Eta Carinae -Eta Carinae

Eta Carinae

Mlhovina Homunculus obklopující Eta Carinae, snímek WFPC2 na červených a téměř ultrafialových vlnových délkách Uznání : Jon Morse ( University of Colorado ) a Hubbleův vesmírný teleskop NASA
Údaje z pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí	Carina
Rektascenze	10 h 45 m 03,591 s
Deklinace	−59° 41′ 04,26″
Zdánlivá velikost  (V)	−1,0 až ~7,6 4,8 (2011) 4,6 (2013) 4,3 (2018)
Charakteristika
Evoluční etapa	Svítivá modrá proměnná
Spektrální typ	proměnná (LBV) + O ( WR ?)
Zdánlivá velikost  (U)	6.37
Zdánlivá velikost  (B)	6,82
Zdánlivá velikost  (R)	4,90
Zdánlivá velikost  (J)	3.39
Zdánlivá velikost  (H)	2.51
Zdánlivá velikost  (K)	0,94
U−B barevný index	−0,45
Index barev B−V	+0,61
Variabilní typ	LBV a binární
Astrometrie
Radiální rychlost ( Rv )	−125,0 km/s
Správný pohyb (μ)	RA:  −17,6  ms / rok Prosinec:  1,0  ms / rok
Vzdálenost	7 500  ly (2 300  ks )
Absolutní velikost  (M V )	−8,6 (2012)
Obíhat
Hlavní	η Auto A
Společník	η Auto B
Období (P)	2 022,7 ± 1,3  dne (5,54 roku )
Hlavní poloosa (a)	15,4 AU
excentricita (e)	0,9
sklon (i)	130–145 °C
periastronská epocha (T)	2009.03
Podrobnosti
η Auto A
Hmotnost	~100  milionů ☉
Poloměr	~240 (60 – 881)  R ☉
Zářivost	4,6 milionu (2,96 milionu – 4,1 milionu)  L ☉
Teplota	9 400–35 200  K
Stáří	<3  Myr
η Auto B
Hmotnost	30–80  M ☉
Poloměr	14,3–23,6  R ☉
Zářivost	<1 milion  L ☉
Teplota	37 200  tis
Stáří	<3  Myr
Jiná označení
Foramen, Tseen She, 231 G  Carinae, HR  4210, HD  93308, CD −59°2620, IRAS  10431-5925, GC  14799, AAVSO  1041–59
Odkazy na databáze
SIMBAD	data

Eta Carinae ( η Carinae , zkráceně η Car ), dříve známý jako Eta Argus , je hvězdný systém obsahující nejméně dvě hvězdy s kombinovanou svítivostí větší než pět miliónůkrát větší než Slunce, nacházející se asi 7 500 světelných let (2 300 parseků ). ) vzdálený v souhvězdí Carina . Dříve hvězda 4. magnitudy zjasnila v roce 1837 a stala se jasnější než Rigel , což znamenalo začátek její takzvané „Velké erupce“. Stala se druhou nejjasnější hvězdou na obloze mezi 11. a 14. březnem 1843, než po roce 1856 zmizela hluboko pod viditelností pouhým okem . Při menší erupci dosáhla v roce 1892 6. magnitudy, než znovu pohasla. Přibližně od roku 1940 se soustavně zjasňovala a do roku 2014 byla jasnější než 4,5 magnitudy.

U deklinace −59° 41′ 04.26″ je Eta Carinae cirkumpolární od míst na Zemi jižně od šířky 30° S , (pro referenci, zeměpisná šířka Johannesburgu je 26°12′ S); a není vidět severně od 30° severní šířky , jižně od Káhiry , která je na 30°2′ severní šířky.

Dvě hlavní hvězdy systému Eta Carinae mají excentrickou dráhu s periodou 5,54 roku. Primární je extrémně neobvyklá hvězda, podobná luminous blue variable (LBV). Původně měla 150–250  M _☉ , z čehož již ztratila nejméně 30  M _☉ , a očekává se, že v astronomicky blízké budoucnosti exploduje jako supernova . Jedná se o jedinou hvězdu, o které je známo, že produkuje ultrafialové laserové záření. Sekundární hvězda je horká a také vysoce svítivá, pravděpodobně spektrální třídy O , asi 30–80krát hmotnější než Slunce. Systém je silně zakryt mlhovinou Homunculus , materiálem vyvrženým z primární části během Velké erupce. Je členem otevřené hvězdokupy Trumpler 16 v mnohem větší mlhovině Carina .

I když s hvězdou a mlhovinou nesouvisí, slabý meteorický roj Eta Carinids má radiant velmi blízko Eta Carinae.

Historie pozorování

Eta Carinae byla poprvé zaznamenána jako hvězda čtvrté velikosti v 16. nebo 17. století. V polovině 19. století se stala druhou nejjasnější hvězdou na obloze, než zmizela pod viditelností pouhým okem. Během druhé poloviny 20. století se pomalu zjasňovala, aby byla opět viditelná pouhým okem, a v roce 2014 byla opět hvězdou čtvrté velikosti.

Objevování a pojmenování

Neexistuje žádný spolehlivý důkaz, že by Eta Carinae byla pozorována nebo zaznamenána před 17. stoletím, ačkoli holandský mořeplavec Pieter Keyser popsal kolem let 1595–1596 hvězdu čtvrté velikosti na přibližně správné pozici, která byla zkopírována na nebeské glóby Petrus Plancius a Jodocus . Hondius a 1603 Uranometria Johanna Bayera . Nezávislý hvězdný katalog Fredericka de Houtmana z roku 1603 nezahrnuje Eta Carinae mezi ostatní hvězdy 4. magnitudy v regionu. Nejstarší pevný záznam pořídil Edmond Halley v roce 1677, kdy hvězdu zaznamenal jednoduše jako Sequens (tj. „následující“ vzhledem k jiné hvězdě) v novém souhvězdí Robur Carolinum . Jeho Catalogus Stellarum Australium vyšel v roce 1679. Hvězda byla známá také pod Bayerovými označeními Eta Roboris Caroli, Eta Argus nebo Eta Navis. V roce 1751 Nicolas-Louis de Lacaille udělil hvězdám Argo Navis a Robur Carolinum jedinou sadu řeckých písmen Bayer označení v jeho souhvězdí Argo a určil tři oblasti v Argo pro účely použití latinských označení písmen třikrát. Eta spadla do kýlové části lodi, která se později stala souhvězdí Carina . To nebylo obecně známé jako Eta Carinae až do roku 1879, kdy hvězdy Argo Navis konečně dostaly epiteta dceřiných souhvězdí v Uranometria Argentina of Gould .

Eta Carinae je příliš daleko na jih, aby mohla být součástí tradiční čínské astronomie založené na sídle , ale byla zmapována, když byly na začátku 17. století vytvořeny jižní asterismy . Spolu s Carinae , λ Centauri a λ Muscae tvoří Eta Carinae asterismus海山( Moře a hory ). Eta Carinae má jména Tseen She (z čínského 天社 [Mandarin: tiānshè ] „Nebeský oltář“) a Foramen. Je také známá jako海山二( Hǎi Shān èr , anglicky: The Second Star of Sea and Mountain ).

Halley udával přibližnou zdánlivou velikost 4 v době objevu, která byla vypočtena jako velikost 3,3 na moderní stupnici. Hrstka možných dřívějších pozorování naznačuje, že Eta Carinae nebyla po většinu 17. století výrazně jasnější než tato. Další sporadická pozorování v průběhu příštích 70 let ukazují, že Eta Carinae byla pravděpodobně kolem 3. magnitudy nebo slabší, dokud ji Lacaille v roce 1751 spolehlivě nezaznamenal na 2. magnitudě. Není jasné, zda se jasnost Eta Carinae během následujících 50 let výrazně měnila; tam jsou příležitostná pozorování takový jako William Burchell je u 4. velikosti v 1815, ale to není jisté zda toto jsou jen re-nahrávky dřívějších pozorování.

Velká erupce

V roce 1827 Burchell konkrétně zaznamenal neobvyklou jasnost Eta Carinae na 1. magnitudě a byl první, kdo měl podezření, že se jasnost měnila. John Herschel , který byl v té době v Jižní Africe, provedl ve 30. letech 19. století podrobnou sérii přesných měření, která ukázala, že Eta Carinae až do listopadu 1837 soustavně zářila kolem 1,4 magnitudy. Večer 16. prosince 1837 Herschel s úžasem viděl, že se rozjasnil , aby mírně zastínil Rigela . Tato událost znamenala začátek zhruba 18letého období známého jako Velká erupce.

Eta Carinae byla ještě jasnější 2. ledna 1838, což je ekvivalentní Alfa Centauri , než během následujících tří měsíců mírně pohasla. Herschel poté hvězdu nepozoroval, ale obdržel korespondenci od reverenda WS Mackaye z Kalkaty, který v roce 1843 napsal: „K mému velkému překvapení jsem loni v březnu (1843) pozoroval, že hvězda Eta Argus se stala hvězdou první velikost plně jasná jako Canopus a barvou a velikostí velmi jako Arcturus ." Pozorování na Mysu Dobré naděje ukázala, že jasnost dosáhla vrcholu a překonala Canopus, mezi 11. a 14. březnem 1843, než začala slábnout, pak se zjasnila mezi jasnost Alpha Centauri a Canopus mezi 24. a 28. březnem, než znovu slábla. Po většinu roku 1844 byla jasnost uprostřed mezi Alpha Centauri a Beta Centauri , kolem magnitudy +0,2, než se na konci roku znovu rozjasnila. Nejjasnější v roce 1843 pravděpodobně dosáhla zdánlivé velikosti −0,8, poté −1,0 v roce 1845. Vrcholy v letech 1827, 1838 a 1843 se pravděpodobně vyskytly v periastronovém průchodu – v bodě, kdy jsou dvě hvězdy nejblíže u sebe –. binární oběžná dráha. Od roku 1845 do roku 1856 jasnost klesala asi o 0,1 magnitudy za rok, ale s možnými rychlými a velkými výkyvy.

Ve svých ústních tradicích vyprávěl klan Boorong z lidí Wergaia z jezera Tyrrell v severozápadní Victorii v Austrálii o rudé hvězdě, kterou znali jako Collowgullouric War / ˈ k ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr / " Old Woman Crow, manželka War "Crow" ( Canopus ). V roce 2010 astronomové Duane Hamacher a David Frew z Macquarie University v Sydney ukázali, že to byla Eta Carinae během její velké erupce ve 40. letech 19. století. Od roku 1857 se jasnost rychle snižovala, až do roku 1886 zmizela pod viditelnost pouhým okem . Bylo spočítáno, že to bylo způsobeno spíše kondenzací prachu ve vyvrženém materiálu obklopujícím hvězdu než vlastní změnou jasu.

Menší erupce

Nové zjasnění začalo v roce 1887, vrcholilo kolem 6,2 magnitudy v roce 1892, pak na konci března 1895 rychle zesláblo na magnitudu 7,5. Ačkoli existují pouze vizuální záznamy erupce z roku 1890, bylo spočítáno, že Eta Carinae utrpěla 4,3 magnitudy vizuálního vyhasnutí kvůli plynu a prachu vyvrženému při velké erupci. Nezakrytá jasnost by byla magnituda 1,5–1,9, což je výrazně jasnější než historická magnituda. Navzdory tomu byl podobný prvnímu, dokonce téměř odpovídal jeho jasu, ale ne množství vyvrženého materiálu.

Dvacáté století

Mezi lety 1900 a přinejmenším 1940 se zdálo, že Eta Carinae se ustálila na konstantní jasnosti kolem 7,6 magnitudy, ale v roce 1953 bylo zaznamenáno, že se opět zjasnila na 6,5 ​​magnitudy. Zjasňování plynule pokračovalo, ale s poměrně pravidelnými odchylkami o několik desetin velikosti.

V roce 1996 byly variace poprvé identifikovány jako mající periodu 5,52 roku, později měřeno přesněji na 5,54 roku, což vedlo k myšlence binárního systému. Binární teorie byla potvrzena pozorováním radiálních, optických a blízkých infračervených změn radiální rychlosti a profilu čar, označovaných souhrnně jako spektroskopická událost , v předpokládané době průchodu periastronem koncem roku 1997 a začátkem roku 1998. úplný kolaps rentgenové emise, o které se předpokládá, že má původ v zóně kolize větru . Potvrzení svítícího binárního společníka značně změnilo chápání fyzikálních vlastností systému Eta Carinae a jeho variability.

Náhlé zdvojnásobení jasu bylo pozorováno v letech 1998–99, což jej přivedlo zpět k viditelnosti pouhým okem. Během spektroskopické události v roce 2014 se zdánlivá vizuální magnituda stala jasnější než magnituda 4,5. Jas se ne vždy mění konzistentně na různých vlnových délkách a ne vždy přesně sleduje 5,5letý cyklus. Rádiová, infračervená a vesmírná pozorování rozšířila pokrytí Eta Carinae napříč všemi vlnovými délkami a odhalila probíhající změny ve spektrální distribuci energie .

V červenci 2018 bylo hlášeno, že Eta Carinae měla nejsilnější nárazový náraz větru ve slunečním sousedství. Pozorování družice NuSTAR poskytla mnohem vyšší rozlišení než dřívější Fermiho gama kosmický dalekohled . Pomocí přímého zaostřování pozorování netepelného zdroje v extrémně tvrdém rentgenovém pásmu, který je prostorově shodný s hvězdou, ukázali, že zdroj netepelného rentgenového záření se mění s orbitální fází binárního hvězdného systému a že fotonový index emise je podobný tomu, který byl odvozen analýzou spektra y-paprsků (gama).

Viditelnost

Jako hvězda čtvrté magnitudy je Eta Carinae pohodlně viditelná pouhým okem na všech oblohách s výjimkou nejvíce světlem znečištěné oblohy ve vnitřních městech podle Bortleovy stupnice . Jeho jasnost se měnila v širokém rozmezí, od druhé nejjasnější hvězdy na obloze na několik dní v 19. století až po hluboko pod viditelností pouhým okem. Jeho poloha kolem 60° j. š. na daleké jižní nebeské polokouli znamená, že jej pozorovatelé v Evropě a velké části Severní Ameriky nemohou vidět.

Eta Carinae, která se nachází mezi Canopusem a Jižním křížem, lze snadno určit jako nejjasnější hvězdu ve velké mlhovině Carina pouhým okem. V dalekohledu je "hvězda" zarámována do tmavého "V" prachového pásu mlhoviny a jeví se zřetelně oranžově a jasně nehvězdná. Velké zvětšení ukáže dva oranžové laloky okolní reflexní mlhoviny známé jako mlhovina Homunculus na obou stranách jasného centrálního jádra. Pozorovatelé proměnných hvězd mohou porovnat její jasnost s několika hvězdami 4. a 5. magnitudy, které mlhovinu těsně obklopují.

Slabý meteorický roj Eta Carinids , objevený v roce 1961, má radiant velmi blízko Eta Carinae. Vyskytují se od 14. do 28. ledna, přeháňky vrcholí kolem 21. ledna. Meteorické roje nejsou spojeny s tělesy mimo sluneční soustavu, takže blízkost Eta Carinae je pouze náhoda.

Vizuální spektrum

Síla a profil linií ve spektru Eta Carinae jsou velmi variabilní, ale existuje řada konzistentních charakteristických rysů . Spektru dominují emisní čáry , obvykle široké, i když vyšší excitační čáry jsou překryty úzkou centrální složkou z husté ionizované mlhoviny, zejména Weigeltovými kuličkami . Většina linek vykazuje profil P Cygni , ale s absorpčním křídlem mnohem slabším než emise. Široké linie P Cygni jsou typické pro silné hvězdné větry , v tomto případě s velmi slabou absorpcí , protože centrální hvězda je tak silně zakryta. Křídla rozptylující elektrony jsou přítomna, ale relativně slabá, což naznačuje hrudkovitý vítr. Vodíkové čáry jsou přítomné a silné, což ukazuje, že Eta Carinae si stále zachovává velkou část svého vodíkového obalu.

Čáry He ^I jsou mnohem slabší než čáry vodíku a nepřítomnost čar He ^II poskytuje horní hranici možné teploty primární hvězdy. Čáry N ^II lze identifikovat, ale nejsou silné, zatímco uhlíkové čáry nelze detekovat a kyslíkové čáry jsou přinejlepším velmi slabé, což naznačuje spalování vodíku v jádře prostřednictvím cyklu CNO s určitým promícháním na povrch. Snad nejnápadnějším rysem je bohatá emise Fe ^II v povolených i zakázaných čarách , přičemž zakázané čáry vznikají excitací mlhovin s nízkou hustotou kolem hvězdy.

Nejčasnější analýzy spektra hvězdy jsou popisy vizuálních pozorování z roku 1869, prominentních emisních čar „C, D, b, F a hlavní zelené čáry dusíku“. Absorpční čáry jsou výslovně popsány jako neviditelné. Písmena odkazují na Fraunhoferův spektrální zápis a odpovídají H _α , He ^I , Fe ^II a H _β . Předpokládá se, že konečná linie je z Fe ^II velmi blízko zelené linii mlhoviny , o které je nyní známo, že je z O ^III .

Fotografická spektra z roku 1893 byla popsána jako podobná hvězdě F5, ale s několika slabými emisními čarami. Analýza moderních spektrálních standardů naznačuje časný F  spektrální typ . V roce 1895 se spektrum opět skládalo převážně ze silných emisních čar, přičemž absorpční čáry byly přítomny, ale z velké části byly zakryty emisí. Tento spektrální přechod od F  supergiant k silné emisi je charakteristický pro novy , kde vyvržený materiál zpočátku vyzařuje jako pseudofotosféra a poté se emisní spektrum vyvíjí, jak se rozšiřuje a ztenčuje.

Spektrum emisních čar spojených s hustými hvězdnými větry přetrvává již od konce 19. století. Jednotlivé čáry vykazují velmi různé šířky, profily a Dopplerovy posuny , často více složek rychlosti v rámci stejné čáry. Spektrální čáry také vykazují změny v čase, nejsilněji s 5,5letým obdobím, ale také méně dramatické změny během kratších a delších období, stejně jako pokračující sekulární vývoj celého spektra. Spektrum světla odraženého od Weigeltových kuliček , a předpokládá se, že pochází hlavně z primární části, je podobné extrémní hvězdě typu P Cygni HDE 316285 , která má spektrální typ B0Ieq.

Přímá spektrální pozorování začala až po Velké erupci, ale světelné ozvěny od erupce odražené od jiných částí mlhoviny Carina byly detekovány pomocí 4metrového dalekohledu Blanco americké Národní optické astronomické observatoře na meziamerické observatoři Cerro Tololo. . Analýza odražených spekter ukázala, že světlo bylo emitováno, když Eta Carinae měla vzhled a5 000  K supergiant G2-to-G5, asi o 2 000 K chladnější, než se očekávalo od jiných podvodných událostí supernov . Další pozorování světelného echa ukazují, že po maximální jasnosti Velké erupce se ve spektru vyvinuly výrazné profily P Cygni a molekulární pásy CN , ačkoli je to pravděpodobně způsobeno vyvrženým materiálem, který se mohl srazit s cirkumstelárním materiálem podobným způsobem jako typ V supernově .

Ve druhé polovině 20. století byla k dispozici vizuální spektra s mnohem vyšším rozlišením. Spektrum nadále vykazovalo složité a matoucí rysy, přičemž velká část energie z centrální hvězdy byla recyklována do infračerveného záření okolním prachem, určitý odraz světla od hvězdy od hustých lokalizovaných objektů v cirkumstelárním materiálu, ale se zjevnou vysokou ionizací. vlastnosti svědčící pro velmi vysoké teploty. Profily čar jsou složité a proměnlivé, což ukazuje na řadu absorpčních a emisních prvků při různých rychlostech vzhledem k centrální hvězdě.

5,5letý orbitální cyklus vytváří na periastronu silné spektrální změny, které jsou známé jako spektroskopické události. Určité vlnové délky záření trpí zatměními, buď kvůli skutečnému zákrytu jednou z hvězd, nebo kvůli průchodu neprůhlednými částmi komplexních hvězdných větrů. Navzdory tomu, že jsou připisovány orbitální rotaci, tyto události se významně liší cyklus od cyklu. Tyto změny zesílily od roku 2003 a obecně se má za to, že dlouhodobé sekulární změny ve hvězdných větrech nebo dříve vyvrženém materiálu mohou být vyvrcholením návratu hvězdy do stavu před její velkou erupcí.

Ultrafialový

Ultrafialové spektrum systému Eta Carinae ukazuje mnoho emisních čar ionizovaných kovů, jako je Fe _II a Cr _II , stejně jako Lyman _α (Ly _α ) a kontinuum z horkého centrálního zdroje. Úrovně ionizace a kontinuum vyžadují existenci zdroje s teplotou alespoň 37 000 K.

Některé Fe _II UV linie jsou neobvykle silné. Ty pocházejí z Weigeltových kuliček a jsou způsobeny laserovým efektem s nízkým ziskem . Ionizovaný vodík mezi kuličkou a centrální hvězdou generuje intenzivní emisi Ly _α , která proniká kuličkou. Blob obsahuje atomární vodík s malou příměsí dalších prvků, včetně železa fotoionizovaného zářením z centrálních hvězd. Náhodná rezonance (kde emise shodou okolností má vhodnou energii k čerpání excitovaného stavu) umožňuje emisi Ly _α pumpovat ionty Fe ⁺ do určitých pseudo-metastabilních stavů , čímž vzniká populační inverze , která umožňuje uskutečnění stimulované emise . Tento efekt je podobný emisi maseru z hustých kapes obklopujících mnoho chladných veleobrů, ale druhý efekt je mnohem slabší na optických a UV vlnových délkách a Eta Carinae je jediným jasným případem detekovaným ultrafialovým astrofyzikálním laserem . Podobný efekt čerpání metastabilních stavů O _I emisí Ly _β byl potvrzen také jako astrofyzikální UV laser.

Infračervený

Infračervená pozorování Eta Carinae se stávají stále důležitějšími. Naprostá většina elektromagnetického záření z centrálních hvězd je absorbována okolním prachem a poté je vyzařována ve střední a vzdálené infračervené oblasti odpovídající teplotě prachu. To umožňuje pozorovat téměř celý energetický výstup systému na vlnových délkách, které nejsou silně ovlivněny mezihvězdným zánikem , což vede k odhadům svítivosti, které jsou přesnější než u jiných extrémně svítivých hvězd . Eta Carinae je nejjasnější zdroj na noční obloze na středních infračervených vlnových délkách.

Pozorování v daleké infračervené oblasti ukazují velkou hmotnost prachu o teplotě 100–150 K, což naznačuje celkovou hmotnost Homuncula 20 hmotností Slunce ( M _☉ ) nebo více. To je mnohem větší než předchozí odhady a předpokládá se, že vše bylo vyvrženo během několika let během Velké erupce.

Blízká infračervená pozorování mohou pronikat prachem s vysokým rozlišením a pozorovat útvary, které jsou na vizuálních vlnových délkách zcela zakryté, i když ne samotné centrální hvězdy. Centrální oblast Homunculus obsahuje menšího Little Homunculus z erupce v roce 1890, motýla oddělených shluků a vláken ze dvou erupcí a protáhlou oblast hvězdného větru.

Vysokoenergetické záření

Kolem Eta Carinae bylo detekováno několik zdrojů rentgenového a gama záření , například 4U 1037–60 ve 4. katalogu Uhuru a 1044–59 v katalogu HEAO-2 . Nejčasnější detekce rentgenového záření v oblasti Eta Carinae byla z rakety Terrier-Sandhawk, následovaná pozorováním Ariel 5 , OSO 8 a Uhuru.

Podrobnější pozorování byla provedena pomocí Einsteinovy ​​observatoře , rentgenového dalekohledu ROSAT , pokročilého satelitu pro kosmologii a astrofyziku (ASCA) a rentgenové observatoře Chandra . V celém vysokoenergetickém elektromagnetickém spektru existuje několik zdrojů na různých vlnových délkách: tvrdé rentgenové záření a gama záření do 1 světelného měsíce od Eta Carinae; tvrdé rentgenové záření z centrální oblasti široké asi 3 světelné měsíce; zřetelná částečná prstencová struktura "podkovy" v nízkoenergetických rentgenových paprskech o průměru 0,67 parsec (2,2 světelných let) odpovídající hlavní rázové frontě z Velké erupce; difúzní emise rentgenového záření v celé oblasti Homunculus; a četné kondenzace a oblouky mimo hlavní prstenec.

Všechny vysokoenergetické emise spojené s Eta Carinae se během orbitálního cyklu mění. Spektroskopické minimum neboli rentgenové zatmění nastalo v červenci a srpnu 2003 a podobné události v letech 2009 a 2014 byly intenzivně pozorovány. Gama paprsky s nejvyšší energií nad 100 MeV detekované AGILE vykazují silnou variabilitu, zatímco gama paprsky s nižší energií pozorované Fermim vykazují malou variabilitu.

Rádiové vyzařování

Rádiové emise byly pozorovány z Eta Carinae v mikrovlnném pásmu. Byl detekován v linii 21 cm H _I , ale byl zvláště podrobně studován v milimetrových a centimetrových pásmech . Masing vodíkové rekombinační čáry (ze spojení elektronu a protonu za vzniku vodíkového atomu) byly detekovány v tomto rozsahu. Emise se koncentruje v malém nebodovém zdroji o průměru menším než 4 úhlové sekundy a zdá se, že jde převážně o volné emise (tepelné brzdné záření ) z ionizovaného plynu, což je v souladu s kompaktní oblastí H _II při teplotě kolem 10 000 K. Zobrazení s vysokým rozlišením ukazuje rádiové frekvence pocházející z disku o průměru několika úhlových sekund, šířce 10 000 astronomických jednotek (AU) ve vzdálenosti Eta Carinae.

Rádiová emise z Eta Carinae vykazuje kontinuální změny v síle a distribuci během 5,5letého cyklu. H _II a rekombinační čáry se velmi silně liší, přičemž emise kontinua (elektromagnetické záření v širokém pásmu vlnových délek) je ovlivněna méně. To ukazuje dramatické snížení úrovně ionizace vodíku na krátkou dobu v každém cyklu, které se shoduje se spektroskopickými jevy na jiných vlnových délkách.

Okolí

Eta Carinae se nachází v mlhovině Carina, obří hvězdotvorné oblasti v rameni Carina-Sagittarius Mléčné dráhy . Mlhovina je nápadný objekt pouhým okem na jižní obloze, který ukazuje složitou směs emise, odrazu a temné mlhoviny. Je známo, že Eta Carinae je ve stejné vzdálenosti jako mlhovina Carina a její spektrum lze vidět odrážející se od různých hvězdných mračen v mlhovině. Vzhled mlhoviny Carina a zejména oblasti Keyhole se výrazně změnil od doby, kdy ji před více než 150 lety popsal John Herschel . Předpokládá se, že je to způsobeno snížením ionizujícího záření z Eta Carinae od Velké erupce. Před Velkou erupcí se systém Eta Carinae podílel až 20 % na celkovém ionizujícím toku pro celou mlhovinu Carina, ale ten je nyní většinou blokován okolním plynem a prachem.

Trumpler 16

Eta Carinae leží v rozptýlených hvězdách otevřené hvězdokupy Trumpler 16 . Všichni ostatní členové jsou hluboko pod viditelností pouhým okem, ačkoli WR 25 je další extrémně hmotná svítící hvězda. Trumpler 16 a jeho soused Trumpler 14 jsou dvě dominantní hvězdokupy sdružení Carina OB1 , rozšířeného seskupení mladých svítících hvězd se společným pohybem vesmírem.

Homunculus

Eta Carinae je obklopena a rozsvěcována mlhovinou Homunculus , malou emisní a reflexní mlhovinou složenou převážně z plynu vyvrženého během velké erupce v polovině 19. století a také z prachu, který kondenzoval z trosek. Mlhovina se skládá ze dvou polárních laloků zarovnaných s rotační osou hvězdy a rovníkové „sukně“, která je celá kolem18 ″ dlouhý. Bližší studie ukazují mnoho jemných detailů: Malý homunkulus v hlavní mlhovině, pravděpodobně vzniklý erupcí v roce 1890; tryskáč; jemné proudy a uzly materiálu, zvláště patrné v oblasti sukně; a tři Weigeltovy kuličky – husté kondenzace plynu velmi blízko samotné hvězdy.

Má se za to, že laloky Homunculus byly vytvořeny téměř výhradně v důsledku počáteční erupce, spíše než tvarované nebo obsahující dříve vyvržený nebo mezihvězdný materiál, ačkoli nedostatek materiálu v blízkosti rovníkové roviny umožňuje, aby se některé pozdější hvězdné větry a vyvržený materiál mísily. Proto hmotnost laloků poskytuje přesnou míru měřítka Velké erupce, s odhady v rozmezí od 12–15  M _☉ až po 45  M _☉ . Výsledky ukazují, že materiál z Velké erupce je silně koncentrován směrem k pólům; Nad 45° zeměpisné šířky se uvolnilo 75 % hmoty a 90 % kinetické energie.

Jedinečnou vlastností Homunculus je schopnost měřit spektrum centrálního objektu v různých zeměpisných šířkách pomocí odraženého spektra z různých částí laloků. Ty jasně ukazují polární vítr , kde je hvězdný vítr rychlejší a silnější ve vysokých zeměpisných šířkách, o kterých se předpokládá, že je to způsobeno rychlou rotací způsobující zjasnění gravitace směrem k pólům. Naproti tomu spektrum ukazuje vyšší excitační teplotu blíže k rovníkové rovině. Z toho vyplývá , že vnější obal Eta Carinae A není silně konvektivní , protože by to zabránilo gravitačnímu ztmavnutí . Zdá se, že současná osa rotace hvězdy přesně neodpovídá zarovnání Homuncula. To může být způsobeno interakcí s Eta Carinae B, která také modifikuje pozorované hvězdné větry.

Vzdálenost

Vzdálenost k Eta Carinae byla určena několika různými metodami, což vedlo k široce uznávané hodnotě 2 330 parseků (7 600 světelných let) s odchylkou kolem 100 parseků (330 světelných let). Vzdálenost k samotné Eta Carinae nelze změřit pomocí paralaxy kvůli okolní mlhoviny, ale očekává se, že ostatní hvězdy v kupě Trumpler 16 budou v podobné vzdálenosti a jsou paralaxou dostupné. Gaia Data Release 2 poskytla paralaxu mnoha hvězdám považovaným za členy Trumpler 16, přičemž zjistila, že čtyři nejžhavější hvězdy třídy O v regionu mají velmi podobné paralaxy se střední hodnotou0,383 ± 0,017 miliarcsekundy (mas), což se převádí na vzdálenost2 600 ± 100 parseků . To znamená, že Eta Carinae může být vzdálenější, než se dříve myslelo, a také svítivější, ačkoli je stále možné, že není ve stejné vzdálenosti jako kupa nebo že měření paralaxy má velké systematické chyby.

Vzdálenosti k hvězdokupám lze odhadnout pomocí Hertzsprungova–Russellova diagramu nebo barevného diagramu pro kalibraci absolutních velikostí hvězd, například přizpůsobením hlavní posloupnosti nebo identifikaci prvků, jako je horizontální větev , a tedy jejich vzdálenost od Země. . Je také nutné znát míru mezihvězdného zániku kupy a to může být obtížné v oblastech, jako je mlhovina Carina. Vzdálenost 7 330 světelných let (2 250 parseků) byla určena z kalibrace svítivosti hvězd typu O v Trumpler 16. Po určení abnormální korekce zčervenání na extinkci byla vzdálenost k Trumpler 14 a Trumpler 16 změřena při9 500 ± 1 000 světelných let (2 900 ± 300 parseků ).

Známá rychlost rozpínání mlhoviny Homunculus poskytuje neobvyklou geometrickou metodu pro měření její vzdálenosti. Za předpokladu, že dva laloky mlhoviny jsou symetrické, závisí projekce mlhoviny na oblohu na její vzdálenosti. Hodnoty 2 300, 2 250 aPro Homunculus bylo odvozeno 2 300 parseků a Eta Carinae je jasně ve stejné vzdálenosti.

Vlastnosti

Hvězdný systém Eta Carinae je v současnosti jednou z nejhmotnějších hvězd , které lze velmi podrobně studovat. Až donedávna byla Eta Carinae považována za nejhmotnější jedinou hvězdu, ale binární charakter systému navrhl brazilský astronom Augusto Damineli v roce 1996 a potvrdil v roce 2005. Obě složky hvězdy jsou z velké části zakryty cirkumstelárním materiálem vyvrženým z Eta Carinae A. základní vlastnosti, jako jsou jejich teploty a svítivost, lze pouze odvodit. Rychlé změny hvězdného větru v 21. století naznačují, že samotná hvězda může být odhalena, až se prach z velké erupce konečně vyčistí.

Obíhat

Binární povaha Eta Carinae je jasně stanovena, ačkoli její složky nebyly přímo pozorovány a nelze je ani jasně spektroskopicky rozlišit kvůli rozptylu a reexcitaci v okolní mlhovině. Periodické fotometrické a spektroskopické variace podnítily hledání společníka a modelování kolidujících větrů a částečné "zatmění" některých spektroskopických prvků omezilo možné dráhy.

Období oběžné dráhy je přesně známo na 5 539 let, i když se to v průběhu času měnilo kvůli ztrátě hmoty a narůstání. Mezi Velkou erupcí a menší erupcí z roku 1890 byla oběžná doba zjevně 5,52 roku, zatímco před Velkou erupcí mohla být ještě nižší, možná mezi 4,8 a 5,4 roky. Orbitální separace je známa pouze přibližně, s hlavní poloosou 15–16 AU. Dráha je vysoce excentrická, e = 0,9. To znamená, že vzdálenost hvězd se pohybuje od přibližně 1,6 AU, podobně jako vzdálenost Marsu od Slunce, do 30 AU, podobně jako vzdálenost Neptunu.

Snad nejcennějším využitím přesné dráhy pro binární hvězdný systém je přímý výpočet hmotností hvězd. To vyžaduje, aby byly přesně známy rozměry a sklon oběžné dráhy. Rozměry oběžné dráhy Eta Carinae jsou známy pouze přibližně, protože hvězdy nelze přímo a samostatně pozorovat. Sklon byl modelován na 130–145 stupňů, ale oběžná dráha stále není známa dostatečně přesně, aby poskytla hmotnosti obou složek.

Klasifikace

Eta Carinae A je klasifikována jako luminous blue variable (LBV) díky výrazným spektrálním a jasovým variacím. Tento typ proměnných hvězd se vyznačuje nepravidelnými změnami z vysokoteplotního klidového stavu do nízkoteplotního vzplanutí při zhruba konstantní svítivosti. LBV v klidovém stavu leží na úzkém pruhu nestability S Doradus , přičemž svítivější hvězdy jsou teplejší. Při výbuchu mají všechny LBV přibližně stejnou teplotu, která se blíží 8 000 K. LBV při normálním výbuchu jsou vizuálně jasnější než v klidu, ačkoli bolometrická svítivost se nemění.

Událost podobná velké erupci Eta Carinae A byla pozorována pouze u jedné další hvězdy v Mléčné dráze – P Cygni – a u hrstky dalších možných LBV v jiných galaxiích. Žádný z nich se nezdá být tak násilný jako Eta Carinae. Není jasné, zda je to něco, co podstoupí jen velmi málo nejhmotnějších LBV, něco, co je způsobeno blízkou doprovodnou hvězdou, nebo velmi krátká, ale běžná fáze pro hmotné hvězdy. Některé podobné události ve vnějších galaxiích byly mylně považovány za supernovy a byly nazývány podvodníky supernov , ačkoli toto seskupení může zahrnovat i jiné typy neterminálních přechodných jevů, které se blíží jasnosti supernovy.

Eta Carinae A není typický LBV. Je svítivější než kterýkoli jiný LBV v Mléčné dráze, i když je možná srovnatelný s jinými podvodníky supernov detekovanými ve vnějších galaxiích. V současné době neleží na pásu nestability S Doradus, i když není jasné, jaká teplota nebo spektrální typ hvězdy ve skutečnosti je, a během své velké erupce byla mnohem chladnější než typický výbuch LBV se spektrálním středem G. typ. Erupce z roku 1890 mohla být docela typická pro erupce LBV s raným F spektrálním typem a odhaduje se, že hvězda může mít v současnosti neprůhledný hvězdný vítr, který tvoří pseudofotosféru s teplotou 9 000–10 000  K .

Eta Carinae B je masivní svítící horká hvězda, o které se toho ví jen málo. Z určitých spektrálních čar s vysokou excitací, které by neměly být produkovány primárkou, se Eta Carinae B považuje za mladou hvězdu typu O. Většina autorů předpokládá, že se jedná o poněkud vyvinutou hvězdu, jako je veleobr nebo obr, ačkoli nelze vyloučit Wolf-Rayetovu hvězdu .

Hmotnost

Hmotnosti hvězd je obtížné měřit jinak než určením binární oběžné dráhy. Eta Carinae je binární systém, ale některé klíčové informace o oběžné dráze nejsou přesně známy. Hmotnost může být silně omezena tak, aby byla větší než 90  M _☉ , kvůli vysoké svítivosti. Standardní modely systému předpokládají hmotnosti 100–120  M _☉ a 30–60  M _☉ pro primární a sekundární. Pro modelování energetického výstupu a přenosu hmoty Velké erupce byly navrženy vyšší hmotnosti s celkovou hmotností systému přes 250  M _☉ před Velkou erupcí. Eta Carinae A od svého vzniku jasně ztratila velkou část hmoty a předpokládá se, že původně byla 150–250  M _☉ , i když mohla vzniknout binárním sloučením. Hmotnosti 200  M _☉ pro primární a 90  M _☉ pro sekundární nejlépe vyhovující jednohmotový přenosový model události Velké erupce.

Hromadná ztráta

Ztráta hmoty je jedním z nejintenzivněji studovaných aspektů výzkumu masivních hvězd. Zjednodušeně řečeno, vypočítané míry ztráty hmoty v nejlepších modelech hvězdné evoluce nereprodukují pozorované vlastnosti vyvíjených hmotných hvězd, jako je Wolf-Rayets, počet a typy supernov zhroucených v jádru nebo jejich předchůdci. Aby modely odpovídaly těmto pozorováním, vyžadují mnohem vyšší ztráty hmoty. Eta Carinae A má jednu z nejvyšších známých hmotnostních ztrát, v současnosti kolem 10 ⁻³  M _☉ /rok, a je zřejmým kandidátem na studium.

Eta Carinae A ztrácí hodně hmoty kvůli své extrémní svítivosti a relativně nízké povrchové gravitaci. Jeho hvězdný vítr je zcela neprůhledný a jeví se jako pseudofotosféra; tento opticky hustý povrch skrývá jakýkoli skutečný fyzický povrch hvězdy, který může být přítomen. (Při extrémních rychlostech radiačního úbytku hmoty může být gradient hustoty loftovaného materiálu dostatečně spojitý, že smysluplně diskrétní fyzický povrch nemusí existovat.) Během Velké erupce byla míra úbytku hmoty tisíckrát vyšší, kolem 1 M  ☉ _/ rok vydrželo deset a více let. Celková ztráta hmoty během erupce byla nejméně 10–20  M _☉ , přičemž velká část z toho nyní tvoří mlhovinu Homunculus. Menší erupce v roce 1890 vytvořila mlhovinu Malý Homunculus , mnohem menší a pouze asi 0,1  M _☉ . Převážná část ztráty hmoty nastává ve větru s konečnou rychlostí asi 420 km/s, ale nějaký materiál je vidět při vyšších rychlostech, až 3 200 km/s, možná materiál vyfouknutý z akrečního disku sekundární hvězdou.

Eta Carinae B pravděpodobně také ztrácí hmotnost prostřednictvím tenkého, rychlého hvězdného větru, ale to nelze přímo detekovat. Modely záření pozorované z interakcí mezi větry dvou hvězd ukazují rychlost ztráty hmoty v řádu 10 −5 ^M  ☉ _/ rok při rychlostech 3 000 km/s, což je typické pro horkou hvězdu třídy O. Pro část vysoce excentrické oběžné dráhy může ve skutečnosti získávat materiál z primární části přes akreční disk . Během Velké erupce primární exploze mohla sekundární část akretovat několik  M _☉ , produkovat silné výtrysky, které vytvořily bipolární tvar mlhoviny Homunculus.

Zářivost

Hvězdy systému Eta Carinae jsou zcela zakryty prachem a neprůhlednými hvězdnými větry, přičemž velká část ultrafialového a vizuálního záření je posunuta do infračerveného záření. Celkové elektromagnetické záření na všech vlnových délkách pro obě hvězdy dohromady je několik milionů slunečních jasů ( L _☉ ). Nejlepší odhad svítivosti primární části je 5 milionů  L _☉, což z ní činí jednu z nejzářivějších hvězd v Mléčné dráze. Svítivost Eta Carinae B je zvláště nejistá, pravděpodobně několik set tisíc  L _☉ a téměř jistě ne více než 1 milion  L _☉ .

Nejpozoruhodnějším rysem Eta Carinae je její obří erupce nebo událost podvodníka supernovy, která vznikla v primární hvězdě a byla pozorována kolem roku 1843. Za několik let vyprodukovala téměř tolik viditelného světla jako slabá exploze supernovy, ale hvězda přežila. . Odhaduje se, že při maximální jasnosti byla svítivost až 50 milionů  L _☉ . Další podvodníci supernov byli spatřeni v jiných galaxiích, například možná falešná supernova SN 1961V v NGC 1058 a předexplozní výbuch SN 2006jc v UGC 4904 .

Po Velké erupci se Eta Carinae sama zakryla vyvrženým materiálem, což vedlo k dramatickému zčervenání. To bylo odhadnuto na čtyři magnitudy na vizuálních vlnových délkách, což znamená, že svítivost po erupci byla srovnatelná se svítivostí při první identifikaci. Eta Carinae je stále mnohem jasnější na infračervených vlnových délkách, navzdory předpokládaným horkým hvězdám za mlhovinou. Má se za to, že nedávné vizuální zjasnění je z velké části způsobeno snížením extinkce v důsledku řídnutí prachu nebo snížením ztráty hmoty, spíše než základní změnou svítivosti.

Teplota

Až do pozdního 20. století se předpokládalo, že teplota Eta Carinae je přes 30 000 K kvůli přítomnosti vysoce excitačních spektrálních čar, ale jiné aspekty spektra naznačovaly mnohem nižší teploty a byly vytvořeny složité modely, aby to vysvětlily. Nyní je známo, že systém Eta Carinae se skládá z nejméně dvou hvězd, jak se silnými hvězdnými větry, tak zónou nárazového větru (srážka větru s větrem nebo WWC), které jsou zasazeny do prašné mlhoviny, která přepracovává 90 % elektromagnetického záření na střední a vzdálené infračervené záření. Všechny tyto vlastnosti mají různé teploty.

Silné hvězdné větry ze dvou hvězd se srážejí ve zhruba kuželovité zóně WWC a vytvářejí teploty až100  MK na vrcholu mezi dvěma hvězdami. Tato zóna je zdrojem tvrdého rentgenového a gama záření v blízkosti hvězd. V blízkosti periastronu, jak sekundární brázdí stále hustší oblasti primárního větru, se kolidující větrná zóna zdeformuje do spirály táhnoucí se za Eta Carinae B.

Srážkový kužel větru a větru odděluje větry dvou hvězd. Pro 55–75° za sekundárem je slabý horký vítr typický pro hvězdy O nebo Wolf–Rayet. To umožňuje detekovat určité záření z Eta Carinae B a její teplotu lze odhadnout s určitou přesností kvůli spektrálním čarám, které pravděpodobně nebude produkovat žádný jiný zdroj. Ačkoli sekundární hvězda nebyla nikdy přímo pozorována, existuje široká shoda na modelech, kde má teplotu mezi 37 000 K a 41 000 K.

Ve všech ostatních směrech na druhé straně zóny střetu větru s větrem je vítr z Eta Carinae A, chladnější a asi 100krát hustší než vítr Eta Carinae B. Je také opticky hustá, zcela zakrývá vše, co se podobá skutečné fotosféře a vykresluje jakoukoli definici její teploty. Pozorovatelné záření pochází z pseudofotosféry, kde optická hustota větru klesá blízko nule, typicky měřená při určité Rosslandově hodnotě opacity, jako jsou 2 ⁄ 3 . Tato pseudofotosféra je pozorována jako prodloužená a teplejší podél předpokládané osy rotace.

Eta Carinae A se pravděpodobně objevila jako časný hyperobr B s teplotou mezi 20 000 K a 25 000 K v době jejího objevu Halleyem. Efektivní teplota určená pro povrch sférického opticky silného větru při několika stovkách  R _☉ by byla 9 400–15 000 K, zatímco teplota teoretického 60  R _☉ hydrostatického „jádra“ v optické hloubce 150 by byla 35 200 K. Efektivní teplota viditelného vnějšího okraje neprůhledného primárního větru je obecně považováno za 15 000–25 000 K na základě vizuálních a ultrafialových spektrálních prvků, o kterých se předpokládá, že jsou přímo od větru nebo odrážené přes Weigeltovy kuličky. Během velké erupce byla Eta Carinae A mnohem chladnější při teplotě kolem 5 000 K.

Homunculus obsahuje prach o teplotách pohybujících se od 150 K do 400 K. Toto je zdroj téměř veškerého infračerveného záření, které činí Eta Carinae tak jasným objektem na těchto vlnových délkách.

Dále se expandující plyny z Velké erupce srážejí s mezihvězdným materiálem a jsou ohřívány do okolí5 MK , produkující méně energetické rentgenové paprsky pozorované ve tvaru podkovy nebo prstence.

Velikost

Velikost dvou hlavních hvězd v systému Eta Carinae je obtížné přesně určit, protože žádnou hvězdu nelze vidět přímo. Eta Carinae B má pravděpodobně dobře definovanou fotosféru a její poloměr lze odhadnout z předpokládaného typu hvězdy. O supergiant o velikosti 933 000  L _☉ s teplotou 37 200 K má efektivní poloměr 23,6  R _☉ .

Velikost Eta Carinae A není ani dobře definována. Má opticky hustý hvězdný vítr, takže typická definice povrchu hvězdy, která je přibližně tam, kde se stává neprůhledným, poskytuje velmi odlišný výsledek, než kde by mohla být tradičnější definice povrchu. Jedna studie vypočítala poloměr 60  R _☉ pro horké „jádro“ 35 000 K v optické hloubce 150, blízko zvukového bodu nebo velmi přibližně to, co by se dalo nazvat fyzický povrch. V optické hloubce 0,67 by byl poloměr přes 800  R _☉ , což ukazuje na rozšířený opticky silný hvězdný vítr. Na vrcholu Velké erupce by poloměr, pokud je něco takového smysluplné během tak násilného vypuzení materiálu, byl kolem 1400  R _☉ , srovnatelný s největšími známými červenými veleobry , včetně VY Canis Majoris .

Velikosti hvězd by měly být porovnány s jejich orbitální separací, která je pouze kolem 250  R _☉ v periastronu. Akreční poloměr sekundárního vzduchu je kolem 60  R _☉ , což naznačuje silné narůstání v blízkosti periastronu vedoucí ke kolapsu sekundárního větru. Bylo navrženo, že počáteční zjasnění ze 4. magnitudy na 1. při relativně konstantní bolometrické svítivosti byl normální výbuch LBV, i když z extrémního příkladu této třídy. Pak doprovodná hvězda procházející rozšířenou fotosférou primární v periastronu spustila další zjasnění, zvýšení svítivosti a extrémní ztrátu hmoty Velké erupce.

Otáčení

Rychlosti rotace hmotných hvězd mají zásadní vliv na jejich vývoj a případnou smrt. Rychlost rotace hvězd Eta Carinae nelze změřit přímo, protože jejich povrchy nejsou vidět. Jednotlivé hmotné hvězdy se rychle otáčejí v důsledku brzdění silnými větry, ale existují náznaky, že Eta Carinae A i B jsou rychlé rotátory, až 90 % kritické rychlosti. Jeden nebo oba mohly být roztočeny binární interakcí, například akrecí na sekundární a orbitálním tažením na primární.

Erupce

Z Eta Carinae byly pozorovány dvě erupce, Velká erupce z poloviny 19. století a Malá erupce z roku 1890. Kromě toho studie odlehlých mlhovin naznačují alespoň jednu dřívější erupci kolem roku 1250 našeho letopočtu. Další erupce mohla nastat kolem roku 1550 našeho letopočtu, i když je možné, že materiál naznačující tuto erupci je ve skutečnosti z Velké erupce zpomalené srážkou se starší mlhovinou. Mechanismus vzniku těchto erupcí není znám. Není ani jasné, zda erupce zahrnují výbušné události nebo takzvané super-Eddingtonské větry, extrémní formu hvězdného větru zahrnující velmi vysokou ztrátu hmoty způsobenou zvýšením svítivosti hvězdy. Zdroj energie pro výbuchy nebo zvýšení svítivosti není také znám.

Teorie o různých erupcích musí počítat s: opakujícími se událostmi, nejméně třemi erupcemi různých velikostí; vyvržení 20  M _☉ nebo více bez zničení hvězdy; velmi neobvyklý tvar a rychlost expanze vyhazovaného materiálu; a světelná křivka během erupcí zahrnujících zvýšení jasu o několik velikostí v průběhu desetiletí. Nejlépe prozkoumanou událostí je Velká erupce. Stejně jako fotometrie během 19. století poskytují další informace o průběhu erupce i světelné ozvěny pozorované v 21. století, které ukazují zjasnění s několika vrcholy po dobu přibližně 20 let, po kterém následuje období plošiny v 50. letech 19. století. Světelné ozvěny ukazují, že odtok materiálu během fáze plošiny byl mnohem vyšší než před vrcholem erupce. Mezi možná vysvětlení erupcí patří: binární sloučení v tehdejším trojitém systému; přenos hmoty z Eta Carinae B během periastronních pasáží; nebo pulzační exploze párové nestability .

Vývoj

Eta Carinae je jedinečný objekt, který v současné době v žádné galaxii nemá žádné velmi blízké analogy. Proto je jeho budoucí vývoj vysoce nejistý, ale téměř jistě zahrnuje další ztrátu hmoty a případnou supernovu.

Eta Carinae A by začala život jako extrémně horká hvězda na hlavní posloupnosti, již tak vysoce svítivý objekt přes milion  L _☉ . Přesné vlastnosti by závisely na počáteční hmotnosti, která by měla být nejméně 150  M _☉ a možná mnohem vyšší. Typické spektrum při prvním formování by bylo O2If a hvězda by byla většinou nebo plně konvektivní kvůli fúzi cyklu CNO při velmi vysokých teplotách jádra. Dostatečně hmotné nebo diferenciálně rotující hvězdy procházejí tak silným promícháním, že zůstávají chemicky homogenní během spalování vodíku v jádru.

Jak postupuje spalování vodíku v jádru, velmi hmotná hvězda by se pomalu rozpínala a stávala se svítivější, stávala se modrým hyperobrem a nakonec LBV, zatímco by stále fúzovala vodík v jádru. Když je vodík v jádře vyčerpán po 2–2,5 milionech let, hoření vodíkového obalu pokračuje s dalším nárůstem velikosti a svítivosti, i když hoření vodíkového obalu v chemicky homogenních hvězdách může být velmi krátké nebo může chybět, protože celá hvězda by byla ochuzena o vodík. V pozdních fázích spalování vodíku je ztráta hmoty extrémně vysoká kvůli vysoké svítivosti a zvýšenému povrchovému množství helia a dusíku. Jakmile skončí spalování vodíku a začne spalování helia v jádře , hmotné hvězdy přecházejí velmi rychle do Wolf-Rayetova stádia s malým nebo žádným vodíkem, zvýšenými teplotami a sníženou svítivostí. Pravděpodobně v tomto bodě ztratili více než polovinu své původní hmotnosti.

Není jasné, zda fúze trojitého alfa helia začala v jádru Eta Carinae A. Elementární abundance na povrchu nelze přesně změřit, ale výrony uvnitř Homunculus jsou kolem 60 % vodíku a 40 % helia, s dusíkem zvýšeným na deset krát sluneční hladiny. To svědčí o probíhající vodíkové fúzi cyklu CNO.

Modely evoluce a smrti jednotlivých velmi hmotných hvězd předpovídají zvýšení teploty během spalování heliového jádra, přičemž vnější vrstvy hvězdy budou ztraceny. Stává se Wolf-Rayetovou hvězdou na dusíkové sekvenci , pohybující se z WNL do WNE, jak se ztrácí více vnějších vrstev, možná dosahuje spektrální třídy WC nebo WO, protože uhlík a kyslík z procesu trojitého alfa se dostanou na povrch. Tento proces by pokračoval s tavením těžších prvků, dokud se nevyvine železné jádro, v tomto okamžiku se jádro zhroutí a hvězda je zničena. Jemné rozdíly v počátečních podmínkách, v samotných modelech a zejména v rychlostech ztráty hmoty vytvářejí různé předpovědi pro konečný stav nejhmotnějších hvězd. Mohou přežít a stát se hvězdou zbavenou helia nebo se mohou zhroutit v dřívější fázi, zatímco si zachovají více svých vnějších vrstev. Nedostatek dostatečně svítivých hvězd WN a objev zjevných progenitorů supernov LBV také podnítil návrh, že určité typy LBV explodují jako supernova, aniž by se dále vyvíjely.

Eta Carinae je blízká dvojhvězda a to komplikuje vývoj obou hvězd. Kompaktní hmotní souputníci mohou odstraňovat hmotu z větších primárních hvězd mnohem rychleji, než by tomu bylo u jediné hvězdy, takže vlastnosti při kolapsu jádra mohou být velmi odlišné. V některých scénářích může sekundární nahromadit značnou hmotnost, čímž se urychlí její evoluce, a následně může být zbavena nyní kompaktní primárky Wolf-Rayet. V případě Eta Carinae sekundární jednoznačně způsobuje další nestabilitu v primárkách, což ztěžuje předvídat budoucí vývoj.

Potenciální supernova

Ohromující pravděpodobnost je, že další supernova pozorovaná v Mléčné dráze bude pocházet z neznámého bílého trpaslíka nebo anonymního červeného veleobra , velmi pravděpodobně ani neviditelného pouhým okem. Nicméně vyhlídka na supernovu pocházející z objektu tak extrémního, blízkého a dobře prozkoumaného, ​​jako je Eta Carinae, vzbuzuje velký zájem.

Jako jediná hvězda by hvězda původně asi 150krát hmotnější než Slunce typicky dosáhla kolapsu jádra jako Wolf -Rayetova hvězda během 3 milionů let. Při nízké metalicitě se mnoho hmotných hvězd zhroutí přímo do černé díry bez viditelné exploze nebo do subsvítivé supernovy a malá část vytvoří supernovu s párovou nestabilitou , ale při sluneční metalicitě a vyšší se očekává dostatečná hmotnost. ztráta před kolapsem umožňující viditelnou supernovu typu Ib nebo Ic . Pokud je v blízkosti hvězdy stále velké množství vyvrženého materiálu, šok vytvořený explozí supernovy dopadající na cirkumhvězdný materiál může účinně přeměnit kinetickou energii na záření , což má za následek superluminovou supernovu (SLSN) nebo hypernovu , několikrát svítivější než typická supernova kolapsu jádra a mnohem déle trvající. Vysoce masivní progenitory mohou také vyvrhnout dostatečné množství niklu , aby způsobily SLSN jednoduše z radioaktivního rozpadu . Výsledným zbytkem by byla černá díra, protože je vysoce nepravděpodobné, že by tak hmotná hvězda mohla někdy ztratit dostatečnou hmotu, aby její jádro nepřekročilo limit pro neutronovou hvězdu .

Existence masivního společníka přináší mnoho dalších možností. Pokud byla Eta Carinae A rychle zbavena svých vnějších vrstev, mohla by to být méně hmotná hvězda typu WC nebo WO, když bylo dosaženo kolapsu jádra. Výsledkem by byla supernova typu Ib nebo typu Ic kvůli nedostatku vodíku a možná i helia. Předpokládá se, že tento typ supernovy je původcem určitých tříd gama záblesků, ale modely předpovídají, že k nim běžně dochází pouze u méně hmotných hvězd.

Několik neobvyklých supernov a podvodníků bylo srovnáváno s Eta Carinae jako příklady jejího možného osudu. Jedním z nejpůsobivějších je SN 2009ip , modrý veleobr, který v roce 2009 prošel událostí podvodníka supernovy s podobností s velkou erupcí Eta Carinae, poté ještě jasnějším výbuchem v roce 2012, který pravděpodobně byl skutečnou supernovou. SN 2006jc, asi 77 milionů světelných let daleko v UGC 4904, v souhvězdí Lynx , také prošla v roce 2004 zjasněním podvodníka supernovy, po kterém následovala supernova typu Ib o velikosti 13,8, která byla poprvé spatřena 9. října 2006. Eta Carinae byla také porovnána na další možné podvodníky supernov jako SN 1961V a iPTF14hls a na supersvětelné supernovy jako SN 2006gy .

Možné účinky na Zemi

Typická supernova kolapsu jádra ve vzdálenosti Eta Carinae by vyvrcholila zdánlivou magnitudou kolem -4, podobně jako Venuše . SLSN by mohla být o pět magnitud jasnější, potenciálně nejjasnější supernova v zaznamenané historii (v současnosti SN 1006 ). Ve vzdálenosti 7500 světelných let od hvězdy je nepravděpodobné, že by přímo ovlivňovala pozemské formy života, protože budou chráněny před gama paprsky atmosférou a před některými dalšími kosmickými paprsky magnetosférou . Hlavní škody by byly omezeny na horní vrstvy atmosféry, ozónovou vrstvu , kosmické lodě, včetně satelitů a jakékoli astronauty ve vesmíru.

Přinejmenším jeden dokument předpokládá, že úplná ztráta ozónové vrstvy Země je pravděpodobným důsledkem blízké supernovy, což by vedlo k výraznému zvýšení UV záření dopadajícího na zemský povrch ze Slunce, ale to by vyžadovalo, aby typická supernova byla blíž. než 50 světelných let od Země a dokonce i potenciální hypernova by musela být blíže než Eta Carinae. Další analýza možného dopadu pojednává o jemnějších účincích neobvyklého osvětlení, jako je možná suprese melatoninu s výslednou nespavostí a zvýšeným rizikem rakoviny a deprese. Dochází k závěru, že supernova této velikosti by musela být mnohem blíže než Eta Carinae, aby měla jakýkoli typ většího dopadu na Zemi.

Neočekává se, že by Eta Carinae produkovala gama záblesk a její osa v současnosti není namířena blízko Země. Zemská atmosféra chrání své obyvatele před veškerým zářením kromě UV záření (je neprůhledné pro gama záření, které je nutné pozorovat pomocí vesmírných dalekohledů). Hlavní účinek by vyplýval z poškození ozonové vrstvy . Eta Carinae je příliš daleko na to, aby to dokázala, i kdyby vyvolala záblesk gama.

Viz také

• Seznamy astronomických objektů

Poznámky

Reference

externí odkazy

• Goddard Media Studios mise NASA Podívejte se na bezkonkurenční superstar Eta Carinae
• Fernández-Lajús, Eduardo. "Optické monitorování Eta Carinae" . Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Argentina.
• Profil Eta Carinae na Solstation
• Rentgenové monitorování od RXTE
• The 2003 Observing Campaign Archived 19. března 2006 na Wayback Machine
• Srovnávací tabulka AAVSO Archivováno 22. prosince 2019 na Wayback Machine
• ESO: Obrázek Eta Carinae v nejvyšším rozlišení včetně fotografií a animace