Координаты : 10 ч 45 м 03,591 с , −59 ° 41 ′ 04,26 ″.
Эта Киля ( η Carinae , сокращенно η Car ), ранее известная как Эта Аргус , представляет собой звездную систему, состоящую как минимум из двух звезд с общей светимостью более чем в пять миллионов раз больше, чем у Солнца, расположенной примерно в 7500 световых годах (2300 парсеков ) далекие в созвездии Киля . Ранее звезда 4-й величины , она прояснилась в 1837 году и стала ярче, чем Ригель , что ознаменовало начало ее так называемого «Великого извержения». Она стала второй по яркости звездой.в небе между 11 и 14 марта 1843 года, а затем исчезновение, которое было значительно ниже видимости невооруженным глазом после 1856 года. В результате небольшого извержения оно достигло 6-й величины в 1892 году, после чего снова исчезло. Она постоянно увеличивалась примерно с 1940 года и к 2014 году стала ярче, чем 4,5 звездной величины.
Homunculus Туманность , окружая Эта Киля, изображенную на WFPC2 в красном и ближнем ультрафиолетовом диапазоне кредитов : Джон Морзе ( Университет Колорадо ) и НАСА Космический телескоп Хаббла | |
Данные наблюдений Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Созвездие | Карина |
Прямое восхождение | 10 ч 45 м 03.591 с [1] |
Склонение | −59 ° 41 ′ 04,26 ″ [1] |
Видимая звездная величина (V) | От -1,0 до ~ 7,6 [2] 4,8 (2011) 4,6 (2013) 4,3 (2018) |
Характеристики | |
Эволюционный этап | Светящаяся синяя переменная |
Спектральный тип | переменная [3] + O ( WR ?) [4] [5] |
Видимая звездная величина (U) | 6,37 [6] |
Видимая звездная величина (B) | 6,82 [6] |
Видимая звездная величина (R) | 4,90 [6] |
Видимая звездная величина (Дж) | 3,39 [6] |
Видимая звездная величина (H) | 2,51 [6] |
Видимая звездная величина (К) | 0,94 [6] |
Индекс цвета U − B | -0,45 [6] |
Индекс цвета B − V | +0,61 [6] |
Тип переменной | LBV [7] и двоичный [8] |
Астрометрия | |
Радиальная скорость (R v ) | −25,0 [9] км / с |
Собственное движение (μ) | РА: -7,6 [1] Мас / год декабрь .: 1.0 [1] Мас / год |
Расстояние | 7 500 св. Лет (2300 [10] шт ) |
Абсолютная звездная величина (M V ) | −8,6 (2012) [11] |
Орбита | |
Начальный | η Автомобиль A |
Компаньон | η Автомобиль B |
Период (P) | 2,022.7 ± 1,3 дней [12] (5,54 в год ) |
Большая полуось (а) | 15.4 [13] AU |
Эксцентриситет (e) | 0,9 [14] |
Наклон (i) | 130–145 [13] ° |
Эпоха периастра (T) | 2009.03 [15] |
Подробности | |
η Автомобиль A | |
Масса | ~ 100 [10] M ☉ |
Радиус | ~ 240 [16] (60 [a] - 881 [b] ) [17] R ☉ |
Яркость | 4 600 000 [10] (2 960 000 - 4 100 000 [18] ) L ☉ |
Температура | 9 400 - 35 200 [19] К |
Возраст | <3 [5] млн лет |
η Автомобиль B | |
Масса | 30–80 [15] M ☉ |
Радиус | 14,3–23,6 [15] R ☉ |
Яркость | <1,000,000 [4] [5] L ☉ |
Температура | 37 200 [4] К |
Возраст | <3 [5] млн лет |
Прочие обозначения | |
Foramen, [20] Tseen She, [21] 231 G Carinae, [22] HR 4210, HD 93308, CD -59 ° 2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041-59. | |
Ссылки на базы данных | |
SIMBAD | данные |
На склонении -59 ° 41 ′ 04,26 ″ Eta Carinae околополярна 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. Первичным является своеобразной звездой, похожий на светящийся голубой переменной (LBV), который был первоначально 150-250 M ☉ из которых он потерял по меньшей мере 30 М ☉ уже, и , как ожидается , взорваться как сверхновая в астрономически ближайшем будущем . Это единственная известная звезда, излучающая ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и очень яркая, вероятно, спектрального класса O , примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно закрыта туманностью Гомункул - материалом, выброшенным из первичной частицы во время Великого извержения. Он является членом рассеянного скопления Трамплера 16 в гораздо более крупной туманности Киля .
Радиант слабого метеорного потока Эта Каринид не связан со звездой и туманностью, но его радиант очень близок к Эта Киля.
История наблюдений
Эта Киля впервые была зарегистрирована как звезда четвертой величины в XVI или XVII веках. В середине 19 века она стала второй по яркости звездой на небе, прежде чем исчезнуть из поля зрения невооруженного глаза. Во второй половине 20-го века она медленно становилась яркой, становясь видимой невооруженным глазом, и к 2014 году снова стала звездой четвертой величины.
Открытие и наименование
Нет никаких надежных доказательств того, что эта Киля наблюдалась или регистрировалась до 17 века, хотя голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой величины примерно в правильном положении около 1595–1596 годов, которое было скопировано на небесные шары Петруса Планция и Йодокуса. Hondius и 1603 Уранометрии из Иоганна Байера . В независимом звездном каталоге Фредерика де Хаутмана от 1603 года эта Киля не указана среди других звезд 4-й величины в этом регионе. Самый ранний твердый рекорд был сделан Эдмондом Галлеем в 1677 году, когда он записал звезду просто как Секвенс (то есть «следование» по отношению к другой звезде) в новом созвездии Робура Каролинума . Его Catalogus Stellarum Australium был опубликован в 1679 году. [23] Звезда также была известна под обозначениями Байера: Eta Roboris Caroli, Eta Argus или Eta Navis. [2] В 1751 году Николя-Луи де Лакайль дал звездам Арго Навис и Робур Каролинум единый набор обозначений Байера греческими буквами в пределах своего созвездия Арго и обозначил три области в Арго для целей трехкратного использования латинских буквенных обозначений. Эта упала в килевую часть корабля, которая позже стала созвездием Карина . [24] Он не был широко известен , как Eta Киля до 1879 г., когда звезды Арго Навис были , наконец , дали эпитеты дочери созвездий в Уранометрии Аргентине из Гулд . [25]
Эта Киля находится слишком далеко на юге, чтобы быть частью традиционной китайской астрономии , основанной на особняках , но она была нанесена на карту при создании Южных астеризмов в начале 17 века. Вместе с s Килями , λ Центавра и λ Muscae , Эта Киля образует астеризм海山( Море и Гора ). [26] Эта Киля имеет имена Цин Ше (от китайского 天 社 [мандаринский диалект: tiānshè ] «Небесный жертвенник») и Форамен. Он также известен как海山 二( Hǎi Shān èr , англ .: Вторая звезда моря и горы ). [27]
Галлей дал приблизительную видимую звездную величину 4 на момент открытия, которая была рассчитана как величина 3,3 по современной шкале. Горстка возможных более ранних наблюдений предполагает, что Eta Carinae не была значительно ярче, чем эта на протяжении большей части 17-го века. [2] Дальнейшие спорадические наблюдения в течение следующих 70 лет показывают, что Eta Carinae, вероятно, была около 3-й величины или слабее, пока Лакайль надежно не зафиксировал ее 2-ю звездную величину в 1751 году. [2] Неясно, значительно ли изменялась яркость Eta Carinae в течение следующего периода. 50 лет; есть случайные наблюдения, такие как 4-я звездная величина Уильяма Берчелла в 1815 году, но неясно, являются ли это просто повторными записями более ранних наблюдений. [2]
Великое извержение
В 1827 году Берчелл особо отметил необычную яркость Eta Carinae на 1-й звездной величине и был первым, кто заподозрил, что эта яркость варьируется. [2] Джон Гершель , находившийся в то время в Южной Африке, провел серию подробных точных измерений в 1830-х годах, показавших, что эта Киля постоянно сияла около 1,4 до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был поражен. чтобы увидеть, что он стал ярче, чтобы немного затмить Ригеля . [28] Это событие ознаменовало начало примерно 18-летнего периода, известного как Великое извержение. [2]
Эта Киля была еще ярче 2 января 1838 года, что эквивалентно Альфе Центавра , а затем несколько потускнела в течение следующих трех месяцев. После этого Гершель не наблюдал за звездой, но получил письмо от преподобного WS Mackay из Калькутты, который написал в 1843 году: «К моему большому удивлению, я заметил в марте прошлого года (1843 года), что звезда Эта Аргус стала звездой первой величины такая же яркая, как Канопус , а по цвету и размеру очень похожа на Арктура ». Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что он достиг пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, прежде чем начал исчезать, затем увеличился до уровня между яркостью Альфы Центавра и Канопуса между 24 и 28 марта, прежде чем снова исчезнуть. [28] Большую часть 1844 года яркость была на полпути между Альфа Центавра и Бета Центавра , около +0,2 звездной величины, а затем снова стала ярче в конце года. При максимальной яркости в 1843 году она, вероятно, достигла видимой звездной величины -0,8, затем -1,0 в 1845 году. [11] Пики в 1827, 1838 и 1843 годах, вероятно, произошли при прохождении периастра - точке, где две звезды находятся ближе всего друг к другу. - двойной орбиты. [8] С 1845 по 1856 год яркость уменьшалась примерно на 0,1 звездной величины в год, но с возможными быстрыми и большими колебаниями. [11]
В своих устных традиций, Boorong клан из Wergaia людей озера Tyrrell , на северо-западе Виктории, Австралия рассказала красноватого звезды , они знали , как Collowgullouric войны / К ɒ л ə ɡ ʌ л ə г ɪ к ж ɑːr / " Старуха Ворона », жена Войны « Ворона »( Канопус ). [29] В 2010 году астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фрю из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Эта Киля во время Великого извержения в 1840-х годах. [30] С 1857 года яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 году 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 светимости. [31]
Малое извержение
Новое повышение яркости началось в 1887 году, достигнув максимальной величины около 6,2 в 1892 году, а затем в конце марта 1895 года быстро исчезло до величины около 7,5. [2] 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. Без затенения яркость была бы величиной 1,5–1,9, что значительно выше исторической звездной величины. [32] Похоже, это была уменьшенная копия Великого извержения, из которой было удалено гораздо меньше материала. [33] [34]
Двадцатое столетие
Между 1900 и по крайней мере 1940 года эта Киля, казалось, имела постоянную яркость около 7,6 звездной величины [2], но в 1953 году было отмечено, что она снова стала ярче до 6,5 звездной величины. [35] Повышение яркости продолжалось неуклонно, но с довольно регулярными колебаниями в несколько десятых величины. [8]
В 1996 году вариации были впервые идентифицированы как имеющие период 5,52 года, [8] позже были измерены более точно на 5,54 года, что привело к идее двойной системы. Двоичная теория была подтверждена наблюдениями радио-, оптических и ближних инфракрасных радиальной скорость и линия профиля изменений, упоминаемых в совокупность как спектроскопический случае , в предсказанное время прохождения периастра в конце 1997 и начале 1998 года [36] В том же самом В этот раз произошел полный коллапс рентгеновского излучения, которое предположительно возникло в зоне встречного ветра . [37] Подтверждение наличия светящегося двойного спутника значительно изменило понимание физических свойств системы Эта Киля и ее изменчивости. [5]
В 1998–99 гг. Наблюдалось внезапное удвоение яркости, вернувшее ее видимость невооруженным глазом. Во время спектроскопического события 2014 года видимая визуальная величина стала ярче, чем 4,5 звездной величины. [38] Яркость не всегда постоянно меняется на разных длинах волн и не всегда точно соответствует 5,5-летнему циклу. [39] [40] Радио, инфракрасные и космические наблюдения расширили охват Eta Carinae на всех длинах волн и выявили продолжающиеся изменения в спектральном распределении энергии . [41]
В июле 2018 года сообщалось, что у Eta Carinae был самый сильный ударный удар ветра в окрестностях Солнца. Наблюдения со спутника NuSTAR дали данные с гораздо более высоким разрешением, чем более ранний космический гамма-телескоп Ферми . Используя прямые фокусирующие наблюдения нетеплового источника в чрезвычайно жестком рентгеновском диапазоне, который пространственно совпадает 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-лучей (гамма). [42] [43]
Видимость
Как звезда 4-й величины, Eta Carinae удобно видна невооруженным глазом на любом небе, кроме наиболее загрязненного светом в центральных районах города, согласно шкале Бортла . [44] Его яркость варьировалась в широких пределах: от второй по яркости звезды на небе в один момент в 19-м веке до значительно ниже видимой невооруженным глазом. Его расположение примерно на 60 ° южной широты в далеком Южном небесном полушарии означает, что его не могут увидеть наблюдатели в Европе и большей части Северной Америки.
Расположенная между Канопусом и Южным Крестом [45] Eta Carinae легко определяется как самая яркая звезда в большой туманности Киля, невооруженным глазом. В телескоп "звезда" обрамлена темной полосой пыли "V" туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно не звездной. [46] При большом увеличении можно увидеть две оранжевые доли окружающей отражательной туманности, известной как туманность Гомункул, по обе стороны от яркого центрального ядра. Наблюдатели переменных звезд могут сравнить ее яркость с несколькими звездами 4-й и 5-й величины, близко окружающими туманность.
Обнаруженный в 1961 году слабый метеорный поток Эта Каринид имеет радиант, очень близкий к Эта Киля. 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 Эта Киля просто совпадение. [47]
Визуальный спектр
Прочность и профиль из линий в Eta Киль спектре весьма разнообразны, но существует целый ряд последовательных отличительных особенностей. В спектре преобладают эмиссионные линии , обычно широкие, хотя на линии более высокого возбуждения накладывается узкий центральный компонент от плотной ионизированной туманности, особенно капли Вейгельта . Большинство линий показывают профиль P Лебедя, но с крылом поглощения, намного более слабым, чем у излучения. Широкие линии P Лебедя типичны для сильных звездных ветров с очень слабым поглощением в этом случае, потому что центральная звезда очень сильно затемнена. Крылья, рассеивающие электроны , присутствуют, но относительно слабы, что указывает на комковатый ветер. Линии водорода присутствуют и сильны, показывая, что Eta Carinae все еще сохраняет большую часть своей водородной оболочки.
Линии He I [c] намного слабее линий водорода, а отсутствие линий He II обеспечивает верхний предел возможной температуры первичной звезды. Линии N II можно идентифицировать, но они не сильные, в то время как линии углерода не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабые, что указывает на сжигание водорода в ядре через цикл CNO с некоторым перемешиванием с поверхностью. Возможно, наиболее поразительной особенностью является богатая эмиссия Fe II как в разрешенных, так и в запрещенных линиях , причем запрещенные линии возникают из-за возбуждения туманности низкой плотности вокруг звезды. [17] [48]
Самый ранний анализ спектра звезды - это описание визуальных наблюдений 1869 г., выдающихся эмиссионных линий «C, D, b, F и основная зеленая линия азота». Линии поглощения явно описаны как невидимые. [49] Буквы относятся к спектральным обозначениям Фраунгофера и соответствуют H α , He I , [d] Fe II и H β . Предполагается, что последняя линия идет от Fe II, очень близко к зеленой линии туманности, которая, как теперь известно, идет от O III . [50]
Фотографические спектры 1893 г. были описаны как подобные звезды F5, но с несколькими слабыми эмиссионными линиями. Анализ современных спектральных стандартов предполагает ранний F спектрального типа . К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий с присутствующими линиями поглощения, но в значительной степени скрытыми эмиссией. Эта спектральная переход от F сверхгиганта сильной эмиссии характерно новых звезд , где выброшенных материал изначально излучает как псевдо- фотосферы , а затем спектр излучения развивается , как она расширяется и редеет. [50]
Линейчатый спектр излучения, связанный с плотными звездными ветрами, сохраняется с конца 19 века. Отдельные линии показывают сильно различающиеся ширину, профили и доплеровские сдвиги , часто несколько составляющих скорости в пределах одной линии. Спектральные линии также показывают изменения во времени, наиболее сильно с периодом 5,5 лет, но также менее драматические изменения в течение более коротких и более длительных периодов, а также продолжающееся вековое развитие всего спектра. [51] [52] Спектр света, отраженного от пятен Вейгельта , и предполагается, что он происходит в основном от первичной звезды, подобен спектру экстремальной звезды типа P Лебедя HDE 316285, которая имеет спектральный класс B0Ieq. [16]
Прямые спектральные наблюдения не начинается , пока после Великой Eruption, но световое эхо от извержения , отраженным от других частей туманности Киля были обнаружены с помощью американской Национальной оптической астрономической обсерватории в метровом телескопе Бланко 4 на Серро Тололо Межамериканской обсерватории . Анализ отраженных спектров показал, что свет испускался, когда Eta Carinae имела вид сверхгиганта G2-G5 с 5000 К , что примерно на 2000 К холоднее, чем ожидалось от других самозванцев со сверхновой . [53] Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после пика яркости Великого извержения в спектре появились заметные профили P Лебедя и молекулярные полосы CN , хотя это, вероятно, из-за выбрасываемого материала, который, возможно, сталкивался с околозвездным материалом аналогичным образом. сверхновой типа IIn . [54]
Во второй половине 20 века стали доступны визуальные спектры с гораздо более высоким разрешением. Спектр продолжал демонстрировать сложные и загадочные особенности: большая часть энергии центральной звезды перерабатывалась в инфракрасное излучение окружающей пылью, некоторое отражение света от звезды от плотных локализованных объектов в околозвездном материале, но с очевидными характеристиками высокой ионизации. указывает на очень высокие температуры. Профили линий сложны и изменчивы, что указывает на ряд абсорбционных и эмиссионных особенностей при различных скоростях относительно центральной звезды. [55] [56]
5.5-летний орбитальный цикл вызывает сильные спектральные изменения в периастре, которые известны как спектроскопические события. Определенные длины волн излучения подвержены затмениям либо из-за фактического затмения одной из звезд, либо из-за прохождения в непрозрачных частях сложных звездных ветров. Несмотря на то, что эти события приписываются орбитальному вращению, эти события значительно варьируются от цикла к циклу. Эти изменения усилились с 2003 года, и обычно считается, что долгосрочные вековые изменения звездных ветров или ранее выброшенного материала могут стать кульминацией возврата к состоянию звезды до ее Великого извержения. [40] [41] [57]
Ультрафиолетовый
Ультрафиолетовый спектр системы показывает Эту Киля много эмиссионных линий ионизированных металлов , такие как Fe II и Cr II , а также Лимена & alpha ; (Ly & alpha ; ) и континуум от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют наличия источника с температурой не менее 37 000 К. [58]
Некоторые УФ-линии Fe II необычайно сильны. Они возникают из-за капель Вейгельта и вызваны эффектом генерации с низким коэффициентом усиления . Ионизированный водород между каплей и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Ly α, которое проникает через каплю. Капля содержит атомарный водород с небольшой примесью других элементов, в том числе фотоионизированное железом излучением центральных звезд. Случайно резонанс (где излучение по совпадению имеет подходящую энергию , чтобы накачать возбужденное состояние) позволяет LY а излучение для накачки Fe + ионов в некоторые псевдо-метастабильных состояния , [59] создание инверсной населенности , что позволяет индуцированное излучению иметь место . [60] Этот эффект похож на мазерное излучение из плотных карманов, окружающих многие холодные звезды-сверхгиганты, но последний эффект намного слабее в оптическом и УФ-диапазонах, и Eta Carinae - единственный явный обнаруженный ультрафиолетовый астрофизический лазер . Подобный эффект от накачки метастабильных состояний O I излучением Ly β также был подтвержден как астрофизический УФ-лазер. [61]
Инфракрасный
Инфракрасные наблюдения за Eta Carinae становятся все более важными. Подавляющее большинство электромагнитного излучения центральных звезд поглощается окружающей пылью, а затем излучается в средней и дальней инфракрасной области, соответствующей температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти весь выход энергии системы на длинах волн, на которые не сильно влияет межзвездное поглощение , что приводит к более точным оценкам светимости, чем для других чрезвычайно ярких звезд . Eta Carinae - самый яркий источник в ночном небе в среднем инфракрасном диапазоне. [62]
Инфракрасное наблюдения показывают большую массу пыли при 100-150 К, что указывает на общую массу для Гомункулуса 20 солнечных масс ( M ☉ ) или больше. Это намного больше, чем предыдущие оценки, и предполагается, что все они были изгнаны за несколько лет во время Великого извержения. [7]
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 маленького Гомункула меньшего размера из извержения 1890 года, бабочку из отдельных скоплений и нитей из двух извержений и удлиненную область звездного ветра. [63]
Излучение высокой энергии
Несколько источников рентгеновского и гамма-излучения были обнаружены вокруг Eta Carinae, например, 4U 1037–60 в 4-м каталоге Ухуру и 1044–59 в каталоге HEAO-2 . Самым ранним рентгеновским излучением в районе Эта Киля была ракета Terrier-Sandhawk [64], за которой последовали наблюдения Ariel 5 , [65] OSO 8 , [66] и Uhuru [67] .
Более подробные наблюдения были выполнены с помощью обсерватории Эйнштейна , [68] рентгеновского телескопа ROSAT , [69] Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA) [70] и рентгеновской обсерватории Chandra . Существует множество источников с различными длинами волн прямо по всему высокоэнергетическому электромагнитному спектру: 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 извержения; диффузное рентгеновское излучение по всей площади гомункула; и многочисленные сгущения и дуги за пределами основного кольца. [71] [72] [73] [74]
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. [75] Гамма-лучи с самой высокой энергией выше 100 МэВ, обнаруженные AGILE, демонстрируют сильную изменчивость, в то время как гамма-лучи с меньшей энергией, наблюдаемые Ферми, демонстрируют небольшую изменчивость. [71] [76]
Радиоизлучение
Радио выбросы наблюдались от Eta Carinae через СВЧ - диапазона. Он был обнаружен в 21 см Н I линии, но был особенно внимательно изучал в миллиметровых и сантиметровых диапазонах . В этом диапазоне были обнаружены генерационные линии рекомбинации водорода (от объединения электрона и протона с образованием атома водорода). Излучение сконцентрировано в небольшом неточечном источнике диаметром менее 4 угловых секунд и, по-видимому, в основном представляет собой свободно-свободное излучение (тепловое тормозное излучение ) ионизированного газа, что соответствует компактной области H II при температуре около 10 000 К. [77] Высокое разрешение На изображениях показаны радиочастоты, исходящие от диска диаметром в несколько угловых секунд и шириной 10 000 астрономических единиц (а.е.) на расстоянии Эта Киля. [78]
Радиоизлучение от Eta Carinae демонстрирует непрерывные изменения в силе и распределении в течение 5,5-летнего цикла. Линии H II и рекомбинации очень сильно различаются, при этом континуальное излучение (электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн) менее подвержено влиянию. Это показывает резкое снижение уровня ионизации водорода на короткий период в каждом цикле, совпадающее со спектроскопическими событиями на других длинах волн. [78] [79]
Окрестности
Эта Киля находится в туманности Киля, гигантской области звездообразования в Рукав Стрельца на Млечном пути . Туманность - заметный объект невооруженного глаза в южном небе, демонстрирующий сложную смесь излучения, отражения и темной туманности. Эта Киля, как известно, находится на том же расстоянии, что и туманность Киля, и ее спектр можно увидеть в отражении от различных звездных облаков в туманности. [80] Внешний вид туманности Киля, и особенно области Замочной скважины, значительно изменился с тех пор, как он был описан Джоном Гершелем более 150 лет назад. [50] Считается, что это связано с уменьшением ионизирующего излучения от Eta Carinae после Великого извержения. [81] До Великого извержения система Эта Киля обеспечивала до 20% общего ионизирующего потока всей туманности Киля, но сейчас он в основном блокируется окружающим газом и пылью. [80]
Трамплер 16
Эта Киля находится внутри рассеянных звезд рассеянного скопления Трамплер 16 . Все остальные участники находятся далеко за пределами видимости невооруженным глазом, хотя WR 25 - еще одна чрезвычайно массивная светящаяся звезда. [82] Трамплер 16 и его сосед Трамплер 14 являются двумя доминирующими звездными скоплениями ассоциации Carina OB1 , расширенной группы молодых светящихся звезд с общим движением в космосе. [83]
Гомункул
Эта Киля заключена, и загорается, в Homunculus туманности , [84] небольшая излучения и отражательная туманность состоит в основном из газа , выбрасываемой во время Великого случае Eruption в середине 19-го века, а также пыль , которая конденсируется из мусора. Туманность состоит из двух полярных долей, выровненных с осью вращения звезды, и экваториальной «юбки», целиком расположенной вокруг18 дюймов в длину. [85] 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 очень близко к самой звезде. [61] [86]
Считается, что лепестки гомункула сформированы почти полностью из-за первоначального извержения, а не сформированы из ранее выброшенного или межзвездного материала или включают его в себя, хотя нехватка материала вблизи экваториальной плоскости позволяет смешиваться более позднему звездному ветру и выброшенному материалу. Таким образом, масса лопастей дает точную меру масштаба Великого Извержения, с оценками в пределах от 12-15 М ☉ до столь же высоко как 45 М ☉ . [18] [7] [87] Результаты показывают, что материал Великого извержения сильно сконцентрирован к полюсам; 75% массы и 90% кинетической энергии были выделены выше 45 ° широты. [88]
Уникальной особенностью гомункула является способность измерять спектр центрального объекта на разных широтах по отраженному спектру от разных частей долей. Они ясно показывают полярный ветер, где 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 высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости. [89] Подразумевается, что внешняя оболочка Eta Carinae A не является сильно конвективной, поскольку это могло бы предотвратить потемнение под действием силы тяжести . Текущая ось вращения звезды, похоже, не совсем соответствует расположению Гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Eta Carinae B, которая также изменяет наблюдаемые звездные ветры. [90]
Расстояние
Расстояние до Эта Киля было определено несколькими различными методами, что привело к общепринятому значению 2330 парсеков (7600 световых лет) с погрешностью около 100 парсеков (330 световых лет). [91] Расстояние до самой Эта Киля не может быть измерено с помощью параллакса из-за окружающей туманности, но ожидается, что другие звезды в скоплении Трамплера 16 будут находиться на таком же расстоянии и доступны для параллакса. Gaia Data Release 2 предоставил параллакс для многих звезд, которые считаются членами Trumpler 16, обнаружив, что четыре самых горячих звезды O-класса в регионе имеют очень похожие параллаксы со средним значением0,383 ± 0,017 милли- дуговых секунд ( мсек. Дуги ), что соответствует расстоянию в2600 ± 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. [92]
Расстояния до звездных скоплений можно оценить с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рассела или диаграммы цвета-цвета для калибровки абсолютных величин звезд, например, подгонки к главной последовательности или определения таких объектов, как горизонтальная ветвь , и, следовательно, их расстояния от Земли. . Также необходимо знать степень межзвездного поглощения скопления, а это может быть сложно в таких регионах, как туманность Киля. [93] Расстояние 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено на основе калибровки светимости звезд O-типа в Трамплере 16. [94] После определения поправки на аномальное покраснение к вымиранию расстояние как до Трамплера 14, так и до Trumpler 16 был измерен на9500 ± 1000 световых лет (2900 ± 300 парсеков ). [95]
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 и2300 парсеков были получены для Homunculus, и Eta Carinae явно находится на таком же расстоянии. [91]
Характеристики
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 [8] и подтверждена в 2005 году. [96] Оба компонента звезды в значительной степени скрыты из-за выброса околозвездного материала. от Eta Carinae A, а основные свойства, такие как их температура и светимость, могут быть только предполагаемыми. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке позволяют предположить, что сама звезда может быть обнаружена, когда пыль от великого извержения наконец рассосется. [97]
Орбита
Бинарная природа Eta Carinae четко установлена, 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 спектроскопические изменения побудили к поиску спутника, а моделирование встречных ветров и частичных «затмений» некоторых спектроскопических характеристик ограничило возможные орбиты. [13]
Период обращения на орбите точно известен и составляет 5,539 лет, хотя со временем он изменился из-за потери массы и аккреции. Период между Великим извержением и меньшим извержением 1890 года, по-видимому, составлял 5,52 года, тогда как до Великого извержения он мог быть еще меньше, возможно, между 4,8 и 5,4 годами. [15] Орбитальное разделение известно только приблизительно, с большой полуосью 15–16 а. Орбита сильно эксцентрична, е = 0,9. Это означает, что расстояние между звездами варьируется от примерно 1,6 а.е., как расстояние от Марса до Солнца, до 30 а.е., как и расстояние до Нептуна. [13]
Возможно, наиболее ценным способом использования точной орбиты двойной звездной системы является прямое вычисление масс звезд. Для этого необходимо точно знать размеры и наклон орбиты. Размеры орбиты Эта Киля известны только приблизительно, поскольку 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. [13]
Классификация
Eta Carinae A классифицируется как светящаяся синяя переменная (LBV) из-за отличительных вариаций спектра и яркости. Этот тип переменной звезды характеризуется нерегулярными переходами из состояния покоя при высокой температуре в состояние вспышки при низкой температуре при примерно постоянной светимости. LBV в состоянии покоя лежат на узкой полосе нестабильности S Doradus , причем более светящиеся звезды более горячие. Во вспышке все LBV имеют примерно одинаковую температуру, которая составляет около 8000 К. LBV в нормальной вспышке визуально ярче, чем в состоянии покоя, хотя болометрическая светимость не меняется.
Событие, подобное Великому извержению Эта Киля A, наблюдалось только у одной звезды Млечного Пути - P Cygni - и у нескольких других возможных LBV в других галактиках. Ни один из них не кажется таким жестоким, как Eta Carinae. Неясно, происходит ли 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 включать другие типы нетерминальных переходных процессов, которые приближаются к яркости сверхновой. [7]
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. 1890 извержения , возможно, было довольно типично LBV извержений, с ранним спектральным типом F, и оно было оценено , что звезда может в настоящее время имеет непрозрачный звездный ветер, образуя псевдо-фотосферу с температурой 9,000-10,000 K . [17] [19] [31]
Eta Carinae B - массивная светящаяся горячая звезда, о которой мало что известно. Из-за определенных спектральных линий с высоким возбуждением, которые не должны генерироваться первичной звездой , Eta Carinae B считается молодой звездой O-типа . Большинство авторов предполагают, что это несколько эволюционировавшая звезда, такая как сверхгигант или гигант, хотя нельзя исключать наличие звезды Вольфа-Райе . [96]
Масса
Массы звезд трудно измерить, кроме как путем определения двойной орбиты. Эта Киля - бинарная система, но некоторая ключевая информация об орбите точно не известна. Масса может быть строго ограничена до более 90 M ☉ из-за высокой светимости. [17] Стандартные модели системы предположим массы 100-120 M ☉ [98] [15] и 30-60 M ☉ [15] [99] 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. [15] Eta Carinae A явно потеряла большую массу с момента своего образования, и считается, что первоначально она составляла 150–250 M ☉ , хотя, возможно, образовалась в результате бинарного слияния. [100] [101] Массы 200 M ☉ для первичных и 90 M ☉ для вторичной наилучшей подгонки модели один-масса-передачи извержения события Великого. [15]
Потеря массы
Потеря массы - один из наиболее интенсивно изучаемых аспектов исследования массивных звезд. Проще говоря, рассчитанные темпы потери массы в лучших моделях звездной эволюции не воспроизводят наблюдаемые свойства эволюционировавших массивных звезд, таких как Вольф – Райец, количество и типы сверхновых , образующихся при коллапсе ядра , или их предшественников. Чтобы соответствовать этим наблюдениям, модели требуют гораздо более высоких темпов потери массы. Эта Киля А имеет один из самой высокой известной скорости потери массы, в настоящее время около 10 -3 М ☉ / года, и является очевидным кандидатом для изучения. [102]
Eta Carinae A теряет много массы из-за своей чрезвычайной яркости и относительно низкой поверхностной силы 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 скоростях излучательной потери массы, градиент плотности объемного материала может стать непрерывными достаточно того, что по значению дискретной физическая поверхность может не существовать.) Во время Великой Извержении скорость потери массы была тысяча раз выше, около 1 М ☉ / года выдерживается десять и 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 ☉ . [16] Большая часть потери массы происходит при ветре с конечной скоростью около 420 км / с, но некоторые вещества наблюдаются с более высокими скоростями, до 3200 км / с, возможно, материал, выдуваемый из аккреционного диска вторичной обмоткой. звезда. [103]
Eta Carinae B, вероятно, также теряет массу из-за слабого быстрого звездного ветра, но это не может быть обнаружено напрямую. Модели излучения от наблюдаемого взаимодействия между ветрами два звездочек показывают скорость потери массы порядка 10 -5 М ☉ / года со скоростью 3000 км / с, типичным для горячего O-класс звезды. [73] Для части высоко эксцентрической орбиты он может фактически получать материал от первичного элемента через аккреционный диск . Во время Великого извержения первичной звезды вторичная могла образовать несколько M ☉ , создавая сильные струи, которые сформировали биполярную форму туманности Гомункул. [102]
Яркость
Звезды системы Эта Киля полностью закрыты пылью и непрозрачными звездными ветрами, при этом большая часть ультрафиолетового и визуального излучения сместилась в инфракрасное. Общее электромагнитное излучение на все длины волн для обоего звезд объединенных в несколько миллионов солнечной светимости ( L ☉ ). [19] Лучшая оценка для светимости первична 5000000 L ☉ что делает его одним из самых ярких звезд в Млечном Пути. Светимость Eta Киль B является особенно неопределенной, вероятно , несколько сот тысяч L ☉ и почти наверняка не более 1 млн л ☉ .
Самая примечательная особенность Eta Carinae - это гигантское извержение или явление самозванца сверхновой, которое возникло на первичной звезде и наблюдалось около 1843 года. Через несколько лет он произвел почти столько же видимого света, сколько слабый взрыв сверхновой, но звезда выжила. . Считается , что при максимальной яркости светимость достигала 50 млн L ☉ . [7] Другие самозванцы сверхновых наблюдались в других галактиках, например, возможная ложная сверхновая SN 1961v в NGC 1058 [104] и предвзрывная вспышка SN 2006jc в UGC 4904 . [105]
После Великого извержения Eta Carinae скрылась 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 сопоставима со светимостью при первом обнаружении. [106] Эта Киля все еще намного ярче в инфракрасном диапазоне, несмотря на предполагаемые горячие звезды за туманностью. Считается, что недавнее визуальное повышение яркости в значительной степени вызвано уменьшением экстинкции из-за истончения пыли или уменьшения потери массы, а не лежащим в основе изменением яркости. [97]
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. [107] В настоящее время известно, что система Эта Киля состоит как минимум из двух звезд, как с сильными звездными ветрами, так и с зоной ударного встречного ветра (столкновение ветра с ветром или WWC), погруженных в пыльную туманность, которая обрабатывает 90% электромагнитное излучение в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне. Все эти функции имеют разные температуры.
Мощные звездные ветры от двух звезд сталкиваются в примерно конической зоне WWC и создают температуры до 100 мк на вершине между двумя звездами. Эта зона является источником жесткого рентгеновского и гамма-излучения вблизи звезд. Вблизи периастра, когда вторичный поток проходит через все более плотные области первичного ветра, зона встречного ветра искажается в спираль, тянущуюся за Eta Carinae B. [108]
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 обнаружить некоторое излучение от Eta Carinae B, а его температуру можно оценить с некоторой точностью из-за спектральных линий, которые вряд ли будут созданы каким-либо другим источником. Хотя вторичная звезда никогда не наблюдалась напрямую, существует широко распространенное согласие по моделям, в которых ее температура составляет от 37 000 К до 41 000 К. [5]
Во всех других направлениях по другую сторону зоны столкновения ветров 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 скрывая 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 2 ⁄ 3 . Эта псевдофотосфера удлиненная и более горячая вдоль предполагаемой оси вращения. [109]
Eta Carinae A, вероятно, появилась как ранний гипергигант B с температурой от 20 000 K до 25 000 K на момент открытия Галлеем. Эффективная температура определяется для поверхности сферического оптический толстого ветра на несколько сот R ☉ будет 9,400-15,000 К, в то время как температура теоретического 60 R ☉ гидростатическое «ядро» на оптической глубине 150 будет 35,200 K. [19] [41] [97] [110] Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного первичного ветра обычно считается равной 15 000 K – 25 000 K на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, которые считаются непосредственно от ветра или отраженными. через капли Вайгельта. [7] [16] Во время большого извержения Eta Carinae A была намного холоднее - около 5000 К. [53]
Гомункул содержит пыль с температурой от 150 K до 400 K. Это источник почти всего инфракрасного излучения, которое делает Eta Carinae таким ярким объектом на этих длинах волн. [7]
Далее расширяющиеся газы Великого извержения сталкиваются с межзвездным веществом и нагреваются примерно до 5 MK , производящий менее энергичные рентгеновские лучи, видимые в форме подковы или кольца. [111] [112]
Размер
Размер двух главных звезд в системе Эта Киля трудно точно определить, потому что ни одну из звезд нельзя увидеть напрямую. Eta Carinae B, вероятно, будет иметь четко очерченную фотосферу, и ее радиус можно оценить по предполагаемому типу звезды. О сверхгиганте 933,000 L ☉ с температурой 37,200 K имеет эффективный радиус 23,6 R ☉ . [4]
Размер Eta Carinae A даже не определен. У нее оптически плотный звездный ветер, поэтому типичное определение поверхности звезды примерно там, где она становится непрозрачной, дает результат, совершенно отличный от того, где могло бы быть более традиционное определение поверхности. Одно исследование рассчитало радиус 60 R ☉ для горячего «ядра» 35 000 К на 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 толстый звездный ветер. [17] На пике Великого извержения радиус, если такая вещь имеет смысл во время такого насильственного выброса материала, был бы около 1400 R ☉ , что сравнимо с крупнейшими известными красными сверхгигантами , включая VY Canis Majoris . [113]
Размеры звезд следует сравнивать с их орбитальным расстоянием, которое составляет всего около 250 R ☉ в периастре. Радиус аккреции вторичной обмотки составляет около 60 R ☉ , что указывает на сильную аккрецию вблизи периастра, приводящую к коллапсу вторичного ветра. [15] Было высказано предположение, что начальное повышение яркости с 4-й величины до 1-й при относительно постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой LBV, хотя и из крайнего примера этого класса. Затем звезда-компаньон, прошедшая через расширенную фотосферу первичной звезды в периастре, вызвала дальнейшее повышение яркости, увеличение светимости и резкую потерю массы Великого извержения. [113]
Вращение
Скорость вращения массивных звезд имеет 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 и B являются быстрыми вращателями, достигающими 90% критической скорости. Один или оба могли быть вызваны двойным взаимодействием, например аккрецией на вторичный и орбитальное торможение на первичном. [90]
Высыпания
Два извержения наблюдались в районе Эта Киля, Великое извержение середины XIX 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 около нашей эры. 1550 г., хотя возможно, что материал, указывающий на это извержение, на самом деле был вызван Великим извержением, которое замедлилось из-за столкновения с более старой туманностью. [114] Механизм возникновения этих извержений неизвестен. Неясно даже, связаны ли извержения взрывными событиями или так называемыми суперэддингтонскими ветрами, экстремальной формой звездного ветра, включающей очень высокую потерю массы, вызванную увеличением светимости звезды. Источник энергии для взрывов или увеличения светимости также неизвестен. [115]
Теории о различных извержениях должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере, три извержения разного размера; выброс 20 M ☉ или более без разрушения звезды; весьма необычная форма и скорость расширения выброшенного материала; и кривая блеска во время извержений, включающая увеличение яркости на несколько величин за период десятилетий. Наиболее изученным явлением является Великое извержение. Помимо фотометрии в 19 веке, световые эхо, наблюдаемые в 21 веке, дают дополнительную информацию о развитии извержения, показывая яркость с множественными пиками в течение примерно 20 лет, за которой следует период плато в 1850-х годах. Световое эхо показывает, что отток материала во время фазы плато был намного выше, чем до пика извержения. [115] Возможные объяснения извержений включают: бинарное слияние в тогдашней тройной системе; [116] массоперенос от Eta Carinae B во время прохождения периастра; [15] или пульсационный взрыв парной неустойчивости . [115]
Эволюция
Eta Carinae - уникальный объект, очень близких аналогов которому нет ни в одной галактике. Следовательно, его будущее развитие весьма неопределенно, но почти наверняка связано с дальнейшей потерей массы и возможной сверхновой. [117]
Eta Carinae A должна была начать жизнь как чрезвычайно горячая звезда на главной последовательности, уже будучи очень ярким объектом с размером более миллиона L ☉ . Точные свойства будут зависеть от начальной массы, которая, как ожидается, будет не менее 150 M ☉ и, возможно, намного больше. Типичный спектр при первом образовании будет O2If, а звезда будет в основном или полностью конвективной из-за слияния цикла CNO при очень высоких температурах ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются настолько сильному перемешиванию, что остаются химически однородными во время горения ядра водорода. [80]
По мере того, как горение водорода в ядре прогрессирует, очень массивная звезда будет медленно расширяться и становиться более яркой, превращаясь в синий гипергигант 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 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 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. Вероятно, к этому моменту они потеряли более половины своей первоначальной массы. [118]
Неясно, начался ли синтез тройного альфа- гелия в ядре Eta Carinae A. Содержание элементов на поверхности невозможно точно измерить, но выбросы внутри гомункула составляют около 60% водорода и 40% гелия, а содержание азота повышено до десяти. умножить на солнечные уровни. Это свидетельствует о продолжающемся синтезе водорода в цикле CNO. [119]
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 в азотной последовательности , перемещаясь от WNL к WNE по мере того, как теряется больше внешних слоев, возможно, достигая спектрального класса WC или WO, когда углерод и кислород из процесса тройной альфа достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться с плавлением более тяжелых элементов до тех пор, пока не разовьется железное ядро, после чего ядро схлопнется, а звезда разрушится. Незначительные различия в начальных условиях, в самих моделях и особенно в темпах потери массы дают разные предсказания конечного состояния самых массивных звезд. Они могут выжить и стать звездой, лишенной гелия, или могут коллапсировать на более ранней стадии, сохраняя при этом большую часть своих внешних слоев. [120] [121] [122] Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие очевидных предшественников сверхновых LBV также побудило предположить, что некоторые типы LBV взрываются как сверхновые без дальнейшего развития. [123]
Эта Киля - тесная двойная система, что усложняет эволюцию обеих звезд. Компактные массивные спутники могут терять массу у более крупных первичных звезд намного 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. [124] В случае Eta Carinae вторичный вид явно вызывает дополнительную нестабильность в первичном, что затрудняет прогнозирование будущего развития.
Возможная сверхновая
Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, будет происходить от неизвестного белого карлика или анонимного красного сверхгиганта , который, скорее всего, даже не будет виден невооруженным глазом. [125] Тем не менее, перспектива возникновения сверхновой от такого экстремального, близкого и хорошо изученного объекта, как Eta Carinae, вызывает большой интерес. [126]
Как одиночная звезда, звезда, которая изначально была примерно в 150 раз массивнее Солнца, обычно достигает коллапса ядра, как звезда Вольфа-Райе, в течение 3 миллионов лет. [120] При низкой металличности многие массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру без видимого взрыва или сверхновой сверхновой, а небольшая часть образует сверхновую с парной нестабильностью , но при солнечной металличности и выше ожидается быть достаточной потери массы перед коллапсом, чтобы допустить появление видимой сверхновой типа Ib или Ic . [127] Если есть еще большое количество исключенного материала близко к звезде, шок , образованный взрыв сверхнового воздействующему околозвездному материала может эффективно преобразовывать кинетическую энергию в излучение , в результате чего сверхсветовых сверхновые (SLSN) или гиперновый , несколько раз более яркой, чем типичная сверхновая, коллапсирующая ядро, и намного дольше. Очень массивные предшественники могут также выделять достаточно никеля, чтобы вызвать SLSN просто в результате радиоактивного распада . [128] Образовавшийся остаток будет черной дырой, поскольку маловероятно, что такая массивная звезда когда-либо потеряет достаточную массу, чтобы ее ядро не превысило предел для нейтронной звезды . [129]
Существование массивного компаньона открывает множество других возможностей. Если бы эта Киля A 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 у менее массивных звезд. [120] [124] [130]
Несколько необычных сверхновых и самозванцев сравнивали с Eta Carinae как примеры ее возможной судьбы. Одним из наиболее убедительных является SN 2009ip , синий сверхгигант, который в 2009 году подвергся вспышке сверхновой, похожей на Великое извержение Эты Киля, а затем еще более яркой вспышке в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. [131] SN 2006jc, находящаяся на расстоянии около 77 миллионов световых лет в UGC 4904, в созвездии Рысь , также подверглась яркости сверхновой в 2004 году, за которой последовала сверхновая звезда типа Ib с величиной 13,8, впервые замеченная 9 октября 2006 года. 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
Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Eta Carinae будет иметь максимальную видимую звездную величину около -4, как у Венеры . SLSN может быть на пять звезд ярче, потенциально самая яркая сверхновая в истории человечества (в настоящее время SN 1006 ). Находясь на расстоянии 7500 световых лет от звезды, маловероятно, что это напрямую повлияет на земные формы жизни, поскольку они будут защищены от гамма-лучей атмосферой и от некоторых других космических лучей магнитосферой . Основной ущерб будет нанесен только верхним слоям атмосферы, озоновому слою , космическим кораблям, включая спутники, и любым космонавтам в космосе.
По крайней мере, в одной статье прогнозируется, что полная потеря озонового слоя Земли является вероятным следствием близлежащей сверхновой, что приведет к значительному увеличению УФ-излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца, но для этого потребуется, чтобы типичная сверхновая звезда была ближе чем на 50 световых лет от Земли, и даже потенциальная гиперновая звезда должна быть ближе, чем Eta Carinae. [132] Другой анализ возможного воздействия обсуждает более тонкие эффекты от необычного освещения, такие как возможное подавление мелатонина, что приводит к бессоннице и повышенному риску рака и депрессии. В нем делается вывод, что сверхновая звезда такой величины должна быть намного ближе, чем Eta Carinae, чтобы оказать какое-либо серьезное воздействие на Землю. [133]
Ожидается, что Eta Carinae не вызовет гамма-всплеск, и его ось в настоящее время не нацелена на Землю. [133] В любом случае гамма-всплеск должен произойти в пределах нескольких световых лет от Земли, чтобы иметь значительный эффект . 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 будет результатом повреждения озонового слоя . Eta Carinae слишком далеко, чтобы сделать это, даже если бы она произвела гамма-всплеск. [134] [135]
Заметки
- ^ на оптической глубине 155, ниже ветра
- ^ на оптической глубине 2/3, в верхней части ветра
- ^ Римские цифры обозначают ионные обозначения , где «I» обозначает нейтральные элементы, «II» - однократно ионизированные элементы и т. Д. См. Спектральная линия .
- ^ Фраунгофер "D" обычно относится к дублету натрия; «d» или «D 3 » использовались для близлежащей линии гелия.
Рекомендации
- ^ a b c d Høg, E .; Фабрициус, С .; Макаров, В.В.; Городской, С .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). «Каталог« Тихо-2 »2,5 миллиона ярчайших звезд». Астрономия и астрофизика . 355 : L27. Бибкод : 2000A & A ... 355L..27H . DOI : 10.1888 / 0333750888/2862 . ISBN 0-333-75088-8.
- ^ Б с д е е г ч I Фрю, Дэвид Дж. (2004). "Исторические записи η Килей. I. Визуальная кривая света, 1595–2000". Журнал астрономических данных . 10 (6): 1–76. Bibcode : 2004JAD .... 10 .... 6F .
- ^ Скифф, BA (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Skiff, 2009–2014)». Онлайн-каталог данных VizieR: B / Mk. Первоначально опубликовано в Обсерватории Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : 2023. Bibcode : 2014yCat .... 1.2023S .
- ^ а б в г Verner, E .; Bruhweiler, F .; Чайка, Т. (2005). «Бинарность η килей, выявленная при фотоионизационном моделировании спектральной изменчивости капель Вейгельта B и D». Астрофизический журнал . 624 (2): 973–982. arXiv : astro-ph / 0502106 . Bibcode : 2005ApJ ... 624..973V . DOI : 10.1086 / 429400 . S2CID 18166928 .
- ^ а б в г д е Менер, Андреа; Дэвидсон, Крис; Ферланд, Гэри Дж .; Хамфрис, Роберта М. (2010). «Эмиссионные линии с высоким возбуждением около Эта Киля и ее вероятная звезда-компаньон». Астрофизический журнал . 710 (1): 729–742. arXiv : 0912.1067 . Bibcode : 2010ApJ ... 710..729M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 710/1/729 . S2CID 5032987 .
- ^ Б с д е е г ч Ducati, младший (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
- ^ Б с д е е г Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М. (2012). Эта Киля и Самозванцы Сверхновых . Библиотека астрофизики и космической науки. 384 . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. С. 26–27. DOI : 10.1007 / 978-1-4614-2275-4 . ISBN 978-1-4614-2274-7.
- ^ а б в г д Даминели, А. (1996). «5.52-летний цикл Eta Carinae» . Письма в астрофизический журнал . 460 : L49. Bibcode : 1996ApJ ... 460L..49D . DOI : 10.1086 / 309961 .
- ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). «Общий каталог лучевых скоростей звезд». Вашингтон : 0. Bibcode : 1953GCRV..C ...... 0W .
- ^ а б в Mehner, A .; De Wit, W.-J .; Asmus, D .; Моррис, П. В.; Agliozzo, C .; Барлоу, MJ; Чайка, TR; Хиллиер, диджей; Вайгельт, Г. (2019). «Эволюция η Киля в среднем инфракрасном диапазоне с 1968 по 2018 год». Астрономия и астрофизика . 630 : L6. arXiv : 1908.09154 . Bibcode : 2019A & A ... 630L ... 6М . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201936277 . S2CID 202149820 .
- ^ а б в Смит, Натан; Фрю, Дэвид Дж. (2011). «Пересмотренная историческая кривая блеска Eta Carinae и время близких сближений периастра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2009–19. arXiv : 1010,3719 . Bibcode : 2011MNRAS.415.2009S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18993.x . S2CID 118614725 .
- ^ Даминели, А .; Хиллиер, диджей; Corcoran, MF; Stahl, O .; Левенхаген, РС; Leister, NV; Groh, JH; Теодоро, М .; Альбасете Коломбо, Дж. Ф.; Gonzalez, F .; Arias, J .; Levato, H .; Grosso, M .; Morrell, N .; Gamen, R .; Валлерстайн, G .; Ниемела, В. (2008). «Периодичность событий η Килей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 384 (4): 1649. arXiv : 0711.4250 . Bibcode : 2008MNRAS.384.1649D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12815.x . S2CID 14624515 .
- ^ а б в г д Мадура, Т.И.; Чайка, TR; Овоки, ИП; Groh, JH; Окадзаки, AT; Рассел, CMP (2012). «Ограничение абсолютной ориентации двойной орбиты η Киля: трехмерная динамическая модель для широкого излучения [Fe III]». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 420 (3): 2064. arXiv : 1111.2226 . Bibcode : 2012MNRAS.420.2064M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.20165.x . S2CID 119279180 .
- ^ Даминели, Аугусто; Конти, Питер С .; Лопес, Далтон Ф. (1997). "Эта Киля: двоичный файл с долгим периодом?" . Новая астрономия . 2 (2): 107. Bibcode : 1997NewA .... 2..107D . DOI : 10.1016 / S1384-1076 (97) 00008-0 .
- ^ Б с д е е г ч я J Каши, А .; Сокер, Н. (2010). "Начало прохождения периастра извержений Eta Carinae в XIX веке". Астрофизический журнал . 723 (1): 602–611. arXiv : 0912.1439 . Bibcode : 2010ApJ ... 723..602K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/1/602 . S2CID 118399302 .
- ^ а б в г Чайка, TR; Даминели, А. (2010). «JD13 - Эта Киля в контексте самых массивных звезд». Труды Международного астрономического союза . 5 : 373–398. arXiv : 0910.3158 . Bibcode : 2010HiA .... 15..373G . DOI : 10.1017 / S1743921310009890 . S2CID 1845338 .
- ^ а б в г д Д. Джон Хиллиер; К. Дэвидсон; К. Исибаши; Т. Гулл (июнь 2001 г.). «О природе центрального источника в η Килях» . Астрофизический журнал . 553 (837): 837. Bibcode : 2001ApJ ... 553..837H . DOI : 10.1086 / 320948 .
- ^ а б Моррис, Патрик В .; Gull, Theodore R .; Хиллер, Д. Джон; Барлоу, MJ; Руайер, Пьер; Нильсен, Кристер; Блэк, Джон; Свиньярд, Брюс (2017). «Η Пыльная туманность Гомункул Карины от ближнего инфракрасного до субмиллиметрового диапазонов длин волн: масса, состав и свидетельства исчезновения непрозрачности» . Астрофизический журнал . 842 (2): 79. arXiv : 1706.05112 . Bibcode : 2017ApJ ... 842 ... 79м . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa71b3 . PMC 7323744 . PMID 32601504 . S2CID 27906029 .
- ^ а б в г Groh, Jose H .; Хиллер, Д. Джон; Мадура, Томас I .; Вайгельт, Герд (2012). «О влиянии звезды-компаньона в Eta Carinae: 2D моделирование переноса излучения в ультрафиолетовых и оптических спектрах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (2): 1623. arXiv : 1204.1963 . Bibcode : 2012MNRAS.423.1623G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20984.x . S2CID 119205238 .
- ^ Уилл Гэйтер; Антон Вамплев ; Жаклин Миттон (июнь 2010 г.). Практик-астроном . Дорлинг Киндерсли. ISBN 978-1-4053-5620-6.
- ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Dover Publications. п. 73 . ISBN 978-0-486-21079-7.
- ^ Гулд, Бенджамин Апторп (1879). "Uranometria Argentina: Brillantez Y posicion de las estrellas fijas, hasta la septima magnitud, comprendidas dentro de cien grados del polo austral: Con atlas". Результаты национальной аргентинской обсерватории в Кордове; Т. 1 . 1 . Bibcode : 1879RNAO .... 1 ..... G .
- ^ Галлей, Эдмунд (1679). Catalogus stellarum australium; Sive, Supplementum catalogi Tychenici, демонстрирует longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, in horizonte Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex distantiis supputatas, & ad annum 1677 completetum correctiveas . Лондон: Т. Джеймс. п. 13. Архивировано из оригинала 6 ноября 2015 года.
- ^ Уорнер, Брайан (2002). «Лакайль 250 лет спустя» . Астрономия и геофизика . 43 (2): 2.25–2.26. Bibcode : 2002A & G .... 43b..25W . DOI : 10,1046 / j.1468-4004.2002.43225.x . ISSN 1366-8781 .
- ^ Вагман, Мортон (2003). Потерянные звезды: Потерянные, пропавшие или доставляющие беспокойство звезды из каталогов Йоханнеса Байера, Николаса Луи де Лакайля, Джона Флемстида и многих других . Блэксбург, Вирджиния: Издательство McDonald & Woodward. С. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6.
- ^ 陳久 金 (Чэнь Цзю Цзинь) (2005). Мифология китайского гороскопа 中國 星座 神(на китайском языке). 台灣 書房 出 Version 有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). ISBN 978-986-7332-25-7.
- ^ 陳輝樺 (Чэнь Хуэйхуа), изд. (28 июля 2006 г.). "Выставочная деятельность и образование в области астрономии"天文 教育 資訊 網. nmns.edu.tw (на китайском языке) . Проверено 30 декабря 2012 года .
- ^ а б Гершель, Джон Фредерик Уильям (1847). Результаты астрономических наблюдений, проведенных в 1834 г., 5, 6, 7, 8 на мысе Доброй Надежды: это завершение телескопической съемки всей поверхности видимого неба, начатой в 1825 году . 1 . Лондон: Смит, Элдер и Ко, стр. 33–35. Bibcode : 1847raom.book ..... H .
- ^ Или более точно гала-гала gurrk WAA , с наступлением gurrk «женщина» потеряла в Stanbridge. Рид, Джули (2008). Грамматика и словарь сообщества Wergaia .
- ^ Hamacher, Duane W .; Фрю, Дэвид Дж. (2010). "Аборигенные австралийские записи о большом извержении Eta Carinae". Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010,4610 . Bibcode : 2010JAHH ... 13..220H .
- ^ а б Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М. (1997). «Эта Киля и ее окружение». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 : 1–32. Bibcode : 1997ARA & A..35 .... 1D . DOI : 10.1146 / annurev.astro.35.1.1 .
- ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан (1999). «Второе извержение Эта Киля и кривые блеска переменных Эта Киля» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1124–31. Bibcode : 1999PASP..111.1124H . DOI : 10.1086 / 316420 .
- ^ Смит, Натан (2004). «Системная скорость Eta Carinae». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 351 (1): L15 – L18. arXiv : astro-ph / 0406523 . Bibcode : 2004MNRAS.351L..15S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07943.x . S2CID 17051247 .
- ^ Исибаши, Кадзунори; Gull, Theodore R .; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан; Ланц, Тьерри; Линдлер, Дон; Фегганс, Кейт; Вернер, Екатерина; Вудгейт, Брюс Э .; Kimble, Randy A .; Бауэрс, Чарльз В .; Кремер, Стивен; Куча, Сара Р .; Дэнкс, Энтони С .; Маран, Стивен П .; Джозеф, Чарльз Л .; Кайзер, Мэри Элизабет; Лински, Джеффри Л .; Рослер, Фред; Вайстроп, Донна (2003). "Открытие маленького гомункула в туманности Гомункулуса η Киля" . Астрономический журнал . 125 (6): 3222. Bibcode : 2003AJ .... 125.3222I . DOI : 10.1086 / 375306 .
- ^ Теккерей, AD (1953). «Звезды, переменные: обратите внимание на повышение яркости Eta Carinae» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (2): 237. Bibcode : 1953MNRAS.113..237T . DOI : 10.1093 / MNRAS / 113.2.237 .
- ^ Даминели, Аугусто; Кауфер, Андреас; Вольф, Бернхард; Шталь, Отмар; Lopes, Dalton F .; де Араужо, Франсиско X. (2000). «Η Киля: бинарность подтверждена». Астрофизический журнал . 528 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 9912387 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L.101D . DOI : 10.1086 / 312441 . PMID 10600628 . S2CID 9385537 .
- ^ Ishibashi, K .; Corcoran, MF; Дэвидсон, К .; Суонк, JH; Petre, R .; Дрейк, Южная Америка; Даминели, А .; Уайт, С. (1999). "Повторяющиеся вариации рентгеновского излучения η килей и бинарная гипотеза" . Астрофизический журнал . 524 (2): 983. Bibcode : 1999ApJ ... 524..983I . DOI : 10.1086 / 307859 .
- ^ Хамфрис, РМ; Мартин, JC; Mehner, A .; Ishibashi, K .; Дэвидсон, К. (2014). «Eta Carinae - уловка перехода к фотометрическому минимуму». Телеграмма астронома . 6368 : 1. Bibcode : 2014ATel.6368 .... 1H .
- ^ Менер, Андреа; Исибаши, Кадзунори; Уайтлок, Патрисия; Нагаяма, Такахиро; Пир, Майкл; Ван Вик, Франсуа; Де Вит, Виллем-Ян (2014). «Доказательство в ближнем инфракрасном диапазоне для внезапного повышения температуры в Eta Carinae». Астрономия и астрофизика . 564 : A14. arXiv : 1401,4999 . Бибкод : 2014A & A ... 564A..14M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322729 . S2CID 119228664 .
- ^ а б Landes, H .; Фицджеральд, М. (2010). «Фотометрические наблюдения спектроскопического события η Carinae 2009.0». Публикации Астрономического общества Австралии . 27 (3): 374–377. arXiv : 0912.2557 . Bibcode : 2010PASA ... 27..374L . DOI : 10.1071 / AS09036 . S2CID 118568091 .
- ^ а б в Мартин, Джон С .; Mehner, A .; Ishibashi, K .; Дэвидсон, К .; Хамфрис, РМ (2014). «Изменение состояния Eta Carinae: первые новые данные HST / NUV с 2010 года и первые новые данные FUV с 2004 года». Американское астрономическое общество . 223 (151): 09. arXiv : 1308.3682 . Bibcode : 2014AAS ... 22315109M . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 149/1/9 . S2CID 119305730 .
- ^ Хамагути, Кендзи; Коркоран, Майкл Ф; Питтард, Джулиан М; Шарма, Нитика; Такахаши, Хиромицу; Рассел, Кристофер М. П.; Грефенстетт, Брайан В. Вик, Дэниел Р; Чайка, Теодор Р.; Ричардсон, Ноэль Д.; Мадура, Томас I; Моффат, Энтони Ф. Дж (2018). "Нетепловые рентгеновские лучи от встречного ветрового ударного ускорения в массивной двойной Eta Carinae" . Природа Астрономия . 2 (9): 731–736. Bibcode : 2018NatAs.tmp ... 87H . DOI : 10.1038 / s41550-018-0505-1 . S2CID 126188024 . Архивировано из оригинала 18 июля 2018 года.
- ^ «GIF компьютерного моделирования звездных ветров Эта Киля» . НАСА . Проверено 2 августа 2018 .
- ^ Бортл, Джон Э. (2001). "Представляем Чешую Бортла Темного Неба". Небо и телескоп . 101 (2): 126. Bibcode : 2001S&T ... 101b.126B .
- ^ Томпсон, Марк (2013). Путеводитель по космосу с Земли . Случайный дом. ISBN 978-1-4481-2691-0.
- ^ Ян Ридпат (1 мая 2008 г.). Астрономия . Дорлинг Киндерсли. ISBN 978-1-4053-3620-8.
- ^ Кронк, Гэри Р. (2013). Метеорные потоки: аннотированный каталог . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. п. 22. ISBN 978-1-4614-7897-3.
- ^ Хиллиер, диджей; Аллен, Д.А. (1992). «Спектроскопическое исследование Eta Carinae и туманности Гомункул. I - Обзор спектров». Астрономия и астрофизика . 262 : 153. Bibcode : 1992A & A ... 262..153H . ISSN 0004-6361 .
- ^ Ле Сюер, А. (1869). «О туманностях Арго и Ориона и в спектре Юпитера». Труды Лондонского королевского общества . 18 (114–122): 245. Полномочный код : 1869RSPS ... 18..245L . DOI : 10.1098 / rspl.1869.0057 . S2CID 122853758 .
- ^ а б в Walborn, NR; Лиллер, MH (1977). «Самые ранние спектроскопические наблюдения этой Киля и ее взаимодействия с туманностью Киля». Астрофизический журнал . 211 : 181. Bibcode : 1977ApJ ... 211..181W . DOI : 10.1086 / 154917 .
- ^ Баксандалл, Ф. Е. (1919). «Обратите внимание на видимые изменения в спектре η Carinæ» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 79 (9): 619. Полномочный код : 1919MNRAS..79..619B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 79.9.619 .
- ^ Гавиола, Э. (1953). «Эта Киля. II. Спектр». Астрофизический журнал . 118 : 23. Bibcode : 1953ApJ ... 118..234G . DOI : 10.1086 / 145746 .
- ^ а б Отдых, А .; Прието, JL; Walborn, NR; Smith, N .; Bianco, FB; Chornock, R .; и другие. (2012). «Световое эхо показывает неожиданно прохладную η Киля во время Великого извержения девятнадцатого века». Природа . 482 (7385): 375–378. arXiv : 1112,2210 . Bibcode : 2012Natur.482..375R . DOI : 10,1038 / природа10775 . PMID 22337057 . S2CID 205227548 .
- ^ Прието, JL; Отдых, А .; Bianco, FB; Matheson, T .; Smith, N .; Walborn, NR; и другие. (2014). «Световое эхо Великого извержения η Carinae: спектрофотометрическая эволюция и быстрое образование молекул, богатых азотом». Письма в астрофизический журнал . 787 (1): L8. arXiv : 1403,7202 . Bibcode : 2014ApJ ... 787L ... 8P . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 787/1 / L8 . S2CID 119208968 .
- ^ Дэвидсон, К .; Dufour, RJ; Walborn, NR; Чайка, Т.Р. (1986). «Ультрафиолетовая и визуальная длинноволновая спектроскопия газа вокруг eta Carinae». Астрофизический журнал . 305 : 867. Bibcode : 1986ApJ ... 305..867D . DOI : 10.1086 / 164301 .
- ^ Дэвидсон, Крис; Эббетс, Деннис; Вайгельт, Герд; Хамфрис, Роберта М .; Hajian, Arsen R .; Walborn, Nolan R .; Роза, Майкл (1995). «HST / FOS-спектроскопия эта Киля: сама звезда и выброс в пределах 0,3 угловой секунды». Астрономический журнал . 109 : 1784. Bibcode : 1995AJ .... 109.1784D . DOI : 10.1086 / 117408 . ISSN 0004-6256 .
- ^ Дэвидсон, Крис; Менер, Андреа; Хамфрис, Роберта; Мартин, Джон С .; Исибаши, Кадзунори (2014). «Спектроскопическое событие Eta Carinae 2014.6: необычные особенности He II и N II». Астрофизический журнал . 1411 : 695. arXiv : 1411.0695 . Bibcode : 2015ApJ ... 801L..15D . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 801/1 / L15 . S2CID 119187363 .
- ^ Nielsen, KE; Ivarsson, S .; Чайка, TR (2007). «Eta Carinae через минимум 2003,5: расшифровка спектра в сторону Weigelt D» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 168 (2): 289. Bibcode : 2007ApJS..168..289N . DOI : 10.1086 / 509785 .
- ^ Владилен Летохов; Свенерик Йоханссон (июнь 2008 г.). Астрофизические лазеры . ОУП Оксфорд. п. 39. ISBN 978-0-19-156335-5.
- ^ Johansson, S .; Зетсон, Т. (1999). "Аспекты атомной физики на ранее и недавно идентифицированных линиях железа в спектре HST η Килей". Эта Киля в Миллениум . 179 : 171. Bibcode : 1999ASPC..179..171J .
- ^ а б Johansson, S .; Летохов, В.С. (2005). «Астрофизический лазер, работающий в линии OI 8446-Å в пятнах Вейгельта η Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (2): 731. Bibcode : 2005MNRAS.364..731J . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09605.x .
- ^ Менер, Андреа; Исибаши, Кадзунори; Уайтлок, Патрисия; Нагаяма, Такахиро; Пир, Майкл; ван Вик, Франсуа; де Вит, Виллем-Ян (2014). «Свидетельство в ближнем инфракрасном диапазоне для внезапного повышения температуры в Эта Киля». Астрономия и астрофизика . 564 : A14. arXiv : 1401,4999 . Бибкод : 2014A & A ... 564A..14M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322729 . S2CID 119228664 .
- ^ Артигау, Этьен; Мартин, Джон С .; Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Шено, Оливье; Смит, Натан (2011). «Проникновение в гомункула - изображения Eta Carinae в ближней инфракрасной области с адаптивной оптикой». Астрономический журнал . 141 (6): 202. arXiv : 1103.4671 . Bibcode : 2011AJ .... 141..202A . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 141/6/202 . S2CID 119242683 .
- ^ Hill, RW; Burginyon, G .; Грейдер, RJ; Palmieri, TM; Сьюард, ФД; Stoering, JP (1972). "Мягкий рентгеновский снимок от Галактического центра до ВЕЛА". Астрофизический журнал . 171 : 519. Bibcode : 1972ApJ ... 171..519H . DOI : 10.1086 / 151305 .
- ^ Сьюард, ФД; Пейдж, CG; Тернер, MJL; Паундс, К.А. (1976). «Источники рентгеновского излучения в южной части Млечного Пути» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 177 : 13–20. Bibcode : 1976MNRAS.177P..13S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 177.1.13p .
- ^ Becker, RH; Болдт, Э.А.; Холт, СС; Правдо, Ш; Ротшильд, RE; Serlemitos, PJ; Суонк, JH (1976). «Рентгеновское излучение остатка сверхновой G287.8–0.5». Астрофизический журнал . 209 : L65. Bibcode : 1976ApJ ... 209L..65B . DOI : 10,1086 / 182269 . hdl : 2060/19760020047 .
- ^ Forman, W .; Jones, C .; Коминский, Л .; Julien, P .; Мюррей, S .; Peters, G .; Tananbaum, H .; Джаккони, Р. (1978). «Четвертый каталог рентгеновских источников Ухуру». Астрофизический журнал . 38 : 357. Bibcode : 1978ApJS ... 38..357F . DOI : 10.1086 / 190561 .
- ^ Сьюард, ФД; Forman, WR; Giacconi, R .; Гриффитс, RE; Харден, Франция; Jones, C .; Пай, JP (1979). «Рентгеновские лучи от Эта Киля и окружающей туманности». Астрофизический журнал . 234 : L55. Bibcode : 1979ApJ ... 234L..55S . DOI : 10.1086 / 183108 .
- ^ Corcoran, MF; Роули, Г.Л .; Суонк, JH; Петре, Р. (1995). «Первое обнаружение рентгеновской изменчивости eta carinae» (PDF) . Астрофизический журнал . 445 : L121. Bibcode : 1995ApJ ... 445L.121C . DOI : 10.1086 / 187904 .
- ^ Цубои, Ёко; Кояма, Кацудзи; Сакано, Масааки; Петре, Роберт (1997). "Наблюдения ASCA за Eta Carinae" . Публикации Астрономического общества Японии . 49 : 85–92. Bibcode : 1997PASJ ... 49 ... 85T . DOI : 10.1093 / pasj / 49.1.85 .
- ^ а б Тавани, М .; Sabatini, S .; Pian, E .; Bulgarelli, A .; Caraveo, P .; Виотти, РФ; Corcoran, MF; Джулиани, А .; Pittori, C .; Verrecchia, F .; Vercellone, S .; Mereghetti, S .; Argan, A .; Barbiellini, G .; Boffelli, F .; Каттанео, PW; Чен, AW; Cocco, V .; d'Ammando, F .; Costa, E .; Deparis, G .; Del Monte, E .; Di Cocco, G .; Donnarumma, I .; Evangelista, Y .; Феррари, А .; Feroci, M .; Fiorini, M .; Froysland, T .; и другие. (2009). «Обнаружение гамма-излучения в районе Эта-Киля». Письма в астрофизический журнал . 698 (2): L142. arXiv : 0904.2736 . Bibcode : 2009ApJ ... 698L.142T . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 698/2 / L142 . S2CID 18241474 .
- ^ Leyder, J.-C .; Walter, R .; Раув, Г. (2008). «Жесткое рентгеновское излучение η Киля». Астрономия и астрофизика . 477 (3): L29. arXiv : 0712.1491 . Bibcode : 2008A & A ... 477L..29L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078981 . S2CID 35225132 .
- ^ а б Питтард, Дж. М.; Коркоран, MF (2002). «По горячим следам скрытого спутника eta Carinae: определение параметров ветра с помощью рентгеновских лучей». Астрономия и астрофизика . 383 (2): 636. arXiv : astro-ph / 0201105 . Бибкод : 2002A & A ... 383..636P . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020025 . S2CID 119342823 .
- ^ Weis, K .; Duschl, WJ; Боманс, ди-джей (2001). «Высокоскоростные структуры и рентгеновское излучение туманности LBV около η Киля». Астрономия и астрофизика . 367 (2): 566. arXiv : astro-ph / 0012426 . Бибкод : 2001A & A ... 367..566W . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000460 . S2CID 16812330 .
- ^ Hamaguchi, K .; Corcoran, MF; Gull, T .; Ishibashi, K .; Питтард, Дж. М.; Хиллиер, диджей; Даминели, А .; Дэвидсон, К .; Nielsen, KE; Кобер, Г.В. (2007). "Изменение рентгеновского спектра η килей до минимума рентгеновского излучения 2003 г.". Астрофизический журнал . 663 (1): 522–542. arXiv : astro-ph / 0702409 . Bibcode : 2007ApJ ... 663..522H . DOI : 10.1086 / 518101 . S2CID 119341465 .
- ^ Abdo, AA; Ackermann, M .; Ajello, M .; Allafort, A .; Baldini, L .; Балет, Дж .; Barbiellini, G .; Bastieri, D .; Bechtol, K .; Bellazzini, R .; Berenji, B .; Blandford, RD; Bonamente, E .; Боргланд, AW; Бувье, А .; Брандт, Т.Дж.; Bregeon, J .; Брез, А .; Brigida, M .; Bruel, P .; Buehler, R .; Бернетт, штат TH; Калиандро, Джорджия; Кэмерон, РА; Каравео, Пенсильвания; Carrigan, S .; Casandjian, JM; Cecchi, C .; Elik, Ö .; и другие. (2010). "Наблюдение на телескопе Fermi источника гамма-излучения в точке Эта Киля". Астрофизический журнал . 723 (1): 649–657. arXiv : 1008,3235 . Bibcode : 2010ApJ ... 723..649A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/1/649 .
- ^ Abraham, Z .; Falceta-Gonçalves, D .; Dominici, TP; Nyman, L.-Å .; Durouchoux, P .; McAuliffe, F .; Caproni, A .; Ятенко-Перейра, В. (2005). "Излучение миллиметрового диапазона во время фазы низкого возбуждения η Килей 2003 г.". Астрономия и астрофизика . 437 (3): 977. arXiv : astro-ph / 0504180 . Бибкод : 2005A & A ... 437..977A . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041604 . S2CID 8057181 .
- ^ а б Каши, Амит; Сокер, Ноам (2007). «Моделирование кривой радиосвета Eta Carinae». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 378 (4): 1609–18. arXiv : astro-ph / 0702389 . Bibcode : 2007MNRAS.378.1609K . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11908.x . S2CID 119334960 .
- ^ Белый, SM; Дункан, РА; Чепмен, Дж. М.; Корибальский, Б. (2005). Радиоцикл Eta Carinae . Судьба самых массивных звезд . 332 . п. 126. Bibcode : 2005ASPC..332..126W .
- ^ а б в Смит, Натан (2006). «Перепись туманности Киля - I. Суммарный вклад энергии от массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 367 (2): 763–772. arXiv : astro-ph / 0601060 . Bibcode : 2006MNRAS.367..763S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10007.x . S2CID 14060690 .
- ^ Smith, N .; Брукс, KJ (2008). "Туманность Киля: лаборатория обратной связи и инициированного звездообразования". Справочник по регионам звездообразования : 138. arXiv : 0809.5081 . Bibcode : 2008hsf2.book..138S .
- ^ Волк, Скотт Дж .; Broos, Патрик С .; Гетман, Константин В .; Фейгельсон, Эрик Д .; Прейбиш, Томас; Townsley, Leisa K .; Ван, Цзюньфэн; Стассун, Кейван Г .; Кинг, Роберт Р .; МакКогриан, Марк Дж .; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Зиннекер, Ганс (2011). "Вид на Trumpler 16 с проекта комплекса Chandra Carina". Приложение к астрофизическому журналу . 194 (1): 15. arXiv : 1103.1126 . Bibcode : 2011ApJS..194 ... 12W . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 194/1/12 . S2CID 13951142 . 12.
- ^ Тернер, Д.Г.; Скорбь, GR; Herbst, W .; Харрис, WE (1980). «Молодое рассеянное скопление NGC 3293 и его связь с CAR OB1 и комплексом туманности Киля». Астрономический журнал . 85 : 1193. Bibcode : 1980AJ ..... 85.1193T . DOI : 10.1086 / 112783 .
- ^ Айткен, Дания; Джонс, Б. (1975). «Инфракрасный спектр и структура Eta Carinae» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 172 : 141–147. Bibcode : 1975MNRAS.172..141A . DOI : 10.1093 / MNRAS / 172.1.141 .
- ^ Авраам, Зулема; Фальсета-Гонсалвеш, Диего; Биклини, Педро ПБ (2014). «Η Детеныш гомункула Carinae, обнаруженный ALMA». Астрофизический журнал . 791 (2): 95. arXiv : 1406.6297 . Bibcode : 2014ApJ ... 791 ... 95A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 791/2/95 . S2CID 62893264 .
- ^ Weigelt, G .; Эберсбергер, Дж. (1986). «Eta Carinae, разрешенная спекл-интерферометрией». Астрономия и астрофизика . 163 : L5. Bibcode : 1986A & A ... 163L ... 5W . ISSN 0004-6361 .
- ^ Gomez, HL; Vlahakis, C .; Растяжка, см; Dunne, L .; Eales, SA; Beelen, A .; Gomez, EL; Эдмундс, MG (2010). «Субмиллиметровая изменчивость Eta Carinae: холодная пыль внутри внешнего выброса». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 401 (1): L48 – L52. arXiv : 0911.0176 . Bibcode : 2010MNRAS.401L..48G . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2009.00784.x . S2CID 119295262 .
- ^ Смит, Натан (2006). «Строение гомункула. I. Зависимость формы и широты от H 2 и [Fe II] Карты скоростей η Килей». Астрофизический журнал . 644 (2): 1151–1163. arXiv : astro-ph / 0602464 . Bibcode : 2006ApJ ... 644.1151S . DOI : 10.1086 / 503766 . S2CID 12453761 .
- ^ Смит, Натан; Дэвидсон, Крис; Gull, Theodore R .; Исибаши, Кадзунори; Хиллер, Д. Джон (2003). «Эффекты, зависящие от широты в звездном ветре η Киля». Астрофизический журнал . 586 (1): 432–450. arXiv : astro-ph / 0301394 . Bibcode : 2003ApJ ... 586..432S . DOI : 10.1086 / 367641 . S2CID 15762674 .
- ^ а б Groh, JH; Мадура, Т.И.; Овоки, ИП; Хиллиер, диджей; Вайгельт, Г. (2010). «Является ли Eta Carinae быстрым вращателем и насколько сильно спутник влияет на структуру внутреннего ветра?». Письма в астрофизический журнал . 716 (2): L223. arXiv : 1006,4816 . Bibcode : 2010ApJ ... 716L.223G . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 716/2 / L223 . S2CID 119188874 .
- ^ а б Уолборн, Нолан Р. (2012). "Компания Eta Carinae сохраняет: звездное и межзвездное содержание туманности Киля". Эта Киля и Самозванцы Сверхновых . Библиотека астрофизики и космической науки. 384 . С. 25–27. Bibcode : 2012ASSL..384 ... 25Вт . DOI : 10.1007 / 978-1-4614-2275-4_2 . ISBN 978-1-4614-2274-7.
- ^ Дэвидсон, Крис; Хельмель, Грета; Хамфрис, Роберта М. (2018). «Гайя, Трамплер 16 и Эта Киля». Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 2 (3): 133. arXiv : 1808.02073 . Bibcode : 2018RNAAS ... 2c.133D . DOI : 10.3847 / 2515-5172 / aad63c . S2CID 119030757 .
- ^ The, PS; Баккер, Р .; Анталова, А. (1980). «Исследования туманности Киля. IV - Новое определение расстояний до рассеянных скоплений TR 14, TR 15, TR 16 и CR 228 на основе фотометрии Вальравена». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 41 : 93. Bibcode : 1980A & AS ... 41 ... 93T .
- ^ Уолборн, Н.Р. (1995). "Звездное содержание туманности Киля (Приглашенный доклад)". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 2 : 51. Bibcode : 1995RMxAC ... 2 ... 51W .
- ^ Hur, Hyeonoh; Сун, Хванкён; Бесселл, Майкл С. (2012). «Расстояние и начальная функция масс молодых открытых скоплений в туманности η Киля: Tr 14 и Tr 16». Астрономический журнал . 143 (2): 41. arXiv : 1201.0623 . Bibcode : 2012AJ .... 143 ... 41H . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 143/2/41 . S2CID 119269671 .
- ^ а б Ипинг, RC; Sonneborn, G .; Чайка, TR; Ivarsson, S .; Нильсен, К. (2005). «Поиск вариаций радиальной скорости в eta Carinae». Заседание Американского астрономического общества 207 . 207 : 1445. Bibcode : 2005AAS ... 20717506I .
- ^ а б в Менер, Андреа; Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М .; Исибаши, Кадзунори; Мартин, Джон С .; Руис, Мария Тереза; Уолтер, Фредерик М. (2012). «Вековые перемены в ветре Эта Киля 1998–2011». Астрофизический журнал . 751 (1): 73. arXiv : 1112.4338 . Bibcode : 2012ApJ ... 751 ... 73м . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 751/1/73 . S2CID 119271857 .
- ^ Clementel, N .; Мадура, Т.И.; Круип, CJH; Paardekooper, J.P .; Чайка, TR (2015). «Трехмерное моделирование переноса излучения во внутреннем сталкивающемся ветре Eta Carinae - I. Ионизационная структура гелия на апастроне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2445. arXiv : 1412.7569 . Bibcode : 2015MNRAS.447.2445C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu2614 . S2CID 118405692 .
- ^ Mehner, A .; Дэвидсон, К .; Хамфрис, РМ; Уолтер, FM; Baade, D .; де Вит, WJ; и другие. (2015). «Спектроскопическое событие 2014.6 на Eta Carinae: ключи к долгосрочному восстановлению после Великого извержения». Астрономия и астрофизика . 578 : A122. arXiv : 1504.04940 . Bibcode : 2015A & A ... 578A.122M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425522 . S2CID 53131136 .
- ^ Смит, Натан; Томблсон, Райан (2015). «Светящиеся синие переменные антисоциальны: их изоляция подразумевает, что они являются лидерами роста массы в бинарной эволюции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (1): 598–617. arXiv : 1406,7431 . Bibcode : 2015MNRAS.447..598S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu2430 . S2CID 119284620 .
- ^ Смит, Натан (2008). «Взрывная волна от извержения η Киля в 1843 году». Природа . 455 (7210): 201–203. arXiv : 0809.1678 . Bibcode : 2008Natur.455..201S . DOI : 10,1038 / природа07269 . PMID 18784719 . S2CID 4312220 .
- ^ а б Каши, А .; Сокер, Н. (2009). «Возможные последствия увеличения массы в Eta Carinae». Новая астрономия . 14 (1): 11–24. arXiv : 0802.0167 . Bibcode : 2009NewA ... 14 ... 11K . DOI : 10.1016 / j.newast.2008.04.003 . S2CID 11665477 .
- ^ Сокер, Ноам (2004). «Почему модель одной звезды не может объяснить биполярную туманность η Киля». Астрофизический журнал . 612 (2): 1060–1064. arXiv : astro-ph / 0403674 . Bibcode : 2004ApJ ... 612.1060S . DOI : 10.1086 / 422599 . S2CID 5965082 .
- ^ Стокдейл, Кристофер Дж .; Рупен, Майкл П .; Коуэн, Джон Дж .; Чу, Ю-Хуа; Джонс, Стивен С. (2001). «Затухающее радиоизлучение SN 1961v: свидетельство пекулярной сверхновой типа II?». Астрономический журнал . 122 (1): 283. arXiv : astro-ph / 0104235 . Bibcode : 2001AJ .... 122..283S . DOI : 10.1086 / 321136 . S2CID 16159958 .
- ^ Пасторелло, А .; Smartt, SJ; Mattila, S .; Элдридж, JJ; Young, D .; Итагаки, К .; Yamaoka, H .; Навасардян, Х .; Valenti, S .; Patat, F .; Agnoletto, I .; Augusteijn, T .; Benetti, S .; Cappellaro, E .; Болес, Т .; Bonnet-Bidaud, J.-M .; Botticella, MT; Bufano, F .; Cao, C .; Deng, J .; Dennefeld, M .; Elias-Rosa, N .; Арутюнян, А .; Кинан, ФП; Иидзима, Т .; Лоренци, В .; Маццали, Пенсильвания; Meng, X .; Nakano, S .; и другие. (2007). «Гигантская вспышка за два года до коллапса ядра массивной звезды». Природа . 447 (7146): 829–832. arXiv : astro-ph / 0703663 . Bibcode : 2007Natur.447..829P . DOI : 10,1038 / природа05825 . PMID 17568740 . S2CID 4409319 .
- ^ Смит, Натан; Ли, Вэйдун; Сильверман, Джеффри М .; Ганешалингам, Мохан; Филиппенко, Алексей В. (2011). «Светящиеся голубые переменные извержения и связанные с ними переходные процессы: разнообразие предшественников и свойства вспышек». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (1): 773–810. arXiv : 1010.3718 . Bibcode : 2011MNRAS.415..773S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18763.x . S2CID 85440811 .
- ^ Дэвидсон, К. (1971). «О природе Eta Carinae» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 154 (4): 415–427. Bibcode : 1971MNRAS.154..415D . DOI : 10.1093 / MNRAS / 154.4.415 .
- ^ Мадура, Т.И.; Чайка, TR; Окадзаки, AT; Рассел, CMP; Овоки, ИП; Groh, JH; Corcoran, MF; Hamaguchi, K .; Теодоро, М. (2013). «Ограничения на уменьшение потери массы η Киля из трехмерного гидродинамического моделирования его двойных встречных ветров». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3820. arXiv : 1310.0487 . Bibcode : 2013MNRAS.436.3820M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1871 . S2CID 118407295 .
- ^ van Boekel, R .; Kervella, P .; SchöLler, M .; Herbst, T .; Бранднер, В .; de Koter, A .; Waters, LBFM; Хиллиер, диджей; Paresce, F .; Lenzen, R .; Лагранж, А.-М. (2003). «Прямое измерение размера и формы современного звездного ветра η Киля». Астрономия и астрофизика . 410 (3): L37. arXiv : astro-ph / 0310399 . Бибкод : 2003A & A ... 410L..37V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031500 . S2CID 18163131 .
- ^ Мартин, Джон С .; Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М .; Мехнер, Андреа (2010). «Изменения в середине цикла в Eta Carinae». Астрономический журнал . 139 (5): 2056. arXiv : 0908.1627 . Bibcode : 2010AJ .... 139.2056M . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 139/5/2056 . S2CID 118880932 .
- ^ Коркоран, Майкл Ф .; Исибаши, Кадзунори; Дэвидсон, Крис; Суонк, Жан Х .; Петре, Роберт; Шмитт, Юрген HMM (1997). «Увеличение рентгеновского излучения и периодические вспышки массивной звезды Eta Carinae». Природа . 390 (6660): 587. Bibcode : 1997Natur.390..587C . DOI : 10.1038 / 37558 . S2CID 4431077 .
- ^ Хлебовски, Т .; Сьюард, ФД; Суонк, Дж .; Шимковяк А. (1984). «Рентгеновские снимки из Eta Carinae». Астрофизический журнал . 281 : 665. Bibcode : 1984ApJ ... 281..665C . DOI : 10.1086 / 162143 .
- ^ а б Смит, Натан (2011). «Взрывы, вызванные сильными столкновениями двойных звезд: применение к Eta Carinae и другим транзитным извержениям». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2020–2024. arXiv : 1010.3770 . Bibcode : 2011MNRAS.415.2020S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18607.x . S2CID 119202050 .
- ^ Киминки, Меган М .; Рейтер, Меган; Смит, Натан (2016). «Древние извержения η Киля: сказка, написанная правильными движениями». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 463 (1): 845–857. arXiv : 1609.00362 . Bibcode : 2016MNRAS.463..845K . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw2019 . S2CID 119198766 .
- ^ а б в Смит, Натан; Отдыхай, Армин; Эндрюс, Дженнифер Э .; Мэтисон, Том; Bianco, Federica B .; Прието, Хосе Л .; Джеймс, Дэвид Дж .; Смит, Р. Крис; Стрампелли, Джованни Мария; Зентено, А. (2018). «Исключительно быстрый выброс, видимый в световых отголосках Великого извержения Эта Киля». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 1457–1465. arXiv : 1808.00991 . Bibcode : 2018MNRAS.480.1457S . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty1479 . S2CID 119343623 .
- ^ Portegies Zwart, SF; Ван Ден Хеувел, EPJ (2016). «Было ли гигантское извержение Эты Киля в девятнадцатом веке событием слияния тройной системы?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (4): 3401–3412. arXiv : 1511.06889 . Bibcode : 2016MNRAS.456.3401P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2787 . S2CID 53380205 .
- ^ Хан, Рубаб; Кочанек, CS; Станек, KZ; Герке, Джилл (2015). «Обнаружение η аналогов автомобилей в ближайших галактиках с помощью Спитцера. II. Идентификация нового класса внегалактических самозатемняющихся звезд». Астрофизический журнал . 799 (2): 187. arXiv : 1407.7530 . Bibcode : 2015ApJ ... 799..187K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 799/2/187 . S2CID 118438526 .
- ^ Юсоф, Норхаслиза; Хирши, Рафаэль; Мейне, Жорж; Crowther, Paul A .; Экстрём, Сильвия; Фришкнехт, Урс; Георгий, Кирилл; Абу Кассим, Хасан; Шнурр, Оливье (2013). «Эволюция и судьба очень массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1114. arXiv : 1305.2099 . Bibcode : 2013MNRAS.433.1114Y . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt794 . S2CID 26170005 .
- ^ Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Экстрём, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры. I. Невращающаяся звезда 60 M ☉ от нулевой главной последовательности до стадии до сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Бибкод : 2014A & A ... 564A..30G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322573 . S2CID 118870118 .
- ^ а б в Groh, Jose H .; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрём, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308,4681 . Bibcode : 2013A & A ... 558A.131G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . S2CID 84177572 .
- ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Мэдер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ниева, М.-Фернанда (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа – Райе: перспектива единственной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège . 80 : 266. arXiv : 1101.5873 . Bibcode : 2011BSRSL..80..266M .
- ^ Ekström, S .; Георгий, Ц .; Eggenberger, P .; Meynet, G .; Mowlavi, N .; Wyttenbach, A .; Гранада, А .; Декрессин, Т .; Hirschi, R .; Frischknecht, U .; Charbonnel, C .; Мейдер, А. (2012). «Сетка звездных моделей с вращением. I. Модель от 0,8 до 120 М ☉ на солнечной металличности (Z = 0,014)». Астрономия и астрофизика . 537 : A146. arXiv : 1110,5049 . Bibcode : 2012A & A ... 537A.146E . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117751 . S2CID 85458919 .
- ^ Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с обратной связью». Астрофизический журнал . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Bibcode : 2008ApJ ... 679.1467S . DOI : 10.1086 / 586885 . S2CID 15529810 .
- ^ а б Sana, H .; де Минк, ЮВ ; de Koter, A .; Langer, N .; Эванс, CJ; Gieles, M .; Gosset, E .; Иззард, RG; Le Bouquin, J.-B .; Шнайдер, Франция (2012). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд». Наука . 337 (6093): 444–6. arXiv : 1207.6397 . Bibcode : 2012Sci ... 337..444S . DOI : 10.1126 / science.1223344 . PMID 22837522 . S2CID 53596517 .
- ^ Адамс, Скотт М .; Кочанек, CS; Биком, Джон Ф .; Вагинс, Марк Р .; Станек, KZ (2013). «Наблюдение за следующей галактической сверхновой». Астрофизический журнал . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Bibcode : 2013ApJ ... 778..164A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 778/2/164 . S2CID 119292900 .
- ^ Маккиннон, Даррен; Чайка, TR; Мадура, Т. (2014). "Eta Carinae: астрофизическая лаборатория для изучения условий перехода от псевдосверхновой к сверхновой". Американское астрономическое общество . 223 : # 405.03. Bibcode : 2014AAS ... 22340503M .
- ^ Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 .
- ^ Гал-Ям А. (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука . 337 (6097): 927–32. arXiv : 1208,3217 . Bibcode : 2012Sci ... 337..927G . DOI : 10.1126 / science.1203601 . PMID 22923572 . S2CID 206533034 .
- ^ Смит, Натан; Овоки, Стэнли П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд». Астрофизический журнал . 645 (1): L45. arXiv : astro-ph / 0606174 . Bibcode : 2006ApJ ... 645L..45S . DOI : 10.1086 / 506523 . S2CID 15424181 .
- ^ Claeys, JSW; де Минк, ЮВ ; Pols, OR; Элдридж, JJ; Баес, М. (2011). «Бинарные модели-предшественники сверхновых типа IIb». Астрономия и астрофизика . 528 : A131. arXiv : 1102,1732 . Bibcode : 2011A & A ... 528A.131C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015410 . S2CID 54848289 .
- ^ Смит, Натан; Mauerhan, Jon C .; Прието, Хосе Л. (2014). «SN 2009ip и SN 2010mc: сверхновые типа IIn с коллапсом ядра, возникающие из-за голубых сверхгигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (2): 1191. arXiv : 1308.0112 . Bibcode : 2014MNRAS.438.1191S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2269 . S2CID 119208317 .
- ^ Рудерман, Массачусетс (1974). «Возможные последствия взрывов близких сверхновых для атмосферного озона и земной жизни». Наука . 184 (4141): 1079–1081. Bibcode : 1974Sci ... 184.1079R . DOI : 10.1126 / science.184.4141.1079 . PMID 17736193 . S2CID 21850504 .
- ^ а б Томас, Брайан; Мелотт, Алабама; Поля, БД; Энтони-Тварог, Би Джей (2008). "Сверхсветовые сверхновые: Эта Киля не угрожает". Американское астрономическое общество . 212 : 193. Bibcode : 2008AAS ... 212.0405T .
- ^ Томас, Британская Колумбия (2009). «Гамма-всплески как угроза жизни на Земле». Международный журнал астробиологии . 8 (3): 183–186. arXiv : 0903.4710 . Bibcode : 2009IJAsB ... 8..183T . DOI : 10.1017 / S1473550409004509 . S2CID 118579150 .
- ^ Мартин, Осмель; Карденас, Роландо; Гимараис, Мейрен; Пеньят, Люба; Хорват, Хорхе; Галанте, Дуглас (2010). «Эффекты гамма-всплесков в биосфере Земли». Астрофизика и космическая наука . 326 (1): 61–67. arXiv : 0911.2196 . Bibcode : 2010Ap & SS.326 ... 61M . DOI : 10.1007 / s10509-009-0211-7 . S2CID 15141366 .
Внешние ссылки
- Goddard Media Studios Миссии НАСА дают беспрецедентный взгляд 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 наблюдателей 2003 г.
- Таблица сравнения AAVSO
- ESO: изображение Eta Carinae в самом высоком разрешении, включая фотографии и анимацию