Эта Киля -Eta Carinae

Эта Киля

Туманность Гомункул , окружающая Эта Киля, запечатлена WFPC2 в красном и ближнем ультрафиолете. Авторы и права : Джон Морс ( Университет Колорадо ) и космический телескоп НАСА Хаббл.
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
Созвездие	Карина
прямое восхождение	10 ч 45 м 03,591 с
склонение	−59° 41′ 04,26″
Видимая звездная величина  (В)	от −1,0 до ~7,6 4,8 (2011 г.) 4,6 (2013 г.) 4,3 (2018 г.)
Характеристики
Эволюционная стадия	Светящаяся синяя переменная
Спектральный тип	переменная (LBV) + O ( WR ?)
Видимая звездная величина  (U)	6,37
Видимая звездная величина  (B)	6,82
Видимая звездная величина  (R)	4,90
Видимая звездная величина  (Дж)	3,39
Видимая звездная величина  (H)	2,51
Видимая звездная величина  (К)	0,94
Индекс цвета U−B	−0,45
Индекс цвета B-V	+0,61
Тип переменной	LBV и бинарный
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )	−125,0 км/с
Собственное движение (μ)	RA:  −17,6  мсек . дуги в год Dec.:  1,0  мсек. дуги в год
Расстояние	7500  световых лет (2300  шт .)
Абсолютная величина  ( МВ )	−8,6 (2012 г.)
Орбита
Начальный	η Автомобиль А
Компаньон	η Автомобиль Б
Период (П)	2022,7 ± 1,3  дня (5,54 года )
Большая полуось (а)	15,4 а.е.
Эксцентриситет (е)	0,9
Наклон (я)	130–145°
Эпоха периастра (T)	2009.03
Подробности
η Автомобиль А
масса	~100  млн ☉
Радиус	~240 (60 – 881)  р ☉
Светимость	4,6 млн (2,96 млн – 4,1 млн)  л ☉
Температура	9 400–35 200  К
Возраст	<3  млн лет
η Автомобиль Б
масса	30–80  М ☉
Радиус	14,3–23,6  р ☉
Светимость	<1 млн  л ☉
Температура	37 200  К
Возраст	<3  млн лет
Другие обозначения
Foramen, Tseen She, 231 G  Киля, HR  4210, HD  93308, CD −59°2620, IRAS  10431-5925, GC  14799, AAVSO  1041–59
Ссылки на базы данных
СИМБАД	данные

Эта Киля ( η Киля , сокращенно η Car ), ранее известная как Эта Аргуса , представляет собой звездную систему , содержащую по крайней мере две звезды с общей светимостью , превышающей светимость Солнца в пять миллионов раз, расположенную на расстоянии около 7500 световых лет (2300 парсеков ). ) далеко в созвездии Киля . Ранее звезда 4-й величины , в 1837 году она стала ярче Ригеля , что ознаменовало начало так называемого «Великого извержения». Она стала второй по яркости звездой на небе в период с 11 по 14 марта 1843 года, а после 1856 года исчезла значительно ниже уровня видимости невооруженным глазом . Во время меньшего извержения она достигла 6-й величины в 1892 году, прежде чем снова исчезнуть. Примерно с 1940 года он постоянно становился ярче, а к 2014 году стал ярче 4,5 звездной величины.

При склонении -59 ° 41 ′ 04,26 ″ Эта Киля находится приполярно от мест на Земле к югу от 30 ° южной широты (для справки, широта Йоханнесбурга составляет 26 ° 12 ′ южной широты); и не виден к северу от 30° северной широты , к югу от Каира , который находится на 30°2′ северной широты.

Две главные звезды системы Эта Киля имеют эксцентричную орбиту с периодом 5,54 года. Первичная звезда — чрезвычайно необычная звезда, похожая на светящуюся голубую переменную (LBV). Первоначально она составляла 150–250  M _☉ , из которых она уже потеряла не менее 30  M _☉ , и ожидается, что в ближайшем астрономическом будущем она взорвется как сверхновая . Это единственная известная звезда, производящая ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и также очень яркая, вероятно, спектрального класса O , примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно затемнена туманностью Гомункул , веществом, выброшенным из первичной галактики во время Великого извержения. Это член рассеянного скопления Трамплер 16 в гораздо большей туманности Киля .

Хотя слабый метеорный поток Эта Кариниды не имеет отношения к звезде и туманности, его радиант очень близок к Эта Киля.

История наблюдений

Впервые Эта Киля была зарегистрирована как звезда четвертой величины в 16 или 17 веках. В середине 19 века она стала второй по яркости звездой на небе, прежде чем исчезла из-под видимости невооруженным глазом. Во второй половине 20-го века она медленно становилась ярче, чтобы снова стать видимой невооруженным глазом, и к 2014 году снова стала звездой четвертой величины.

Открытие и наименование

Нет надежных свидетельств того, что эта Киля наблюдалась или записывалась до 17 века, хотя голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой величины примерно в правильном положении около 1595–1596 годов, которая была скопирована на небесные глобусы Петруса Планциуса и Джодока . Хондиус и Уранометрия Иоганна Байера 1603 года . Независимый звездный каталог Фредерика де Хаутмана от 1603 года не включает Эта Киля среди других звезд 4-й величины в этом регионе. Самая ранняя твердая запись была сделана Эдмондом Галлеем в 1677 году, когда он записал звезду просто как Sequens (т.е. «следующую» относительно другой звезды) в новом созвездии Робур Каролинум . Его Catalogus Stellarum Australium был опубликован в 1679 году. Звезда была также известна под обозначениями Байера Eta Roboris Caroli, Eta Argus или Eta Navis. В 1751 году Николя-Луи де Лакайль дал звездам Арго Навис и Робур Каролинум единый набор обозначений Байера греческими буквами в своем созвездии Арго и обозначил три области в Арго для трехкратного использования обозначений латинскими буквами. Эта попала в килевую часть корабля, которая позже стала созвездием Киля . Оно не было широко известно как Эта Киля до 1879 года , когда звездам Арго Моря наконец дали эпитеты дочерних созвездий в Уранометрии Аргентины Гулда .

Эта Киля находится слишком далеко на юге, чтобы быть частью традиционной китайской астрономии , основанной на особняках , но она была нанесена на карту, когда в начале 17 века были созданы Южные астеризмы . Вместе с Килями , λ Центавра и λ Мусками , Эта Киля образует астеризм海山( Море и Гора ). У Eta Carinae есть имена Tseen She (от китайского 天社 [мандарин: tiānshè ] «Небесный алтарь») и Foramen. Он также известен как海山二( Hǎi Shān èr , английский язык: вторая звезда моря и горы ).

Галлей дал приблизительную видимую звездную величину 4 на момент открытия, которая была рассчитана как 3,3 звездной величины по современной шкале. Несколько возможных более ранних наблюдений позволяют предположить, что Эта Киля не была значительно ярче этой на протяжении большей части 17 века. Дальнейшие спорадические наблюдения в течение следующих 70 лет показывают, что эта Киля, вероятно, была около 3-й звездной величины или слабее, пока Лакай надежно не зафиксировал ее 2-й звездной величины в 1751 году. Неясно, значительно ли менялась яркость этой Киля в течение следующих 50 лет; есть случайные наблюдения, такие как Уильям Берчелл при 4-й звездной величине в 1815 году, но неясно, являются ли они просто повторными записями более ранних наблюдений.

Великое извержение

В 1827 году Берчелл особо отметил необычную яркость Эта Киля при 1-й звездной величине и первым заподозрил, что ее яркость различается. Джон Гершель , находившийся в то время в Южной Африке, провел в 1830-х годах серию подробных точных измерений, показывающих, что Эта Киля постоянно сияла величиной около 1,4 до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был поражен, увидев, что это стал ярче, чтобы немного затмить Райгеля . Это событие положило начало примерно 18-летнему периоду, известному как Великое извержение.

Эта Киля была еще ярче 2 января 1838 года, что эквивалентно Альфе Центавра , а затем немного потускнело в течение следующих трех месяцев. После этого Гершель не наблюдал звезду, но получил письмо от преподобного В. С. Маккея из Калькутты, который писал в 1843 г.: «К моему великому удивлению, я заметил в марте прошлого года (1843 г.), что звезда Эта Аргус стала звездой первой звездной величины полностью такой же яркий, как Канопус , а по цвету и размеру очень похож на Арктур ». Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что он достиг пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, прежде чем начал тускнеть, затем увеличился до яркости между Альфой Центавра и Канопуса между 24 и 28 марта, прежде чем снова исчезнуть. На протяжении большей части 1844 года яркость была на полпути между Альфой Центавра и Бетой Центавра , около +0,2 звездной величины, прежде чем снова стать ярче в конце года. В пике своей яркости в 1843 г. она, вероятно, достигла видимой величины -0,8, затем -1,0 в 1845 г. Пики в 1827, 1838 и 1843 гг., вероятно, приходились на периастральный проход - точку, в которой две звезды находятся ближе всего друг к другу - бинарная орбита. С 1845 по 1856 год яркость уменьшалась примерно на 0,1 звездной величины в год, но с возможными быстрыми и большими колебаниями.

В своих устных преданиях клан Буронг из племени Вергая с озера Тиррелл , северо - западная Виктория , Австралия, рассказывал о красноватой звезде , которую они знали как Коллоугуллурик Война Старуха Ворона», жена Войны «Ворона» ( Канопус ). В 2010 году астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фрю из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Эта Киля во время ее Великого извержения в 1840-х годах. С 1857 года яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 году она не стала невидимой невооруженным глазом. Было подсчитано, что это происходит из-за конденсации пыли в выброшенном материале, окружающем звезду, а не из-за внутреннего изменения светимости.

Малое извержение

Новое осветление началось в 1887 г., достигло пика около 6,2 звездной величины в 1892 г., а затем в конце марта 1895 г. быстро уменьшилось до примерно 7,5 звездной величины. Хотя есть только визуальные записи об извержении 1890 года, было подсчитано, что Эта Киля претерпела визуальное ослабление на 4,3 балла из-за газа и пыли, выброшенных во время Великого извержения. Незатененная яркость была бы величиной 1,5–1,9, что значительно ярче исторической величины. Несмотря на это, он был похож на первый, даже почти совпадал по яркости, но не по количеству выбрасываемого материала.

Двадцатое столетие

Между 1900 и, по крайней мере, 1940 годом эта Киля, по-видимому, установилась с постоянной яркостью около 7,6 звездной величины, но в 1953 году было отмечено, что она снова увеличила яркость до 6,5 звездной величины. Осветление продолжалось стабильно, но с довольно регулярными вариациями в несколько десятых величины.

В 1996 году вариации были впервые идентифицированы как имеющие период 5,52 года, а позже измеренные более точно - 5,54 года, что привело к идее бинарной системы. Двойная теория была подтверждена наблюдениями за радио-, оптической и ближней инфракрасной лучевой скоростью и изменениями профиля линии, которые в совокупности называются спектроскопическим событием , в предсказанное время прохождения периастра в конце 1997 и начале 1998 года. полный коллапс рентгеновского излучения, предположительно возникающий в зоне встречного ветра . Подтверждение светящегося двойного компаньона сильно изменило понимание физических свойств системы Эта Киля и ее изменчивости.

В 1998–1999 годах наблюдалось внезапное удвоение яркости, вернувшее ее к видимости невооруженным глазом. Во время спектроскопического события 2014 года видимая визуальная величина стала ярче 4,5 величины. Яркость не всегда постоянно меняется на разных длинах волн и не всегда точно следует 5,5-летнему циклу. Радио-, инфракрасные и космические наблюдения расширили охват Эта Киля на всех длинах волн и выявили продолжающиеся изменения в спектральном распределении энергии .

В июле 2018 года сообщалось, что у Eta Carinae был самый сильный встречный удар ветра в окрестностях Солнца. Наблюдения со спутника NuSTAR дали данные с гораздо более высоким разрешением, чем более ранний космический гамма-телескоп Fermi . Используя прямые наблюдения нетеплового источника в крайне жестком рентгеновском диапазоне, пространственно совпадающем со звездой, они показали, что источник нетеплового рентгеновского излучения меняется в зависимости от орбитальной фазы двойной звездной системы и что фотонный индекс излучения аналогичен индексу, полученному при анализе спектра γ-квантов (гамма).

Видимость

Как звезда четвертой величины, Эта Киля хорошо видна невооруженным глазом на любом небе, кроме самых засветленных городских районов по шкале Бортла . Его яркость варьировалась в широком диапазоне: от второй по яркости звезды на небе в течение нескольких дней в 19 веке до значительно ниже видимости невооруженным глазом. Его расположение примерно на 60 ° южной широты в крайнем южном небесном полушарии означает, что наблюдатели в Европе и большей части Северной Америки не могут его увидеть.

Расположенная между Канопусом и Южным Крестом, Эта Киля легко определяется как самая яркая звезда в большой туманности Киля, которую можно увидеть невооруженным глазом. В телескоп «звезда» обрамлена темной полосой пыли в виде буквы «V» туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно не звездной. При большом увеличении можно увидеть две оранжевые доли окружающей отражательной туманности, известной как туманность Гомункул , по обе стороны от яркого центрального ядра. Наблюдатели за переменными звездами могут сравнить ее яркость с несколькими звездами 4-й и 5-й величины, близко окружающими туманность.

Обнаруженный в 1961 году слабый метеорный поток Эта Кариниды имеет радиант , очень близкий к Эта Киля. Происходящий с 14 по 28 января, пик ливня приходится на 21 января. Метеоритный дождь не связан с телами за пределами Солнечной системы, что делает близость к Эта Киля просто совпадением.

Визуальный спектр

Сила и профиль линий в спектре Эта Киля сильно различаются, но есть ряд постоянных отличительных черт . В спектре преобладают эмиссионные линии , обычно широкие, хотя линии более высокого возбуждения перекрываются узким центральным компонентом от плотных ионизированных туманностей, особенно пятен Вейгельта . Большинство линий показывают профиль P Лебедя , но с крылом поглощения, намного более слабым, чем излучение. Широкие линии P Лебедя типичны для сильных звездных ветров с очень слабым поглощением в этом случае, потому что центральная звезда очень сильно затемнена. Крылья рассеяния электронов присутствуют, но относительно слабые, что указывает на комковатый ветер. Линии водорода присутствуют и сильны, показывая, что Эта Киля все еще сохраняет большую часть своей водородной оболочки.

Линии He ^I намного слабее линий водорода, а отсутствие линий He ^II обеспечивает верхний предел возможной температуры первичной звезды. Линии N ^II можно идентифицировать, но они не являются сильными, в то время как линии углерода не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабые, что указывает на горение водорода в ядре через цикл CNO с некоторым смешиванием с поверхностью. Возможно, наиболее поразительной особенностью является богатое излучение Fe ^II как в разрешенных, так и в запрещенных линиях , при этом запрещенные линии возникают из-за возбуждения туманности низкой плотности вокруг звезды.

Самые ранние анализы спектра звезды - это описания визуальных наблюдений 1869 года за яркими эмиссионными линиями «C, D, b, F и основной зеленой линией азота». Линии поглощения явно описаны как невидимые. Буквы относятся к спектральной нотации Фраунгофера и соответствуют H _α , He ^I , Fe ^II и H _β . Предполагается, что последняя линия исходит от Fe ^II очень близко к зеленой линии небулия , которая, как теперь известно, исходит от O ^III .

Фотографические спектры 1893 г. были описаны как подобные звезде F5, но с несколькими слабыми эмиссионными линиями. Анализ современных спектральных стандартов предполагает ранний  спектральный класс F. К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий, при этом линии поглощения присутствовали, но в значительной степени были скрыты эмиссией. Этот спектральный переход от  сверхгиганта F к сильному излучению характерен для новых звезд , где выброшенное вещество сначала излучает подобно псевдофотосфере , а затем спектр излучения развивается по мере его расширения и утончения.

Спектр эмиссионных линий, связанный с плотными звездными ветрами, сохраняется с конца 19 века. Отдельные линии показывают сильно различающиеся ширину, профили и доплеровские сдвиги , часто несколько компонентов скорости в пределах одной и той же линии. Спектральные линии также демонстрируют изменения во времени, наиболее сильно с периодом в 5,5 лет, но также и менее драматические изменения в течение более коротких и длинных периодов, а также продолжающееся вековое развитие всего спектра. Спектр света, отраженного от пятен Вейгельта , который, как предполагается, исходит в основном от первичного компонента, аналогичен спектру экстремальной звезды типа P Лебедя HDE 316285 , которая имеет спектральный класс B0Ieq.

Прямые спектральные наблюдения начались только после Великого извержения, но световые эхо от извержения, отраженные от других частей туманности Киля, были обнаружены с помощью 4-метрового телескопа Бланко Национальной оптической астрономической обсерватории США в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо. . Анализ отраженных спектров показал, что свет испускался, когда Эта Киля имела видСверхгигант 5000  K от G2 до G5, примерно на 2000 K холоднее, чем ожидалось от других самозванцев сверхновых . Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после пиковой яркости Великого извержения в спектре появились отчетливые профили P Лебедя и молекулярные полосы CN , хотя это, вероятно, связано с выбросом материала, который мог столкнуться с околозвездным веществом аналогично типу IВ сверхновой .

Во второй половине 20 века стали доступны визуальные спектры с гораздо более высоким разрешением. Спектр продолжал демонстрировать сложные и непонятные особенности: большая часть энергии центральной звезды рециркулируется в инфракрасное излучение окружающей пылью, некоторое отражение света звезды от плотных локализованных объектов в околозвездном материале, но с очевидной высокой ионизацией. признаки, свидетельствующие об очень высоких температурах. Профили линий сложные и переменные, указывающие на ряд особенностей поглощения и излучения при различных скоростях относительно центральной звезды.

5,5-летний орбитальный цикл вызывает сильные спектральные изменения в периастре, известные как спектроскопические явления. Определенные длины волн излучения подвергаются затмениям либо из-за фактического покрытия одной из звезд, либо из-за прохождения в непрозрачных частях сложных звездных ветров. Несмотря на то, что эти события приписываются орбитальному вращению, они значительно меняются от цикла к циклу. Эти изменения усилились с 2003 года, и принято считать, что долговременные вековые изменения звездных ветров или ранее выброшенного материала могут быть кульминацией возврата звезды к состоянию до ее Великого извержения.

ультрафиолет

Ультрафиолетовый спектр системы Эта Киля показывает множество эмиссионных линий ионизированных металлов, таких как Fe _II и Cr II _, а также Лайман _α (Ly _α ) и континуум от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют наличия источника с температурой не менее 37000 К.

Некоторые УФ-линии Fe _II необычайно сильны. Они возникают в каплях Вейгельта и вызваны лазерным эффектом с низким коэффициентом усиления . Ионизированный водород между сгустком и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Ly _α , которое проникает в сгусток. Сгусток содержит атомарный водород с небольшой примесью других элементов, в том числе железа, фотоионизированного излучением центральных звезд. Случайный резонанс (когда излучение по совпадению имеет подходящую энергию для накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Ly _α накачивать ионы Fe ⁺ в определенные псевдометастабильные состояния , создавая инверсию населенностей , которая позволяет стимулированному излучению иметь место. Этот эффект подобен мазерному излучению из плотных карманов, окружающих многие холодные сверхгигантские звезды, но последний эффект намного слабее в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах, и Эта Киля является единственным обнаруженным явным примером ультрафиолетового астрофизического лазера . Аналогичный эффект от накачки метастабильных состояний O _I излучением Ly _β также был подтвержден для астрофизического УФ-лазера.

Инфракрасный

Инфракрасные наблюдения за Eta Carinae становятся все более важными. Подавляющее большинство электромагнитного излучения центральных звезд поглощается окружающей пылью, а затем излучается в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне , соответствующем температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти всю выходную энергию системы на длинах волн, на которые не сильно влияет межзвездное поглощение , что приводит к более точным оценкам светимости, чем для других чрезвычайно ярких звезд . Эта Киля — самый яркий источник на ночном небе в среднем инфракрасном диапазоне.

Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне показывают большую массу пыли при температуре 100–150 К, что предполагает общую массу гомункула в 20 солнечных масс ( M _☉ ) или более. Это намного больше, чем предыдущие оценки, и считается, что все они были выброшены за несколько лет во время Великого извержения.

Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне могут проникать сквозь пыль с высоким разрешением, чтобы наблюдать детали, которые полностью скрыты в видимом диапазоне длин волн, но не сами центральные звезды. Центральная область Гомункула содержит меньший по размеру Маленький Гомункул от извержения 1890 года, бабочку из отдельных скоплений и нитей от двух извержений и вытянутую область звездного ветра.

Излучение высокой энергии

Вокруг Эта Киля было обнаружено несколько источников рентгеновского и гамма-излучения , например 4U 1037–60 в 4-м каталоге Ухуру и 1044–59 в каталоге HEAO-2 . Самое раннее обнаружение рентгеновских лучей в районе Эта Киля было от ракеты Terrier-Sandhawk, за которой последовали наблюдения Ariel 5 , OSO 8 и Uhuru.

Более подробные наблюдения были сделаны с помощью обсерватории Эйнштейна , рентгеновского телескопа ROSAT , усовершенствованного спутника для космологии и астрофизики (ASCA) и рентгеновской обсерватории Чандра . Есть несколько источников на разных длинах волн прямо в высокоэнергетическом электромагнитном спектре: жесткое рентгеновское и гамма-излучение в пределах 1 светового месяца от Эта Киля; жесткое рентгеновское излучение из центральной области шириной около 3 световых месяцев; отчетливая частичная кольцевая структура «подкова» в низкоэнергетическом рентгеновском излучении диаметром 0,67 парсека (2,2 светового года), соответствующая главному ударному фронту Великого извержения; диффузное рентгеновское излучение по всей площади гомункула; и многочисленные сгущения и дуги за пределами основного кольца.

Все высокоэнергетическое излучение, связанное с Eta Carinae, меняется в течение орбитального цикла. Спектроскопический минимум, или рентгеновское затмение, произошел в июле и августе 2003 г., и аналогичные события в 2009 и 2014 гг. интенсивно наблюдались. Гамма-лучи с наивысшей энергией выше 100 МэВ, обнаруженные AGILE , демонстрируют сильную изменчивость, в то время как гамма-лучи с более низкой энергией, наблюдаемые Fermi , демонстрируют небольшую изменчивость.

Радиоизлучение

Радиоизлучение от Eta Carinae наблюдалось в микроволновом диапазоне. Он был обнаружен в линии H _I на длине волны 21 см , но особенно тщательно изучен в миллиметровом и сантиметровом диапазонах . В этом диапазоне обнаружены массирующие линии рекомбинации водорода (от объединения электрона и протона с образованием атома водорода). Излучение сосредоточено в небольшом неточечном источнике размером менее 4 угловых секунд и, по-видимому, представляет собой в основном свободно-свободное излучение (тепловое тормозное излучение ) ионизированного газа, что соответствует компактной области H _II при температуре около 10 000 К. Изображение с высоким разрешением показывает радиочастоты, исходящие из диска диаметром в несколько угловых секунд и шириной 10 000 астрономических единиц (а.е.) на расстоянии Эта Киля.

Радиоизлучение от Eta Carinae демонстрирует непрерывные изменения мощности и распределения в течение 5,5-летнего цикла. Линии H _II и рекомбинации изменяются очень сильно, при этом континуальное излучение (электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн) изменяется меньше. Это показывает резкое снижение уровня ионизации водорода в течение короткого периода в каждом цикле, совпадающее со спектроскопическими явлениями на других длинах волн.

Окрестности

Эта Киля находится в туманности Киля, гигантской области звездообразования в рукаве Киля-Стрельца Млечного Пути . Туманность — заметный невооруженным глазом объект на южном небе, демонстрирующий сложную смесь излучения, отражения и темной туманности. Известно, что Эта Киля находится на том же расстоянии, что и туманность Киля, и ее спектр можно увидеть в отражении от различных звездных облаков в туманности. Внешний вид туманности Киля, и особенно области Замочной скважины, значительно изменился с тех пор, как он был описан Джоном Гершелем более 150 лет назад. Считается, что это связано с уменьшением ионизирующего излучения от Eta Carinae после Великого извержения. До Великого извержения система Эта Киля давала до 20% общего ионизирующего потока для всей туманности Киля, но сейчас он в основном блокируется окружающим газом и пылью.

Трумплер 16

Эта Киля находится среди рассеянных звезд рассеянного скопления Трамплер 16 . Все остальные члены не видны невооруженным глазом, хотя WR 25 — еще одна чрезвычайно массивная светящаяся звезда. Трюмплер 16 и его сосед Трюмплер 14 — два доминирующих звездных скопления ассоциации Киля OB1 , расширенной группы молодых светящихся звезд с общим движением в пространстве.

Гомункул

Эта Киля окружена и освещается туманностью Гомункул , небольшой эмиссионной и отражательной туманностью, состоящей в основном из газа, выброшенного во время Великого извержения в середине 19 века, а также из пыли, сконденсировавшейся из обломков. Туманность состоит из двух полярных долей, совпадающих с осью вращения звезды, плюс экваториальная «юбка», все вокруг18 ″ в длину. Более тщательное изучение показывает множество мелких деталей: Маленький гомункул внутри главной туманности, вероятно, образовавшийся во время извержения 1890 года; струя; мелкие струйки и сгустки материала, особенно заметные в районе юбки; и три пятна Вейгельта — плотные газовые скопления очень близко к самой звезде.

Считается, что доли гомункула сформировались почти полностью из-за первоначального извержения, а не из ранее выброшенного или межзвездного материала или с его включением, хотя нехватка материала вблизи экваториальной плоскости позволяет смешению некоторого более позднего звездного ветра и выброшенного материала. Таким образом, масса лопастей дает точную меру масштаба Великого извержения с оценками от 12–15  M _☉ до 45  M _☉ . Результаты показывают, что материал Великого извержения сильно сконцентрирован к полюсам; 75% массы и 90% кинетической энергии высвобождаются выше 45° широты.

Уникальной особенностью Гомункула является возможность измерять спектр центрального объекта на разных широтах по отраженному спектру от разных участков лепестков. На них ясно виден полярный ветер , где звездный ветер быстрее и сильнее в высоких широтах, что, как считается, связано с быстрым вращением, вызывающим усиление гравитации по направлению к полюсам. Напротив, спектр показывает более высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости. Подразумевается, что внешняя оболочка Eta Carinae A не является сильно конвективной, поскольку это предотвратило бы гравитационное затемнение . Текущая ось вращения звезды, по-видимому, не совсем соответствует ориентации Гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Эта Киля B, которое также изменяет наблюдаемые звездные ветры.

Расстояние

Расстояние до Эта Киля было определено несколькими различными методами, в результате чего было принято общепринятое значение 2330 парсеков (7600 световых лет) с погрешностью около 100 парсеков (330 световых лет). Расстояние до самой Эты Киля нельзя измерить с помощью параллакса из-за окружающей ее туманности, но ожидается, что другие звезды в скоплении Трюмплера 16 будут на таком же расстоянии и доступны для параллакса. Выпуск 2 данных Gaia предоставил параллакс для многих звезд, считающихся членами Trumpler 16, и обнаружил, что четыре самые горячие звезды класса O в регионе имеют очень похожие параллаксы со средним значением0,383 ± 0,017 миллисекунд дуги (мсек. дуги), что соответствует расстоянию2600 ± 100 парсек . Это означает, что Эта Киля может быть более далекой, чем считалось ранее, а также более яркой, хотя все еще возможно, что она находится не на том же расстоянии, что и скопление, или что измерения параллакса имеют большие систематические ошибки.

Расстояния до звездных скоплений можно оценить, используя диаграмму Герцшпрунга-Рассела или диаграмму цвет-цвет для калибровки абсолютных величин звезд, например, подгоняя главную последовательность или определяя особенности, такие как горизонтальная ветвь , и, следовательно, их расстояние от Земли. . Также необходимо знать величину межзвездного поглощения скопления, и это может быть сложно в таких областях, как Туманность Киля. Расстояние в 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено в результате калибровки светимостей звезд O-типа в Трумплере 16. После определения аномальной поправки на покраснение к поглощению расстояние до Трюмплера 14 и Трюмплера 16 было измерено на9 500 ± 1 000 световых лет (2900 ± 300 парсеков ).

Известная скорость расширения туманности Гомункул обеспечивает необычный геометрический метод измерения расстояния до нее. Предполагая, что два лепестка туманности симметричны, проекция туманности на небо зависит от ее расстояния. Значения 2300, 2250 иДля гомункула было получено 2300 парсеков , и Эта Киля явно находится на таком же расстоянии.

Характеристики

Звездная система Эта Киля в настоящее время является одной из самых массивных звезд , которую можно детально изучить. До недавнего времени Эта Киля считалась самой массивной одиночной звездой, но двойная природа системы была предложена бразильским астрономом Аугусто Даминели в 1996 году и подтверждена в 2005 году. основные свойства, такие как их температура и светимость, могут быть только выведены. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке предполагают, что сама звезда может быть обнаружена, когда пыль от великого извержения наконец рассеется.

Орбита

Двойная природа Eta Carinae четко установлена, хотя компоненты непосредственно не наблюдались и даже не могут быть четко разрешены спектроскопически из-за рассеяния и перевозбуждения в окружающей туманности. Периодические фотометрические и спектроскопические вариации подтолкнули к поиску компаньона, а моделирование встречных ветров и частичных «затмений» некоторых спектроскопических особенностей ограничило возможные орбиты.

Период обращения по орбите точно известен и составляет 5,539 года, хотя со временем он изменился из-за потери массы и аккреции. Между Великим извержением и меньшим извержением 1890 года орбитальный период, по-видимому, составлял 5,52 года, тогда как до Великого извержения он мог быть еще меньше, возможно, между 4,8 и 5,4 годами. Орбитальное разделение известно только приблизительно, с большой полуосью 15–16 а.е. Орбита сильно эксцентрична, e = 0,9. Это означает, что расстояние между звездами варьируется примерно от 1,6 а.е., как расстояние от Марса до Солнца, до 30 а.е., как расстояние до Нептуна.

Возможно, наиболее ценным использованием точной орбиты для двойной звездной системы является прямой расчет масс звезд. Для этого необходимо точно знать размеры и наклонение орбиты. Размеры орбиты Эта Киля известны лишь приблизительно, так как звезды не могут наблюдаться напрямую и по отдельности. Наклонение было смоделировано на уровне 130–145 градусов, но орбита все еще недостаточно точно известна, чтобы определить массы двух компонентов.

Классификация

Eta Carinae A классифицируется как светящаяся синяя переменная (LBV) из-за характерных спектральных и яркостных вариаций. Этот тип переменной звезды характеризуется нерегулярными переходами от высокотемпературного состояния покоя к низкотемпературному состоянию вспышки при примерно постоянной светимости. LBV в спокойном состоянии лежат на узкой полосе нестабильности S Золотой Рыбы , причем более яркие звезды более горячие. Во вспышке все LBV имеют примерно одинаковую температуру, которая составляет около 8000 K. LBV в нормальной вспышке визуально ярче, чем в состоянии покоя, хотя болометрическая светимость не изменилась.

Событие, подобное Великому Извержению Эта Киля A, наблюдалось только у одной другой звезды Млечного Пути — P Лебедя — и у нескольких других возможных LBV в других галактиках. Ни один из них не кажется таким жестоким, как Эта Карина. Неясно, является ли это чем-то, что испытывают только очень немногие из самых массивных LBV, что-то, что вызвано близкой звездой-компаньоном, или это очень короткая, но обычная фаза для массивных звезд. Некоторые подобные события во внешних галактиках были ошибочно приняты за сверхновые и названы самозванцами сверхновых , хотя эта группа может также включать другие типы неконечных переходных процессов, которые приближаются к яркости сверхновой.

Eta Carinae A не является типичным LBV. Она ярче, чем любая другая LBV в Млечном Пути, хотя, возможно, сравнима с другими самозванцами сверхновых, обнаруженными во внешних галактиках. В настоящее время она не находится на полосе нестабильности S Золотой Рыбы, хотя неясно, какова на самом деле температура или спектральный класс лежащей под ней звезды, и во время ее Великого извержения она была намного холоднее, чем типичная вспышка LBV, со средней G-спектральной. тип. Извержение 1890 года могло быть довольно типичным для вспышек LBV с ранним спектральным классом F, и было подсчитано, что в настоящее время у звезды может быть непрозрачный звездный ветер, формирующий псевдофотосферу с температурой 9000°С.10 000  К .

Эта Киля B — массивная яркая горячая звезда, о которой мало что известно. Судя по некоторым спектральным линиям с высоким возбуждением, которые не должны создаваться главной звездой, Эта Киля B считается молодой звездой O-типа . Большинство авторов предполагают, что это несколько эволюционировавшая звезда, такая как сверхгигант или гигант, хотя нельзя исключать звезду Вольфа-Райе .

масса

Массы звезд трудно измерить, кроме как путем определения двойной орбиты. Эта Киля представляет собой двойную систему, но некоторая ключевая информация об орбите точно неизвестна. Масса может быть сильно ограничена, чтобы быть больше 90  M _☉ из-за высокой светимости. Стандартные модели системы предполагают массы 100–120  M _☉ и 30–60  M _☉ для первичного и вторичного слоев соответственно. Были предложены более высокие массы для моделирования выхода энергии и массопереноса Великого извержения с общей массой системы более 250  M _☉ до Великого извержения. Eta Carinae A явно потеряла большую часть массы с момента своего образования, и считается, что первоначально она составляла 150–250  M _☉ , хотя, возможно, она образовалась в результате бинарного слияния. Массы 200  M _☉ для первичной и 90  M _☉ для вторичной наиболее подходящей одномассообменной модели события Великого извержения.

Потеря массы

Потеря массы — один из наиболее интенсивно изучаемых аспектов исследования массивных звезд. Проще говоря, рассчитанные скорости потери массы в лучших моделях звездной эволюции не воспроизводят наблюдаемые свойства проэволюционировавших массивных звезд, таких как Вольф-Райетс, количество и типы сверхновых с коллапсом ядра или их прародителей. Чтобы соответствовать этим наблюдениям, модели требуют гораздо более высоких скоростей потери массы. Эта Киля А имеет один из самых высоких известных темпов потери массы, в настоящее время около 10 ^-3  М☉ / _год , и является очевидным кандидатом для изучения.

Эта Киля А теряет много массы из-за своей чрезвычайной яркости и относительно низкой поверхностной гравитации. Его звездный ветер полностью непрозрачен и выглядит как псевдофотосфера; эта оптически плотная поверхность скрывает любую истинную физическую поверхность звезды, которая может присутствовать. (При экстремальных скоростях радиационной потери массы градиент плотности поднятого материала может стать достаточно непрерывным, чтобы не существовало осмысленно дискретной физической поверхности.) Во время Великого извержения скорость потери массы была в тысячу раз выше, около 1 M ☉  / _год . сохраняется в течение десяти и более лет. Общая потеря массы во время извержения составила не менее 10–20  M _☉ , большая часть которой сейчас образует туманность Гомункул. Меньшее извержение 1890 г. породило туманность Малый Гомункул , намного меньшую и всего около 0,1  M _☉ . Основная часть потери массы происходит в ветре с конечной скоростью около 420 км/с, но некоторый материал виден с более высокими скоростями, до 3200 км/с, возможно, материал, сдуваемый с аккреционного диска вторичной звездой.

Эта Киля B предположительно также теряет массу из-за слабого и быстрого звездного ветра, но это невозможно обнаружить напрямую. Модели излучения, наблюдаемого в результате взаимодействия ветров двух звезд, показывают скорость потери массы порядка 10 −5 ^M  ☉ _/ год при скоростях 3000 км/с, типичных для горячих звезд O-класса. Для части орбиты с большим эксцентриситетом он может фактически получать материал от первичной звезды через аккреционный диск . Во время Великого извержения первичной галактики вторичная могла аккрецировать несколько  M _☉ , создавая мощные джеты, которые сформировали биполярную форму туманности Гомункул.

Светимость

Звезды системы Эта Киля полностью скрыты пылью и непрозрачными звездными ветрами, при этом большая часть ультрафиолетового и видимого излучения смещена в инфракрасное. Общее электромагнитное излучение на всех длинах волн для обеих звезд вместе взятых составляет несколько миллионов солнечных светимостей ( L _☉ ). Наилучшая оценка светимости главной звезды составляет 5 миллионов  л _☉, что делает ее одной из самых ярких звезд Млечного Пути. Светимость Eta Carinae B особенно неопределенна, вероятно, несколько сотен тысяч  L _☉ и почти наверняка не более 1 миллиона  L _☉ .

Наиболее примечательной особенностью Эта Киля является ее гигантское извержение или событие самозванца сверхновой, которое возникло в главной звезде и наблюдалось примерно в 1843 году. За несколько лет оно произвело почти столько же видимого света, сколько слабый взрыв сверхновой, но звезда выжила. . Подсчитано, что при пиковой яркости светимость достигала 50 миллионов  л _☉ . Другие самозванцы сверхновых были замечены в других галактиках, например, возможная ложная сверхновая SN 1961V в NGC 1058 и предвзрывная вспышка SN 2006jc в UGC 4904 .

После Великого извержения Эта Киля закрылась из-за выброшенного материала, что привело к резкому покраснению. Это было оценено в четыре величины на видимых длинах волн, что означает, что светимость после извержения была сравнима со светимостью при первой идентификации. Эта Киля по-прежнему намного ярче в инфракрасном диапазоне, несмотря на предполагаемые горячие звезды позади туманности. Считается, что недавнее визуальное осветление в значительной степени вызвано уменьшением поглощения из-за истончения пыли или уменьшения потери массы, а не основным изменением светимости.

Температура

До конца 20-го века предполагалось, что температура Eta Carinae превышает 30 000 К из-за наличия спектральных линий с высоким возбуждением, но другие аспекты спектра предполагали гораздо более низкие температуры, и для этого были созданы сложные модели. объяснить это. В настоящее время известно, что система Эта Киля состоит как минимум из двух звезд, обе с сильным звездным ветром и зоной ударного встречного ветра (столкновение ветра с ветром или WWC), заключенных в пыльную туманность, которая перерабатывает 90% электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный диапазон. Все эти функции имеют разную температуру.

Мощные звездные ветры от двух звезд сталкиваются в примерно конической зоне WWC и создают температуры до100  мк на вершине между двумя звездами. Эта зона является источником жесткого рентгеновского и гамма-излучения вблизи звезд. Вблизи периастра, по мере того, как вторичный ветер проходит через все более плотные области первичного ветра, зона встречного ветра искажается в спираль, тянущуюся за Эта Киля B.

Конус столкновения ветра и ветра разделяет ветры двух звезд. На 55–75° за вторичным имеется тонкий горячий ветер, характерный для звезд типа О или Вольфа–Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение от Eta Carinae B и оценить его температуру с некоторой точностью из-за спектральных линий, которые вряд ли могут быть созданы каким-либо другим источником. Хотя вторичная звезда никогда не наблюдалась напрямую, существует широко распространенное мнение о моделях, в которых ее температура составляет от 37 000 до 41 000 К.

Во всех других направлениях по другую сторону зоны столкновения ветра с ветром дует ветер с Эта Киля А, более прохладный и примерно в 100 раз более плотный, чем ветер с Эта Киля В. Кроме того, он оптически плотный, полностью скрывает все, что напоминает настоящую фотосферу, и делает любое определение его температуры спорным. Наблюдаемое излучение исходит из псевдофотосферы, где оптическая плотность ветра падает почти до нуля, обычно измеряемая при определенном значении непрозрачности Россленда , таком как 2 ⁄ 3 . Наблюдается, что эта псевдофотосфера вытянута и горячее вдоль предполагаемой оси вращения.

Эта Киля A, вероятно, появилась как ранний гипергигант B с температурой от 20 000 K до 25 000 K во время его открытия Галлеем. Эффективная температура , определенная для поверхности сферического оптически толстого ветра в несколько сотен  R _☉, будет составлять 9 400–15 000 K, а температура теоретического гидростатического «ядра» 60  R _☉ на оптической глубине 150 составит 35 200 K. Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного первичного ветра обычно считается равным 15 000–25 000 K на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, которые, как предполагается, исходят непосредственно от ветра или отражаются через пятна Вейгельта. Во время великого извержения Эта Киля А была намного холоднее — около 5000 К.

Гомункул содержит пыль при температуре от 150 до 400 К. Это источник почти всего инфракрасного излучения, которое делает Эта Киля таким ярким объектом на этих длинах волн.

Дальше расширяющиеся газы Великого извержения сталкиваются с межзвездным веществом и нагреваются примерно до5 MK , производя менее энергичное рентгеновское излучение в форме подковы или кольца.

Размер

Размер двух главных звезд в системе Эта Киля трудно точно определить, потому что ни одну из звезд нельзя увидеть напрямую. Эта Киля B, вероятно, имеет четко определенную фотосферу, и ее радиус можно оценить по предполагаемому типу звезды. Сверхгигант O 933 000  L _☉ с температурой 37 200 K имеет эффективный радиус 23,6  R _☉ .

Размер Eta Carinae A даже точно не определен. У него оптически плотный звездный ветер, поэтому типичное определение поверхности звезды примерно там, где она становится непрозрачной, дает совершенно другой результат, чем могло бы быть более традиционное определение поверхности. Одно исследование рассчитало радиус 60  R _☉ для горячего «ядра» 35 000 K на оптической глубине 150, около звуковой точки или очень приблизительно того, что можно было бы назвать физической поверхностью. При оптической толщине 0,67 радиус будет более 800  R _☉ , что указывает на протяженный оптически плотный звездный ветер. На пике Великого извержения радиус, насколько это имеет значение во время такого сильного выброса материала, составлял бы около 1400  R _☉ , что сравнимо с самыми большими из известных красных сверхгигантов , включая VY Большого Пса .

Размеры звезд следует сравнивать с их орбитальным расстоянием, которое составляет всего около 250  R _☉ в периастре. Радиус аккреции вторичного ветра составляет около 60  R _☉ , что предполагает сильную аккрецию вблизи периастра, ведущую к коллапсу вторичного ветра. Было высказано предположение, что начальное увеличение яркости с 4-й звездной величины до 1-й при относительно постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой LBV, хотя и из экстремального примера этого класса. Затем звезда-компаньон, проходящая через расширенную фотосферу главной звезды в периастре, вызвала дальнейшее увеличение яркости, увеличение светимости и экстремальную потерю массы во время Великого извержения.

Вращение

Скорость вращения массивных звезд оказывает решающее влияние на их эволюцию и, в конечном итоге, на гибель. Скорость вращения звезд Эта Киля не может быть измерена напрямую, потому что их поверхность не видна. Одиночные массивные звезды быстро вращаются вниз из-за торможения их сильным ветром, но есть намеки на то, что и эта Киля A, и B являются быстрыми вращателями, достигающими 90% критической скорости. Один или оба могли быть раскручены бинарным взаимодействием, например, аккрецией на вторичном и орбитальным торможением на первичном.

Извержения

На Эта Киля наблюдались два извержения: Большое извержение середины 19 века и Малое извержение 1890 года. Кроме того, исследования отдаленной туманности предполагают, по крайней мере, одно более раннее извержение около 1250 года нашей эры. Дальнейшее извержение могло произойти примерно в 1550 году нашей эры, хотя возможно, что материал, указывающий на то, что это извержение, на самом деле произошло из Великого извержения, замедленного из-за столкновения с более старой туманностью. Механизм возникновения этих извержений неизвестен. Неясно даже, связаны ли эти извержения со взрывными событиями или с так называемыми суперэддингтонскими ветрами, экстремальной формой звездного ветра , сопровождающейся очень большой потерей массы, вызванной увеличением светимости звезды. Источник энергии для взрывов или увеличения светимости также неизвестен.

Теории о различных извержениях должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере, три извержения разного масштаба; выброс 20  М _☉ и более без разрушения звезды; весьма необычная форма и скорость расширения выброшенного материала; и кривая блеска во время извержений с увеличением блеска на несколько звездных величин за период в несколько десятков лет. Наиболее изученным событием является Великое извержение. Помимо фотометрии в 19 веке, световые эхо-сигналы, наблюдаемые в 21 веке, дают дополнительную информацию о развитии извержения, показывая увеличение яркости с несколькими пиками в течение примерно 20 лет, за которым следует период плато в 1850-х годах. Световые эхосигналы показывают, что отток материала во время фазы плато был намного выше, чем до пика извержения. Возможные объяснения извержений включают: бинарное слияние в то, что тогда было тройной системой; массоперенос от Eta Carinae B при периастральных проходах; или взрыв пульсационной парной нестабильности .

Эволюция

Эта Киля — уникальный объект, близких аналогов которого в настоящее время не известно ни в одной галактике. Следовательно, его будущая эволюция весьма неопределенна, но почти наверняка включает в себя дальнейшую потерю массы и возможную сверхновую.

Эта Киля A начала бы жизнь как чрезвычайно горячая звезда на главной последовательности, уже будучи очень ярким объектом с яркостью более миллиона  L _☉ . _{Точные свойства будут зависеть от} начальной массы, которая, как ожидается, будет не менее 150  M☉ и, возможно, намного выше. Типичный спектр при первом формировании будет O2If, и звезда будет в основном или полностью конвективной из-за слияния цикла CNO при очень высоких температурах ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются такому сильному перемешиванию, что остаются химически однородными во время горения водорода в ядре.

По мере горения водорода в ядре очень массивная звезда будет медленно расширяться и становиться более яркой, становясь голубым гипергигантом и, в конечном итоге, LBV, продолжая синтезировать водород в ядре. Когда водород в ядре истощается через 2–2,5 миллиона лет, горение водородной оболочки продолжается с дальнейшим увеличением размера и светимости, хотя горение водородной оболочки в химически однородных звездах может быть очень кратковременным или отсутствовать, поскольку вся звезда будет обеднена водородом. На поздних стадиях горения водорода потеря массы чрезвычайно велика из-за высокой светимости и повышенного содержания гелия и азота на поверхности. Когда горение водорода заканчивается и начинается горение гелия в ядре , массивные звезды очень быстро переходят к стадии Вольфа-Райе с небольшим количеством водорода или без него, повышением температуры и уменьшением светимости. К этому моменту они, вероятно, потеряли более половины своей первоначальной массы.

Неясно, начался ли тройной альфа- синтез гелия в ядре Эта Киля А. Содержание элементов на поверхности не может быть точно измерено, но выбросы внутри Гомункула составляют около 60% водорода и 40% гелия, а количество азота увеличено до десяти. раз превышает солнечный уровень. Это свидетельствует о продолжающемся синтезе водорода в цикле CNO.

Модели эволюции и гибели одиночных очень массивных звезд предсказывают повышение температуры при горении гелиевого ядра с потерей внешних слоев звезды. Он становится звездой Вольфа-Райе в последовательности азота , перемещаясь от WNL к WNE по мере потери большего количества внешних слоев, возможно, достигая спектрального класса WC или WO, когда углерод и кислород из тройного альфа-процесса достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться с плавлением более тяжелых элементов до тех пор, пока не образуется железное ядро, после чего ядро ​​разрушается и звезда разрушается. Тонкие различия в начальных условиях, в самих моделях и особенно в скорости потери массы приводят к различным предсказаниям конечного состояния самых массивных звезд. Они могут выжить, чтобы стать звездой, лишенной гелия, или могут разрушиться на более ранней стадии, сохранив больше своих внешних слоев. Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие очевидных предшественников сверхновых LBV также побудили предположить, что некоторые типы LBV взрываются как сверхновые, не эволюционируя дальше.

Эта Киля — тесная двойная система, что усложняет эволюцию обеих звезд. Компактные массивные компаньоны могут лишать массы более крупных первичных звезд гораздо быстрее, чем это происходит в одиночной звезде, поэтому свойства при коллапсе ядра могут быть очень разными. В некоторых сценариях вторичный элемент может набирать значительную массу, ускоряя свою эволюцию, и, в свою очередь, быть раздетым теперь уже компактным первичным элементом Вольфа-Райе. В случае с Eta Carinae вторичный компонент явно вызывает дополнительную нестабильность в первичном, что затрудняет прогнозирование будущего развития.

Потенциальная сверхновая

Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, будет происходить от неизвестного белого карлика или анонимного красного сверхгиганта , которые, скорее всего, даже не видны невооруженным глазом. Тем не менее перспектива появления сверхновой из такого экстремального, близкого и хорошо изученного объекта, как Эта Киля, вызывает большой интерес.

Как одиночная звезда звезда, изначально примерно в 150 раз массивнее Солнца, обычно достигает коллапса ядра как звезда Вольфа-Райе в течение 3 миллионов лет. При низкой металличности многие массивные звезды коллапсируют прямо в черную дыру без видимого взрыва или субсветовой сверхновой, а небольшая часть образует сверхновую с парной нестабильностью , но при солнечной металличности и выше ожидается наличие достаточной массы. потеря до коллапса, чтобы позволить увидеть сверхновую типа Ib или Ic . Если рядом со звездой все еще находится большое количество выброшенного материала, ударная волна, образованная взрывом сверхновой, столкнувшимся с околозвездным веществом, может эффективно преобразовывать кинетическую энергию в излучение , что приводит к сверхсветящейся сверхновой (SLSN) или гиперновой , в несколько раз более яркой, чем типичная сверхновая с коллапсом ядра и гораздо более продолжительная. Очень массивные предшественники могут также выбрасывать достаточное количество никеля , чтобы вызвать SLSN просто из-за радиоактивного распада . Полученный остаток будет черной дырой, поскольку очень маловероятно, что такая массивная звезда когда-либо потеряет достаточную массу, чтобы ее ядро ​​не превысило предел для нейтронной звезды .

Существование массивного компаньона дает много других возможностей. Если бы эта Киля А быстро лишилась своих внешних слоев, она могла бы быть менее массивной звездой типа WC или WO, когда был достигнут коллапс ядра. Это привело бы к сверхновой типа Ib или типа Ic из-за отсутствия водорода и, возможно, гелия. Этот тип сверхновой считается источником определенных классов гамма-всплесков, но модели предсказывают, что они обычно происходят только в менее массивных звездах.

Несколько необычных сверхновых и самозванцев сравнивали с Эта Киля как примеры ее возможной судьбы. Одним из наиболее привлекательных является SN 2009ip , голубой сверхгигант, который в 2009 году пережил событие самозванца сверхновой , похожее на Великое извержение Эта Киля, а затем еще более яркую вспышку в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. SN 2006jc, находящаяся на расстоянии около 77 миллионов световых лет в UGC 4904 в созвездии Рыси , в 2004 году также испытала увеличение яркости самозваной сверхновой, за которой последовала сверхновая типа Ib с величиной 13,8, впервые наблюдаемая 9 октября 2006 года. Эта Киля также сравнивалась другим возможным самозванцам сверхновых, таким как SN 1961V и iPTF14hls , и сверхярким сверхновым, таким как SN 2006gy .

Возможные эффекты на Земле

Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Эта Киля будет иметь пик видимой величины около -4, подобно Венере . SLSN может быть на пять звездных величин ярче, потенциально самой яркой сверхновой в истории человечества (в настоящее время SN 1006 ). На расстоянии 7500 световых лет от звезды это вряд ли окажет прямое влияние на земные формы жизни, поскольку они будут защищены от гамма-лучей атмосферой и от некоторых других космических лучей магнитосферой . Основной ущерб будет нанесен верхним слоям атмосферы, озоновому слою , космическим кораблям, включая спутники , и любым астронавтам в космосе.

По крайней мере, в одной статье прогнозируется, что полная потеря озонового слоя Земли является вероятным следствием соседней сверхновой, что приведет к значительному увеличению УФ-излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца, но для этого потребуется, чтобы типичная сверхновая была ближе. чем в 50 световых годах от Земли, и даже потенциальная гиперновая должна быть ближе, чем Эта Киля. Другой анализ возможного воздействия обсуждает более тонкие эффекты необычного освещения, такие как возможное подавление мелатонина с последующей бессонницей и повышенным риском рака и депрессии. В нем делается вывод, что сверхновая такой величины должна быть намного ближе, чем Эта Киля, чтобы оказать какое-либо серьезное воздействие на Землю.

Ожидается, что эта Киля не вызовет гамма-всплеска, и ее ось в настоящее время не направлена ​​на Землю. Атмосфера Земли защищает ее обитателей от всех излучений, кроме ультрафиолета (она непрозрачна для гамма-лучей, за которыми приходится наблюдать с помощью космических телескопов). Основной эффект будет вызван повреждением озонового слоя . Эта Киля слишком далеко, чтобы сделать это, даже если она произвела гамма-всплеск.

Смотрите также

• Списки астрономических объектов

Примечания

Рекомендации

Внешние ссылки

• Миссии NASA Goddard Media Studios позволяют беспрецедентно взглянуть на суперзвезду Eta Carinae
• Фернандес-Лахус, Эдуардо. «Оптический мониторинг Eta Carinae» . Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Национальный университет Ла-Платы, Аргентина.
• Профиль Eta Carinae на Solstation
• Рентгеновский мониторинг RXTE
• Кампания по наблюдению 2003 г. Архивировано 19 марта 2006 г. в Wayback Machine.
• Сравнительная таблица AAVSO. Архивировано 22 декабря 2019 г. на Wayback Machine.
• ESO: Изображение Eta Carinae в самом высоком разрешении, включая фотографии и анимацию.