 luni. După aceasta, Herschel a părăsit emisfera sudică și a încetat să observe steaua, dar a primit corespondență de la reverendul W. S. McKay din Calcutta, scriindu-i în 1843: „Spre marea mea surprindere, în martie (1843) am observat că steaua Aceasta Argo Ship a devenit o stea de prima magnitudine si straluceste cu stralucirea lui Canopus , iar ca culoare si marime este foarte asemanatoare cu Arcturus . Observațiile de la Capul Bunei Speranțe au arătat că steaua a fost mai strălucitoare decât Canopus în perioada 11 martie - 14 martie 1843, apoi a început să se estompeze, dar apoi a început din nou să crească în luminozitate, atingând un nivel de luminozitate între Alpha Centauri și Canopus din martie. 24 la 28, și a început din nou să se estompeze [21] . În cea mai mare parte a anului 1844, steaua a fost la jumătatea distanței dintre Alpha și Beta Centauri în luminozitate , adică luminozitatea sa aparentă a fost de aproximativ +0,2 m , dar până la sfârșitul anului a început să crească din nou. În 1845, luminozitatea stelei a atins −0,8 m , apoi −1,0 m [5] . Vârfurile de luminozitate care au avut loc în 1827, 1838 și 1843, se pare, se datorează trecerii periastronului de către stelele sistemului binar Eta Carina , când orbitele lor treceau cel mai aproape una de alta [22] . Din 1845 până în 1856, luminozitatea a scăzut cu aproximativ 0,1 magnitudine pe an, dar cu fluctuații rapide și mari [5] .

Din 1857, luminozitatea a scăzut rapid, până când în 1886 sistemul stelar nu mai era vizibil cu ochiul liber. S-a demonstrat că acest efect a fost cauzat de condensarea prafului din materia ejectată din jurul stelei, și nu de modificările intrinseci ale luminozității [23] [24] .

Focar mai mic

Următoarea creștere a luminozității a început în jurul anului 1887. Steaua a atins magnitudinea 6,2 până în 1892, apoi până în martie 1895 luminozitatea a scăzut la 7,5 m [3] . În ciuda naturii pur vizuale a observațiilor fulgerului din 1890, s-a estimat că Eta Carina a pierdut aproximativ 4,3 magnitudini din cauza norilor de gaz și praf ejectați în timpul precedentului „Great Flash”. În absența acestor interferențe, luminozitatea sistemului stelar în acel moment ar fi trebuit să atingă aproximativ 1,5-1,9 magnitudini, mult mai strălucitoare decât luminozitatea observată [25] . Era un fel de copie mai mică a „Great Flash”, cu emisii mult mai mici de materie [26] [27] .

secolul al XX-lea

Între 1900 și 1940, Eta Carina părea să înceteze să se mai schimbe în luminozitate și să înghețe la magnitudinea 7,6 [3] . Totuși, în 1953, s-a observat o creștere a luminozității până la 6,5 ​​m [28] . Creșterea luminozității a fost stabilă, dar cu variații foarte regulate de câteva zecimi de magnitudine [22] .

În 1996, s-a constatat că variațiile de luminozitate prezintă o periodicitate de 5,52 ani [22] . Perioada a fost ulterior ajustată la 5,54 ani. Ipoteza prezenței celei de-a doua componente în sistem a fost confirmată prin observarea modificărilor vitezei radiale a sistemului, precum și a modificărilor profilului liniilor spectrale. Sistemul a fost observat în intervalele radio, optice și infraroșu apropiat la momentul presupusului periastron la sfârșitul anului 1997 și începutul anului 1998 [29] . Totodată, s-a observat dispariția completă a radiațiilor cu raze X din sistemul stelar, cauzată de efectul vântului solar contrar [30] . Confirmarea existenței unui companion strălucitor al stelei a îmbunătățit semnificativ înțelegerea caracteristicilor fizice ale Eta Carinae și variabilitatea acesteia [7] .

O dublare neașteptată a luminozității în 1998-1999 a readus sistemul stelar cu ochiul liber. La momentul studiilor spectroscopice din 2014, magnitudinea stelară aparentă a depășit marca de 4,5 m [31] . Luminozitatea nu se schimbă întotdeauna în mod constant la diferite lungimi de undă și nu urmează întotdeauna exact un ciclu de 5,4 ani [32] [33] . Observațiile radio și în infraroșu, precum și observațiile de la telescoape orbitale, au extins posibilitățile de observare a Eta Carina și au făcut posibilă urmărirea modificărilor în spectru [34] .

Observații

Ca stea de magnitudinea a 4-a în prezent, Eta Carina este clar vizibilă cu ochiul liber în absența poluării luminoase [35] . Cu toate acestea, în vremuri istorice, luminozitatea sa a fluctuat într-un interval foarte larg - de la a doua cea mai strălucitoare pe cerul nopții în secolul al XIX-lea până la invizibil cu ochiul liber. Steaua este situată la o declinare de −59° în emisfera cerească sudică și, prin urmare, nu poate fi observată din cea mai mare parte a Eurasiei și cea mai mare parte a Americii de Nord.

Situată între Canopus și Crucea de Sud [36] , Eta Carinae este clar vizibilă ca fiind cea mai strălucitoare dintre stele din marea și vizibilă Nebuloasă Carina. Când este observată la un telescop de amatori, steaua este vizibilă în interiorul benzii de praf în formă de V a nebuloasei, are o culoare portocalie și nu arată ca un obiect stelar [37] . Observațiile de înaltă rezoluție arată două „petale” portocalii ale nebuloasei de reflexie bipolară din jur , cunoscută sub numele de „ Homunculus ”, extinzându-se spre exterior din miezul central luminos. Astronomii amatori care urmăresc stele variabile pot compara luminozitatea acesteia cu mai multe stele de magnitudinea a 4-a și a 5-a din apropierea nebuloasei.

Radiantul slabei ploi de meteoriți Eta Carinids descoperit în 1961 este foarte aproape de Eta Carina. Ploaia de meteori este clar vizibilă în perioada 14 ianuarie - 28 ianuarie, cu un vârf căzând pe 21 ianuarie. Aversele de meteori nu au nicio legătură cu corpurile din afara sistemului solar, iar apropierea de Ete Carina este o simplă coincidență [38] .

Spectrul vizibil

Lățimea și forma liniilor spectrale ale Eta Carinae sunt foarte variabile, dar în același timp prezintă o serie de caracteristici distinctive. Spectrul lui Eta Carinae are linii de emisie proeminente , de obicei largi, deși sunt suprapuse de o componentă centrală îngustă a spectrului din gazul dens ionizat al nebuloasei, în special din globulele Weigelt (nebuloase mici de reflexie din centrul Homunculus). Majoritatea liniilor sunt ale profilului de stele P Cygni (un profil de linie comun variabilelor albastre strălucitoare ), dar cu absorbția mult mai slabă decât emisia. Liniile spectrale largi de tip P Cygnus sunt caracteristice unui vânt stelar puternic , dar în acest caz au o absorbție foarte scăzută, deoarece steaua este ascunsă de un înveliș de gaz în expansiune. În aripile liniei, se pot observa semne ale împrăștierii lui Thomson pe electroni, deși slabe, care pot fi interpretate ca o manifestare a structurii neomogene a vântului stelar. Liniile de hidrogen sunt puternic pronunțate, ceea ce vorbește în favoarea faptului că Eta Carina și-a păstrat cea mai mare parte a anvelopei sale de hidrogen . Liniile He I [n 1] sunt mult mai slabe decât liniile de hidrogen, iar absența liniilor He II permite stabilirea unei limite superioare a temperaturii stelei principale. Liniile N II sunt identificabile, dar slabe, în timp ce liniile de carbon nu sunt detectate deloc, iar liniile de oxigen sunt în cel mai bun caz extrem de slabe, ceea ce indică arderea hidrogenului în miez prin ciclul CNO , care afectează și suprafața apropiată. straturi. Poate una dintre cele mai caracteristice trăsături ale spectrului Eta Carinae este prezența semnificativă a liniilor de emisie Fe II, atât permise, cât și interzise ; acestea din urmă apar atunci când gazul unei nebuloase de joasă densitate din jurul unei stele este excitat [39] [40] .

Cele mai timpurii analize ale spectrului stelei se bazează pe observațiile din 1869, în timpul cărora au fost găsite liniile „C, D, b, F, cu linia principală de azot verde”. Observatorul a indicat că nu au fost observate linii de absorbție deloc [41] . Denumirile de litere sunt date conform Fraunhofer și corespund cu: H α , HeI ("D" a fost de obicei folosit pentru a indica linia dublă de sodiu, dar "d" sau "D 3 " a fost folosit pentru linia apropiată de heliu), FeII și H β . Se presupune că ultima linie indicată aparține FeII, foarte aproape de linia verde a „ nebuliumului ”, cunoscută acum sub numele de oxigen dublu ionizat, OIII [42] .

Spectrele fotografice din 1893 au fost descrise ca fiind similare cu o stea F5, dar cu linii de emisie slabe. Analiza prin standarde spectrografice moderne indică o stea de tip spectral timpuriu F. În 1895, liniile de emisie puternice au fost din nou observate în spectru, în timp ce liniile de absorbție erau prezente, dar erau puternic suprapuse de linii de emisie. Asemenea tranziții spectrale de la o supergigantă de clasă F la linii de emisie puternice sunt caracteristice noilor stele , când materia ejectată radiază inițial ca o pseudo - fotosferă , iar apoi, când învelișul se extinde și devine optic mai subțire, apare spectrul de emisie al radiației . 42] .

Spectrul liniei de emisie asociat cu vânturile stelare dense a continuat să fie observat încă de la sfârșitul secolului al XIX-lea. Liniile individuale prezintă variații mari în lățime, profil și deplasare Doppler și, uneori, diferite componente ale vitezei se găsesc într-o singură linie. Liniile spectrale se modifică și ele în timp, cel mai puternic cu o perioadă de 5,5 ani , dar sunt vizibile și perioade mai scurte sau mai lungi cu o amplitudine mai mică, precum și modificări seculare (neperiodice) în curs [43] [44] . Spectrul de lumină reflectat de globulele Weigelt este similar în caracteristicile sale principale cu steaua HDE 316285 , care prezintă caracteristici de tip P Cygni extrem de strălucitoare și are un tip spectral de B0Ieq [45] .

Spectrul ultraviolet

Spectrul ultraviolet al sistemului Eta Carinae este bogat în linii de emisie de metale ionizate, cum ar fi Fe II și Cr II, are o linie Lyman α (Ly α ) pronunțată și un continuum (radiație cu spectru continuă) de la o sursă centrală fierbinte. Nivelurile de ionizare și continuum necesită o sursă cu o temperatură de cel puțin 37.000 K [46] .

Unele linii aparținând FeII sunt neobișnuit de puternice în ultraviolete. Acestea sunt localizate în globulele Weigelt și se crede că sunt cauzate de un mecanism similar în esență cu funcționarea unui laser cu câștig redus. Hidrogenul ionizat dintre globule și steaua centrală generează o emisie intensă de Ly α , care pătrunde în globule. Globulele conțin hidrogen atomic cu un mic amestec de alte elemente, inclusiv fier fotoionizat din radiația stelelor centrale. Rezonanța aleatorie (atunci când radiația emisă întâmplător are energia potrivită pentru a pompa o stare excitată) permite emisiei Ly α să excite ionii Fe + într-o anumită stare pseudo-metastabilă [47] , creând o inversare a populației , care la rândul ei provoacă emisie stimulată [ 47]. 48] . Acest efect este similar în natură cu emisia maserului în „buzunarele” dense din jurul multor supergiganți reci, dar ultimul efect este mult mai slab în spectrul vizibil și UV, iar Eta Carinae este singurul exemplu de încredere de laser cosmic ultraviolet. Un efect similar din pomparea stării metastabile OI prin emisia Ly β în globulele din jurul Eto Carina este, de asemenea, confirmat ca un alt caz de laser UV astrofizic [49] .

Spectrul infraroșu

Observațiile în infraroșu ale Eta Carinei devin din ce în ce mai importante. Marea majoritate a radiațiilor electromagnetice de la stelele centrale este absorbită de praful din jur și apoi radiată în spectrul infraroșu mediu și îndepărtat corespunzător temperaturii prafului. Acest lucru permite ca aproape întregul flux de energie din sistem să fie observat la o lungime de undă care este puțin afectată de dispariție , ceea ce permite să se facă estimări de luminozitate mult mai precise decât în ​​cazul altor stele extrem de strălucitoare . Această Carina este cea mai strălucitoare sursă de pe sfera cerească din mijlocul spectrului infraroșu [50] .

Observațiile în infraroșu îndepărtat fac posibilă distingerea unei mase uriașe de praf cu o temperatură de ordinul 100-150 K , ceea ce conduce la o estimare a masei Nebuloasei Homunculus ca 20 de mase solare sau mai mult. Acest lucru este mult mai mult decât estimările anterioare și se crede că tot acest praf a fost aruncat în câțiva ani în timpul „Great Flash” [51] .

Observațiile în infraroșu pot pătrunde în praf și, cu un grad ridicat de rezoluție, pot observa caracteristici care sunt complet invizibile în domeniul optic, dar nu și stelele centrale în sine. Regiunea centrală a Homunculus conține regiuni mai mici: Homunculus mai mic , rămas de la izbucnirea anilor 1890, Fluture —  clustere deschise și filamente rămase de la două izbucniri și o regiune de vânt stelar alungită [52] .

Radiații de înaltă energie

Mai multe surse de raze X și gama au fost detectate în regiunea Eta Kiel , de exemplu 4U 1037-60 , inclus în al 4-lea catalog al observatorului spațial Uhuru , sau 1044-59 conform catalogului HEAO-2 . Cele mai timpurii observații cu raze X din regiunea Eta Kiel au fost făcute de la racheta meteorologică Terrier -Sandhawk lansată în SUA în 1972 [53] , apoi au fost continuate pe observatoarele spațiale Ariel V [54] . OSO 8 [55] și „Uhuru” [56] . Observații mai detaliate au fost apoi făcute de misiunea HEAO-2 [57] , telescopul cu raze X ROSAT [58] , misiunea ASCA [59] și telescopul Chandra . Au fost detectate multe surse din spectrul electromagnetic de înaltă energie: raze X dure și raze gamma într-o regiune la 1 lună lumină de Eta Carinae; emisie de raze X dure din regiunea centrală cu un diametru de 3 luni lumină; o structură distinctă în formă de potcoavă lungă de 0,67 parsecs (2,2 ani lumină), care emite raze X cu energie scăzută și care corespunde cu partea frontală a undei de șoc din vremurile „Great Flash”; radiații de raze X împrăștiate distribuite pe întreaga zonă a Homunculusului; numeroase etanșări și arce în afara inelului principal [60] [61] [62] [63] .

Toate radiațiile de înaltă energie asociate cu Eta Carinae variază pe parcursul unui ciclu orbital. În iulie și august 2003, a fost observată un minim spectral, sau „eclipsă de raze X”. În 2009 și 2014 a fost observat un eveniment esențial similar [64] . Radiația gamma cu cea mai mare energie cu o energie de ordinul a 100 MeV a fost înregistrată de nava spațială AGILE ; a prezentat o variabilitate mare, în timp ce razele gamma cu energie mai mică observate de nava spațială Fermi au variat doar puțin [60] [65] .

Emisia radio

Emisia radio de la Eta Carina se observă în principal în domeniul microundelor . A fost descoperit la lungimea de undă a liniei radio neutre cu hidrogen , dar a fost mai studiat în intervalele milimetrice și centimetrice . În aceste intervale, au fost detectate linii maser de recombinare a hidrogenului. Emisia este concentrată într-o sursă radio nepunctală mică, cu o lungime mai mică de 4 secunde de arc; este în principal radiație pe tranziții libere (termal bremsstrahlung ), care este compatibilă cu ipoteza unei regiuni HII compacte cu o temperatură de ordinul a 10.000 K [66] . Observații radio mai detaliate fac posibilă distingerea unei surse radio sub forma unui disc cu un diametru de câteva secunde de arc (10.000 AU ) care înconjoară Eta Carina [67] .

Emisia radio a Eta Carinei se caracterizează prin modificări constante ale intensității și distribuției spectrale cu un ciclu de 5,5 ani. Intensitatea H II și a liniilor de recombinare variază foarte mult, în timp ce emisia continuă (radiație în bandă largă la diferite lungimi de undă) este mai puțin supusă unor astfel de modificări. Acest lucru se datorează scăderilor bruște ale nivelului de ionizare a hidrogenului pentru perioade scurte în fiecare ciclu, care coincid cu evenimente spectroscopice la alte lungimi de undă [67] [68] .

Mediu

Această Carina este situată adânc în Nebuloasa Carina, o regiune gigantică de formare a stelelor din Brațul Săgetător al galaxiei noastre Calea Lactee . Această nebuloasă este un obiect clar vizibil pe cerul sudic al nopții cu ochiul liber și este o combinație complexă de emisie, reflexie și nebuloase întunecate. După cum se știe, Eta Carinae este situată la aceeași distanță de Pământ cu nebuloasa, iar reflexele spectrului său pot fi văzute pe mulți nori formați de stele din apropiere [69] . Aspectul Nebuloasei Carina, și în special a regiunii Keyhole , s-a schimbat semnificativ de când a fost descrisă de John Herschel cu peste 150 de ani în urmă [42] . Se crede că aceasta este direct legată de reducerea radiațiilor ionizante de la Eta Carina de la „Great Flash” [70] . Înainte de „Marele Focar”, sistemul Eta Carinae a contribuit cu aproximativ 20% la ionizarea nebuloasei, dar acum este blocat dens de nori de gaz și praf [69] .

Trumpler 16

Această Carina este situată în interiorul clusterului deschis de stele Trumpler 16. Toate celelalte stele ale clusterului sunt sub pragul de observabilitate cu ochiul liber, chiar dacă WR 25  este o altă stele extrem de strălucitoare [71] . Trumpler 16 și vecinul său Trumpler 14  sunt cele mai vizibile două grupuri stelare din asociația stelară OB1 Carina , un grup mare de stele strălucitoare și tinere care sunt unite printr-o mișcare comună prin spațiu [72] .

Homunculus

Această Carina este situată în interiorul Nebuloasei Homunculus și o luminează [73] . În centrul său, Homunculus este compus din gaz și resturi ejectate în timpul „Marele Flash” de la mijlocul secolului al XIX-lea. Nebuloasa este formată din doi „lobi” polari unul față de celălalt, aliniați cu axa de rotație a stelei și o „fustă” ecuatorială. Observațiile la rezoluție maximă dezvăluie detalii mai fine: Homunculus Minor în nebuloasa principală, posibil de la erupția din 1890; avion; fluxuri subțiri de gaz și noduli de materie, vizibile mai ales în regiunea „fustei”; si trei globule Weigelt, nori densi de gaz situati foarte aproape de stele [49] [74] .

Se crede că paletele Homunculus s-au format imediat după izbucnirea inițială, mai probabil decât din materie pre-ejectată sau din materie interstelară, dar deficitul de materie din apropierea planului ecuatorial permite o interacțiune ulterioară între vântul stelar și materia ejectată. Masa Homunculus Vanes oferă o indicație clară a mărimii „Marele Flash” cu estimări variind de la 12-15 până la 40 de mase solare de materie eruptă [51] [75] . Cercetările sugerează că materia din Marele Flash este mai concentrată în jurul polilor; 75% din masă și 90% din energia cinetică au fost ejectate peste o latitudine de 45° [76] .

Homunculus este caracterizat de o caracteristică unică - capacitatea de a obține date despre spectrul obiectului central la diferite latitudini prin reflectarea sa în diferite părți ale „lamelor”. Acest lucru sugerează un vânt polar , în care vântul stelar este mai rapid și mai puternic la latitudini mari din cauza rotației rapide cauzate de „ luminozitatea gravitațională ” către poli. În schimb, spectrul arată o temperatură de excitație mai mare mai aproape de planul ecuatorial [77] . Aparent, învelișurile exterioare ale Eta Carinae A nu sunt prea puternic convective - altfel ar preveni „ întunecarea gravitațională ”. Axa actuală de rotație a stelei nu se potrivește cu alinierea nebuloasei în spațiu. Acest lucru este cel mai probabil cauzat de impactul Eta Carinae B care modifică vântul stelar observat [78] .

Distanța

Distanța până la Eta Carina a fost determinată prin combinarea diferitelor metode, dând o valoare larg acceptată de 2.300 pc (7.800 ani lumină), cu o eroare de aproximativ 100 pc (330 ani lumină) [79] . Distanța până la Eta Carina nu poate fi stabilită folosind măsurători de paralaxă din cauza distanței și a nebuloasei din jur. Doar două stele se află la o distanță similară în catalogul Hipparcos : HD 93250 în clusterul Trumpler 16 și HD 93403 , un alt membru al lui Trumpler 16, sau eventual Trumpler 15 . Se crede că aceste două stele, la aceeași distanță cu Eta Carinae, s-au format în același nor molecular, dar distanțele lor sunt prea mari pentru măsurătorile paralaxei. Măsurătorile de paralaxă pentru HD 93250 și HD 93403 dau valori de 0,53 ± 0,42 milisecunde de arc și, respectiv, 1,22 ± 0,45 milisecunde de arc, dând o distanță de 2.000 până la 30.000 de ani-lumină (600 până la 9.000 buc) [ 9.000 ] Se crede că cele mai precise date de paralaxă au fost obținute de misiunea Gaia . Prima publicație a datelor misiunii a menționat o paralaxă de 0,42 ± 0,22 arc milisecunde și −0,25 ± 0,33 arc milisecunde pentru HD 93250 și, respectiv, HD 93204, dar nu pentru Eta Carinae.

Distanțele până la grupurile de stele pot fi aproximate folosind diagrama Hertzsprung-Russell sau cromaticitatea culorilor pentru a calibra datele de magnitudine absolută ale stelelor pentru a se potrivi secvenței principale sau pentru a identifica caracteristici precum aparținerea „ ramurului orizontal ”, și astfel distanța lor față de Pământ. . De asemenea, este necesar să se înțeleagă volumele de extincție interstelară către clusterul stelar, ceea ce este problematic în cazul Eta Carinae și a unor regiuni similare ale spațiului [81] . Distanța de 7330 de ani lumină (2250 pc) a fost obținută prin verificarea luminozității stelelor de clasa O din clusterul Trumpler 16 [82] . După descoperirea înroșirii interstelare din cauza dispariției și corecția corespunzătoare a măsurătorilor, distanța până la majoritatea stelelor Trumpler 14 și 16 a fost stabilită la 9500 ± 1000 de ani lumină (2900 ± 300 pc) [83] .

Rata cunoscută de expansiune a Homunculus oferă un mod geometric neobișnuit de măsurare a distanței. Pe baza faptului că lamele nebuloasei sunt simetrice, proiecția nebuloasei pe cer depinde de distanța până la aceasta. Au fost stabilite valori de 2300, 2250 și 2300 parsecs pentru Homunculus și Eta Carina la aceeași distanță [79] .

Caracteristici

Sistemul stelar Eta Carina este în prezent unul dintre cele mai masive sisteme care pot fi studiate în detaliu. Până de curând, Eta Carina a fost considerată cea mai masivă dintre stele unice, dar în 1996 natura binară a sistemului a fost propusă de astronomul brazilian Augusto Daminieli [22] și confirmată în 2005 [84] . În cea mai mare parte, detaliile sistemului stelar sunt ascunse de materia circumstelară ejectată din Eta Carinae A, temperatura și luminozitatea stelei pot fi determinate doar prin observații în spectrul infraroșu. Schimbările rapide ale vântului stelar în secolul al XXI-lea sugerează că am putea vedea steaua însăși în viitorul previzibil, deoarece împrejurimile sale sunt curățate treptat de praf [85] .

Orbită

Natura binară a sistemului este clar stabilită, chiar dacă componentele nu pot fi văzute direct sau rezolvate spectrografic din cauza împrăștierii radiațiilor și excitațiilor în nebuloasa din jur. Schimbările periodice ale fotometriei și spectrului au determinat căutarea unui însoțitor, iar simulările de coliziuni ale vântului stelar și eclipsarea unora dintre caracteristicile din spectrul sistemului au făcut posibilă stabilirea de orbite aproximative [10] .

Perioada orbitală actuală a companionului este stabilită la exact 5,539 de ani, în ciuda modificărilor datorate pierderii de materie și acreției. Perioada orbitală dintre „Great Flash” și fulgerul mai mic din 1890 a fost de aproximativ 5,52 ani, în timp ce înainte de „Great Flash” a fost mai rapidă, poate între 4,8 și 5,4 ani [13] . Distanța orbitală este cunoscută doar aproximativ, cu semi-axa majoră a orbitei în jur de 15-16 UA. e. Orbita are o excentricitate mare, e = 0,9. Aceasta înseamnă că distanța dintre stele este uneori de aproximativ 1,6 UA. e., despre distanța dintre Marte și Soare și uneori 30 a. e., ca distanța până la Neptun [10] .

Poate cel mai valoros lucru despre cunoașterea orbitelor unui sistem de două stele este capacitatea de a calcula direct masa stelelor dintr-o pereche. Acest lucru necesită cunoașterea parametrilor exacti ai orbitei și a înclinării acesteia. Majoritatea parametrilor orbitali din sistemul Eta Carinae nu sunt cunoscuți cu exactitate din cauza faptului că stelele nu pot fi văzute direct și distinse. Înclinarea se presupune a fi la nivelul de 130-145 de grade, ceea ce reprezintă un obstacol important în rafinarea masei componentelor [10] .

Clasificare

Această Carina A este clasificată ca o variabilă albastru strălucitor (BLV) datorită fluctuațiilor distinctive ale spectrului și luminozității. Acest tip de stea variabilă se caracterizează prin tranziții neregulate de la repaus la temperatură ridicată la izbucniri de temperatură scăzută cu luminozitate aproximativ constantă. NGN-urile aflate în repaus sunt situate într-o „dungă îngustă de instabilitate a stelelor de tip S Doradus ”, aceasta include cele mai strălucitoare și mai fierbinți stele. În timpul exploziilor, toate NGN-urile au aproximativ aceeași temperatură, aproximativ 8.000 K. Într-o explozie tipică, NGN-urile devin vizual mai strălucitoare decât în ​​repaus, în timp ce luminozitatea bolometrică rămâne neschimbată.

Un eveniment similar cu „Marele Flare” care a avut loc pe Eta Carinae A a fost văzut o singură dată în Calea Lactee până acum în istoria observațiilor – pe P Cygnus  – și în mai multe NGL-uri probabile din alte galaxii. Dar niciunul dintre fulgere nu a atins aceeași putere ca a lui Eta Kiel. Nu se știe cu siguranță dacă aceasta este o caracteristică a celor mai masive NGB-uri, dacă este asociată cu apropierea unui însoțitor sau dacă aceasta este o fază scurtă, dar comună de viață pentru stelele mari. Multe evenimente similare din alte galaxii au fost confundate cu explozii de supernovă, pentru care au fost numite „ pseudo- supernove ”, acest grup poate include și stele cu alți tranzitori non-termici, aducând steaua mai aproape ca luminozitate de o supernovă [51] .

Această Carina A nu este un YGP tipic. Are o luminozitate mai mare decât orice alt NGN din Calea Lactee, deși poate fi comparabil cu „pseudo-supernove” găsite în alte galaxii. În acest moment, steaua nu se află în „banda de instabilitate S Doradus”, deși temperatura sau tipul spectral al stelei principale nu sunt încă clare, „Marele Flare” în sine a fost ceva mai rece decât o erupție tipică YGB. Erupția din anii 1890 a fost mai asemănătoare cu o erupție tipică YGB cu un tip spectral timpuriu F și acum se crede că steaua are un vânt stelar opac care formează o pseudo-fotosferă cu temperaturi în regiunea 9000 - 14000 K, care este, de asemenea, tipic pentru YGB în timpul erupției [23] .

Această Carina B este o stea masivă și strălucitoare despre care se știe puțin. Judecând după separate și necaracteristice pentru liniile principale de emisie a stelei din spectru, Eta Carinae B poate fi o stea tânără de tip spectral O. Mulți autori cred, de asemenea, că steaua este fie o supergigantă, fie doar o gigantă, deși nu exclud faptul că steaua aparține clasei Wolf.Raet [84] .

Masa

Este dificil de determinat masa stelelor din sistem fără a cunoaște cu exactitate toate elementele orbitei. Această Carina este un sistem cu două componente, dar nu există date exacte despre orbitele stelelor. Putem spune doar cu certitudine că masa stelei centrale este cu greu mai mică de 90 de mase solare, pe baza luminozității sale mari [39] . Modelul standard al sistemului presupune o masă centrală de stele de 100–120 de mase solare [12] [13] și o masă de satelit de 30–60 de mase solare [13] [86] . Se presupune că o masă mare simulează randamentul de energie și transferul de masă al „Great Flash” cu o masă totală a unui sistem binar de 250 de mase solare înainte de prima fulger [13] . Această Carina a pierdut o cantitate imensă de masă în timpul erupției și se crede că a avut inițial o masă între 150 și 250 de mase solare, deși o stea însoțitoare ar fi putut, de asemenea, să fi contribuit la erupție [87] [88] .

Pierdere în masă

Pierderea de masă este unul dintre cele mai intens studiate aspecte ale existenței stelelor masive. Simpla inserare a ratelor de pierdere de masă observate în cele mai bune modele de evoluție stelară nu se potrivește cu caracteristicile observate ale stelelor masive în evoluție precum Wolf-Rayet, cu numărul și tipurile de supernove sau cu progenitorii lor. Pentru a se potrivi cu observațiile, modelele necesită volume mult mai mari de pierderi de masă. Această Carina A are cele mai mari rate de pierdere de masă, în prezent la aproximativ 10 −3 mase solare pe an, și este un candidat evident pentru cercetare [89] .

Această Carina A pierde atât de multă masă din cauza luminozității sale puternice și a gravitației de suprafață relativ slabă. Vântul său stelar este complet opac și apare ca o pseudo-fotosferă. Acest fenomen optic dens blochează adevărata suprafață a stelei. În timpul „Great Flash”, rata de pierdere de masă a fost de o mie de ori mai mare, aproximativ 1 masă solară pe an, timp de zece sau mai mulți ani. Pierderea de masă cumulată în timpul erupției este de ordinul a 10-20 de mase solare, ceea ce a permis formarea Homunculus-ului. O erupție mai mică în anii 1890 a creat Homunculus -ul Mic , o pierdere de masă mult mai mică de numai 0,1 mase solare [14] . Cea mai mare parte a materiei părăsește Etu Carinae cu o viteză de aproximativ 420 km/s, dar o parte din materie este dusă de vântul stelar cu viteze de până la 3.200 km/s, eventual ejectată de steaua însoțitoare de pe discul de acreție [90] .

Această Carina B pierde și ea masă prin vântul stelar, dar acest lucru nu poate fi observat direct. Modelele de radiație cauzate de coliziunea a două vânturi stelare sugerează o rată de pierdere de masă în regiunea de 10 -5 mase solare pe an la viteze de până la 3.000 km/s, ceea ce este tipic pentru stelele fierbinți din clasa O [62] . Pe partea extrem de excentrică a orbitei, a doua componentă a sistemului primește material de la Eta Carinae A prin acreție. În timpul „Marei Flare” de pe steaua centrală, steaua satelit a acumulat mai multe mase solare de materie și a ejectat jeturi puternice, care au format aspectul bipolar al Nebuloasei Homunculus [89] .

Luminozitate

Componentele sistemului binar Eta Carina sunt complet ascunse de praf și vântul stelar opac, cu o mare parte din radiația ultravioletă și vizuală mutată în spectrul infraroșu. Radiația electromagnetică totală a tuturor lungimilor de undă pentru ambele componente ale sistemului este de câteva milioane de luminozități solare [91] . Cea mai bună estimare a luminozității pentru steaua centrală este de 5 milioane solare. Luminozitatea Eta Carinae B nu este cunoscută cu suficientă acuratețe, poate câteva sute de mii - dar nu mai mult de un milion.

Cea mai remarcabilă caracteristică a lui Eta Carinae este o puternică explozie de pseudo-supernova care a avut loc pe steaua centrală în 1843. Câțiva ani după aceea, steaua a produs la fel de multă lumină ca o supernova slabă și totuși a rămas în existență. S-a estimat că luminozitatea maximă a sistemului a fost de până la 50 de milioane solare [51] . Mai multe evenimente similare au fost înregistrate în alte galaxii, de exemplu, evenimentul SN 1961v în galaxia NGC 1058 și SN 2006jc în galaxia UGC 4904 [93] .

După „Great Flash”, Eta Carina a fost întunecată de materia ejectată, ceea ce a dus la o schimbare a radiației vizuale către partea roșie a spectrului. Steaua a pierdut aproximativ 4 magnitudini la lungimea de undă vizuală, ceea ce înseamnă că steaua a revenit la luminozitatea de dinainte de erupție [94] . Această carină este încă mai strălucitoare în infraroșu, chiar dacă se presupune că există stele fierbinți chiar dincolo de nebuloasă. Creșterea actuală a luminozității stelei este cauzată de o scădere a extincției și împrăștierea prafului din sistem, sau de o scădere a ejecției în masă, dar nu și de creșterea reală a luminozității stelei [85] .

Temperatura

Până la sfârșitul secolului al XX-lea, temperatura Eta Carinae se credea a fi de peste 30.000 K datorită liniilor spectrale care experimentau „maxima”, dar alte aspecte ale spectrului permiteau asumarea temperaturilor mai scăzute, așa că au fost create modele pentru a explica acest lucru. [95] . Acum se știe că sistemul Eta Carinae este format din două stele cu vânturi stelare puternice și o zonă de coliziune situată în interiorul unei nebuloase prăfuite care redirecționează 90% din radiația electromagnetică în regiunile medii și infraroșii îndepărtate ale spectrului. Din cauza acestor caracteristici, este problematic să se stabilească temperatura exactă a stelei centrale sau a însoțitorului său.

Vânturile stelare puternice se ciocnesc în interiorul nebuloasei prăfuite, provocând temperaturi de 100 MK (megakelvin) în vârful conului de coliziune dintre două stele. Această zonă radiază în spectrul dur de raze X și radiații gamma aproape de stele. În apropierea periastronului, a doua stea trece prin straturi mai dense ale vântului stelar de la steaua centrală, iar zona de coliziune a vântului suferă perturbări, răsucindu-se într-o spirală care se întinde dincolo de Eta Carinae B [96] .

Zona de coliziune a vântului separă vânturile stelare de două stele. La un nivel de 55 - 75 ° în spatele celei de-a doua stele, există un vânt slab și fierbinte, tipic pentru stelele de tip spectral O sau pentru stelele Wolf-Rayet. Acest lucru face posibilă detectarea unor radiații de la Eta Carinae B, precum și determinarea temperaturii acesteia cu o anumită precizie, datorită liniilor spectrale care nu aparțin exact nici unei alte surse. În ciuda absenței observațiilor directe pentru o stea însoțitoare, există o ipoteză larg acceptată pentru modelele în care steaua are o temperatură între 37.000 K și 41.000 K [7] .

În toate celelalte direcții de pe cealaltă parte a zonei de coliziune a vântului, vântul stelar din Eta Carina A se propagă, care este mult mai rece și de peste 100 de ori mai dens decât vântul din Eta Carina B. În plus, este dens optic, complet. ascunde detaliile adevăratei stele centrale a fotosferei stelare și complică foarte mult orice determinare a temperaturii deja controversate. Radiația observată provine din pseudofotosferă - unde densitatea optică a vântului stelar tinde spre zero, iar transparența Rosseland este de 2 ⁄ 3 . Pseudofotosfera, atunci când este observată, pare alungită și mai ales fierbinte de-a lungul presupusei axe de rotație [97] .

La vremea lui Edmund Halley, Eta Carinae A era cel mai probabil o hipergiant de clasă spectrală B cu o temperatură între 20.000 K și 25.000 K în momentul observației. Temperatura efectivă determinată pentru un vânt stelar sferic optic dens la o distanță de câteva sute de raze solare ar trebui să fie între 9.400 și 15.000 K, în timp ce temperatura unui nucleu hidrostatic teoretic de 60 de raze solare și cu o adâncime optică de 150 ar avea să fie de ordinul a 35.200 K [34] [85] [91] [98] . Temperatura efectivă a marginii exterioare vizibile a vântului principal opac de la steaua centrală este de obicei luată la nivelul 15000 K - 25000 K pe baza caracteristicilor vizibile în spectrul vizual și ultraviolet, care sunt vizibile fie în spectrul însuși. sau reflectat prin globulele Weigelt [51] [14 ] .

Homunculul conține praf cu temperaturi cuprinse între 150 K și 400 K. Aceasta este sursa aproape a tuturor radiațiilor infraroșii de la Eta Carina, făcându-l un obiect luminos la aceste lungimi de undă [51] .

În plus, gazul în expansiune după „Great Flash” se ciocnește cu materia interstelară și se încălzește până la aproximativ 5 megakelvin, creând o emisie slabă de raze X, vizibilă în „potcoava” sau „inel” [99] [100] .

Dimensiuni

Este greu de spus ceva specific despre dimensiunea componentelor sistemului binar Eta Carinae din cauza dificultății observației directe. Eta Carinae B ar trebui să aibă o fotosferă clar vizibilă, iar raza poate fi setată pe baza clasei spectrale acceptate a stelei. O supergiant de clasa O cu o luminozitate de 933.000 solare și o temperatură de 37.200 K ar trebui să aibă o rază de 23,6 solare [6] .

Dimensiunile Eta Carina A sunt greu de determinat chiar si aproximativ. Steaua centrală are un vânt stelar optic dens, astfel încât înțelegerea clasică a suprafeței stelare devine vagă. Conform unor date, a fost posibil să se calculeze raza unui nucleu stelar fierbinte cu o temperatură de 35.000 kelvin (adică steaua însăși în interiorul unui vânt stelar dens optic) ca 60 solar la o adâncime optică de 150 aproape de ceea ce ar putea fi. numită suprafața fizică a stelei. Măsurătorile la o adâncime optică de 0,67 indică o rază de peste 800 solare, indicând un vânt stelar umflat optic dens [39] . La vârful Marelui Flash, raza, în măsura în care un astfel de concept este aplicabil momentului de ejecție a unei mase uriașe de materie, a fluctuat în jurul valorii de 1.400 solare, ceea ce este comparabil cu dimensiunea celor mai mari stele cunoscute [101] .

Dimensiunea unei stele într-un sistem binar ar trebui să corespundă distanței dintre cei doi însoțitori, care în periastron este de doar 250 de raze solare. Raza de acreție a celei de-a doua stele ar trebui să fie de 60 de raze solare, ceea ce sugerează o acreție puternică în apropierea periastronului, ducând la prăbușirea vântului stelar al Eta Carinae B [13] . S-a sugerat că strălucirea inițială de la 4-a la 1-a magnitudine a luminozității bolometrice relativ constantă a fost o izbucnire normală YGB, deși prea extremă pentru această clasă. Steaua însoțitoare a trecut apoi prin fotosfera extinsă a primei stele la periastron, provocând o creștere suplimentară a luminozității, luminozității și pierderii de masă într-un „Bliț mare” [101] .

Rotire

Viteza de rotație a stelelor masive are o influență importantă asupra evoluției și dispariției lor. Viteza de rotație a stelelor Eta Carinae nu poate fi măsurată direct din cauza invizibilitatii suprafeței. Stelele masive singure își opresc rotația accelerată relativ repede din cauza frânării de către propriile lor vânturi stelare puternice, dar există indicii că atât A, cât și B din Eta Carinae sunt stele care se rotesc rapid, apropiindu-se de 90% din viteza lor critică de rotație. Una sau ambele stele se rotesc prin interacțiune, de exemplu, datorită acreției pe a doua componentă și a interacțiunii orbitale cu primara. [78]

Evoluție

Supernova potențială

Cel mai probabil, următoarea supernovă observată în Calea Lactee va avea originea dintr-o pitică albă necunoscută sau o supergigantă roșie necunoscută, care, foarte probabil, nici măcar nu va fi vizibilă cu ochiul liber [102] . Cu toate acestea, perspectiva unei supernove de la un astfel de obiect precum steaua apropiată și bine studiată Eta Carina, care este extremă în multe privințe, este de mare interes [103] .

De regulă, prăbușirea nucleului unei singure stele, inițial de aproximativ 150 de ori masa Soarelui, are loc conform scenariului prăbușirii unei stele Wolf-Rayet în decurs de 3 milioane de ani [104] . Deținând o metalitate scăzută, multe stele masive se prăbușesc direct într-o gaură neagră fără o explozie vizibilă sau formarea unei supernove slabe, iar o mică parte dintre ele formează cea mai rară clasă de supernove instabile în perechi , dar la metalitatea solară și mai sus, este de așteptat ca pierderea de masă înainte de colaps să fie suficientă pentru apariția unei supernove vizibile de tip Ib sau Ic [105] . Dacă există încă o cantitate mare de material ejectat în apropierea stelei, atunci unda de șoc formată de explozia supernovei și care afectează materia circumstelară poate converti eficient energia cinetică în radiație, ducând la formarea unei supernove superputere (SLSN) sau hipernova , de câteva ori mai strălucitoare și mult mai lungă decât o supernova tipică cu colaps de miez. Stelele progenitoare cu masă mare pot, de asemenea, ejecta suficient nichel pentru a provoca o explozie SLSN pur și simplu prin dezintegrare radioactivă [106] . Rămășița rezultată ar fi o gaură neagră, deoarece este foarte puțin probabil ca o stea atât de masivă să piardă suficientă masă pentru a împiedica miezul său să depășească limita teoretică pentru formarea stelei neutronice [107] .

Existența unui însoțitor masiv aduce multe alte posibilități. Dacă Eta Carinae A și-ar fi pierdut rapid straturile exterioare, atunci până la începutul prăbușirii ar fi putut deveni o stea de tip WC sau WO mai puțin masivă. Acest lucru ar duce la o supernova de tip Ib sau de tip Ic din cauza lipsei de hidrogen și, eventual, de heliu. Se crede că acest tip de supernovă este precursorul unor tipuri de explozii de raze gamma, dar modelarea prezice că acestea apar de obicei numai în stele mai puțin masive [104] [108] [109] .

Mai multe supernove și pseudosupernove neobișnuite au fost comparate cu Eta Carina pentru a-i analiza posibila soartă. Una dintre cele mai atractive este SN 2009ip, o supergigantă albastră care în 2009 a devenit o pseudo-supernova asemănătoare cu „Marea explozie” a lui Eta Carinae, iar apoi a experimentat o explozie și mai strălucitoare în 2012, care a fost probabil o supernovă adevărată [110] . Supernova SN 2006jc, situată la aproximativ 77 de milioane de ani lumină distanță în galaxia UGC 4904 din constelația Lynx, a devenit, de asemenea, o pseudo-supernovă strălucitoare în 2004 și apoi a explodat ca o supernovă de tip Ib cu o luminozitate de 13,8, care a fost observată pentru prima dată pe 9 octombrie 2006. Această Carina a fost, de asemenea, comparată cu alte pseudo-supernove posibile, cum ar fi SN 1961V și supernove, cum ar fi SN 2006gy.

Posibil impact asupra Pământului

Majoritatea surselor științifice consideră că formarea unei hipernove la o distanță de 7500 de ani lumină (distanța până la Eta Carinae de la Soare) nu poate provoca daune semnificative formelor de viață terestre. Stratul de ozon poate fi deteriorat, sateliții aflați pe orbită pot fi dezactivați, viețile astronauților pot fi în pericol, dar totul de pe suprafața Pământului va fi protejat de atmosferă [111] .

O supernovă tipică rezultată din prăbușirea nucleului unei stele originale situată la aceeași distanță cu Eta Carinae ar atinge un vârf în magnitudine aparentă în jurul valorii de -4, precum cea a lui Venus. SLSN ar putea fi cu cinci magnitudini mai strălucitoare, posibil cea mai strălucitoare supernova din istorie (în prezent SN 1006). La o distanță de 7500 de ani lumină de stea, este puțin probabil ca explozia să afecteze în mod direct formele de viață terestre, deoarece acestea vor fi protejate de razele gamma de către atmosferă și de alte raze cosmice de către magnetosferă. Principalele daune vor fi în atmosfera superioară, stratul de ozon, navele spațiale, inclusiv sateliții și orice astronauți din spațiu. Există cel puțin o lucrare care sugerează că o explozie de supernovă ar putea duce la pierderea completă a stratului de ozon al Pământului, ducând la o creștere semnificativă a radiației UV de suprafață care ajunge la suprafața Pământului de la Soare. Acest lucru necesită ca o supernovă tipică să fie mai aproape de 50 de ani lumină de Pământ și chiar și o potențială hipernovă ar trebui să fie mai aproape decât Eta Carinae pentru a provoca astfel de daune [111] . O altă posibilă analiză de impact discută efecte mai subtile ale luminii neobișnuite, cum ar fi supresia melatoninei , care va provoca insomnie și un risc crescut de cancer și depresie. Se concluzionează că o supernova de această magnitudine ar trebui să fie mult mai aproape decât Eta Carina pentru a avea un impact major asupra Pământului [112] .

Eta Carinae nu este de așteptat să producă o explozie de raze gamma și nu se află în prezent pe o axă în apropierea Pământului, dar o lovire directă de o explozie de raze gamma ar putea provoca daune catastrofale și o extincție severă în masă. Calculele arată că energia acumulată a unei astfel de explozii de raze gamma care a lovit atmosfera pământului va fi echivalentă cu o kilotonă de TNT pe kilometru pătrat pe toată emisfera îndreptată spre stele, iar radiația ionizantă va fi de zece ori mai mare decât doza letală. de iradiere a întregului organism [112] .

Note

1. ↑ Denumirea astrofizică pentru gradul de ionizare a unui atom, unde „I” desemnează un atom neutru, „II” un atom ionizat individual etc.

1. ↑ 1 2 Catalogul de date online Skiff BA VizieR: Catalog of Stellar Spectral Clasificări (Skiff, 2009–2014). Publicat inițial în: Lowell Observatory (octombrie 2014).
2. ↑ 1 2 3 4 Høg E. și colab. Catalogul Tycho-2 al celor mai strălucitoare 2,5 milioane de stele  // Astronomie și Astrofizică  . - EDP Sciences , 2000. - Vol. 355 . — P.L27 . - Cod biblic .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Frew DJ The Historical Record of η Carinae I. The Visual Light Curve, 1595–2000  //  The Journal of Astronomical Data. - 2004. - Vol. 10 , nr. 6 . - P. 1-76 . — Cod biblic .
4. ↑ Wilson RE Catalogul general al vitezelor radiale stelare. - Washington, 1953.
5. ↑ 1 2 3 Smith N., Frew DJ O curbă istorică de lumină revizuită a lui Eta Carinae și momentul întâlnirilor apropiate cu periastron  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 , nr. 3 . - P. 2009-2019 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x . - Cod . - arXiv : 1010.3719 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Verner E. și colab. Binaritatea lui η Carinae dezvăluită din modelarea prin fotoionizare a variabilității spectrale a bloburilor Weigelt B și D  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2005. - Vol. 624 , nr. 2 . — P. 973 . - doi : 10.1086/429400 . - . - arXiv : astro-ph/0502106 .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mehner A. și colab. Linii de emisie de mare excitație în apropiere de Eta Carinae și probabila sa stea însoțitoare  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 710 . — P. 729 . - doi : 10.1088/0004-637X/710/1/729 . - Cod biblic . - arXiv : 0912.1067 .
8. ↑ 1 2 Ducati JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system [CDS/ADC Collection of Electronic Catalogs ]. — 2002.
9. ↑ Damineli A. et al. Periodicitatea evenimentelor η Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2008. - Vol. 384 , nr. 4 . — P. 1649 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x . - Cod . - arXiv : 0711.4250 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 Madura, T.I.; Gull, TR; Owocki, S. P.; Groh, JH; Okazaki, A. T.; Russell, CMP Constrângerea orientării absolute a orbitei binare a lui η Carinae: un model dinamic 3D pentru emisia largă [Fe III]  // Notificări lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 2012. - Vol. 420 , nr. 3 . — P. 2064 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x . - Cod . - arXiv : 1111.2226 .
11. ↑ Damineli A. et al. Eta Carinae: Un binar de lungă perioadă? (Engleză)  // Noua astronomie. - 1997. - Vol. 2 , nr. 2 . — P. 107 . - doi : 10.1016/S1384-1076(97)00008-0 . — Cod biblic .
12. ↑ 1 2 Clementel N. și colab. Simulări de transfer radiativ 3D ale vânturilor interioare de coliziuni ale lui Eta Carinae - I. Structura de ionizare a heliului la apastron  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 447 , nr. 3 . — P. 2445 . - doi : 10.1093/mnras/stu2614 . - . - arXiv : 1412,7569 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kashi A., Soker N. Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 723 . — P. 602 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/602 . - Cod biblic . - arXiv : 0912.1439 .
14. ↑ 1 2 3 Gull TR, Damineli A. JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars  // Proceedings of the International Astronomical Union  . - Cambridge University Press , 2010. - Vol. 5 . — P. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — Cod biblic . - arXiv : 0910.3158 .
15. ↑ Krugel E., Shustov B.M. Praf în spațiu // Știință și umanitate . - M . : Cunoașterea , 1989. - S. 296 .
16. ↑ Halley E. Catalogus stellarum australium; sive, Supplementum catalogi Tychenici, exhibens longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, in horizonte Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex distantiis supputatas, & ad annum 1677 completum corectas...Accedit quibus appendicula de astronomicibus . - Londra: T. James, 1679. - p. 13.
17. ↑ Warner B. Lacaille 250 de ani pe  //  Astronomie și Geofizică. - 2002. - Vol. 43 , nr. 2 . - P. 2,25-2,26 . — ISSN 1366-8781 . - doi : 10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x . - Cod biblic .
18. ↑ Wagman M. Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars din Cataloagele lui Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed și Sundry Others. - Blacksburg, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company, 2003. - pp. 7-8, 82-85. — ISBN 978-0-939923-78-6 .
19. ↑ 陳久金 (Chen Jiu Jin). Mitologia horoscopului chinezesc = zh:中國星座神 (chineză) . - 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.), 2005. - ISBN 978-986-7332-25-7 .
20. ↑ 陳輝樺 (Chen Huihua):天文教育資訊網. Activități de expoziție și educație în astronomie  (chineză) (28 iulie 2006) . Preluat: 30 decembrie 2012.
21. ↑ 1 2 Herschel, John Frederick William. Rezultatele observațiilor astronomice făcute în anii 1834, 5, 6, 7, 8, la Capul Bunei Speranțe: fiind finalizarea unui sondaj telescopic a întregii suprafețe a cerului vizibil, început în 1825 . - Londra, Regatul Unit: Smith, Elder and Co., 1847. - V. 1. - S. 33-35.
22. ↑ 1 2 3 4 Damineli A. The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1996. - Vol. 460 . — P.L49 . - doi : 10.1086/309961 . — Cod biblic .
23. ↑ 1 2 Davidson K., Humphreys RM Eta Carinae and Its Environment  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Anual Reviews , 1997. — Vol. 35 . — P. 1 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.1 . — Cod biblic .
24. ↑ Hamacher DW, Frew DJ An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae  //  Journal of Astronomical History and Heritage. - 2010. - Vol. 13 , nr. 3 . - P. 220-234 . — Cod biblic . - arXiv : 1010.4610 .
25. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Smith N. Eta Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the eta Carinae Variables  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1999. - Vol. 111 , nr. 763 . - P. 1124-1231 . - doi : 10.1086/316420 . - Cod .
26. ↑ Smith N. The systemic speed of Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 351 . — P.L15 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x . - Cod . — arXiv : astro-ph/0406523 .
27. ↑ Ishibashi K. și colab. Descoperirea unui mic Homunculus în Nebuloasa Homunculus din η Carinae  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 125 , nr. 6 . — P. 3222 . - doi : 10.1086/375306 . - Cod biblic .
28. ↑ Thackeray AD Stars, Variable: Note despre iluminarea Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1953. - Vol. 113 , nr. 2 . — P. 237 . - doi : 10.1093/mnras/113.2.237 . - Cod .
29. ↑ Damineli A. et al. Η Carinae: Binaritatea confirmată  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2000. - Vol. 528 , nr. 2 . — P.L101 . - doi : 10.1086/312441 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9912387 . — PMID 10600628 .
30. ↑ Ishibashi K. și colab. Variații recurente de emisie de raze X ale η Carinae și ipoteza binară  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1999. - Vol. 524 , nr. 2 . — P. 983 . - doi : 10.1086/307859 . - Cod biblic .
31. ↑ Humphreys RM și colab. Eta Carinae - Prins în tranziție la minimul fotometric  //  Telegrama astronomului. - 2014. - Vol. 6368 . — P. 1 . - Cod biblic .
32. ↑ Mehner A. , ​​Ishibashi K. , Whitelock P. , Nagayama T. , Feast M. , van Wyk F. , de Wit W.-J. Dovezi în infraroșu apropiat pentru o creștere bruscă a temperaturii în Eta Carinae  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2014. - Vol. 564 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322729 . - . - arXiv : 1401.4999 .
33. ↑ Landes H., Fitzgerald M. Photometric Observations of the η Carinae 2009.0 Spectroscopic Event  //  Publications of the Astronomical Society of Australia. - 2010. - Vol. 27 , nr. 3 . - P. 374 . - doi : 10.1071/AS09036 . - . - arXiv : 0912.2557 .
34. ↑ 1 2 Martin JC și colab. Schimbarea statului Eta Carinae: primele date noi HST/NUV din 2010 și primul nou FUV din 2004  //  Societatea Americană de Astronomie. - 2014. - Vol. 223 . — P. #151.09 . - Cod biblic .
35. ↑ Bortle JE Prezentarea Scalei Bortle Dark-Sky  //  Sky and Telescope. - 2001. - Vol. 101 . — P. 126 . - Cod biblic .
36. ↑ Thompson M. A Down to Earth Guide to the Cosmos . - Random House, 2013. - ISBN 978-1-4481-2691-0 .
37. ↑ Ian Ridpath. Astronomie. - Dorling Kindersley, 2008. - ISBN 978-1-4053-3620-8 .
38. ↑ Kronk GR Meteor Showers: An Annotated Catalog . - New York: Springer Science & Business Media, 2013. - P. 22. - ISBN 978-1-4614-7897-3 .
39. ↑ 1 2 3 D. John Hillier. Despre natura sursei centrale în η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2001. - Vol. 553 , nr. 837 . — P. 837 . - doi : 10.1086/320948 . - Cod biblic .
40. ↑ Hillier DJ, Allen D. A. O investigație spectroscopică a Eta Carinae și a Nebuloasei Homunculus. I - Privire de ansamblu asupra spectrelor  (engleză)  // Astronomie și Astrofizică . - Științe EDP , 1992. - Vol. 262 . — P. 153 . — ISSN 0004-6361 . - Cod biblic .
41. ↑ Le Sueur A. On the Nebulose of Argo and Orion, and on the Spectrum of Jupiter  //  Proceedings of the Royal Society of London. - 1869. - Vol. 18 , nr. 114-122 . — P. 245 . - doi : 10.1098/rspl.1869.0057 . - Cod biblic .
42. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Liller MH Cele mai vechi observații spectroscopice ale eta Carinae și interacțiunea acesteia cu Nebuloasa Carina  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1977. - Vol. 211 . — P. 181 . - doi : 10.1086/154917 . - Cod biblic .
43. ↑ Notă Baxandall FE privind schimbările aparente în spectrul lui η Carinæ  // Notificări  lunare ale Societății Regale de Astronomie . - Oxford University Press , 1919. - Vol. 79 , nr. 9 . — P. 619 . - doi : 10.1093/mnras/79.9.619 . - Cod .
44. ↑ Gaviola E. Eta Carinae. II. The Spectrum  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1953. - Vol. 118 . — P. 234 . - doi : 10.1086/145746 . - Cod biblic .
45. ↑ Gull TR, Damineli A. JD13 - Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars  // Proceedings of the International Astronomical Union  . - Cambridge University Press , 2010. - Vol. 5 . — P. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — Cod biblic . - arXiv : 0910.3158 .
46. ↑ Nielsen, K.E.; Ivarsson, S.; Gull, TR Eta Carinae în 2003.5 Minimum: Descifrarea spectrului către Weigelt D  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2007. - Vol. 168 , nr. 2 . — P. 289 . - doi : 10.1086/509785 . - Cod .
47. ↑ Vladilen Letohov; Sveneric Johansson. Laserele astrofizice. - OUP Oxford, 2008. - P. 39. - ISBN 978-0-19-156335-5 .
48. ↑ Johansson S., Zethson T. Aspecte de fizică atomică asupra liniilor de fier anterior și nou identificate în spectrul HST al η Carinae : [ ing. ] . — Eta Carinae la Mileniu. - 1999. - P. 171. - (Seria Conferințe ASP; v. 179). - Cod .
49. ↑ 1 2 Johansson S., Letokhov VS Laser astrofizic care operează în linia OI 8446-Å în bloburile Weigelt din η Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2005. - Vol. 364 , nr. 2 . - P. 731 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x . - Cod .
50. ↑ Mehner A. și colab. Dovezi în infraroșu apropiat pentru o creștere bruscă a temperaturii în Eta Carinae  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2014. - Vol. 564 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322729 . - . - arXiv : 1401.4999 .
51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. Eta Carinae și Supernova Impostors. - New York, New York: Springer Science & Business Media, 2012. - T. 384. - P. 26-27. — (Biblioteca de astrofizică și științe spațiale). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4 .
52. ↑ Artigau E. et al. Penetrarea în Homunculus—Imagini optice adaptive în infraroșu apropiat de Eta Carinae  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2011. - Vol. 141 , nr. 6 . — P. 202 . - doi : 10.1088/0004-6256/141/6/202 . - Cod biblic . - arXiv : 1103.4671 .
53. ↑ Hill RW și colab. Un sondaj cu raze X soft de la Centrul Galactic la VELA  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1972. - Vol. 171 . — P. 519 . - doi : 10.1086/151305 . - Cod biblic .
54. ↑ Seward F. D. și colab. Surse de raze X în Calea Lactee de sud  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 1976. - Vol. 177 . — P. 13P . - doi : 10.1093/mnras/177.1.13p . - Cod .
55. ↑ Becker RH și colab. Emisia de raze X de la rămășița supernovei G287.8–0.5  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1976. - Vol. 209 . — P.L65 . - doi : 10.1086/182269 . - Cod biblic .
56. ↑ Forman W. și colab. Al patrulea catalog Uhuru al surselor de raze X  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1978. - Vol. 38 . - P. 357 . - doi : 10.1086/190561 . - Cod biblic .
57. ↑ Seward F. D. și colab. Raze X de la Eta Carinae și nebuloasa din jur  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1979. - Vol. 234 . — P.L55 . - doi : 10.1086/183108 . - Cod biblic .
58. ↑ Corcoran MF, Rawley GL, Swank JH, Petre R. First detection of X-ray variability of Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1995. - Vol. 445 . — P.L121 . - doi : 10.1086/187904 . - Cod biblic .
59. ↑ Tsuboi Y., Koyama K., Sakano M., Petre R. ASCA Observations of Eta Carinae   // Publications of the Astronomical Society of Japan. - Societatea Astronomică a Japoniei, 1997. - Vol. 49 . — P. 85 . - doi : 10.1093/pasj/49.1.85 . - .
60. ↑ 1 2 Tavani M. și colab. Detectarea emisiilor de raze gamma din regiunea Eta-Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2009. - Vol. 698 , nr. 2 . — P.L142 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/2/L142 . - Cod biblic . - arXiv : 0904.2736 .
61. ↑ Leyder J.-C., Walter R., Rauw G. Hard X-ray emission from η Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - Științe EDP , 2008. - Vol. 477 , nr. 3 . — P.L29 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078981 . - . - arXiv : 0712.1491 .
62. ↑ 1 2 Pittard JM, Corcoran MF În căutarea fierbinte a companionului ascuns al lui eta Carinae: O determinare cu raze X a parametrilor vântului  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2002. - Vol. 383 , nr. 2 . — P. 636 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020025 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0201105 .
63. ^ Weis K., Duschl WJ, Bomans DJ Structuri de mare viteză în și emisia de raze X din nebuloasa LBV din jurul η Carinae  // Astronomie și astrofizică  . - Științe EDP , 2001. - Vol. 367 , nr. 2 . - P. 566 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000460 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0012426 .
64. ↑ Hamaguchi K. și colab. Variația spectrală a razelor X a η Carinae prin minimul de raze X din 2003  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2007. - Vol. 663 . — P. 522 . - doi : 10.1086/518101 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0702409 .
65. ↑ Abdo A. A. și colab. Observarea cu telescopul Fermi cu suprafață mare a unei surse de raze Gamma la poziția Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 723 . — P. 649 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/649 . - Cod biblic . - arXiv : 1008.3235 .
66. ↑ Abraham Z. și colab. Emisia de unde milimetrice în timpul fazei de excitație scăzută din 2003 a η Carinae  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2005. - Vol. 437 , nr. 3 . — P. 977 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041604 . - . — arXiv : astro-ph/0504180 .
67. ↑ 1 2 Kashi A., Soker N. Modeling the Radio Light Curve of Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2007. - Vol. 378 , nr. 4 . - P. 1609-1618 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x . - Cod . — arXiv : astro-ph/0702389 .
68. ↑ White SM, Duncan RA, Chapman JM, Koribalski B. The Radio Cycle of Eta Carinae : [ ing. ]  / Editat de R. Humphreys și K. Stanek // The Fate of the Most Massive Stars: Proceedings of the Conference of 23-28 May, 2004 in Grand Teton National Park, Wyoming. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005. - p. 126. - (ASP Conference Series; v. 332). - Cod .
69. ↑ 12 Smith, Nathan . A census of the Carina Nebula – I. Cumulative energy input from massive stars  (engleză)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2006. - Vol. 367 , nr. 2 . — P. 763 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x . - Cod . — arXiv : astro-ph/0601060 .
70. ↑ Smith, N.; Brooks, KJ The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation  (engleză)  // Manual of Star Forming Regions. - 2008. - P. 138 . - Cod .
71. ↑ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Toma; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G.; King, Robert R.; McCaughrean, Mark J.; Moffat, Anthony FJ; Zinnecker, Hans. The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2011. - Vol. 194 , nr. 1 . — P. 15 . - doi : 10.1088/0067-0049/194/1/12 . — Cod biblic . - arXiv : 1103.1126 .
72. ↑ Turner, DG; Grieve, G. R.; Herbst, W.; Harris, W.E. Tânărul cluster deschis NGC 3293 și relația sa cu CAR OB1 și complexul Nebuloasa Carina  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1980. - Vol. 85 . — P. 1193 . - doi : 10.1086/112783 . - Cod biblic .
73. ↑ Aitken, DK; Jones, B. The infrared spectrum and structure of Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1975. - Vol. 172 . — P. 141 . - doi : 10.1093/mnras/172.1.141 . - Cod .
74. ↑ Weigelt, G.; Ebersberger, J. Eta Carinae rezolvat prin interferometrie speckle  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1986. - Vol. 163 . — P.L5 . — ISSN 0004-6361 . - Cod biblic .
75. ↑ Gomez, HL; Vlahakis, C.; Stretch, C.M.; Dunne, L.; Eales, S.A.; Beelen, A.; Gomez, E.L.; Edmunds, MG Variabilitatea submilimetrică a Eta Carinae: praf rece în ejecta exterioară  //  Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie: Scrisori. - 2010. - Vol. 401 . — P.L48 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x . — Cod . - arXiv : 0911.0176 .
76. ↑ Smith, Nathan. Structura Homunculusului. I. Dependența de formă și latitudine de la H 2 și [Fe II] Hărți de viteză ale η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2006. - Vol. 644 , nr. 2 . — P. 1151 . - doi : 10.1086/503766 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0602464 .
77. ↑ Smith, Nathan; Davidson, Chris; Gull, Theodore R.; Ishibashi, Kazunori; Hillier, D. John. Efecte dependente de latitudine în vântul stelar al η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 586 . - P. 432 . - doi : 10.1086/367641 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0301394 .
78. ↑ 12 Groh , JH; Madura, T.I.; Owocki, S. P.; Hillier, DJ; Weigelt, G. Este Eta Carinae un rotator rapid și cât de mult influențează însoțitorul structura interioară a vântului? (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 716 , nr. 2 . — P.L223 . - doi : 10.1088/2041-8205/716/2/L223 . - Cod biblic . - arXiv : 1006.4816 .
79. ↑ 1 2 Walborn, Nolan R. The Company Eta Carinae Keeps: Stellar and Interstellar Content of the Carina Nebula // Eta Carinae and the Supernova Impostors. - 2012. - T. 384. - S. 25-27. — (Biblioteca de astrofizică și științe spațiale). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2 .
80. ↑ van Leeuwen, F. Validarea noii reduceri Hipparcos  // Astronomy and Astrophysics  . - Științe EDP , 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . — P. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 .
81. ↑ The, PS; Baker, R.; Antalova, A. Studii ale Nebuloasei Carinei. IV – O nouă determinare a distanțelor clusterelor deschise TR 14, TR 15, TR 16 și CR 228 pe baza fotometriei Walraven  // Astronomy and Astrophysics Supplement Series  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 41 . — P. 93 . - Cod biblic .
82. ↑ Walborn, NR The Stellar Content of the Carina Nebula (Invited Paper  )  // Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Serie de Conferencias. - 1995. - Vol. 2 . — P. 51 . - Cod biblic .
83. ↑ Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S. Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters in the η Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2012. - Vol. 143 , nr. 2 . - P. 41 . - doi : 10.1088/0004-6256/143/2/41 . — Cod biblic . - arXiv : 1201.0623 .
84. ↑ 1 2 Iping, RC; Sonneborn, G.; Gull, TR; Ivarsson, S.; Nielsen, K. Căutarea variațiilor de viteză radială în eta Carinae  //  Reuniunea Societății Americane de Astronomie 207. - 2005. - Vol. 207 . - P. 1445 . - Cod biblic .
85. ↑ 1 2 3 Mehner, Andrea; Davidson, Chris; Humphreys, Roberta M.; Ishibashi, Kazunori; Martin, John C.; Ruiz, Maria Teresa; Walter, Frederick M. Secular Changes in Eta Carinae's Wind 1998–2011  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2012. - Vol. 751 . — P. 73 . - doi : 10.1088/0004-637X/751/1/73 . — Cod biblic . - arXiv : 1112.4338 .
86. ↑ Mehner, A.; Davidson, K.; Humphreys, R.M.; Walter, F.M.; Baade, D.; De Wit, WJ; Martin, J.; Ishibashi, K.; Rivinius, T.; Martayan, C.; Ruiz, M.T.; Evenimentul spectroscopic din 2014.6 al lui Weis, K. Eta Carinae: Indicii pentru recuperarea pe termen lung de la Marea Erupție  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2015. - Vol. 578 . —P.A122 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201425522 . - Cod biblic . - arXiv : 1504.04940 .
87. ↑ Smith, Nathan; Tombleson, Ryan. Variabilele albastre luminoase sunt antisociale: izolarea lor implică faptul că sunt câștigători de masă în evoluție binară  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 447 . — P. 598 . - doi : 10.1093/mnras/stu2430 . - . - arXiv : 1406,7431 .
88. ↑ Smith, Nathan. Un val de explozie de la erupția din 1843 a η Carinae  (engleză)  // Natură. - 2008. - Vol. 455 , nr. 7210 . - P. 201-203 . - doi : 10.1038/nature07269 . — . - arXiv : 0809.1678 . — PMID 18784719 .
89. ↑ 1 2 Kashi, A.; Soker, N. Posibile implicații ale acreției de masă în Eta Carinae  //  New Astronomy. - 2009. - Vol. 14 . — P. 11 . - doi : 10.1016/j.newast.2008.04.003 . — Cod biblic . - arXiv : 0802.0167 .
90. ↑ Soker, Noam. De ce un model cu o singură stea nu poate explica nebuloasa bipolară din η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2004. - Vol. 612 , nr. 2 . — P. 1060 . - doi : 10.1086/422599 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0403674 .
91. ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Hillier, D. John; Madura, Toma I.; Weigelt, Gerd. Despre influența stelei însoțitoare în Eta Carinae: modelarea 2D de transfer radiativ al spectrelor ultraviolete și optice  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2012. - Vol. 423 , nr. 2 . — P. 1623 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x . - Cod . - arXiv : 1204.1963 .
92. ↑ Pastorello, A.; Smartt, SJ; Mattila, S.; Eldridge, JJ; Young, D.; Itagaki, K.; Yamaoka, H.; Navasardyan, H.; Valenti, S.; Patat, F.; Agnoletto, I.; Augusteijn, T.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Boles, T.; Bonnet-Bidaud, J.-M.; Botticella, M.T.; Bufano, F.; Cao, C.; Deng, J.; Dennefeld, M.; Elias-Rosa, N.; Harutyunyan, A.; Keenan, F.P.; Iijima, T.; Lorenzi, V.; Mazzali, PA; Meng, X.; Nakano, S.; Nielsen, TB O izbucnire uriașă cu doi ani înainte de prăbușirea nucleului unei stele masive   // ​​Natura . - 2007. - Vol. 447 , nr. 7146 . — P. 829 . - doi : 10.1038/nature05825 . — . — arXiv : astro-ph/0703663 . — PMID 17568740 .
93. ↑ Smith, Nathan; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Ganeshalingam, Mohan; Filippenko, Alexei V. Luminous blue variable eruptions and related transitors: Diversity of progenitors and outburst properties  (engleză)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 . — P. 773 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . - Cod . - arXiv : 1010.3718 .
94. ^ Davidson, K. On the Nature of Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1971. - Vol. 154 , nr. 4 . - P. 415 . - doi : 10.1093/mnras/154.4.415 . - Cod .
95. ↑ Madura, T.I.; Gull, TR; Okazaki, A. T.; Russell, CMP; Owocki, S. P.; Groh, JH; Corcoran, M.F.; Hamaguchi, K.; Teodoro, M. Constrângeri privind scăderea pierderii de masă a lui η Carinae din simulările hidrodinamice 3D ale vânturilor sale binare de coliziune  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2013. - Vol. 436 , nr. 4 . — P. 3820 . - doi : 10.1093/mnras/stt1871 . - Cod . - arXiv : 1310.0487 .
96. ↑ van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Ape, LBFM; Hillier, DJ; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. Măsurarea directă a dimensiunii și formei vântului stelar actual al lui η Carinae  // Astronomie și Astrofizică  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 410 , nr. 3 . — P.L37 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031500 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0310399 .
97. ↑ Martin, John C.; Davidson, Chris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea. Modificări la mijlocul ciclului în Eta Carinae  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 139 , nr. 5 . — P. 2056 . - doi : 10.1088/0004-6256/139/5/2056 . - Cod biblic . - arXiv : 0908.1627 .
98. ↑ Corcoran, Michael F.; Ishibashi, Kazunori; Davidson, Chris; Swank, Jean H.; Peter, Robert; Schmitt, Jurgen HMM Creșterea emisiilor de raze X și a izbucnirilor periodice de la steaua masivă Eta Carinae   // Nature . - 1997. - Vol. 390 , nr. 6660 . — P. 587 . - doi : 10.1038/37558 . — Cod .
99. ↑ Chlebowski, T.; Seward, F.D.; Swank, J.; Szymkowiak, A. X-rays from Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1984. - Vol. 281 . — P. 665 . - doi : 10.1086/162143 . - Cod biblic .
100. ↑ 12 Smith, Nathan . Explozii declanșate de coliziuni violente între stele binare: aplicație la Eta Carinae și alte erupții tranzitorii  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 , nr. 3 . — P. 2020 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x . — Cod . - arXiv : 1010.3770 .
101. ↑ Adams, Scott M.; Kochanek, CS; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, KZ Observând următoarea supernova galactică  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2013. - Vol. 778 , nr. 2 . - P. 164 . - doi : 10.1088/0004-637X/778/2/164 . - Cod biblic . - arXiv : 1306.0559 .
102. ↑ McKinnon, Darren; Gull, TR; Madura, T. Eta Carinae: Un laborator astrofizic pentru a studia condițiile în timpul tranziției dintre o pseudo-supernova și o supernovă  //  Societatea Americană de Astronomie. - 2014. - Vol. 223 . — P. #405.03 . - Cod biblic .
103. ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Chiril; Ekstrom, Sylvia. Proprietățile fundamentale ale supernovei cu colaps al miezului și ale progenitorilor GRB: Predicția aspectului stelelor masive înainte de moarte  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2013. - Vol. 558 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . - Cod biblic . - arXiv : 1308.4681 .
104. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, D. H. Cum stele masive singure își termină viața  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 591 . — P. 288 . - doi : 10.1086/375341 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0212469 .
105. ↑ Gal-Yam, A. Luminous Supernovae   // Science . - 2012. - Vol. 337 , nr. 6097 . - P. 927-932 . - doi : 10.1126/science.1203601 . - Cod biblic . - arXiv : 1208.3217 . — PMID 22923572 .
106. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2006. - Vol. 645 , nr. 1 . — P.L45 . - doi : 10.1086/506523 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0606174 .
107. ↑ Sana, H.; de Mink, SE; de Koter, A.; Langer, N.; Evans, CJ; Gieles, M.; Gosset, E.; Izzard, R.G.; Le Bouquin, J.-B.; Schneider, FRN Interacțiunea binară domină evoluția stelelor masive   // ​​Știință . - 2012. - Vol. 337 , nr. 6093 . - P. 444 . - doi : 10.1126/science.1223344 . - . - arXiv : 1207.6397 . — PMID 22837522 .
108. ↑ Claeys, JSW; de Mink, SE; Pols, OR; Eldridge, JJ; Baes, M. Modele binare progenitoare ale supernovelor de tip IIb  (engleză)  // Astronomy and Astrophysics . - Științe EDP , 2011. - Vol. 528 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015410 . - . - arXiv : 1102.1732 .
109. ↑ Smith, Nathan; Mauerhan, John C.; Prieto, Jose L. SN 2009ip și SN  2010mc : Supernove de tip IIn cu prăbușire a miezului care apar din supergiganți albaștri  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie . - Oxford University Press , 2014. - Vol. 438 , nr. 2 . — P. 1191 . - doi : 10.1093/mnras/stt2269 . - Cod . - arXiv : 1308.0112 .
110. ↑ 1 2 Ruderman MA Consecințele posibile ale exploziilor de supernove din apropiere pentru ozonul atmosferic și viața terestră : [ ing. ] // Știință. - 1974. - Vol. 184, nr. 4141. - P. 1079-1081. - Cod biblic .
111. ↑ 12 Thomas , Brian; Melott, A.L.; Fields, B.D.; Anthony-Twarog, BJ Supernovae superluminoase: Nicio amenințare de la Eta Carinae  //  Societatea Americană de Astronomie. - 2008. - Vol. 212 . — P. 193 . - Cod biblic .

Link -uri

• Articol despre Eta Carina, Big Universe
• Revista Miranda, Astronet - Eta Carina - articole populare detaliate
• Eta Carinae @ Programele de  trezorerie ale telescopului spațial Hubble
•  Site- ul web al telescopului cu raze X Chandra
• ESO: Rezoluția record de la Eta Kiel a fost capturată
• Julian Pittard . Enigmatic Eta Carinae, Astronomy & Geophysics, vol. 44,  1.17

Dicționare și enciclopedii	mare danez Mare norvegian Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	BNF : 16612794t GND : 4342628-1 J9U : 987007290981105171 LCCN : sh00000390