Эта Карина ( η Карина , сокращенно η Кар ), ранее известная как Эта Аргуса , представляет собой звездную систему, содержащую по крайней мере две звезды с совокупной светимостью, превышающей в пять миллионов раз светимость Солнца, расположенную примерно в 7500 световых годах (2300 парсеков ) от нас в созвездии Карина . Ранее звезда 4-й величины , она увеличилась в 1837 году, став ярче Ригеля , что ознаменовало начало ее так называемого «Великого извержения». Она стала второй по яркости звездой на небе между 11 и 14 марта 1843 года, прежде чем угаснуть значительно ниже видимости невооруженным глазом после 1856 года. Во время меньшего извержения она достигла 6-й величины в 1892 году, прежде чем снова угаснуть. Она постоянно увеличивалась с примерно 1940 года, став ярче 4,5-й величины к 2014 году.
При склонении −59° 41′ 04,26″ Эта Киля является околополярной из мест на Земле к югу от 30° южной широты (для справки, широта Йоханнесбурга составляет 26°12′ южной широты) и не видна севернее примерно 30° северной широты , чуть южнее Каира , который находится на широте 30°2′ северной широты.
Две главные звезды системы Эта Карина имеют эксцентричную орбиту с периодом 5,54 года. Первичная звезда — чрезвычайно необычная звезда, похожая на светящуюся голубую переменную (LBV). Первоначально ее масса составляла 150–250 M ☉ , из которых она уже потеряла не менее 30 M ☉ , и ожидается, что она взорвется как сверхновая в астрономически ближайшем будущем. Это единственная известная звезда, которая производит ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и также очень яркая, вероятно, спектрального класса O , примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно скрыта туманностью Гомункул , которая состоит из материала, выброшенного из первичной звезды во время Великого извержения. Она является членом рассеянного скопления Трамплер 16 внутри гораздо более крупной туманности Карина .
Хотя слабый метеорный поток Эта-Кариниды не связан со звездой и туманностью, его радиант находится очень близко к Эта-Карина.
Эта Киля была впервые зарегистрирована как звезда четвертой величины в XVI или XVII веке. Она стала второй по яркости звездой на небе в середине XIX века, прежде чем угаснуть ниже видимости невооруженным глазом. Во второй половине XX века она медленно становилась ярче, чтобы снова стать видимой невооруженным глазом, и к 2014 году снова стала звездой четвертой величины.
Нет никаких надежных свидетельств того, что Эта Карина наблюдалась или была зарегистрирована до XVII века, хотя голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой величины примерно в правильном положении около 1595–1596 годов, что было скопировано на небесные глобусы Петруса Планциуса и Йодокуса Хондиуса и на «Уранометрию» 1603 года Иоганна Байера . Независимый звездный каталог Фредерика де Хаутмана от 1603 года не включает Эта Карина среди других звезд четвертой величины в этом регионе. Самая ранняя твердая запись была сделана Эдмондом Галлеем в 1677 году, когда он записал звезду просто как Sequens (т. е. «следующую» относительно другой звезды) в новом созвездии Robur Carolinum . Его Catalogus Stellarum Australium был опубликован в 1679 году. [25] Звезда была также известна под обозначениями Байера Eta Roboris Caroli, Eta Argus или Eta Navis. [2] В 1751 году Николя-Луи де Лакайль дал звездам Argo Navis и Robur Carolinum единый набор греческих буквенных обозначений Байера в своем созвездии Арго и обозначил три области в пределах Арго с целью использования обозначений латинскими буквами три раза. Эта попала в килевую часть корабля, которая позже стала созвездием Карина . [26] Она не была общеизвестна как Eta Carinae до 1879 года, когда звездам Argo Navis наконец были даны эпитеты дочерних созвездий в Uranometria Argentina Гулда . [27]
Эта Карины находится слишком далеко на юге, чтобы быть частью традиционной китайской астрономии , основанной на особняках , но она была нанесена на карту, когда в начале 17-го века были созданы Южные астеризмы . Вместе с s Карины , λ Центавра и λ Муска , Эта Карины образует астеризм海山( Море и Гора ). [28] Эта Карины имеет названия Цин Ше (от китайского 天社 [мандаринский: tiānshè ] «Небесный алтарь») и Отверстие. Она также известна как海山二( Hǎi Shān èr , англ.: Вторая звезда моря и горы ). [29]
Галлей дал приблизительную видимую величину 4 на момент открытия, которая была рассчитана как величина 3,3 по современной шкале. Несколько возможных более ранних наблюдений предполагают, что Эта Карина не была значительно ярче этого на протяжении большей части 17-го века. [2] Дальнейшие спорадические наблюдения в течение следующих 70 лет показывают, что Эта Карина, вероятно, была около 3-й величины или слабее, пока Лакайль надежно не зарегистрировал ее как 2-ю величину в 1751 году. [2] Неясно, значительно ли менялась яркость Эта Карина в течение следующих 50 лет; есть отдельные наблюдения, такие как Уильям Берчелл при 4-й величине в 1815 году, но неизвестно, являются ли они просто повторными записями более ранних наблюдений. [2]
.png/1280px-Historical_visual_lightcurve_for_Eta_Carinae_(1686_-_2014).png)
В 1827 году Берчелл специально отметил необычную яркость Эта Карина на уровне 1-й величины и был первым, кто заподозрил, что ее яркость меняется. [2] Джон Гершель , который в то время находился в Южной Африке, провел подробную серию точных измерений в 1830-х годах, показав, что Эта Карина постоянно светила около 1,4 величины до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был поражен, увидев, что она стала ярче и немного затмила Ригель . [30] Это событие ознаменовало начало примерно 18-летнего периода, известного как Великое извержение. [2]
Эта Карина была еще ярче 2 января 1838 года, эквивалентная Альфе Центавра , прежде чем слегка потускнела в течение следующих трех месяцев. Гершель не наблюдал звезду после этого, но получил письмо от преподобного У. С. Маккея из Калькутты, который написал в 1843 году: «К моему великому удивлению я наблюдал в марте прошлого года (1843), что звезда Эта Аргус стала звездой первой величины, полностью такой же яркой, как Канопус , и по цвету и размеру очень похожей на Арктур ». Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что она достигла пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, затем начала тускнеть, затем стала ярче до яркости между Альфой Центавра и Канопусом между 24 и 28 марта, прежде чем снова потускнеть. [30] Большую часть 1844 года яркость была на полпути между Альфа Центавра и Бета Центавра , около величины +0,2, прежде чем снова стать ярче в конце года. В своей самой яркой точке в 1843 году она, вероятно, достигла видимой величины −0,8, затем −1,0 в 1845 году. [12] Пики в 1827, 1838 и 1843 годах, вероятно, произошли при прохождении периастра — точки, в которой две звезды находятся ближе всего друг к другу — двойной орбиты. [9] С 1845 по 1856 год яркость уменьшалась примерно на 0,1 величины в год, но с возможными быстрыми и большими колебаниями. [12]
В своих устных преданиях клан Буронг из народа Вергайя из озера Тиррелл , северо-западная Виктория, Австралия, рассказывал о красноватой звезде, которую они знали как Коллогуллурик Война / ˈ k ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr / « Старуха Ворона», жена Войны «Ворона» ( Канопуса ). [31] В 2010 году астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фрю из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Эта Киля во время ее Великого извержения в 1840-х годах. [32] С 1857 года яркость быстро уменьшалась, пока не стала ниже видимости невооруженным глазом к 1886 году. Было подсчитано, что это произошло из-за конденсации пыли в выброшенном материале, окружающем звезду, а не из-за внутреннего изменения светимости. [33]
Новое увеличение яркости началось в 1887 году, достигло пика около 6,2 величины в 1892 году, затем в конце марта 1895 года быстро угасло до около 7,5 величины. [2] Хотя есть только визуальные записи извержения 1890 года, было подсчитано, что Эта Киля претерпела 4,3 величины визуального вымирания из-за газа и пыли, выброшенных во время Великого извержения. Незатененная яркость была бы величиной 1,5–1,9, значительно ярче исторической величины. Несмотря на это, она была похожа на первую, даже почти совпадала с ее яркостью, но не с количеством выброшенного материала. [34] [35] [36]
Между 1900 и, по крайней мере, 1940 годами Эта Киля, по-видимому, установилась на постоянной яркости около 7,6 звездной величины, [2] но в 1953 году было отмечено, что она снова поярчала до 6,5 звездной величины. [37] Увеличение яркости продолжалось стабильно, но с довольно регулярными изменениями в несколько десятых звездной величины. [9]
В 1996 году вариации были впервые идентифицированы как имеющие период 5,52 года, [9] позже измеренный более точно в 5,54 года, что привело к идее двойной системы. Двойная теория была подтверждена наблюдениями радио, оптической и ближней инфракрасной лучевой скорости и изменениями профиля линии, которые в совокупности называются спектроскопическим событием , в предсказанное время прохождения периастра в конце 1997 и начале 1998 года. [38] В то же время произошел полный коллапс рентгеновского излучения, предположительно возникающего в зоне сталкивающихся ветров . [39] Подтверждение светящегося двойного компаньона значительно изменило понимание физических свойств системы Eta Carinae и ее изменчивости. [6]
Внезапное удвоение яркости наблюдалось в 1998–99 годах, что вернуло ее к видимости невооруженным глазом. Во время спектроскопического события 2014 года видимая визуальная величина стала ярче, чем величина 4,5. [40] Яркость не всегда меняется последовательно на разных длинах волн и не всегда точно следует 5,5-летнему циклу. [41] [42] Радио-, инфракрасные и космические наблюдения расширили охват Eta Carinae на всех длинах волн и выявили продолжающиеся изменения в распределении спектральной энергии . [43]
В июле 2018 года сообщалось, что Eta Carinae имеет самую сильную ударную волну столкновительного ветра в солнечной окрестности. Наблюдения со спутником NuSTAR дали гораздо более высокое разрешение данных, чем более ранний космический гамма-телескоп Fermi . 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 тому, который получен путем анализа спектра γ-излучения (гамма). [44] [45]
Как звезда четвертой величины, Эта Киля комфортно видна невооруженным глазом везде, кроме самых засвеченных небес в городских районах по шкале Бортла . [46] Ее яркость варьировалась в широких пределах, от второй по яркости звезды на небе в течение нескольких дней в 19 веке до значительно ниже видимости невооруженным глазом. Ее расположение около 60° ю.ш. в далеком южном небесном полушарии означает, что ее не могут увидеть наблюдатели в Европе и большей части Северной Америки.
Расположенная между Канопусом и Южным Крестом, [47] Эта Киля легко определяется как самая яркая звезда в пределах большой туманности Карина, видимой невооруженным глазом. В телескоп «звезда» обрамлена темной пылевой полосой «V» туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно не звездной. [48] Высокое 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 несколькими звездами 4-й и 5-й величины, тесно окружающими туманность.
Обнаруженный в 1961 году, слабый метеорный поток Эта Кариниды имеет радиант, очень близкий к Эта Карина. Происходящий с 14 по 28 января, поток достигает пика около 21 января. Метеорные потоки не связаны с телами за пределами Солнечной системы, что делает близость к Эта Карина просто совпадением. [49]
Сила и профиль линий в спектре Eta Carinae сильно изменчивы, но есть ряд постоянных отличительных черт. В спектре доминируют эмиссионные линии , обычно широкие , хотя линии с более высоким возбуждением перекрываются узким центральным компонентом от плотной ионизированной туманности, особенно Weigelt Blobs . Большинство линий показывают профиль P Cygni , но с крылом поглощения, намного слабее излучения. Широкие линии P Cygni типичны для сильных звездных ветров , с очень слабым поглощением в этом случае, поскольку центральная звезда сильно затемнена. Крылья электронного рассеяния присутствуют, но относительно слабые, что указывает на комковатый ветер. Линии водорода присутствуют и сильны, что показывает, 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 сильны, в то время как линии углерода не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабы, что указывает на сжигание водорода в ядре через цикл CNO с некоторым перемешиванием с поверхностью. Возможно, самой 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. [18] [50]
Самые ранние анализы спектра звезды представляют собой описания визуальных наблюдений с 1869 года, выдающихся линий излучения «C, D, b, F и основной зеленой линии азота». Линии поглощения явно описаны как невидимые. [51] Буквы относятся к спектральной нотации Фраунгофера и соответствуют H α , He I , [d] Fe II и H β . Предполагается, что конечная линия исходит от Fe II и находится очень близко к зеленой линии небулия , которая, как теперь известно, исходит от O III . [52]
Фотографические спектры 1893 года были описаны как похожие на звезду F5, но с несколькими слабыми эмиссионными линиями. Анализ по современным спектральным стандартам предполагает ранний спектральный тип F. К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий, с линиями поглощения, присутствующими, но в значительной степени скрытыми эмиссией. Этот спектральный переход от сверхгиганта F к сильной эмиссии характерен для новых , где выброшенный материал изначально излучает как псевдофотосфера , а затем спектр эмиссии развивается по мере его расширения и утончения. [52]
Спектр эмиссионных линий, связанный с плотными звездными ветрами, сохраняется с конца 19-го века. Отдельные линии показывают сильно различающиеся ширины, профили и доплеровские сдвиги , часто множественные компоненты скорости в пределах одной линии. Спектральные линии также показывают изменения со временем, наиболее сильные с периодом 5,5 лет, но также менее резкие изменения в течение более коротких и более длительных периодов, а также продолжающееся вековое развитие всего спектра. [53] [54] Спектр света, отраженного от Weigelt Blobs , и предположительно исходящего в основном от первичной звезды, похож на экстремальную звезду типа P Cygni HDE 316285 , которая имеет спектральный тип B0Ieq. [17]
Прямые спектральные наблюдения начались только после Великого извержения, но световые эхо от извержения, отраженные от других частей туманности Карина, были обнаружены с помощью 4-метрового телескопа Blanco Национальной оптической астрономической обсерватории США в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо . Анализ отраженных спектров показал, что свет был испущен, когда Эта Карина имела видСверхгигант G2-G5 с температурой 5000 К , примерно на 2000 К холоднее, чем ожидалось от других событий- самозванцев сверхновых . [55] Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после пиковой яркости Великого извержения спектр развил заметные профили P Cygni и молекулярные полосы CN , хотя это, скорее всего, из-за выброшенного материала, который мог сталкиваться с околозвездным материалом аналогично сверхновым типа IIn . [ 56]
Во второй половине 20-го века стали доступны визуальные спектры с гораздо более высоким разрешением. Спектр продолжал показывать сложные и сбивающие с толку особенности, при этом большая часть энергии от центральной звезды перерабатывалась в инфракрасный диапазон окружающей пылью, некоторое отражение света от звезды от плотных локализованных объектов в околозвездном веществе, но с очевидными особенностями высокой ионизации, указывающими на очень высокие температуры. Профили линий сложны и изменчивы, указывая на ряд особенностей поглощения и испускания на различных скоростях относительно центральной звезды. [57] [58]
5,5-летний орбитальный цикл производит сильные спектральные изменения в периастре, которые известны как спектроскопические события. Определенные длины волн излучения страдают от затмений, либо из-за фактического затмения одной из звезд, либо из-за прохождения в непрозрачных частях сложных звездных ветров. Несмотря на то, что их приписывают орбитальному вращению, эти события значительно различаются от цикла к циклу. Эти изменения стали сильнее с 2003 года, и обычно считается, что долгосрочные вековые изменения в звездных ветрах или ранее выброшенном материале могут быть кульминацией возвращения к состоянию звезды до ее Великого извержения. [42] [43] [59]
Ультрафиолетовый спектр системы Eta Carinae показывает множество линий излучения ионизированных металлов, таких как Fe II и Cr II , а также Lyman α (Ly α ) и континуум от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют существования источника с температурой не менее 37 000 К. [60]
Некоторые ультрафиолетовые линии Fe II необычайно сильны. Они возникают в сгустках Вайгельта и вызваны лазерным эффектом с низким коэффициентом усиления . Ионизированный водород между сгустком и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Ly α , которое проникает в сгусток. Сгусток содержит атомарный водород с небольшой примесью других элементов, включая железо, фотоионизированное излучением центральных звезд. Случайный резонанс (когда излучение по совпадению имеет подходящую энергию для накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Ly α накачивать ионы Fe + в определенные псевдометастабильные состояния , [61] создавая инверсию населенности , которая позволяет иметь место стимулированному излучению . [62] Этот эффект похож на мазерное излучение из плотных карманов, окружающих многие холодные сверхгигантские звезды, но последний эффект намного слабее в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, и Эта Киля является единственным явным примером обнаружения ультрафиолетового астрофизического лазера . Аналогичный эффект от накачки метастабильных состояний O I излучением Ly β также был подтвержден в качестве астрофизического УФ-лазера. [63]
Инфракрасные наблюдения Eta Carinae становятся все более важными. Подавляющее большинство электромагнитного излучения от центральных звезд поглощается окружающей пылью, а затем испускается в виде среднего и дальнего инфракрасного излучения, соответствующего температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти весь энергетический выход системы на длинах волн, которые не сильно подвержены межзвездному поглощению , что приводит к более точным оценкам светимости, чем у других чрезвычайно ярких звезд . Eta Carinae является самым ярким источником на ночном небе в среднем инфракрасном диапазоне. [64]
Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне показывают большую массу пыли при 100–150 К, что предполагает общую массу Гомункула в 20 солнечных масс ( M ☉ ) или более. Это намного больше предыдущих оценок, и считается, что все было выброшено за несколько лет во время Великого извержения. [8]
Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне могут проникать сквозь пыль с высоким разрешением, чтобы наблюдать особенности, которые полностью скрыты на визуальных длинах волн, хотя и не сами центральные звезды. Центральная область Гомункула содержит меньший Маленький Гомункул из извержения 1890 года, бабочку из отдельных комков и нитей из двух извержений и вытянутую область звездного ветра. [65]
Вокруг Эта Киля было обнаружено несколько источников рентгеновского и гамма-излучения , например 4U 1037–60 в 4-м каталоге Ухуру и 1044–59 в каталоге HEAO-2 . Самое раннее обнаружение рентгеновских лучей в районе Эта Киля было сделано ракетой Терьер-Сандхок, [66] за которым последовали наблюдения Ариэля 5 , [67] OSO 8 , [68] и Ухуру [69] .
Более подробные наблюдения были сделаны с помощью обсерватории Эйнштейна , [70] рентгеновского телескопа ROSAT , [71] Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA), [72] и рентгеновской обсерватории Chandra . Существует множество источников на различных длинах волн по всему спектру электромагнитного излучения высокой энергии: жесткое рентгеновское излучение и гамма-излучение в пределах 1 светового месяца от Eta Carinae; жесткое рентгеновское излучение из центральной области шириной около 3 световых месяцев; отчетливая частичная кольцевая структура «подковы» в рентгеновском излучении низкой энергии 0,67 парсека (2,2 световых года) в поперечнике, соответствующая главному ударному фронту от Великого извержения; диффузное рентгеновское излучение по всей площади Гомункула; и многочисленные уплотнения и дуги за пределами главного кольца. [73] [74] [75] [76]
Все высокоэнергетические излучения, 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. [77] Гамма-лучи с самой высокой энергией выше 100 МэВ , обнаруженные AGILE, показывают сильную изменчивость, в то время как гамма-лучи с более низкой энергией, наблюдаемые Fermi, показывают небольшую изменчивость. [73] [78]
Радиоизлучение наблюдалось от Eta Carinae в микроволновом диапазоне. Оно было обнаружено в линии H I длиной 21 см , но особенно тщательно изучалось в миллиметровом и сантиметровом диапазонах . В этом диапазоне были обнаружены линии рекомбинации водорода Masing (от объединения электрона и протона с образованием атома водорода). Излучение сосредоточено в небольшом неточечном источнике размером менее 4 угловых секунд и, по-видимому, в основном представляет собой свободно-свободное излучение (тепловое тормозное излучение ) ионизированного газа, что согласуется с компактной областью H II при температуре около 10 000 К. [79] Изображения с высоким разрешением показывают радиочастоты, исходящие из диска диаметром в несколько угловых секунд, шириной 10 000 астрономических единиц (AU) на расстоянии Eta Carinae. [80]
Радиоизлучение от Eta Carinae показывает непрерывное изменение силы и распределения в течение 5,5-летнего цикла. Линии H II и рекомбинации меняются очень сильно, при этом континуальное излучение (электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн) затрагивается меньше. Это показывает резкое снижение уровня ионизации водорода в течение короткого периода в каждом цикле, совпадающее со спектроскопическими событиями на других длинах волн. [80] [81]
Эта Киля находится в туманности Карина, гигантской области звездообразования в рукаве Карина–Стрелец Млечного Пути . Туманность является заметным невооруженным глазом объектом в южном небе, демонстрируя сложную смесь излучения, отражения и темной туманности. Известно, что Эта Киля находится на том же расстоянии, что и туманность Карина, и ее спектр можно увидеть отраженным от различных звездных облаков в туманности. [82] Внешний вид туманности Карина, и в частности области Замочной скважины, значительно изменился с тех пор, как она была описана Джоном Гершелем более 160 лет назад. [52] Считается, что это связано с уменьшением ионизирующего излучения от Эта Киля после Великого извержения. [83] До Великого извержения система Эта Киля вносила до 20% общего ионизирующего потока для всей туманности Карина, но теперь он в основном заблокирован окружающим газом и пылью. [82]
Эта Карины находится в рассеянных звездах рассеянного скопления Трамплер 16. Все остальные члены находятся значительно ниже видимости невооруженным глазом, хотя WR 25 — еще одна чрезвычайно массивная яркая звезда. [84] Трамплер 16 и его сосед Трамплер 14 — два доминирующих звездных скопления ассоциации Карина OB1 , расширенной группировки молодых ярких звезд с общим движением в пространстве. [85]
Эта Карина окружена и освещает туманность Гомункулус [86], небольшую эмиссионную и отражательную туманность, состоящую в основном из газа, выброшенного во время Великого извержения в середине 19 века, а также пыли, сконденсировавшейся из обломков. Туманность состоит из двух полярных долей, выровненных с осью вращения звезды, плюс экваториальная «юбка», все это вокруг18 дюймов в длину. [87] Более детальные исследования показывают множество мелких деталей: Маленький Гомункулус внутри главной туманности, вероятно, образовавшийся в результате извержения 1890 года; струя; тонкие потоки и узлы материала, особенно заметные в области юбки; и три капли Вайгельта — плотные газовые конденсации очень близко к самой звезде. [63] [88]
Считается, что доли Гомункула образовались почти полностью из-за первоначального извержения, а не сформированы или включают ранее выброшенный или межзвездный материал, хотя дефицит материала вблизи экваториальной плоскости позволяет некоторому более позднему звездному ветру и выброшенному материалу смешиваться. Таким образом, масса долей дает точную меру масштаба Великого извержения, с оценками в диапазоне от 12–15 M ☉ до 45 M ☉ . [8] [20] [89] Результаты показывают, что материал Великого извержения сильно сконцентрирован по направлению к полюсам; 75% массы и 90% кинетической энергии были высвобождены выше широты 45°. [90]
Уникальной особенностью Гомункула является способность измерять спектр центрального объекта на разных широтах с помощью отраженного спектра от разных частей долей. Они ясно показывают полярный ветер , где звездный ветер быстрее и сильнее на высоких широтах, что, как полагают, связано с быстрым вращением, вызывающим гравитационное осветление по направлению к полюсам. Напротив, спектр показывает более высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости. [91] Подразумевается, что внешняя оболочка Eta Carinae A не является сильно конвективной, поскольку это предотвратило бы гравитационное потемнение . Текущая ось вращения звезды, по-видимому, не в точности соответствует выравниванию Гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Eta Carinae B, которое также изменяет наблюдаемые звездные ветры. [92]
Расстояние до Eta Carinae было определено несколькими различными методами, что привело к общепринятому значению 2330 парсеков (7600 световых лет) с погрешностью около 100 парсеков (330 световых лет). [93] Расстояние до самой Eta Carinae не может быть измерено с помощью параллакса из-за окружающей ее туманности, но другие звезды в скоплении Trumpler 16, как ожидается, находятся на аналогичном расстоянии и доступны для параллакса. Gaia Data Release 2 предоставил параллакс для многих звезд, считающихся членами Trumpler 16, обнаружив, что четыре самые горячие звезды O-класса в регионе имеют очень похожие параллаксы со средним значением0,383 ± 0,017 угловых миллисекунд (мсд), что соответствует расстоянию2600 ± 100 парсеков . Это означает, что Эта Киля может быть более удаленной, чем считалось ранее, а также более яркой, хотя все еще возможно, что она не находится на том же расстоянии, что и скопление, или что измерения параллакса имеют большие систематические ошибки. [94]
Расстояния до звездных скоплений можно оценить, используя диаграмму Герцшпрунга-Рассела или диаграмму цвет-цвет для калибровки абсолютных величин звезд, например, подгонки главной последовательности или идентификации таких особенностей, как горизонтальная ветвь , и, следовательно, их расстояния от Земли. Также необходимо знать величину межзвездного поглощения для скопления, и это может быть сложно в таких регионах, как туманность Карина. [95] Расстояние в 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено из калибровки светимости звезд O-типа в Trumpler 16. [96] После определения аномальной поправки на покраснение к поглощению расстояние как до Trumpler 14, так и до Trumpler 16 было измерено на9500 ± 1000 световых лет (2900 ± 300 парсеков ). [97]
Известная скорость расширения туманности Гомункулус обеспечивает необычный геометрический метод измерения ее расстояния. Предполагая, что две доли туманности симметричны, проекция туманности на небо зависит от ее расстояния. Значения 2300, 2250 иДля Гомункула было получено значение 2300 парсеков , и Эта Карина, очевидно, находится на том же расстоянии. [93]
Звездная система Эта Карина в настоящее время является одной из самых массивных звезд , которые можно изучить очень подробно. До недавнего времени Эта Карина считалась самой массивной одиночной звездой, но бразильский астроном Аугусто Даминели в 1996 году [9] предположил, что система является двойной [9], и подтвердил это в 2005 году. [98] Обе звезды-компоненты в значительной степени скрыты околозвездным материалом, выброшенным из Эта Карина А, и основные свойства, такие как их температура и светимость, можно только предполагать. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке предполагают, что сама звезда может быть обнаружена, когда пыль от великого извержения наконец рассеется. [99]
Двойственная 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 компаньона, а моделирование сталкивающихся ветров и частичных «затмений» некоторых спектроскопических особенностей ограничило возможные орбиты. [14]
Период орбиты точно известен и составляет 5,539 года, хотя со временем он изменился из-за потери массы и аккреции. Между Великим извержением и меньшим извержением 1890 года орбитальный период, по-видимому, составлял 5,52 года, в то время как до Великого извержения он мог быть еще меньше, возможно, между 4,8 и 5,4 годами. [16] Орбитальное разделение известно только приблизительно, с большой полуосью 15–16 а.е. Орбита сильно эксцентрична, e = 0,9. Это означает, что разделение звезд варьируется от примерно 1,6 а.е., что аналогично расстоянию Марса от Солнца, до 30 а.е., что аналогично расстоянию Нептуна. [14]
Возможно, наиболее ценным применением точной орбиты для двойной звездной системы является прямое вычисление масс звезд. Для этого необходимо точно знать размеры и наклон орбиты. Размеры орбиты Eta Carinae известны лишь приблизительно, поскольку звезды нельзя наблюдать напрямую и по отдельности. Наклон был смоделирован в 130–145 градусов, но орбита все еще не известна достаточно точно, чтобы обеспечить массы двух компонентов. [14]
Эта Карина А классифицируется как светящаяся голубая переменная (LBV) из-за характерных спектральных и яркостных изменений. Этот тип переменных звезд характеризуется нерегулярными изменениями от высокотемпературного спокойного состояния до низкотемпературного вспышечного состояния при примерно постоянной светимости. LBV в спокойном состоянии лежат на узкой полосе нестабильности S Doradus , причем более яркие звезды более горячие. Во время вспышки все LBV имеют примерно одинаковую температуру, которая составляет около 8000 К. LBV в нормальной вспышке визуально ярче, чем в спокойном состоянии, хотя болометрическая светимость не меняется.
Событие, похожее на Великое извержение Эты Карины А, наблюдалось только у одной другой звезды в Млечном Пути — P Лебедя — и у нескольких других возможных LBV в других галактиках. Ни одно из них не кажется таким же сильным, как у Эты Карины. Неясно, является ли это чем-то, что испытывают лишь очень немногие из самых массивных LBV, чем-то, что вызвано близкой звездой-компаньоном, или очень короткой, но обычной 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 транзиентов, которые приближаются к яркости сверхновой. [8]
Эта Киля A не является типичной LBV. Она ярче любой другой LBV в Млечном Пути, хотя, возможно, сопоставима с другими самозваными сверхновыми, обнаруженными во внешних галактиках. В настоящее время она не лежит на полосе нестабильности S Doradus, хотя неясно, какова на самом деле температура или спектральный тип базовой звезды, и во время ее Великого извержения она была намного холоднее типичной вспышки LBV, со средним спектральным типом G. Извержение 1890 года могло быть довольно типичным для извержений LBV, со спектральным типом раннего F, и было подсчитано, что в настоящее время у звезды может быть непрозрачный звездный ветер, образующий псевдофотосферу с температурой 9000–10 000 К. [18] [ 21] [33]
Эта Карина B — массивная яркая горячая звезда, о которой мало что известно. По некоторым высоковозбуждающим спектральным линиям, которые не должны производиться первичной звездой, Эта Карина B считается молодой звездой O-типа . Большинство авторов предполагают, что это несколько эволюционировавшая звезда, такая как сверхгигант или гигант, хотя нельзя исключать и звезду Вольфа-Райе . [98]
Массы звезд трудно измерить, кроме как путем определения двойной орбиты. Эта Карина является двойной системой, но определенная ключевая информация об орбите точно неизвестна. Масса может быть строго ограничена и превышать 90 M ☉ из-за высокой светимости. [18] Стандартные модели системы предполагают массы 100–120 M ☉ [16] [100] [101] и 30–60 M ☉ [16] для первичной и вторичной звезд соответственно. Были предложены более высокие массы для моделирования энерговыделения и переноса массы Великого извержения, с общей массой системы более 250 M ☉ до Великого извержения. [16] Эта Карина А явно потеряла большую часть массы с момента своего образования, и считается, что изначально ее масса составляла 150–250 M ☉ , хотя она могла образоваться в результате двойного слияния. [102] [103] Массы 200 M ☉ для первичной и 90 M ☉ для вторичной наиболее подходящей модели с одним переносом массы для события Великого извержения. [16]
.jpg/1280px-ESO_-_The_Carina_Nebula_(by).jpg)
Потеря массы является одним из наиболее интенсивно изучаемых аспектов исследования массивных звезд. Проще говоря, рассчитанные скорости потери массы в лучших моделях звездной эволюции не воспроизводят наблюдаемые свойства эволюционировавших массивных звезд, таких как Вольфа-Райета, количество и типы сверхновых с коллапсом ядра или их предшественников. Чтобы соответствовать этим наблюдениям, модели требуют гораздо более высоких скоростей потери массы. Эта Карина А имеет одну из самых высоких известных скоростей потери массы, в настоящее время около 10 −3 M ☉ /год, и является очевидным кандидатом для изучения. [104]
Эта Карина А теряет много массы из-за своей чрезвычайной светимости и относительно низкой поверхностной гравитации. Ее звездный ветер полностью непрозрачен и выглядит как псевдофотосфера; эта оптически плотная поверхность скрывает любую истинную физическую поверхность звезды, которая может присутствовать. (При экстремальных скоростях потери лучистой массы градиент плотности поднятого материала может стать достаточно непрерывным, чтобы значимо дискретная физическая поверхность могла не существовать.) Во время Великого извержения скорость потери массы была в тысячу раз выше, около 1 M ☉ /год, поддерживаемая в течение десяти лет или более. Общая потеря массы во время извержения составила не менее 10–20 M ☉, и большая ее часть сейчас образует туманность Гомункул. Меньшее извержение 1890 года образовало Малую туманность Гомункул, намного меньшую и всего около 0,1 M ☉ . [17] Основная часть потери массы происходит в ветре с конечной скоростью около 420 км/с, но часть материала наблюдается на более высоких скоростях, до 3200 км/с, возможно, это материал, выдуваемый из аккреционного диска вторичной звездой. [105]
Эта Карина B, предположительно, также теряет массу через тонкий, быстрый звездный ветер, но это не может быть обнаружено напрямую. Модели излучения, наблюдаемого при взаимодействии ветров двух звезд, показывают скорость потери массы порядка 10 −5 M ☉ /год на скорости 3000 км/с, что типично для горячей звезды класса O. [75] Для части сильно эксцентричной орбиты она может фактически получать материал от первичной через аккреционный диск . Во время Великого извержения первичной, вторичная могла аккрецировать несколько M ☉ , производя сильные струи, которые сформировали биполярную форму туманности Гомункулус. [104]
Звезды системы Эта Карина полностью скрыты пылью и непрозрачными звездными ветрами, при этом большая часть ультрафиолетового и визуального излучения смещена в инфракрасную область. Общее электромагнитное излучение на всех длинах волн для обеих звезд в совокупности составляет несколько миллионов солнечных светимостей ( L ☉ ). [21] Лучшая оценка светимости главной звезды составляет 5 миллионов L ☉ , что делает ее одной из самых ярких звезд в Млечном Пути. Светимость Эта Карина B особенно неопределенна, вероятно, несколько сотен тысяч L ☉ и почти наверняка не более 1 миллиона L ☉ .
Наиболее примечательной особенностью Eta Carinae является ее гигантское извержение или событие самозванца сверхновой, которое произошло в первичной звезде и наблюдалось около 1843 года. За несколько лет оно произвело почти столько же видимого света, сколько слабый взрыв сверхновой, но звезда выжила. По оценкам, на пике яркости светимость достигала 50 миллионов L ☉ . [8] Другие самозванцы сверхновых были замечены в других галактиках, например, возможная ложная сверхновая SN 1961V в NGC 1058 [106] и предвзрывная вспышка SN 2006jc в UGC 4904 . [107]
После Великого извержения Эта Киля стала сама по себе затемняться выброшенным материалом, что привело к резкому покраснению. Это было оценено в четыре величины на визуальных длинах волн, что означает, что светимость после извержения была сопоставима со светимостью, когда она была впервые обнаружена. [108] Эта Киля все еще намного ярче в инфракрасных длинах волн, несмотря на предполагаемые горячие звезды за туманностью. Недавнее визуальное посветление, как полагают, в значительной степени вызвано уменьшением поглощения из-за истончения пыли или уменьшения потери массы, а не основным изменением светимости. [99]
До конца 20-го века предполагалось, что температура Eta Carinae превышает 30 000 K из-за наличия высоковозбуждающих спектральных линий, но другие аспекты спектра предполагали гораздо более низкие температуры, и были созданы сложные модели для учета этого. [109] Сейчас известно, что система Eta Carinae состоит по крайней мере из двух звезд, обе с сильными звездными ветрами и зоной ударного сталкивающегося ветра (столкновение ветра с ветром или WWC), встроенной в пылевую туманность, которая перерабатывает 90% электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный диапазон. Все эти особенности имеют разные температуры.
Мощные звездные ветры от двух звезд сталкиваются в приблизительно конической зоне WWC и создают температуру, достигающую100 МК в апексе между двумя звездами. Эта зона является источником жесткого рентгеновского и гамма-излучения вблизи звезд. Вблизи периастра, когда вторичный ветер прорывается через все более плотные области первичного ветра, зона сталкивающихся ветров искажается в спираль, тянущуюся за Eta Carinae B. [110]
Конус столкновения ветра с ветром разделяет ветры двух звезд. На расстоянии 55–75° позади вторичной звезды существует тонкий горячий ветер, типичный для звезд O или Вольфа-Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение от Eta Carinae B, и ее температуру можно оценить с некоторой точностью благодаря спектральным линиям, которые вряд ли могут быть получены каким-либо другим источником. Хотя вторичная звезда никогда не наблюдалась напрямую, существует широко распространенное согласие относительно моделей, где ее температура находится в диапазоне от 37 000 К до 41 000 К. [6]
Во всех других направлениях по другую сторону зоны столкновения ветра-ветра есть ветер от Eta Carinae A, более холодный и примерно в 100 раз плотнее, чем ветер Eta Carinae B. Он также оптически плотный, полностью заслоняя все, что напоминает истинную фотосферу, и делая любое определение его температуры спорным. Наблюдаемое излучение исходит из псевдофотосферы, где оптическая плотность ветра падает почти до нуля, обычно измеряемого при определенном значении непрозрачности Россланда, таком как 2 ⁄ 3 . Эта псевдофотосфера, как наблюдается, вытянута и горячее вдоль предполагаемой оси вращения. [111]
Эта Карины А, вероятно, появилась как ранний гипергигант класса B с температурой от 20 000 К до 25 000 К во время ее открытия Галлеем. Эффективная температура , определенная для поверхности сферического оптически толстого ветра на расстоянии нескольких сотен R ☉, составит 9 400–15 000 К, в то время как температура теоретического гидростатического «ядра» с радиусом 60 R ☉ и оптической глубиной 150 составит 35 200 К. [21] [43] [99] [112] Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного первичного ветра обычно рассматривается как составляющая 15 000–25 000 К на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, предположительно исходящих непосредственно от ветра или отраженных через пятна Вайгельта. [8] [17] Во время большого извержения Эта Киля А была намного холоднее, около 5000 К. [55]
Гомункулус содержит пыль при температурах от 150 К до 400 К. Это источник почти всего инфракрасного излучения, которое делает Эта Киля таким ярким объектом на этих длинах волн. [8]
Дальше расширяющиеся газы от Великого извержения сталкиваются с межзвездным веществом и нагреваются примерно до5 MK , производя менее энергичные рентгеновские лучи, видимые в форме подковы или кольца. [113] [114]
Размер двух главных звезд в системе Eta Carinae трудно определить точно, поскольку ни одна из звезд не видна напрямую. Eta Carinae B, вероятно, имеет хорошо выраженную фотосферу, а ее радиус можно оценить по предполагаемому типу звезды. Сверхгигант O с массой 933 000 L ☉ и температурой 37 200 К имеет эффективный радиус 23,6 R ☉ . [5]
Размеры Eta Carinae A даже не определены достаточно хорошо. У нее оптически плотный звездный ветер, поэтому типичное определение поверхности звезды, приблизительно там, где она становится непрозрачной, дает совсем другой результат, чем более традиционное определение поверхности. Одно исследование вычислило радиус 60 R ☉ для горячего «ядра» 35 000 К на оптической глубине 150, около звуковой точки или очень приблизительно того, что можно было бы назвать физической поверхностью. На оптической глубине 0,67 радиус будет более 800 R ☉ , что указывает на протяженный оптически плотный звездный ветер. [18] На пике Великого извержения радиус, насколько это вообще имеет смысл во время такого сильного выброса материала, был бы около 1400 R ☉ , что сопоставимо с крупнейшими известными красными сверхгигантами , включая VY Canis Majoris . [115]
Размеры звезд следует сравнивать с их орбитальным разделением, которое составляет всего около 250 R ☉ в периастре. Радиус аккреции вторичной звезды составляет около 60 R ☉ , что предполагает сильную аккрецию вблизи периастра, приводящую к коллапсу вторичного ветра. [16] Было высказано предположение, что первоначальное увеличение яркости от 4-й величины до 1-й при относительно постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой LBV, хотя и от экстремального примера класса. Затем звезда-компаньон, проходящая через расширенную фотосферу первичной звезды в периастре, спровоцировала дальнейшее увеличение яркости, увеличение светимости и экстремальную потерю массы Великого извержения. [115]
Скорости вращения массивных звезд оказывают решающее влияние на их эволюцию и возможную смерть. Скорость вращения звезд Eta Carinae нельзя измерить напрямую, поскольку их поверхности не видны. Одиночные массивные звезды быстро замедляют вращение из-за торможения их сильными ветрами, но есть намеки на то, что и Eta Carinae A, и B являются быстрыми вращателями, со скоростью до 90% от критической. Одна или обе могли быть раскручены двойным взаимодействием, например, аккрецией на вторичную звезду и орбитальным торможением на первичной звезде. [92]
Два извержения наблюдались у Эты Киля, Великое извержение середины 19 века и Малое извержение 1890 года. Кроме того, исследования отдаленных туманностей предполагают по крайней мере одно более раннее извержение около 1250 года нашей эры. Дальнейшее извержение могло произойти около 1550 года нашей эры, хотя возможно, что материал, указывающий на это извержение, на самом деле из Великого извержения, замедленного столкновением с более старой туманностью. [116] Механизм, вызывающий эти извержения, неизвестен. Неясно даже, связаны ли извержения с взрывными событиями или так называемыми супер-Эддингтоновскими ветрами, экстремальной формой звездного ветра , включающей очень высокую потерю массы, вызванную увеличением светимости звезды. Источник энергии для взрывов или увеличения светимости также неизвестен. [117]
Теории о различных извержениях должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере три извержения разных размеров; выброс 20 M ☉ или более без разрушения звезды; крайне необычную форму и скорость расширения выброшенного материала; и кривую блеска во время извержений, включающую увеличение яркости на несколько величин в течение десятилетий. Наиболее изученным событием является Великое извержение. Наряду с фотометрией в 19 веке, световые эхо, наблюдаемые в 21 веке, дают дополнительную информацию о ходе извержения, показывая усиление яркости с несколькими пиками в течение приблизительно 20 лет, за которым последовал период плато в 1850-х годах. Световые эхо показывают, что отток материала во время фазы плато был намного выше, чем до пика извержения. [117] Возможные объяснения извержений включают: двойное слияние в том, что тогда было тройной системой; [118] перенос массы от Eta Carinae B во время прохождений периастра; [16] или взрыв пульсационной парной нестабильности . [117]
.png/1280px-Eta_Carinae_lightcurve_at_multiple_wavelengths_(1987_-_2014).png)
Эта Карина — уникальный объект, не имеющий близких аналогов, известных в настоящее время ни в одной галактике. Поэтому его будущая эволюция крайне неопределенна, но почти наверняка включает в себя дальнейшую потерю массы и возможную сверхновую. [119]
Эта Карина А могла бы начать свою 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, была не менее 150 M ☉ и, возможно, намного выше. Типичный спектр при первом формировании будет O2If, и звезда будет в основном или полностью конвективной из-за синтеза цикла CNO при очень высоких температурах ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются такому сильному перемешиванию, что они остаются химически однородными во время горения водорода в ядре. [82]
По мере того, как горение водорода в ядре прогрессирует, очень массивная звезда будет медленно расширяться и становиться более яркой, превращаясь в голубого гипергиганта и в конечном итоге в LBV, продолжая при этом синтезировать водород в ядре. Когда водород в ядре истощается через 2–2,5 миллиона лет, горение водородной оболочки продолжается с дальнейшим увеличением размера и светимости, хотя горение водородной оболочки в химически однородных звездах может быть очень кратковременным или отсутствовать, поскольку вся звезда станет истощенной водородом. На поздних стадиях горения водорода потеря массы чрезвычайно высока из-за высокой светимости и повышенного поверхностного содержания гелия и азота. Когда горение водорода заканчивается и начинается горение гелия в ядре , массивные звезды очень быстро переходят в стадию Вольфа-Райе с небольшим количеством водорода или без него, повышенной температурой и сниженной светимостью. Вероятно, к этому моменту они потеряли более половины своей первоначальной массы. [120]
Неясно, начался ли в ядре Eta Carinae A тройной альфа- гелиевый синтез. Элементное содержание на поверхности не может быть точно измерено, но выбросы внутри Homunculus содержат около 60% водорода и 40% гелия, а азот в десять раз превышает солнечный уровень. Это свидетельствует о продолжающемся водородном синтезе цикла CNO. [121]
Модели эволюции и смерти отдельных очень массивных звезд предсказывают повышение температуры во время горения гелиевого ядра, при этом внешние слои звезды теряются. Она становится звездой Вольфа-Райе на азотной последовательности , переходя от WNL к WNE по мере потери большего количества внешних слоев, возможно, достигая спектрального класса WC или WO, когда углерод и кислород из тройного альфа-процесса достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться с более тяжелыми элементами, сливающимися до тех пор, пока не разовьется железное ядро, в этот момент ядро коллапсирует, и звезда разрушается. Тонкие различия в начальных условиях, в самих моделях и, особенно, в скоростях потери массы, дают разные прогнозы для конечного состояния самых массивных звезд. Они могут выжить, чтобы стать звездой, лишенной гелия, или они могут коллапсировать на более ранней стадии, сохраняя при этом большую часть своих внешних слоев. [122] [123] [124] Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие явных предшественников сверхновых LBV также подтолкнули к предположению, что определенные типы LBV взрываются как сверхновые без дальнейшей эволюции. [125]
Эта Карина — тесная двойная звезда, и это усложняет эволюцию обеих звезд. Компактные массивные компаньоны могут отбирать массу у более крупных первичных звезд гораздо быстрее, чем это произошло бы у одиночной звезды, поэтому свойства при коллапсе ядра могут сильно отличаться. В некоторых сценариях вторичная звезда может накапливать значительную массу, ускоряя свою эволюцию, и, в свою очередь, быть отнятой теперь уже компактной первичной звездой Вольфа-Райе. [126] В случае Эта Карина вторичная звезда явно вызывает дополнительную нестабильность в первичной, что затрудняет прогнозирование будущих событий.
Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, возникнет из неизвестного белого карлика или анонимного красного сверхгиганта , весьма вероятно, даже не видимого невооруженным глазом. [127] Тем не менее, перспектива возникновения сверхновой из столь экстремального, близкого и хорошо изученного объекта, как Эта Карина, вызывает большой интерес. [128]
Как одиночная звезда, звезда, изначально примерно в 150 раз массивнее Солнца, обычно достигает коллапса ядра как звезда Вольфа-Райе в течение 3 миллионов лет. [122] При низкой металличности многие массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру без видимого взрыва или в субяркую сверхновую, а небольшая часть образует парно-нестабильную сверхновую , но при солнечной металличности и выше ожидается достаточная потеря массы перед коллапсом, чтобы позволить видимую сверхновую типа Ib или Ic . [129] Если вблизи звезды все еще находится большое количество выброшенного материала, ударная волна, образованная взрывом сверхновой, воздействующая на околозвездный материал, может эффективно преобразовать кинетическую энергию в излучение , что приводит к образованию сверхъяркой сверхновой (SLSN) или гиперновой , в несколько раз более яркой, чем типичная сверхновая с коллапсом ядра, и гораздо более продолжительной. Очень массивные прародители могут также выбросить достаточно никеля , чтобы вызвать SLSN просто из-за радиоактивного распада . [130] Полученный остаток будет черной дырой, поскольку крайне маловероятно, что такая массивная звезда когда-либо потеряет достаточно массы, чтобы ее ядро не превысило предел для нейтронной звезды . [131]
Существование массивного компаньона открывает много других возможностей. Если Eta Carinae A быстро лишилась своих внешних слоев, она могла бы быть менее массивной звездой типа WC или WO, когда был достигнут коллапс ядра. Это привело бы к сверхновой типа Ib или типа Ic из-за отсутствия водорода и, возможно, гелия. Этот тип сверхновой, как полагают, является источником определенных классов гамма-всплесков, но модели предсказывают, что они обычно происходят только в менее массивных звездах. [122] [126] [132]
Несколько необычных сверхновых и самозванцев сравнивали с Этой Киля в качестве примеров ее возможной судьбы. Одним из самых убедительных является SN 2009ip , голубой сверхгигант, который в 2009 году пережил событие самозванца сверхновой , похожее на Великое извержение Эты Киля, а затем еще более яркую вспышку в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. [133] SN 2006jc, находящаяся на расстоянии около 77 миллионов световых лет от нас в UGC 4904 в созвездии Рыси , также подверглась вспышке самозваной сверхновой в 2004 году, за которой последовала сверхновая величиной 13,8 типа Ib, впервые замеченная 9 октября 2006 года. Эта Киля также сравнивалась с другими возможными самозваными сверхновыми, такими как SN 1961V и iPTF14hls , а также со сверхъяркими сверхновыми, такими как SN 2006gy .
Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Эта Карина будет иметь пик видимой величины около −4, подобно Венере . SLSN может быть на пять величин ярче, потенциально самая яркая сверхновая в зарегистрированной истории (в настоящее время SN 1006 ). На расстоянии 7500 световых лет от звезды она вряд ли напрямую повлияет на земные формы жизни, поскольку они будут защищены от гамма-лучей атмосферой, а от некоторых других космических лучей — магнитосферой . Основной ущерб будет ограничен верхними слоями атмосферы, озоновым слоем , космическими аппаратами, включая спутники , и любыми астронавтами в космосе.
По крайней мере, в одной статье прогнозируется, что полная потеря озонового слоя Земли является вероятным следствием близлежащей сверхновой, что приведет к значительному увеличению ультрафиолетового излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца, но для этого типичная сверхновая должна находиться ближе, чем в 50 световых годах от Земли, и даже потенциальная гиперновая должна быть ближе, чем Эта Карина. [134] В другом анализе возможного воздействия обсуждаются более тонкие эффекты необычного освещения, такие как возможное подавление мелатонина с последующей бессонницей и повышенным риском рака и депрессии. В нем делается вывод, что сверхновая такой величины должна быть намного ближе, чем Эта Карина, чтобы оказать какое-либо серьезное воздействие на Землю. [135]
Ожидается, что Eta Carinae не произведет гамма-всплеск, и ее ось в настоящее время не направлена близко к Земле. [135] Атмосфера Земли защищает ее жителей от всего излучения, кроме ультрафиолетового света (она непрозрачна для гамма-лучей, которые необходимо наблюдать с помощью космических телескопов). Основной эффект будет вызван повреждением озонового слоя . Eta Carinae слишком далека, чтобы сделать это, даже если она действительно произведет гамма-всплеск. [136] [137]
