Эта Киля

редактировать
Звездная система в созвездии Киля

Координаты : Карта звездного неба 10 45 03,591, -59 ° 41 ′ 04,26 ″

Eta Carinae
Eta Киля . Туманность Homunculus, окружающая Eta Carinae, полученная WFPC2 в красном и ближнем ультрафиолетовом диапазоне. Кредит : Джон Морс (Университет Колорадо ) НАСА Космический телескоп Хаббл
Данные наблюдений. Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Карина
Прямое восхождение 10 45 03.591
Склонение −59 ° 41 ′ 04.26 ″
Видимая звездная величина (В)−1.0 до ~ 7.6. 4.8 (2011). 4.6 (2013). 4.3 (2018)
Характеристики
Спектральный тип переменная + O (WR ?)
Видимая звездная величина (U)6,37
Видимая звездная величина (B)6,82
Кажущаяся звездная величина (R)4,90
Кажущаяся звездная величина (Дж)3,3 9
Видимая звездная величина (H)2,51
Кажущаяся звездная величина (K)0,94
U - B индекс цвета -0,45
BV индекс цвета +0,61
Тип переменной LBV двоичный
Астрометрия
Радиальная скорость (Rv)-25,0 км / с
Собственное движение (μ)прямое восхождение: -7,6 мсд /yr. Дес.: 1,0 mas /yr
Расстояние 7,500 ly. (2300 pc )
Абсолютная звездная величина (MV)-8,6 (2012)
Орбита
Основнаяη Car A
Companionη Автомобиль B
Период (P)2022,7 ± 1,3 дня. (5,54 yr )
Большая полуось (a)15,4 AU
Эксцентриситет (e)0,9
Наклонение (i)130–145 °
Периастр эпоха (T)2009.03
Подробности
η Автомобиль A
Масса ~ 100, 120- 200 M
Радиус ~ 240, 60-881 R
Яркость 5,000,000 L
Температура 9,400–35,200 K
Возраст <3млн л ет
η Автомобиль B
Масса 30–80 M
Радиус 14,3–23,6 R
Светимость<1,000,000L
Температура 37,200 K
Возраст <3млн лет
Другие обозначения
Foramen, Tseen She, 231 G Carinae, HR 4210, HD 93308, CD -59 ° 2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59
Ссылка на базу данных
SIMBAD данные

Eta Carinae (η Carinae, сокращенно η Car ), ранее известная как Эта Аргус, представляет собой звездную систему, содержащую не менее звезд. с комбинированной светимостью более чем в пять миллионов раз больше, чем Солнце, расположенное примерно в 7500 световых годах (2300 парсек ) далекие в созвездии Киле. Ранее звезда 4- величина, она прояснилась в 1837 году и стала ярче, чем Ригель, что ознаменовало начало ее так называемого «Великого извержения». В период с 11 по 14 марта 1843 года она стала второй по яркости звездой на небе, а после 1856 года она исчезла значительно ниже невооруженного глаза. В результате меньшего извержения она достигла 6-й величины в 1892 году. снова угасание. Она постоянно становилась ярче примерно с 1940 года, и к 2014 году стала ярче, чем 4,5 звездной величины.

На склонении -59 ° 41 ′ 04,26 ″ Эта Киля находится околополярной от мест на Земле к югу от 30 ° южной широты (относительно Йоханнесбурга: 26 ° 12 ′ южной широты); и не виден к северу примерно от 30 ° северной широты (относительно Каира: 30 ° 2 ′ северной широты).

Две главные звезды системы Эта Киля имеют эксцентрическую орбиту с периодом 5,54 года. Основная звезда представляет своеобразную звезду, похожую на светящуюся синюю переменную (LBV), которая изначально составляла 150–250 M, из которых она уже была потеряла не менее 30 M☉и, как ожидается, взорвется как сверхновая в ближайшем астрономическом будущем. Это единственная известная звезда, излуча ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и очень светящаяся, вероятно, спектрального класса O, примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно закрыта туманностью Гомункул, опытным, выброшенным из первичной частицы во время Великого извержения. Он является членом Трамплера 16 рассеянного скопления в более крупной туманности своей Киля.

Хотя не связан со и туманностью, слабой Эта Кариниды метеорный поток имеет радиант очень близко к Эта Киля.

Содержание

  • 1 История наблюдений
    • 1.1 Открытие и название
    • 1.2 Великое извержение
    • 1.3 Малое извержение
    • 1.4 Двадцатый век
  • 2 Видимость
    • 2.1 Визуальный спектр
    • 2.2 Ультрафиолет
    • 2.3 Инфракрасный
    • 2.4 Высокоэнергетическое излучение
    • 2.5 Радиоизлучение
  • 3 Окружение
    • 3.1 Трамплер 16
    • 3.2 Гомункул
  • 4 Расстояние
  • 5 Свойства
    • 5.1 Орбита
    • 5.2 Классификация
    • 5.3 Масса
    • 5.4 Потеря массы
    • 5.5 Светимость
    • 5.6 Температура
    • 5.7 Размер
    • 5.8 Вращение
  • 6 Извержения
  • 7 Эволюция
    • 7.1 Потенциальная сверхновая
    • 7.2 Возможные эффекты на Земле
  • 8 Примечания
  • 9 Ссылки
  • 10 Внешние ссылки

История наблюдений

Открытие и присвоение имен

Нет надежных свидетельств того, что эта Киля наблюдалась или регистрировалась до 17 века, Голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой величиной примерно в правильном положении около 1595–1596 годов, ч то было скопировано на небесное животное рус Планций и Йодокус Хондиус и 1603 Уранометрия Иоганна Байера. Независимый звездный каталог Фредерика де Хаутмана от 1603 года не включает эту 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 Секвенс (т.е. «следующее» относительно другой звезды) в новом созвездии Робур Каролинум. Его Catalogus Stellarum Australium был опубликован в 1679 году. Звезда также была известна под обозначениями Байера Эта Роборис Кароли, Эта Аргус или Эта Нэвис. В 1751 году Николя Луи де Лакайль дал звездам Арго Навис и Робур Каролинум единый набор греческих букв Байера в своем созвездии Арго и обозначил три области в пределах Арго для целей трехкратного использования обозначений латинскими буквами. Эта упала в килевую часть корабля, которая позже стала созвездием Карина. Она не была широко известна как Киля до 1879 года, звезды Арго Навис, наконец, получили эпитеты дочерних созвездий в Уранометрии Аргентины Гулда.

Историческая кривая визуального освещения для Eta Carinae с 1686 по 2015 год Кривая света Эта Киля из самых ранних наблюдений до текущего дня

когда находится слишком далеко на юге, чтобы быть частью особняков традиционной китайской астрономии, но она нанесена на карту, когда Южные астеризмы были созданы в начале 17 века. Вместе с s Carinae, λ Centauri и λ Muscae, эта киля образует астеризм 海山 (Море и Гора ). Эта Каринае имеет имена Цин Ше (от китайского 天 社 [мандаринский: tiānshè] «Небесный жертвенник») и Форамен. Он также известен 海山 二 (Hǎi Shān èr, англ.: Вторая звезда моря и гор).

Галлей приблизительную видимую звездную величину на открытие, что была рассчитана как величина 3,3 по современной шкале. Горстка более ранних наблюдений предполагает, что Eta Carinae не была значительно ярче, чем эта на протяжении большей части 17 века. Дальнейшие спорадические наблюдения в течение следующих 70 лет показывают, что Eta Carinae, вероятно, была около 3-й величины или слабее, пока Лакайль не зафиксировал ее 2-ю звездную в 1751 году. Неясно, значительно ли изменялась яркость Eta Carinae в течение следующих 50 лет; время от времени встречаются наблюдения, такие как Уильям Берчелл 4-й величины в 1815 году, но неясно, это просто повторными ранми более ранних наблюдений.

Великое извержение

В 1827 году Берчелл особо выделил необычную яркость Eta Carinae на 1-й звездной величине и был первым, кто подозревал, что она различается по яркости. Джон Гершель, который в то время находился в Южной Африке, сделал подробную серию измерений 1830-х годов, что эта Киля стабильно сияла около 1,4 до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был удивлен, увидев, что она стала ярче и немного затмила Ригеля. Это событие ознаменовало начало примерно 18-летнего периода, известного как Великое извержение.

2 января 1838 года Эта Киля была еще ярче, что эквивалентно Альфе Центавра, а затем немного затухла. следующий три месяца. После этого Гершель не наблюдал за звездой, но получил переписку от преподобного У.С. Маккей из Калькутты, который написал в 1843 году: «Кому большому удивлению, я заметил в марте прошлого года (1843 года), что звезда Аргус стала звездой первой величины, столь же яркой, как Канопус, а в цвет и размер очень похож на Арктура. "Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что он достиг пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, после чего начал исчезать, увеличился до уровня яркости Аль Центавра и Канопуса между 24 и 28 марта". и Бета Центавра, около звездной величины +0,2, прежде чем снова стать яркостью в конце года. Пики в 1827, 1838 и 1843 годах, вероятно, произошли на проходе периастра - точка, где звезды близки друг к другу - две видимой величины -0,8, а -1,0 в 1845 году. двойные орбиты. С 1845 по 1856 год яркость уменьшилась примерно на

В устных традициях клан Буронг из Вергаи людей Озеро Тиррелл, северо-запад Виктории, 0,1 звездной величины в год, но с возможными быстрыми и большими колебаниями., которую они знали как Коллоугуллурическую войну «Старуха Ворона», жена Войны «Ворон» (Канопус ). у астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фрю из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Киля во время Великого извержения в 1840-х годах. С 1857 г. яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 г. она не исчезла ниже уровня видимости невооруженным глазом. Было подсчитано, что это связано с конденсацией пыли в выброшенном материале, окружающем звезду, а не с внутренним изменением яркости.

Малое извержение

Новое повышение яркости началось в 1887 году, достигло пика около 6,2 в 1892 году, а в конце марта 1895 года быстро исчезло до величины 7,5. Хотя есть только визуальные записи извержения 1890 года, было подсчитано, что Eta Carinae подверглась визуальному исчезновению на 4,3 балла из-за газа и пыли, выброшенных во время Великого извержения. Яркость без затемнения была бы величиной 1,5–1,9, что значительно выше исторической звездной величины. Это выглядело как уменьшенная копия Великого извержения, изгнавшая намного меньше материала.

Двадцатый век

Между 1900 и по крайней мере 1940, Эта Киля, казалось, установилась с постоянной яркостью около магнитудой 7,6, но в 1953 году было замечено, что она снова увеличилась до 6, 5. Повышение яркости продолжалось стабильно, но с регулярными вариациями в несколько десятых звездной величины.

Кривая блеска для Eta Carinae между 1972 и 2019 гг.

В 1996 г. впервые было определено, что изменили период 5,52 года, а позже были измерены точнее на 5,54 года, что произошло к идее двоичной системы. Теория двойной системы была подтверждена наблюдениями радиальных, оптических и ближних инфракрасных лучевых скоростей и изменений профиля линий, которые в совокупности назывались спектроскопические события, в предсказанное время прохождения периастра в конце 1997 и начале 1998 года. В то же время произошел полный коллапс рентгеновского излучения, предположительно предполагаемого ветра . Подтверждение наличия светящегося двойного спутника значительно изменило понимание физических свойств системы Эта Киля и ее изменчивости.

В 1998–1999 годах наблюдалось внезапное удвоение яркости, вернувшее ее видимость невооруженным глазом. Во время спектроскопического события 2014 года визуальная визуальная величина стала ярче, чем 4,5 звездной величины. Яркость не всегда одинаково меняется на разных длинах волн и не всегда точно соответствует 5,5-летнему циклу. Радио-, инфракрасные и космические наблюдения расширили охват Eta Carinae по всем длинам волн и выявили продолжающиеся изменения в спектральном распределении энергии.

. В июле 2018 года сообщалось, что Eta Carinae имеет самый сильный ударный удар ветра в мире. солнечное соседство. Наблюдения со спутника NuSTAR дали данные с гораздо более высоким разрешением, чем более ранний космический гамма-телескоп Ферми. Используя прямые фокусирующие наблюдения, они показывают, что источник нетеплового рентгеновского излучения меняется в зависимости от орбитальной фазы двойного звездного и что фотонный индекс соответствующего при оценке γ-лучей (гамма)).

Видимость

Карта созвездия килей с белым фоном. Эта Киля обведена красным с левой стороны. Эта Киля и Туманность Киля в созвездии Киля

Как четвертая - Звезду этой величины, Eta Carinae, удобно видеть невооруженным глазом на всех, кроме светозагрязненных небесных во внутренних районах города согласно шкале Бортла. Его яркость в широких пределах: от второго по яркости звезды на небе в один момент в 19 веке до значительно ниже видимой невооруженным глазом. Его расположение примерно на 60 ° южной широты в далеком Южном небесном полушарии означает, что его не увидеть наблюдатели в Европе и большей части Северной Америки.

Эта Киляция между Канопусом и Южным Крестом. Ее легко определить как ярчайшую звезду в большой невооруженным глазе туманности Киля. В телескоп «звезда» обрамлена темной «V» пылевой полосой туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно не звездной. При большом увеличении можно увидеть две оранжевые доли окружающей отражательной туманности , известную как туманность Гомункул, по обеим сторонам от яркого ядра. Наблюдатели могут сравнить ее яркость с яркостью нескольких звезд 4-й и 5-й величины, близко окружающих туманность.

Обнаруженный в 1961 году слабый Эта Каринид метеорный поток имеет радиант очень близко к Эта Карини. Максимум дождя, происходящего с 14 по 28 января, приходится на 21 января. Метеорные потоки не связаны с телами за пределами Солнечной системы, поэтому близость к Eta Carinae просто совпадением.

Визуальный спектр

Составная часть Хаббла Eta Carinae, монтаж, показывающий спектр против реального изображения Туманности Гомункула Композиция Хаббла из Eta Carinae, показывающая необычный (спектр изображения в ближнем ИК-диапазоне от HST STIS CCD)

Профиль прочность и профиль линий в Eta Carinae спектр очень изменчивы, но есть ряд постоянных отличительных функций. В спектре преобладают эмиссионные линии, обычно широкие, хотя линии более высокого возбуждения перекрываются узким центральным компонентом плотной ионизированной туманности, особенно капли Вейгельта. Большинство линий показывают профиль P Лебедя, но с крылом, которое намного слабее излучения. Широкие линии P Лебедя типичны для сильных звездных ветров с очень слабым поглощением в этом случае, потому что центральная звезда очень сильнонена. Крылья рассеяния электронов присутствуют, но относительно слабы, что указывает на комковатый ветер. Водородные линии присутствуют и сильны, что Eta Carinae все еще большую часть своей водородной оболочки. Линии

He отсутствие слабых линий обеспечивает верхний предел возможной температуры первичной звезды. N может идентифицировать, но они не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабые, что указывает на потребление углерода в ядре через цикл CNO с некоторыми из них. Возможно, наиболее поразительной особенностью является богатая запрещенная эмиссия линий , с запрещенными линиями, обеспечивающими из-за возбуждения туманности низкой плотности вокруг звезды.

Самый ранний анализ звездного излучения. Спектр представляет собой описание визуальных наблюдений 1869 г., выделяющихся эмиссионных линий «C, D, b, F и основной линии азота». Линии агрессивно оказывает как невидимые. Буквы к спектральной нотации Фраунгофера и соответствуют , He, Fe и H β. Предполагается, что последняя линия идет от Fe, очень близко к зеленой линии туманности известно, которая, как теперь, принадлежит О.

Фотографические спектры 1893 года были благоприятны как сходные со звездой F5, но с границами слабыми эмиссионными линиями. Анализ современных спектральных стандартов предполагает ранний спектральный класс F . К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий с присутствующими линиями, но в степени затененными эмиссией. Этот спектральный переход от F сверхгиганта к сильному излучению характерен для , где выброшенный материал сначала излучает как псевдо- фотосфера, а по мере его развития формат. расширяется и истончается.

Линейчатый спектр излучения, связанный с плотными звездными ветрами, сохраняется с конца 19 века. Отдельные линии показывают сильно различающиеся ширину , профили и доплеровские сдвиги, часто составляющие скорости в пределах одной линии. Спектральные линии также показывают изменения во времени, наиболее сильно с периодом 5,5 лет, но также менее интенсивные изменения в течение более коротких и более длительных периодов, а также продолжающееся вековое развитие всего периода. Спектр, отраженного от капель Вейгельта, и закон, который имеет главный P-звезде типа HDE 316285, который имеет спектральный тип B0Ieq.

Анимация, показывающая расширяющееся световое эхо, вызванное извержением Эта Киля в туманности Киля

Прямые спектральные наблюдения начались только после Великого извержения, но световое эхо от извержения, отраженное от других частей туманности Киля, было обнаружено с помощью 4-метровый телескоп США Бланко Национальной оптической астрономической обсерватории в Межамериканской обсерватории Серро Тололо. Анализ отраженных спектров показал, что свет испускался, когда Eta Carinae имела вид сверхгиганта с характеристиками 5000 K G2-G5, что примерно на 2000 K холоднее, чем ожидалось от других событий самозванца сверхновой. Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после максимальной яркости Великого извержения в спектре проявились отчетливые профили P Лебедя и молекулярные полосы CN, хотя это, вероятно, связано с выбрасываемым инструментом, который, возможно, сталкивался с околозвездным материал аналогично сверхновой типа IIn .

. Во второй половине 20-го века стали доступны визуальные спектры с более высоким разрешением. Спектр продолжал демонстрировать сложные и загадочные особенности: большая часть центральной энергии звезды перерабатывалась в инфракрасное излучение окружающей среды, некоторое отражение света плотных локализованных объектов в околозвездном материале, но с очевидными показиками высокой ионизации. указывает на очень высокие температуры. Профили линий сложны и изменчивы, что указывает на ряд частиц при различных скорости относительно центральной звезды.

Орбитальный цикл 5,5 лет сильные спектральные изменения в периастре, известные как спектроскопические события. Определенные риски подвержены одним требованиям либо из-за фактического затмения из звезд, либо из-за прохождения в непрозрачных частях сложных звездных ветров. Несмотря на то, что эти события приписываются орбитальному вращению, эти события значительно изменяются от цикла к циклу. Эти усилились с 2003 г., и обычно считаются долгосрочные вековые изменения звездных ветров или ранее выброшенного материала могут стать культивцией возврата к состоянию звезды до ее Великого извержения.

Ультрафиолет

Ультрафиолетовое изображение туманности Гомункул, полученное Хабблом

В ультрафиолетовом спектре системы Eta Carinae видно множество линий излучения ионизированных металлов, таких как таких как таких как Fe II и Cr II, а также Lyman 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 необычно сильны. Они возникают в пятнах Вейгельта и вызваны эффектом низкого усиления лазерной генерации. Ионизированный водород между каплей и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Ly α, проникает через каплю. Капля содержит атомарный водород с небольшим примесью других, включая железо фотоионизированное излучением центральных элементов элементов звезд. Случайный резонанс (где излучение случайно имеет подходящую энергию накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Ly α накачивать ионы Fe в высоком псевдометастабильные состояния, создаваемая инверсию населенности, которая позволяет стимулировать излучение место. Этот эффект аналогичен излучению мазера из плотных карманов, окружающих многие холодные звезды-сверхгиганты, но последний эффект слабее в оптическом и УФ-диапазоне, и Eta Carinae - единственный явный образец ультрафиолета астрофизический лазер. Подобный эффект от накачки метастабильных состояний O I излучением Ly β также подтвержден как астрофизический УФ-лазер.

Инфракрасное

Массив изображений десяти звезд, похожих на Эта Киля в соседних галактиках Звезды, похожие на Eta Киля в ближайших галактиках

Наблюдения за этой Килями в инфракрасном диапазоне становятся все более важными. Подавляющее электромагнитное излучение центральное поглощается окружающей пылью, а затем излучается в среднем - и дальнем инфракрасном диапазоне температуры воздуха. Это позволяет осуществлять весь выход энергии системы на длинах волн, на которые оказывает сильное влияние межзвездное поглощение, что приводит к более точным оценкам свет, чем для очень ярких звезд. Eta Carinae - самый яркий источник в ночном небе в средней инфракрасной области.

Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне показывают большую массу пыли при температуре 100–150 К, что позволяет предположить, что общая масса гомункула составляет 20 солнечное. массы (M☉) или более. Это намного больше, чем предыдущие оценки, и считается, что все они были выброшены через несколько лет во время Великого извержения.

Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне могут проникать сквозь пыль с высоким разрешением, чтобы проявлять детали, которые скрыты полностью видимые волны, но не сами центральные звезды. Центральная область Гомункула содержит маленького Гомункула меньшего размера извержения 1890 лет, бабочку из отдельных сгустков и нитей от двух извержений и удлиненную область звездного ветра.

Высокоэнергетическое излучение

Рентгеновское изображение Eta Carinae из рентгеновской обсерватории Чандра Рентгеновские лучи вокруг Eta Carinae (красный - низкая энергия, синий - более высокая)

Несколько источников рентгеновского и гамма-излучения были обнаружены вокруг Eta Carinae, например, 4U 1037–60 в 4-й каталог Ухуру и 1044–59 в каталоге HEAO-2. Самое раннее рентгеновское излучение в районе Эта Киля было обнаружено ракетой Terrier-Sandhawk, за последовали последовали наблюдения Ариэль 5, OSO 8 и Ухуру.

Более подробные наблюдения были выполнены с помощью обсерватории Эйнштейна, рентгеновского телескопа ROSAT, Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA), и рентгеновская обсерватория Чандра. Существует множество различных источников излучения по всему электромагнитному спектру высоких энергий: жесткое рентгеновское излучение и гамма-лучи в пределах 1 светового месяца от Eta Carinae; жесткие рентгеновские лучи из центральной области шириной около 3 световых месяцев; отчетливая частичная кольцевая структура «подковы» в рентгеновских лучах низкой энергии диаметром 0,67 парсек (2,2 световых года), соответствующая главному фронту ударной волны от Великого изения; диффузное рентгеновское излучение по всей площади гомункула; и многочисленные сгущения и дуги за пределами главного кольца.

Все высокоэнергетические выбросы, связанные с Eta Carinae, меняются в течение орбитального цикла. Спектроскопический минимум, или рентгеновское затмение, произошло в июле и августе 2003 года, и аналогичные события в 2009 и 2014 годах интенсивно наблюдались. Гамма-лучи с самой высокой энергией выше 100 МэВ, обнаруженные AGILE, демонстрируют сильную изменчивость, в то время как гамма-лучи с более низкой энергией, наблюдаемые Ферми, демонстрируют небольшую изменчивость.

Радиоизлучение

Радио излучение наблюдалось из Eta Carinae в микроволновом диапазоне. Он был обнаружен в линии 21 см HI, но был особенно тщательно изучен в полосах миллиметров и сантиметров. Мазирующий водород (в результате объединения электрона и протона с образованием атома водорода) был обнаружен в этом диапазоне. Излучение сконцентрировано в небольшом неточечном источнике с поперечником менее 4 угловых секунд и, по-видимому, в основном является свободным излучением (тепловое тормозное излучение ) ионизированного газа, что соответствует компактному H Область II при температуре около 10 000 К. Изображение с высоким разрешением показывает радиочастоты, исходящие от диска Эта несколько угловых секунд, шириной 10 000 астрономических (а.е.) на расстоянии Киля.

Радиоизлучение от Eta Carinae демонстрирует непрерывные изменения в силе и распределении в течение 5,5-летнего цикла. Линии H II и рекомбинации очень различаются, при этом континуальное излучение (электромагнитное излучение в широком диапазоне волн) меньше. Это показывает резкое резкое резкое снижение уровня водорода в ионном цикле, совпадающее со спектроскопическими событиями на других длинах волн.

Окружение

A Туманность шириной 50 световых лет, содержащая звездные скопления, пылевые столбы, звездные струи объекта Хербига-Аро, глобулы с яркими краями и туманность Замочная скважина Аннотированное изображение туманности Киля

Эта Киля - это найден в туманности Киля, гигантской области звездообразования в рукаве Киля - Стрельца Млечного Пути. Туманность - заметный невооруженный глаз в южном небе, демонстрирующий сложную смесь излучения, отражения и темной туманности. Эта Киля, как известно, находится на том же расстоянии, что и ее спектр можно увидеть в отражении от различных облаков в туманности. Внешний вид туманности Киля, 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. Эта Киля обеспечивает до 20% ионизирующего потока всей туманности, но сейчас он в основном заблокирован окружающим газом и пылью.

Trumpler 16

Эта Киля находится внутри рассеянных звезд скопления Трамплер 16 . Все остальные находятся далеко за пределами видимости невовооруженным глазом, хотя WR 25 - еще одна массивная светящаяся звезда. Trumpler 16 и его сосед Trumpler 14 - два доминирующих звездных скопления ассоциации Carina OB1, расширенной группы молодых светящихся звезд с общим движением в пространстве.

Гомункул

3D-модель туманности Гомункул, показанная спереди и сзади, по обе стороны от реального изображения 3D-модель туманности Гомункул

Эта Киля окружена Туманность Гомункул, небольшая эмиссионно-отражательная туманность, состоящая в основном из газа, выброшенного во время Великого извержения, и освещает ее. событие середины 19 века, а также пыль, сконденсировавшаяся из завалов. Туманность состоит из двух полярных долей, выровненных по оси вращения звезды, плюс экваториальная «юбка», общая длина которой составляет около 18 . Более подробные исследования показывают множество мелких деталей: Маленький гомункул внутри главной туманности, вероятно образованный извержением 1890 года; струя; мелкие струйки и сучки материала, особенно заметные в области юбки; и три капли Вейгельта - плотные газовые конденсаты, расположенные очень близко к самой звезде.

Считается, что доли гомункула почти полностью образовались из-за первоначального извержения, а не сформировались из-за ранее выброшенного или межзвездного материала., хотя нехватка материала вблизи экваториальной плоскости позволяет смешиваться более позднему звездному ветру и выброшенному материалу. Таким образом, масса лепестков дает точное представление о масштабе Великого извержения оценками от 12–15 M☉до 40 M☉. Результаты показывают, что материал от Великого извержения сильно сконцентрирован к полюсам; 75% массы и 90% кинетической энергии были выделены выше 45 ° широты.

Уникальной особенностью гомункула является способность измерять спектр центрального объекта на разных широтах по отраженному спектру от разных частей долей. Они ясно показывают полярный ветер, когда звездный ветер быстрее и сильнее в высоких широтах, что, как считается, связано с быстрым вращением, вызывающим усиление силы тяжести по направлению к полюсам. Напротив, спектр показывает более высокое возбуждение ближе к экваториальной плоскости. Подразумевается, что внешняя оболочка Eta Carinae не является сильной конвективной, поскольку это могло бы быть предотвращение . Текущее ось вращения звезды, похоже, не совсем совпадает с расположением гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Eta Carinae B, которое также изменяет наблюдаемые звездные ветры.

Расстояние

Расстояние до Эта Карина было определено используемыми методами, что привело к широко принятому значению 2300 парсеков (7800 световых лет) с погрешностью около 100 парсеков (330 световых лет). Расстояние до Эта Карина нельзя измерить с помощью параллакса из-за окружающей туманности, но ожидается, что звезды в скоплении Трамплера будут находиться на таком же расстоянии и доступны для параллакса. Gaia Data Release 2 обеспечивает параллаксы со средним размером 0,383 ± 0,017 миллиарда параллаксы со средним размером 0,383 ± 0,017 миллиметра, самые горячие звезды класса 16, самые горячие звезды класса O. -секунды дуги, что соответствует расстоянию 2600 ± 100 парсек. Это означает, что Eta Carinae может быть более удаленной, чем считалось ранее, а также более яркой, хотя все же 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 цветовую диаграмму для калибровки абсолютных величин звезд, например главная последовательность или идентифицирующие элементы, такие как горизонтальная ветвь, и, следовательно, их расстояние от Земли. Также необходимо знать степень межзвездного поглощения скопления, а это может быть сложно в таких регионах, как туманность Киля. Расстояние в 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено из калибровки светимости звезд O-типа в Трамплере 16. После определения аномальной поправки на покраснение к вымиранию расстояние до Трамплера 14 и Трамплера 16 было измерено на 9 500 ± 1000 световых лет (2 900 ± 300 парсеков).

Известная скорость расширения туманности Гомункул дает необычный геометрический метод измерения расстояния до нее. Если предположить, что две доли туманности симметричны, проекция туманности на небо зависит от расстояния до нее. Значения 2300, 2250 и 2300 парсеков были получены для Homunculus, и Eta Carinae явно находится на таком же расстоянии.

Свойства

звездная система Эта Киля, 3 вида рядом Рентгеновские, оптические и инфракрасные изображения Eta Carinae (26 августа, г. 2014)

Звездная система Эта Киля в настоящее время является одной из самых массивных звезд, которые можно изучать очень подробно. 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. Обе составляющие звезды в значительной степени скрыты околозвездным веществом, выброшенным из Эта Киля А, и основные свойства, такие как их температура и светимость, можно только предполагать. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке позволяют предположить, что сама звезда может быть обнаружена, когда пыль от великого извержения наконец исчезнет.

Орбита

Эта Киля B вращается по большому эллипсу, а Эта Киля A - по меньшему орбита. Орбита Eta Carinae

Двойная природа Eta Carinae такова. четко установлено, хотя компоненты не наблюдались напрямую и даже не могут быть четко разрешены спектроскопически из-за рассеяния и повторного возбуждения в окружающей туманности. Периодические фотометрические и спектральные вариации побудили к поиску компаньона, а моделирование встречных ветров и частичных «затмений» некоторых спектральных характеристик ограничило возможные орбиты.

Период орбиты точно известен и составляет 5,539 лет., хотя со временем это изменилось из-за потери массы и аккреции. Период между Великим извержением и меньшим извержением 1890 г., по-видимому, составлял 5,52 года, в то время как до этого время было еще ниже, 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 расстояние между звездой, согласно примерно 1,6 а.е., что соответствует расстоянию от Марса до Солнца, 30 а.е., что похоже на расстояние до Нептуна.

Возможно наиболее ценное использование точной орбиты для двойной звездной системы заключается в прямом вычислении масс. Для этого необходимо точно знать размеры и наклон орбиты. Размеры орбиты Эта Киля известны лишь потому, что звезды не могут быть непосредственно и отдельно наблюдаемы. Наклонение было смоделировано на уровне 130–145 градусов, но орбита все еще не известна достаточно точно, чтобы определить массы двух компонентов.

Классификация

Эта Киля A классифицируется как светящаяся синяя переменная (LBV) из-за отличительных спектральных вариаций и вариаций яркости. Этот тип модели звезды характеризуется нерегулярными переходами от высокотемпературного состояния покоя к низкотемпературному состоянию при примерно постоянной яркости. LBV в состоянии покоя лежат на узкой полосе неустойчивости S Doradus, причем более яркие звезды более горячие. Во время вспышки все LBV имеют примерно одинаковую температуру, которая составляет около 8000 K. LBV при нормальной вспышке визуально ярче, чем в спокойном состоянии, хотя болометрическая светимость не меняется.

Событие, подобное Великому извержению Эта Киля A, наблюдалось только у одной звезды в Млечном Пути - P Cygni - и еще в нескольких других LBV в других галактиках. Ни один из них не кажется таким жестоким, как Эта Карина. Неясно, происходит это только с очень немногими из самых массивных LBV, что вызвано близкой звездой-компаньоном или очень короткой, но общей фазой для массивных звезд. Некоторые подобные события во внешних галактиках были ошибочно приняты за сверхновые и были названы самозванцами сверхновых, хотя эта группа может также другие типы нетерминальных переходных процессов, которые приближаются к яркости сверхновой.

Eta Carinae A - нетипичный LBV. Она ярче любой другой 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 Doradus, хотя неясно, какова на самом деле температура или спектральный класс лежащей ниже звезды, а во время Великого извержения она была намного холоднее, чем типичная вспышка LBV со средним G спектральным диапазоном. тип. Извержение 1890 года могло быть довольно типичным для извержений LBV с ранним спектральным классом F, и было подсчитано, что в настоящее время звезда может быть непрозрачный звездный ветер, формирующий псевдофотосферу с температурой 9 000–10 000 K.

Eta Carinae B - массивная светящаяся горячая звезда, о которой мало что известно. По некоторым спектральным линиям с высоким уровнем, которые не генерируются первичной 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

Масса звезд трудно измерить, кроме как путем определения двойного орбиты. Эта Киля - бинарная система, но некоторая ключевая информация об орбите точно не известна. Масса может быть строго ограничена до более чем 90 M☉из-за высокой светимости. Стандартные модели системы предполагают массы 100–120 M☉и 30–60 M☉для первичного и вторичного соответственно. Были предложены более высокие массы для моделирования выхода энергии и массопереноса при Великом извержении, с общей массой системы более 250 M☉до Великого извержения. Eta Carinae явно имеет большую массу с момента своего образования, и считается, что используется она составляла 150–250 M☉, хотя, возможно, образовалась в результате бинарного слияния. Массы 200 M☉для первичного и 90 M☉для вторичного лучше всего соответствуют одной модели массопереноса события Великого извержения.

Потеря массы

Туманность Киля Туманность Киля. Эта Киля - самая яркая звезда на левой стороне.

Потеря массы - один из наиболее интенсивно изучаемых проблем массивных звезд. Вольф-Райец, количество и типы сверхновых с коллапсом ядра или их предшественников, как Вольф-Райец, количество и тип сверхновых с коллапсом ядра или их предшественников. Чтобы соответствовать этим наблюдениям, модели требуют более высоких темпов роста массы. Eta Carinae A имеет один из самых известных темпов потерь, настоящее время около 10 M☉/ год, и является очевидным кандидатом для изучения.

Eta Carinae A теряет много массы из-за своей чрезвычайной яркости. и относительно низкая поверхностная сила тяжести. Его звездный ветер полностью непрозрачен и выглядит как псевдофотосфера; эта оптически плотная поверхность скрывает любую истинную физическую поверхность звезды, которая может присутствовать. (При экстремальных темпах радиационной массы градиент плотности материала может стать достаточно непрерывным, чтобы значимая дискретная физическая поверхность не существовала.) Во время Великого извержения скорости потери массы в тысячу раз выше, примерно 1 M☉/ год выдерживается десять и более более лет. Общая потеря массы во время извержения составила не менее 10–20 M☉, большая часть которой теперь формирует туманность Гомункул. В результате меньшего извержения 1890 года образовалась туманность Маленький гомункул, гораздо меньшего размера и всего около 0,1 M☉. Большая часть потерь массы происходит при ветре с конечной скоростью около 420 км / с, но некоторые вещества наблюдаются при более высоких скоростях, до 3200 км / с, возможно, материал, унесенный вторичной звездой из аккреционного диска.

Эта Киля B, вероятно, также теряет массу из-за слабого звездного ветра, но это не может быть обнаружено напрямую. Модели наблюдаемого при взаимодействии ветров двух звезд, показывают скорость массы порядка 10 M☉/ год на скорости 3000 км / с, что типично для горячей звезды класса O. Для части высокоэкцентрической орбиты он может фактически получать материал от основного через аккреционный диск. Во время Великого извержения первичной звезды вторичная образовать несколько M☉, создавая сильные струи, которые сформировали биполярную форму туманности Гомункул.

Светимость

Звезды Эта Киля Система полностью закрыта пылью и непрозрачным звездным ветром, при этом большая часть ультрафиолетового и визуального излучения сместилась в инфракрасное. Суммарное электромагнитное излучение на всех длинах волн вместе составляет несколько миллионов солнечной светимости (L☉). Лучшая оценка яркости главной звезды составляет 5 миллионов L☉, что делает ее одной из самых ярких звезд в Млечном Пути. Яркость Eta Carinae B особенно неопределенна, вероятно, несколько сотен тысяч L☉и почти наверняка не более 1 миллиона L☉.

Наиболее примечательной особенностью Eta Carinae является ее гигантское извержение или событие самозванца сверхновой, которое возникло в первичной звезде. и наблюдалась около 1843 года. Через несколько лет она произвела почти столько же видимого света, сколько слабый взрыв сверхновой, но звезда выжила. По оценкам, максимальной яркости светимость достигала 50 миллионов L☉. Другие самозванцы сверхновых наблюдались в других галактиках, например, возможная ложная сверхновая SN 1961v в NGC 1058 и предвзрывная вспышка SN 2006jc в UGC 4904.

После Великого извержения Эта Килялась из-за выброшенного материала, что привело к резкому покраснению. Это было оценено в четырех величинах видимых волн, что означает, что светимость после извержения была сопоставима со светимостью при первом обнаружении. Эта Киля по-прежнему намного ярче в инфракрасном диапазоне, несмотря на предполагаемые горячие звезды за туманностью. Считается, что недавнее визуальное повышение яркости в степени уменьшения экстинкции из-за истончения пыли или уменьшения массы, а не лежащим в основе изменения светимости.

Температура

Туманность Гомункула слева и увеличенное инфракрасное изображение справа Хаббл изображение туманности Гомункул; на вставке: VLT NACO инфракрасное изображение Eta Carinae.

До конца 20 века предполагалось, что температура Eta Carinae превышает 30 000 К из-за наличия спектральных линий с высоким возбуждением, но другие аспекты предполагали гораздо более низкие температуры, и для этого были созданы сложные модели. В настоящее время известно, что эта система включает как минимум из двух звезд, как с сильными звездными ветрами, так и с зоной ударного встречного ветра (столкновение ветров с ветром или WWC), заключенных в пылевой туманности, которая перерабатывает 90% электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный. Все эти функции имеют разные температуры.

Мощные звездные ветры от двух звезд сталкиваются в примерно конической зоне WWC и показывают температуру до 100 MK на вершине между двумя звездами. Эта зона жесткого рентгеновского и гамма-излучения вблизи звезд. Вблизи периастра, поскольку вторичный поток проходит через все более плотные области первичного ветра, зона встречного ветра искажается в спираль, тянущуюся за Eta Carinae B.

Конус столкновения ветра и ветра разделяет ветры двух звезд. На 55–75 ° за вторичкой дует тонкий горячий ветер, характерный для звезд O или Вольфа - Райе. Это позволяет создать некоторое излучение от Eta Carinae B, а его температуру можно оценить с помощью некоторой системы спектральной линии. Хотя вторичная звезда никогда не наблюдалась напрямую, широко распространенное распространение по моделям, в которых она имеет температуру от 37 000 K до 41 000 K.

Во всех других направлениях по другой стороне столкновения ветра с ветром, дует ветер с этажа Киля A, более прохладный и примерно в 100 раз плотнее, чем ветер с этажа Киля B. Он также оптически плотный, полностью скрывает все, что напоминает настоящую фотосферу, и делает любое определение ее температуры спорным. Наблюдаемое излучение исходит из псевдофотосферы, где оптическая плотность ветра падает почти до нуля, обычно измеряемая при определенном значении непрозрачности по Россленду, например, ⁄ 3. Эта псевдофотосфера вытянута и более горячая предполагаемая предполагаемая оси вращения.

Eta Carinae A, вероятно, возникла как ранний гипергигант B с температурой между 20000 К. и 25000 К на момент открытия Галлеем. эффективная температура, определенная для поверхности сферического оптически толстого ветра при нескольких сотнях R☉, будет составлять 9 400–15 000 К, в то время как температура теоретического гидростатического «ядра» 60 R☉при оптическая глубина 150 будет 35 200 К. Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного первичного ветра обычно считается равной 15 000 К - 25 000 К на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, предполагаемых непосредственно от ветра. или отражаются через капли Вейгельта. Во время сильного извержения Eta Carinae A был намного холоднее - около 5000 K.

Homunculus содержит пыль с температурой от 150 K до 400 K. Это источник почти всего инфракрасного излучения, которое делает Eta Carinae такой яркий объект на этих длинах волнует.

Далее расширяющиеся газы от Великого извержения сталкиваются с межзвездным веществом и нагреваются примерно до 5 МК, производя менее энергичные рентгеновские лучи, видимые в форме подковы или кольца.

Размер

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

. Размер Eta Carinae A даже не определен четко. У нее оптически плотный звездный ветер, поэтому типичное определение поверхности звезды примерно там, где она становится непрозрачной, дает совсем другой результат, чем более традиционное определение поверхности. В одном рассчитывался радиус 60 R☉для горячего «ядра» 35000 К при оптической глубине 150, около звуковой точки или очень приблизительно того, что можно было бы назвать физической поверхностью. При оптической глубине 0,67 радиус был бы более 800 R☉, что указывает на протяженный оптически звездный ветер. На пике Великого извержения радиус, если это имеет смысл во время такого сильного выброса материала, было бы около 1400 R☉, что сравнимо с самыми известными звездами, включая VY Canis Majoris.

Размеры следует сравнивать с их орбитальными расстояниями, которое составляет всего около 250 R☉в периастре. Радиус аккреции вторичной обмотки составляет около 60 R☉, что указывает на сильную аккрецию около периастра, приводящую к обрушению вторичного ветра. Было высказано это предположение, что предварительное повышение яркости с 4-й величиной до 1-й постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой LBV, хотя и из крайнего примера класса. Затем звезда-компаньон, прошедшая через расширенную фотосферу первичной звезды в периастре, вызвала дальнейшее повышение яркости, увеличение светимости и резкую потерю массы Великого извержения.

Вращение

Скорость вращения массивных звезд имеют решающее влияние на их эволюцию и возможную смерть. Скорость вращения звезд Эта Киля не может быть измерена напрямую, потому что их поверхности не видны. Одиночные массивные звезды быстро вращаются из-за торможения их сильным ветром, но есть намеки на то, что обе эти Киля A являются быстрыми вращающимися, достигающими 90% критической скорости. Один или оба были вызваны бинарным вторичным взаимодействием, например аккрецией на элемент и орбитальным перетаскиванием первичного.

Извержения

Eta Киля Космический телескоп Хаббла изображение, показывающее биполярную туманность Гомункул., который окружает Эта Киля

Два извержения наблюдались из Этака Киля, Великое извержение середины XIX века и Малое извержения 1890 года. Кроме того, отдаленной туманности предполагают по крайней мере одно более раннее извержение около 1250 года нашей эры. Дальнейшее извержение произойти примерно в 1550 году нашей эры, хотя возможно, что материал, указывающий на это извержение, на самом деле был эффект Великого извержения, замедленного из-за столкновения с более старой туманностью. Механизм возникновения этих высыпаний неизвестен. Неясно даже, связаны ли извержения взрывными событиями или так называемыми супер-эддингтонскими ветрами, экстремальной формой звездного ветра, включающей очень высокую потерю массы, вызванную эффектом светимости звезды. Источник энергии для взрывов или увеличения яркости также неизвестен.

Теории о различных извержения различных размеров должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере, три извержения различных размеров; выброс 20 M☉или более без разрушения звезды; весьма необычная форма и скорость расширения выброшенного материала; и кривая блеска во время извержений с яркостью на несколько величин за период десятилетий. Наиболее изученным явлением является Великое извержение. Помимо фотометрии в течение 19 века, световые эхо, наблюдаемые в 21 веке, дают дополнительную информацию о развитии извержения. Световые эхо показывают, что отток материала во время фазы плато был намного выше, чем до пика извержения. Возможные объяснения извержений включают: бинарное влияние в тогдашней тройной системе; массоперенос от Eta Carinae B во время прохождения периастра; или пульсационная парная нестабильность взрыв.

Эволюция

Многоцветный график с 1987 по 2015 год, показывающий постепенное увеличение с 1994 года Недавняя кривая света Eta Carinae с наблюдениями на стандартных длинах волн, отмеченными

, Eta Carinae - уникальный объект, не очень близкие аналоги, известные в настоящее время в любой галактике. Следовательно, его дальнейшая эволюция весьма неопределенна, но почти наверняка включает в себя дальнейшую потерю массы и возможную сверхновую.

Eta Carinae начала жизнь как горячая звезда на главную, а над ней уже был сильно светящийся объект. миллион L☉. Точные свойства будут зависеть от начальной массы, которая ожидается, будет не менее 150 M☉и, возможно, намного выше. Типичный спектр при первом образовании будет O2If, а звезда будет в основном или полностью конвективной из-за слияния цикла CNO при очень высокой температурех ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды испытывают такое сильное перемешивание, что они остаются химически однородными во время горения водорода в ядре.

По мере того, как горение ядра в ядре прогрессирует, очень массивная звезда будет медленно расширяться и становиться более яркой, превратившись в синего гипергиганта и, в конечном итоге, в LBV, все еще синтезируя водород в ядре. Когда водород в ядре истощается через 2–2,5 миллиона лет, горение водородной оболочки продолжается с дальнейшим повреждением размера и светимости, хотя горение водородной оболочки в химически однородных звездах может быть очень кратковременным или отсутствовать, поскольку вся звезда будет обеднен водородом. На поздних стадиях горения водорода потеря массы чрезвычайно высока 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 в стадию Вольфа – Райе с небольшим количеством водорода или без него, повышенными температурами и пониженной светимостью. Скорее всего, к этому моменту они потеряли более половины своей первоначальной массы.

Неясно, начался ли синтез тройного альфа гелия в ядре Eta Carinae A. поверхность не может быть точно измерена, но выбросы внутри Гомункула состоят примерно на 60% из водорода и 40% из гелия, причем азот увеличивается до десятикратного солнечного уровня. Это свидетельствует о продолжающемся синтезе водорода в цикле CNO.

Модели эволюции и гибели одиночных очень массивных звезд предсказывают повышение температуры во время горения гелиевого ядра с потерей внешних слоев звезды. Она становится звездой Вольфа-Райе на азотной последовательности, перемещаясь от WNL к WNE по мере того, как теряется больше внешних слоев, возможно, достигая спектрального класса WC или WO, поскольку углерод и кислород из процесса тройной альфа достигают поверхность. Этот процесс будет продолжаться с плавлением более тяжелых элементов до тех пор, пока не разовьется железное ядро, после чего ядро ​​схлопнется и звезда разрушится. Незначительные различия в начальных условиях, в самих моделях, и особенно в темпах потери массы, дают разные прогнозы конечного состояния самых массивных звезд. Они могут выжить, чтобы стать звездой, лишенной гелия, или могут коллапсировать на более ранней стадии, сохраняя при этом большую часть своих внешних слоев. Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие очевидных предков сверхновых LBV также побудило предположить, что некоторые типы LBV взрываются как сверхновые без дальнейшего развития.

Эта Киля является близкой двойной системой, и это затрудняет эволюцию. обеих звезд. Компактные массивные спутники могут терять массу у более крупных первичных звезд гораздо быстрее, чем это произошло бы у одиночной звезды, поэтому свойства при коллапсе ядра могут сильно отличаться. В некоторых сценариях вторичный элемент может набирать значительную массу, ускоряя его эволюцию, и, в свою очередь, его лишает уже компактный первичный элемент Вольфа – Райе. В случае Eta Carinae вторичный вид явно вызывает дополнительную нестабильность в первичном, что затрудняет прогнозирование будущего развития.

Потенциальная сверхновая

Области на двумерной диаграмме показывают, какие сверхновые или белые карлики возникают в результате разных звезд. Типы сверхновых в зависимости от начальной массы и металличности

Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, будет происходить от неизвестного белого карлика или анонимного красный сверхгигант, скорее всего, даже не видимый невооруженным глазом. Тем не менее, перспектива появления сверхновой на таком экстремальном, близком и хорошо изученном объекте, как Эта Киля, вызывает большой интерес.

Как одиночная звезда, звезда изначально была примерно в 150 раз массивнее Солнца. обычно достигают коллапса ядра в виде звезды Вольфа – Райе в течение 3 миллионов лет. При низкой металличности многие массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру без видимого взрыва или субсветящейся сверхновой, а небольшая часть будет производить сверхновую с парной нестабильностью, но ожидается, что при солнечной металличности и выше перед коллапсом произойдет потеря массы, достаточная для появления видимой сверхновой типа Ib или Ic. Если рядом со звездой все еще остается большое количество выброшенного материала, ударная волна, образованная взрывом сверхновой, ударяющая по околозвездному веществу, может эффективно преобразовать кинетическую энергию в излучение, что приведет к сверхсветовая сверхновая (SLSN) или гиперновая, в несколько раз более яркая, чем типичная сверхновая при коллапсе ядра, и гораздо более долговечная. Высокомассивные предшественники могут также выделять достаточное количество никеля, чтобы вызвать SLSN просто из радиоактивного распада. Полученный остаток будет черной дырой, поскольку 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 была быстро лишена 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 недостатка водорода и, возможно, гелия. Считается, что этот тип сверхновых является источником определенных классов гамма-всплесков, но модели предсказывают, что они обычно возникают только в менее массивных звездах.

Несколько необычных сверхновых и самозванцев сравнивали с Eta Carinae в качестве примеров их возможная судьба. Одним из наиболее убедительных является SN 2009ip, синий сверхгигант, который в 2009 году испытал вспышку самозванца сверхновой, похожую на Великое извержение Эты 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 Lynx, также претерпела вспышку сверхновой самозванца в 2004 году, за которой последовала сверхновая звезда типа Ib с величиной 13,8, впервые увиденная 9 октября 2006 года. Carinae также сравнивали с другими возможными самозванцами сверхновых, такими как SN 1961V и iPTF14hls, и со сверхсветовыми сверхновыми, такими как SN 2006gy.

Возможные эффекты на Земле

Оболочки прогрессивного горения элементов: водород, гелий, углерод-кислород-азот, кремний, магний-неон и железо с последующим коллапсом из-за гамма-всплеска джеты, развивающиеся из полюсов Одна из теорий окончательной судьбы Eta Carinae - коллапс с образованием черной дыры - энергия, высвобождаемая в виде струй вдоль оси вращения, образует гамма-всплески.

Типичная сверхновая, коллапсирующая в ядре, на расстоянии Пик Eta Carinae будет иметь видимую звездную величину около -4, что похоже на Венеру. SLSN может быть на пять звезд ярче, потенциально самая яркая сверхновая в истории человечества (в настоящее время SN 1006 ). На расстоянии 7500 световых лет от звезды маловероятно прямое воздействие на земные формы жизни, поскольку они будут защищены от гамма-лучей атмосферой и от некоторых других космических лучей магнитосфера. Основной ущерб будет нанесен только 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 последствием сверхновой, которая приведет к значительному увеличению УФ-излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца. Для этого потребуется, чтобы типичная сверхновая звезда была ближе, чем на 50 световых лет от Земли, и даже потенциальная сверхновая должна быть ближе, чем Eta Carinae. Другой анализ возможного воздействия обсуждает более тонкие эффекты от необычного освещения, такие как возможное подавление мелатонина, что приводит к бессоннице и увеличению риска рака и депрессии. В нем делается вывод, что сверхновая звезда такой величины должна быть намного ближе, чем Эта Киля, чтобы иметь какое-либо серьезное воздействие на Землю.

Эта Киля не должна вызывать гамма-всплеск, и ее ось расположена в настоящее время не нацелен на Землю. В любом случае гамма-всплеск должен произойти в пределах нескольких световых лет от Земли, чтобы иметь значительные эффекты. Атмосфера Земли защищает своих жителей от всего излучения, кроме ультрафиолетового света (она непрозрачна для гамма-лучей, которые необходимо наблюдать с помощью космических телескопов). Основной эффект возник бы в результате повреждения озонового слоя. Эта Киля слишком далеко, чтобы сделать это, даже если бы она действительно произвела гамма-всплеск.

Примечания

  • Астрономический портал
  • icon Звездный портал

Ссылки

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с Eta Carinae.
Последняя правка сделана 2021-05-19 05:17:47
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте