Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Координаты : Карта неба 10 ч 45 м 03,591 с , −59 ° 41 ′ 04,26 ″.

Eta Carinae
Eta Carinae
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
СозвездиеКарина
Прямое восхождение10 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 этапСветящаяся синяя переменная
Спектральный типпеременная [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 переменнойLBV [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
Расстояние7 500  св. Лет
(2 300 [10]  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V )−8,6 (2012) [11]
Орбита
Начальныйη Автомобиль A
Компаньонη 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 ☉
Яркость4 600 000 [10] (2 960 000 - 4 100 000 [18] )  L ☉
Температура9 400 - 35 200 [19]  К
Возраст<3 [5]  млн лет
η Автомобиль B
Масса30–80 [15]  M ☉
Радиус14,3–23,6 [15]  R ☉
Яркость<1000000 [4] [5]  L ☉
Температура37 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
SIMBADданные

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 на 7500  световых лет (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 г., а затем исчезновение, которое не было видно невооруженным глазом после 1856 г. В результате небольшого извержения оно достигло 6-й величины в 1892 г., после чего снова исчезло. Она постоянно увеличивалась примерно с 1940 года и к 2014 году стала ярче, чем 4,5 звездной величины.

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 Eta Carinae 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., материал, выброшенный из первичной обмотки 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 [ править ]

Эта Киля была впервые зарегистрирована как звезда четвертой величины в 16-17 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 видимой невооруженным глазом и к 2014 году снова стала звездой четвертой величины.

Открытие и наименование [ править ]

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.(т. е. «следование» относительно другой звезды) в новом созвездии Робур Каролинум . 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 Николас 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 пределах Арго с целью использования латинских буквенных обозначений три раза. 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]

Кривая блеска Eta Carinae от самых ранних наблюдений до наших дней.

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: 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 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 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 [ править ]

В 1827 году Берчелл особо отметил необычную яркость Eta Carinae на 1-й звездной величине и был первым, кто заподозрил, что она варьируется по яркости. [2] Джон Гершель , находившийся в то время в Южной Африке, провел серию подробных точных измерений в 1830-х годах, показывающих, 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]

2 января 1838 года эта Киля была еще ярче, что эквивалентно Альфе Центавра , а затем несколько потускнело 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 такой же яркий, как Канопус , а по цвету и размеру очень похож на Арктура ». Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что он достиг пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, после чего начал исчезать, 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 Альфой Центавра и Бета Центавра , около +0,2 звездной величины, прежде чем снова стать 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 г. яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 г. она не исчезла ниже видимой для невооруженного глаза видимости. Было подсчитано, что это связано с конденсацией пыли в выброшенном веществе, окружающем звезду, а не с внутренним изменением светимости. [31]

Малое извержение [ править ]

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, чем историческая величина. [32] Похоже, это была уменьшенная копия Великого извержения, из которой было вытеснено гораздо меньше материала. [33] [34]

Двадцатый век [ править ]

Между 1900 и по крайней мере 1940, эта Киля, казалось, имела постоянную яркость около 7,6 звездной величины [2], но в 1953 году было отмечено, что она снова стала ярче до величины 6,5. [35] Повышение яркости продолжалось стабильно, но с довольно регулярными вариациями в несколько десятых величины. [8]

Кривая блеска для Eta Carinae с 1972 по 2019 год

В 1996 г. впервые было определено, что вариации имеют 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 предыдущий 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 [ править ]

Эта Киля и туманность Киля в созвездии Киля

Как звезда 4-й величины, Eta Carinae удобно видна невооруженным глазом на любом небе, кроме наиболее загрязненного светом во внутренних районах города, согласно шкале Бортла . [44] Его яркость варьировалась в широких пределах: от второй по яркости звезды на небе в один момент в 19 веке до значительно ниже видимой невооруженным глазом. Его расположение примерно на 60 ° южной широты в далеком Южном небесном полушарии означает, что его не 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 невооруженным глазе туманности Киля. В телескоп "звезда" обрамлена темной полосой пыли "V" туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно не звездной. [46] Большое увеличение покажет 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 яркостью нескольких звезд 4-й и 5-й величины, близко окружающих 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. Метеоритные дожди не связаны с телами за пределами Солнечной системы, поэтому близость к Eta Carinae - просто совпадение. [47]

Визуальный спектр [ править ]

Хаббловский композит Eta Carinae, демонстрирующий необычный спектр излучения (спектр изображения в ближнем ИК-диапазоне от HST STIS CCD)

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 линии более высокого возбуждения перекрываются узким центральным компонентом от плотной ионизированной туманности, особенно капли Вейгельта . Большинство линий показывают профиль P Лебедя, но с крылом поглощения, которое намного слабее излучения. Широкие линии P Лебедя типичны для сильных звездных ветров с очень слабым поглощением.в этом случае потому, что центральная звезда так сильно затемнена. Крылья рассеяния электронов 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 являются сильными, в то время как линии углерода не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабые, что указывает на горение водорода в ядре через цикл CNO с некоторым 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 года, 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 и очень близка 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 линиями излучения. 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 изменение 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 главным образом от первичной звезды, подобен спектру экстремальной звезды типа P Лебедя HDE 316285, которая имеет спектральный класс B0Ieq. [16]

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

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 выглядела как сверхгигант G2-G5 на 5000  К , что примерно на 2000 К холоднее, чем ожидалось от других самозваных сверхновых . [53] Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после пика яркости Великого извержения в спектре появились заметные профили P Лебедя и CNмолекулярные полосы, хотя это, вероятно, из-за выбрасываемого вещества, которое могло столкнуться с околозвездным веществом подобно 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]

Ультрафиолет [ править ]

Ультрафиолетовое изображение туманности Гомункул, сделанное телескопом Хаббл.

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 фотоионизацию железа излучением центральных звезд. Случайный резонанс (когда излучение случайно имеет подходящую энергию для накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Ly α перекачивать ионы Fe + в определенные псевдометастабильные состояния , [59], создавая инверсию населенностей, которая позволяет стимулированному 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-диапазоне длин волн, и Eta Carinae - единственный явный обнаруженный ультрафиолетовый астрофизический лазер . Подобный эффект от накачки метастабильных состояний O I излучениемLy β также был подтвержден как астрофизический УФ-лазер. [61]

Инфракрасный [ править ]

Звезды, похожие на Eta Carinae, в соседних галактиках

Инфракрасные наблюдения за Eta Carinae становятся все более важными. Подавляющее большинство электромагнитного излучения центральных звезд поглощается окружающей пылью, а затем излучается в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне, соответствующем температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти весь выход энергии системы на длинах волн, на которые не оказывает сильное влияние 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 считается, 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 увидеть 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 вытянутую область звездного ветра. [63]

Излучение высокой энергии [ править ]

Рентгеновские лучи вокруг Eta Carinae (красный цвет - низкая энергия, синий - высокая)

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 . Самые ранние рентгеновские лучи в районе Эта Киля были обнаружены с ракеты 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 электромагнитному спектру высоких энергий: жесткие рентгеновские лучи 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 уплотнения и дуги вне основного кольца. [71] [72] [73] [74]

Все выбросы высокой энергии, связанные с Eta Carinae, изменяются 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 [ править ]

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 компактному H II.область около 10 000 К. [77] Изображение с высоким разрешением показывает 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 континуальная эмиссия (электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн) затрагивается меньше. Это показывает резкое снижение уровня ионизации водорода на короткий период в каждом цикле, совпадающее со спектроскопическими событиями на других длинах волн. [78] [79]

Окрестности [ править ]

Основная статья: Туманность Киля
Аннотированное изображение туманности Киля

Эта Киля находится в туманности Киля, гигантской области звездообразования в Рукав Стрельца на Млечном пути . Туманность - заметный невооруженный глаз объект 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 заблокирован окружающим газом и пылью. [80]

Trumpler 16 [ править ]

Основная статья: Trumpler 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 [ править ]

Основная статья: Туманность Гомункул
3D-модель туманности 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 сгущения 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 по направлению 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, так как это могло бы предотвратить гравитационное затемнение.. 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 [ править ]

Расстояние до Эта Киля было определено несколькими различными методами, что привело к широко принятому значению в 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 арсекунды (мсек. Дуги ), что соответствует расстоянию2600 ± 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 в 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено на основе калибровки светимости звезд O-типа в Trumpler 16. [94] После определения коррекции аномального покраснения к угасанию расстояние до Трамплера 14 и Трамплера 16 было измерено на 9500 ± 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 том же расстоянии. [91]

Свойства [ править ]

Рентгеновские, оптические и инфракрасные изображения Eta Carinae (26 августа 2014 г.)

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 выброшенного околозвездного материала. от Eta Carinae A, а основные свойства, такие как их температура и светимость, можно только предполагать. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке позволяют предположить, что сама звезда может быть обнаружена, когда наконец очистится пыль от великого извержения. [97]

Орбита [ править ]

Eta Carinae 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 особенностей 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, e = 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 Eta Carinae 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 [ править ]

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 неустойчивости 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. Он ярче любой другой LBV в Млечном Пути, хотя, возможно, сравним 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. По определенным спектральным линиям 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 [ править ]

Массы звезд трудно измерить, кроме как путем определения орбиты двойной системы. 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 [ править ]

Туманность Киля. Eta Carinae - самая яркая звезда слева.

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 меньше , и только около 0,1  М ☉ . [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 нельзя обнаружить напрямую. Модели излучения, наблюдаемого при взаимодействии ветров двух звезд, показывают скорость потери массы порядка 10 −5  M ☉ / год при скоростях 3000 км / с, что типично для горячей звезды O-класса. [73] Для части сильно эксцентрической орбиты он может фактически получать материал от первичного 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 [ править ]

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 в первичной звезде и наблюдалось около 1843 года. Через несколько лет оно произвело 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 [ править ]

Хаббловское изображение туманности Гомункул; на вставке - инфракрасное изображение Eta Carinae, полученное с помощью VLT NACO.

До конца 20-го века предполагалось, что температура Eta Carinae превышает 30 000 K 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 ветров и ветров 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 пробивается 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 О или Вольфа – Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение от Eta Carinae B, а его температуру можно оценить с некоторой точностью благодаря спектральным линиям, которые вряд ли будут созданы каким-либо другим источником. Хотя вторичная звезда никогда непосредственно не наблюдалась, 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 ветра с ветром дует ветер с этажа Киля A, более прохладный и примерно в 100 раз плотнее, чем ветер с этажа Киля B. Он также оптически плотный, полностью скрывая все, что напоминает настоящую фотосферу, и делает любое определение ее температуры спорным. Наблюдаемые излучение исходит от псевдо-фотосферы , где оптическая плотность ветра падает почти до нуля, как правило , измеряют при определенной Rossland непрозрачности значения , например, 2 / 3 . Эта псевдофотосфера вытянута 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 15 000–25 000 К на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, которые, как предполагается, исходят непосредственно от ветра или отражаются через капли Вейгельта. [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 , генерирующий менее энергичные рентгеновские лучи, видимые в форме подковы или кольца. [111] [112]

Размер [ править ]

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 определенную 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» с температурой 35 000 К на оптической глубине 150, вблизи 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 это имеет значение во время такого насильственного выброса материала, составил бы около 1400 R ☉ , сравнимый 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 обрушению 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, проходящая через расширенную фотосферу первичной звезды в периастре, вызвала дальнейшее повышение яркости, увеличение светимости и резкую потерю массы Великого извержения. [113]

Вращение [ править ]

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 и эта Киля A и B являются быстрыми вращателями, достигающими 90% критической скорости. Один или оба могли быть вызваны бинарным взаимодействием, например аккрецией на вторичный и орбитальное торможение первичного. [90]

Извержения [ править ]

Изображение с космического телескопа Хаббла, на котором видна биполярная туманность Гомункул, окружающая Эта Киля.

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; крайне необычная форма и скорость расширения выброшенного материала; и кривая блеска во время извержений с увеличением блеска 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 [ править ]

Недавняя кривая блеска Eta Carinae с отмеченными наблюдениями на стандартных длинах волн

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 могла бы начать жизнь как чрезвычайно горячая звезда на главной последовательности, уже будучи очень ярким объектом 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 был бы O2If, и звезда была бы в основном или полностью конвективной из-за слияния цикла CNO при очень высоких температурах ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются такому сильному перемешиванию, что остаются химически однородными во время горения 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 заканчивается горение водорода и горение гелия в ядреначинается, массивные звезды очень быстро переходят в стадию Вольфа – Райе с небольшим количеством водорода или без него, повышенными температурами и пониженной светимостью. В этот момент они, вероятно, потеряли более половины своей первоначальной массы. [118]

Неясно, началось 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. раз больше солнечного уровня. 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 на 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 тройного альфа-процесса достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться с плавлением более тяжелых элементов до тех пор, пока не разовьется железное ядро, после чего ядро ​​схлопнется и звезда разрушится. Незначительные различия в начальных условиях, в самих моделях и особенно в темпах потери массы дают разные предсказания конечного состояния наиболее массивных звезд. Они могут выжить, чтобы стать звездой, лишенной гелия, или могут коллапсировать на более ранней стадии, сохраняя при этом большую часть своих внешних слоев. [120] [121] [122]Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие явных 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 быть очень разными. 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 [ править ]

Типы сверхновых в зависимости от начальной массы и металличности

Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, будет происходить от неизвестного белого карлика или анонимного 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 прямо 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 позволить увидеть сверхновую типа Ib или Ic . [127] Если рядом со звездой все еще остается большое количество выброшенного вещества, ударная волна, образованная взрывом сверхновой звезды, ударяет по околозвездному веществу, может эффективно преобразоватьКинетическая энергия для излучения , что приводит к сверхсветовому сверхновому (SLSN) или гиперновый , в несколько раз больше , чем светящиеся типичный коллапс ядра сверхновый и гораздо долговечнее. Очень массивные предшественники могут также выделять достаточно никеля, чтобы вызвать SLSN просто из-за радиоактивного распада . [128] Образовавшийся в результате 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 iPTF14hlsи сверхновым сверхновым, таким как SN 2006gy .

Возможные эффекты на Земле [ править ]

Согласно одной из теорий окончательной судьбы Eta Carinae, она коллапсирует с образованием черной дыры - энергия, высвобождаемая, когда струи вдоль оси вращения образуют гамма-всплески .

Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Eta Carinae будет достигать пика видимой величины 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 последствием 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 Эта Киля. [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 о том, 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 значительные эффекты . Атмосфера Земли защищает своих жителей от всего излучения, кроме ультрафиолетового света (она непрозрачна для гамма-лучей, которые необходимо наблюдать с помощью космических телескопов). Основной эффект будет результатом повреждения озонового слоя . Eta Carinae слишком далеко, чтобы сделать это, даже если бы она произвела гамма-всплеск. [134] [135]

Примечания [ править ]

  1. ^ на оптической глубине 155, ниже ветра
  2. ^ на оптической глубине 2/3, в верхней части ветра
  3. ^ Римские цифры обозначают ионные обозначения , где «I» обозначает нейтральные элементы, «II» - однократно ионизированные элементы и т. Д. См. Спектральная линия .
  4. ^ Фраунгофер "D" обычно относится к дублету натрия; «d» или «D 3 » использовались для близлежащей линии гелия.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Høg, E .; Fabricius, C .; 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.
  2. ^ Б с д е е г ч я Frew, David J. (2004). "Исторические записи η Килей. I. Визуальная кривая света, 1595–2000". Журнал астрономических данных . 10 (6): 1–76. Bibcode : 2004JAD .... 10 .... 6F .
  3. ^ Skiff, 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 .
  4. ^ a b c d Verner, E .; Bruhweiler, F .; Чайка, Т. (2005). «Бинарность η килей, выявленная из фотоионизационного моделирования 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 . 
  5. ^ a b c d e f Менер, Андреа; Дэвидсон, Крис; Ферланд, Гэри Дж .; Хамфрис, Роберта М. (2010). "Линии излучения 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 . 
  6. ^ Б с д е е г ч Ducati, JR (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
  7. ^ Б с д е е г Davidson, Kris; Хамфрис, Роберта М. (2012). Эта Киля и Самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. 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.
  8. ^ a b c d e Даминели А. (1996). «5.52-летний цикл Eta Carinae» . Письма в астрофизический журнал . 460 : L49. Bibcode : 1996ApJ ... 460L..49D . DOI : 10.1086 / 309961 .
  9. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). «Общий каталог лучевых скоростей звезд». Вашингтон : 0. Bibcode : 1953GCRV..C ...... 0W .
  10. ^ a b c Mehner, A .; De Wit, W.-J .; Asmus, D .; Моррис, П. В.; Agliozzo, C .; Барлоу, MJ; Чайка, TR; Хиллер, 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 . 
  11. ^ a b c 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 . 
  12. ^ Damineli, A .; Хиллер, 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 . 
  13. ^ a b c d e Мадура, Т. И.; Чайка, TR; Овоки, ИП; Groh, JH; Окадзаки, AT; Рассел, CMP (2012). «Ограничение абсолютной ориентации двойной орбиты η Carinae: трехмерная динамическая модель 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 . 
  14. ^ Даминели, Аугусто; Конти, Питер С .; Лопес, Далтон Ф. (1997). "Эта Киля: двоичный файл с длинным периодом?" . Новая астрономия . 2 (2): 107. Bibcode : 1997NewA .... 2..107D . DOI : 10.1016 / S1384-1076 (97) 00008-0 .
  15. ^ a b c d e f g h i j Каши, А .; Сокер, Н. (2010). "Начало прохождения периастра извержений 19 века Eta Carinae". Астрофизический журнал . 723 (1): 602–611. arXiv : 0912.1439 . Bibcode : 2010ApJ ... 723..602K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/1/602 . S2CID 118399302 . 
  16. ^ 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 . 
  17. ^ a b c d e Д. Джон Хиллиер; К. Дэвидсон; К. Исибаши; Т. Галл (июнь 2001 г.). «О природе центрального источника в η Килях» . Астрофизический журнал . 553 (837): 837. Bibcode : 2001ApJ ... 553..837H . DOI : 10.1086 / 320948 .
  18. ^ а б Моррис, Патрик В .; Чайка, Теодор Р .; 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 доказательства 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 .   
  19. ^ a b c d 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 . 
  20. ^ Уилл Гейтер; Антон Вамплев ; Жаклин Миттон (июнь 2010 г.). Практик-астроном . Дорлинг Киндерсли. ISBN 978-1-4053-5620-6.
  21. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Dover Publications. п. 73 . ISBN 978-0-486-21079-7.
  22. ^ 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 .
  23. ^ Галлей, Эдмунд (1679). Catalogus stellarum australium; SIVE, Supplementum catalogi Tychenici, exhibens longitudines и др latitudines Stellarum fixarum, Quae, Prope polum Antarcticum sitae, в Оризонти Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo экс distantiis supputatas, и рекламные год 1677 completum correctas ... Accedit appendicula де ребус quibusdam astronomicis . Лондон: Т. Джеймс. п. 13. Архивировано из оригинала 6 ноября 2015 года.
  24. ^ 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 . 
  25. ^ Wagman, Мортон (2003). Потерянные звезды: Потерянные, пропавшие без вести и вызывающие беспокойство звезды из каталогов Иоганна Байера, Николаса Луи де Лакайля, Джона Флэмстида и многих других . Блэксбург, Вирджиния: Издательство McDonald & Woodward. С. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6.
  26. ^ 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.
  27. ^ 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 .
  28. ^ a b 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 .
  29. ^ Или более точно гала-гала gurrk WAA , с наступлением gurrk «женщина» потеряла в Stanbridge. Рид, Джули (2008). Грамматика и словарь сообщества Wergaia .
  30. ^ 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 .
  31. ^ 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 .
  32. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан (1999). «Второе извержение Эта Киля и световые кривые переменных Эта Киля» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1124–31. Bibcode : 1999PASP..111.1124H . DOI : 10.1086 / 316420 .
  33. ^ 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 . 
  34. ^ Ишибаши, Kazunori; Чайка, Теодор Р .; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан; Ланц, Тьерри; Линдлер, Дон; Фегганс, Кейт; Вернер, Екатерина; Вудгейт, Брюс Э .; Kimble, Randy A .; Бауэрс, Чарльз У .; Кремер, Стивен; Куча, Сара Р .; Дэнкс, Энтони С .; Маран, Стивен П .; Joseph, Charles L .; Кайзер, Мэри Элизабет; Лински, Джеффри Л .; Рослер, Фред; Вайстроп, Донна (2003). «Открытие маленького гомункула в туманности Гомункул η Киля» . Астрономический журнал . 125 (6): 3222. Bibcode : 2003AJ .... 125.3222I . DOI : 10.1086 / 375306 .
  35. ^ 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 .
  36. ^ Даминели, Аугусто; Кауфер, Андреас; Вольф, Бернхард; Шталь, Отмар; Lopes, Dalton F .; де Араужо, Франсиско X. (2000). «Η Карины: бинарность подтверждена». Астрофизический журнал . 528 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 9912387 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L.101D . DOI : 10.1086 / 312441 . PMID 10600628 . S2CID 9385537 .  
  37. ^ 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 .
  38. ^ Хамфрис, RM; Мартин, JC; Mehner, A .; Ishibashi, K .; Дэвидсон, К. (2014). «Eta Carinae - уловка перехода к фотометрическому минимуму». Телеграмма астронома . 6368 : 1. Bibcode : 2014ATel.6368 .... 1H .
  39. ^ 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 . 
  40. ^ a b 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 . 
  41. ^ a b c Мартин, Джон К .; 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 . 
  42. ^ Хамагучи, 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 ускорения ударной волны ветра 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. 
  43. ^ "GIF компьютерного моделирования звездных ветров Eta Carinae" . НАСА . Проверено 2 августа 2018 .
  44. ^ Бортл, Джон Э. (2001). «Знакомство с чешуей Бортла Темного Неба». Небо и телескоп . 101 (2): 126. Bibcode : 2001S&T ... 101b.126B .
  45. ^ Томпсон, Марк (2013). Путеводитель по космосу с Земли . Случайный дом. ISBN 978-1-4481-2691-0.
  46. ^ Айан Ридпат (1 мая 2008). Астрономия . Дорлинг Киндерсли. ISBN 978-1-4053-3620-8.
  47. ^ Кронк, Гэри Р. (2013). Метеорные потоки: аннотированный каталог . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. п. 22. ISBN 978-1-4614-7897-3.
  48. ^ Хиллер, ди-джей; 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 . 
  49. ^ Le Sueur, A. (1869). «О туманностях Арго и Ориона и в спектре Юпитера». Труды Лондонского королевского общества . 18 (114–122): 245. Bibcode : 1869RSPS ... 18..245L . DOI : 10.1098 / rspl.1869.0057 . S2CID 122853758 . 
  50. ^ a b c Walborn, NR; Лиллер, MH (1977). «Самые ранние спектроскопические наблюдения eta Carinae и ее взаимодействия с туманностью Киля». Астрофизический журнал . 211 : 181. Bibcode : 1977ApJ ... 211..181W . DOI : 10.1086 / 154917 .
  51. ^ Baxandall, ИП (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 .
  52. ^ Gaviola, Е. (1953). "Eta Carinae. II. Спектр". Астрофизический журнал . 118 : 23. Bibcode : 1953ApJ ... 118..234G . DOI : 10.1086 / 145746 .
  53. ^ a b Отдых, A .; 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 .  
  54. ^ 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 . 
  55. ^ 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 .
  56. ^ 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 . 
  57. ^ 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 . 
  58. ^ 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 .
  59. ^ Владилен Летохов; Свенерик Йоханссон (июнь 2008 г.). Астрофизические лазеры . ОУП Оксфорд. п. 39. ISBN 978-0-19-156335-5.
  60. ^ 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 .
  61. ^ a b 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 .
  62. ^ 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 . 
  63. ^ Артигау, Этьен; Мартин, Джон С .; Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Шено, Оливье; Смит, Натан (2011). «Проникая 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 . 
  64. ^ Хилл, RW; Burginyon, G .; Грейдер, RJ; Palmieri, TM; Сьюард, ФД; Стоеринг, JP (1972). "Мягкий рентгеновский снимок от Галактического центра до ВЕЛА". Астрофизический журнал . 171 : 519. Bibcode : 1972ApJ ... 171..519H . DOI : 10.1086 / 151305 .
  65. ^ 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 .
  66. ^ Беккер, 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 .
  67. ^ Forman, W .; Jones, C .; Коминский, Л .; Julien, P .; Мюррей, S .; Peters, G .; Tananbaum, H .; Джаккони, Р. (1978). «Четвертый каталог источников рентгеновского излучения Ухуру». Астрофизический журнал . 38 : 357. Bibcode : 1978ApJS ... 38..357F . DOI : 10.1086 / 190561 .
  68. ^ Сьюард, ФД; Forman, WR; Giacconi, R .; Гриффитс, RE; Harnden, FR; Jones, C .; Пай, JP (1979). «Рентгеновские лучи от Eta Carinae и окружающей туманности». Астрофизический журнал . 234 : L55. Bibcode : 1979ApJ ... 234L..55S . DOI : 10.1086 / 183108 .
  69. ^ Коркоран, MF; Роули, ГЛ; Суонк, JH; Петре, Р. (1995). «Первое обнаружение рентгеновской изменчивости eta carinae» (PDF) . Астрофизический журнал . 445 : L121. Bibcode : 1995ApJ ... 445L.121C . DOI : 10.1086 / 187904 .
  70. ^ Tsuboi, Иохко; 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 .
  71. ^ 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 .; Фиорини, М .; 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 .
  72. ^ Leyder, J.-C .; Walter, R .; Рау, 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 . 
  73. ^ а б Питтард, JM; Коркоран, MF (2002). «По горячим следам скрытого спутника эта Киля: 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 . 
  74. ^ Weis, K .; Duschl, WJ; Боманс, ди-джей (2001). «Высокоскоростные структуры внутри и рентгеновское излучение туманности LBV вокруг 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 . 
  75. ^ Hamaguchi, K .; Corcoran, MF; Gull, T .; Ishibashi, K .; Питтард, Дж. М.; Хиллер, диджей; Даминели, А .; Дэвидсон, К .; Nielsen, KE; Кобер, Г.В. (2007). "Изменение рентгеновского спектра η килей до минимума 2003 г.". Астрофизический журнал . 663 (1): 522–542. arXiv : astro-ph / 0702409 . Bibcode : 2007ApJ ... 663..522H . DOI : 10.1086 / 518101 . S2CID 119341465 . 
  76. ^ Абдо, 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 .; Brandt, TJ; Bregeon, J .; Брез, А .; Brigida, M .; Bruel, P .; Buehler, R .; Бернетт, 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 .
  77. ^ 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 . 
  78. ^ a b 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 . 
  79. ^ Белый, SM; Дункан, РА; Чепмен, Дж. М.; Корибальский, Б. (2005). Радиоцикл Eta Carinae . Судьба самых массивных звезд . 332 . п. 126. Bibcode : 2005ASPC..332..126W .
  80. ^ a b c 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 . 
  81. ^ Смит, N .; Брукс, KJ (2008). "Туманность Киля: лаборатория обратной связи и инициированного звездообразования". Справочник по регионам звездообразования : 138. arXiv : 0809.5081 . Bibcode : 2008hsf2.book..138S .
  82. ^ Wolk, 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. 
  83. ^ Тернер, DG; 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 .
  84. ^ Aitken, DK; 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 .
  85. ↑ 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 . 
  86. ^ Weigelt, G .; Эберсбергер, Дж. (1986). «Eta Carinae, разрешенная спекл-интерферометрией». Астрономия и астрофизика . 163 : L5. Bibcode : 1986A & A ... 163L ... 5W . ISSN 0004-6361 . 
  87. ^ Гомес, 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 . 
  88. ^ 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 . 
  89. ^ Смит, Натан; Дэвидсон, Крис; Чайка, Теодор Р .; Исибаши, Кадзунори; Хиллер, Д. Джон (2003). "Широтно-зависимые эффекты 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 . 
  90. ^ а б Groh, JH; Мадура, Т.И.; Овоки, ИП; Хиллер, 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 . 
  91. ^ a b Уолборн, Нолан Р. (2012). "Компания Eta Carinae хранит: звездное и межзвездное содержание туманности Киля". Эта Киля и Самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. 384 . С. 25–27. Bibcode : 2012ASSL..384 ... 25Вт . DOI : 10.1007 / 978-1-4614-2275-4_2 . ISBN 978-1-4614-2274-7.
  92. ^ 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 . 
  93. ^ 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 .
  94. ^ Walborn, NR (1995). "Звездное содержание туманности Киля (Приглашенный доклад)". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 2 : 51. Bibcode : 1995RMxAC ... 2 ... 51W .
  95. ^ Гур, 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 . 
  96. ^ a b Iping, RC; Sonneborn, G .; Чайка, TR; Ivarsson, S .; Нильсен, К. (2005). "Поиск изменений радиальной скорости в eta Carinae". Заседание Американского астрономического общества 207 . 207 : 1445. Bibcode : 2005AAS ... 20717506I .
  97. ^ a b c 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 . 
  98. ^ 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 . 
  99. ^ 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 . 
  100. ^ 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 . 
  101. ^ 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 .  
  102. ^ a b 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 . 
  103. ^ 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 . 
  104. ^ Стокдейл, Кристофер Дж .; Рупен, Майкл П .; Коуэн, Джон Дж .; Чу, Ю-Хуа; Джонс, Стивен С. (2001). «Затухающее радиоизлучение от 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 . 
  105. ^ Пасторелло, А .; Smartt, SJ; Mattila, S .; Элдридж, JJ; Янг, Д .; 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 .; Lorenzi, V .; 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 .
  106. ^ 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 . 
  107. ^ 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 .
  108. ^ 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 . 
  109. ^ van Boekel, R .; Kervella, P .; SchöLler, M .; Herbst, T .; Бранднер, В .; de Koter, A .; Waters, LBFM; Хиллер, 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 . 
  110. ^ Мартин, Джон C .; 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 . 
  111. ^ Коркоран, Майкл Ф .; Исибаши, Кадзунори; Дэвидсон, Крис; Суонк, Жан Х .; Петре, Роберт; Шмитт, Юрген HMM (1997). «Увеличение рентгеновского излучения и периодические вспышки массивной звезды Эта Киля». Природа . 390 (6660): 587. Bibcode : 1997Natur.390..587C . DOI : 10.1038 / 37558 . S2CID 4431077 . 
  112. ^ 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 .
  113. ^ a b 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 . 
  114. ^ 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 . 
  115. ^ a b c Смит, Натан; Отдыхай, Армин; Эндрюс, Дженнифер Э .; Мэтисон, Том; Bianco, Federica B .; Prieto, Jose L .; Джеймс, Дэвид Дж .; Смит, Р. Крис; Стрампелли, Джованни Мария; Зентено, А. (2018). «Исключительно быстрый выброс, наблюдаемый 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 . 
  116. ^ Portegies Zwart, SF; Ван ден Хеувел, EPJ (2016). «Было ли гигантское извержение Эта Киля в XIX 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 . 
  117. ^ 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 . 
  118. ^ 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 . 
  119. ^ Groh, Хосе Х .; 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 . 
  120. ^ a b c 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 . 
  121. ^ 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 .
  122. ^ 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 . Бибкод : 2012A & A ... 537A.146E . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117751 . S2CID 85458919 . 
  123. ^ 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 . 
  124. ^ a b 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 .  
  125. ^ 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 . 
  126. ^ Маккиннон, Даррен; Чайка, TR; Мадура, Т. (2014). "Eta Carinae: астрофизическая лаборатория для изучения условий перехода между псевдосверхновой и сверхновой". Американское астрономическое общество . 223 : # 405.03. Bibcode : 2014AAS ... 22340503M .
  127. ^ 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 . 
  128. Перейти ↑ Gal-Yam, A. (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука . 337 (6097): 927–32. arXiv : 1208,3217 . Bibcode : 2012Sci ... 337..927G . DOI : 10.1126 / science.1203601 . PMID 22923572 . S2CID 206533034 .  
  129. ^ 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 . 
  130. ^ Клэйс, 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 . 
  131. ^ 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 . 
  132. ^ 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 .  
  133. ^ a b 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 .
  134. Перейти ↑ Thomas, BC (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 . 
  135. ^ Мартин, Осмель; Карденас, Роландо; Гимараис, Мейрен; Пеньате, 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 [ править ]

  • Goddard Media Studios Миссии НАСА дают беспрецедентный взгляд на суперзвезду Эта Карина
  • 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